Neptún

Context: Pomenovanie Krátko po svojom objavení bol Neptún označovaný ako „planéta za Uránom“, alebo ako „La Verrierova planéta“. Prvý návrh na pomenovanie prišiel od Galleho. Navrhol meno Janus . Anglický astronóm Challis navrhol meno Oceanus . Arago vo Francúzsku podal návrh Leverrier , ktorý sa však mimo Francúzska stretol so silným odporom. Francúzske almanachy preto rýchlo predstavili meno pre Urán ako Herschel a Neptún ako Leverrier . La Verrier definitívne cez úrady presadil meno Neptún. Čoskoro sa toto pomenovanie stalo medzinárodne akceptovaným. V rímskej mytológii bol Neptún bohom mora, ktorý zodpovedal gréckemu bohu Poseidónovi. Mytologické meno má súvis s názvoslovím ostatných planét, ktoré okrem Urána boli pomenované v antike. Meno planéty je prekladané ako „hviezda kráľa morí“ v čínštine, kórejčine, japončine a vietnamčine (海王星 v čínskych znakoch, 해왕성 v kórejčine). V Indii je pomenovaná ako Varuna (Devanagari). Je to boh morí v hindskej mytológii, ekvivalent Poseidóna a Neptúna v grécko-rímskej mytológii. Prvýkrát od objavenia v roku 1846 obehol Neptún okolo Slnka len v roku 2011 – jeho doba obehu okolo Slnka je 165 pozemských rokov.


Titan (mesiac)

Context: Výskum sondami Titan bol skúmaný sondami Pioneer 11, Voyager 1 a Voyager 2. Všetky tri menované sondy ale okolo neho len preleteli a navyše nedokázali so svojimi prístrojmi preniknúť cez jeho atmosféru. Cassini-Huygens V rokoch 2004-2017 prebiehal výskum prostredníctvom misie Cassini-Huygens. Cassini bola sonda na obežnej dráhe okolo Saturna a Huygens je pristávacie puzdro, ktoré priletelo k Saturnu v spojení so sondou Cassini. Jeho úlohou bolo pristáť na povrchu Titanu. Sonda Cassini zostala obiehať okolo Saturna, ale počas misie mnohokrát blízko preletela okolo tohto mesiaca. Zaznamenávala sezónne zmeny na Titane počas celého jeho "polroka" odvodeného od obežnej doby Saturna okolo Slnka (30 rokov). Študovala postupnú premenu mesiaca od zimy na jeho severnej pologuli až po jej leto. Prieskum v rokoch 2004 – 2005 Sonda Cassini bola navedená na obežnú dráhu Saturna 1. júla 2004 a 2. júla sa sonda po prvýkrát priblížila k Titanu. Preletela okolo neho vo vzdialenosti , neskôr však absolvovala množstvo ďalších a tesnejších priblížení. 26. októbra minula sonda Cassini mesiac vo vzdialenosti . Na Zem prišli prvé detailné snímky, spektrá a radarové údaje. 19. novembra sa uskutočnila kontrola pripravenosti na uvoľnenie puzdra Huygens, ktoré sa malo odpojiť od sondy a samostatne pristáť na povrchu mesiaca. 23. novembra prebehla posledná previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskutočnil ďalší prelet okolo Titanu s najväčším priblížením . Súbor:Titansurface-2-hi-1-.jpg|vľavo|náhľad|Umelecká predstava o pristávaní sondy Huygens na povrchu Titanu Dňa 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 28. decembra sonda Cassini previedla úhybný manéver, ktorý jej zaistil tretí prelet okolo Titanu, tentoraz vo vzdialenosti . V piatok 14. januára 2005 na povrchu Titanu hladko pristála sonda Huygens. Ide o dosiaľ najvzdialenejšie pristátie umelej sondy v dejinách, operácia prebiehala takmer 10 astronomických jednotiek od Zeme. Prvá snímka z Huygensu zachytávajúca krajinu z výšky asi , na ktorej vyniká sústava tmavých kľukatých kaňonov pripomínajúcich riečne meandre, bola predstavená ešte v deň pristátia. Počas preletu 15. februára 2005, kedy sonda Cassini minula Titan vo vzdialenosti , kamery sondy a ďalšie vedecké prístroje začali jeho podrobný výskum. Na získaných snímkach boli po prvýkrát objavené impaktné krátery na Titane. Počas štvrtého cieleného preletu (kvôli ktorému sa upravovala dráha sondy) sa vykonávalo meranie vyžarovania ovzdušia v emisných čiarach dusíka a uhlíka, získavali sa ďalšie detailné snímky povrchových útvarov, prístroj VIMS pozoroval vývoj oblačnosti a ďalších prechodných javov, skúmali sa parametre plazmy v okolí mesiaca, elektrónová teplota, interakcia medzi magnetosférou a ionosférou a hľadali sa búrkové javy. 16. apríla 2005 bol po prvýkrát použitý spektrometer INMS, ktorý zmeral hustotu neutrálnych častíc a iónov atmosféry Titanu počas piateho cieleného preletu sondy. 22. augusta sonda absolvovala ďalší cielený prelet, počas ktorého sa podarilo získať údaje o teplote, tlaku a obsahu aerosólov v jeho atmosfére. Ďalšie merania v priebehu stretnutia vykonával magnetometer MAG, kamery ISS – snímkovanie južnej oblasti pod regiónom Xanadu, UVIS, analyzátor prachu CDA a iné. V dobe najväčšieho priblíženia optické prístroje snímkovali oblasť okolo južného pólu. Ďalší, v poradí už siedmy cielený prelet okolo Titanu sa konal 7. septembra 2005. Počas preletu sa uskutočnili radarové merania. 13. septembra bolo oznámené, že došlo k strate podstatného objemu vedeckých údajov z preletu okolo Titanu. Príčinou boli jednak prevádzkové problémy na sledovacej stanici DSN a jednak softvérová chyba na palube sondy. Súbor:PIA08391 Epimetheus, Rings and Titan.jpg|náhľad|Snímka z apríla 2006 poskytuje pohľad na prstence Saturna, ktoré čiastočne prekrývajú mesiac Titan. Nad prstencami sa nachádza ďalší mesiac, malý Epimetheus. Prieskum v rokoch 2006 – 2007 Počas šestnásteho preletu okolo Titanu (2. júla 2006) sonda skúmala mesiac prístrojmi VIMS, ktorý v priebehu približovania získaval údaje pre globálnu mapu, CIRS, ktorý skúmal aerosóly v atmosfére, ISS, ktorý pátral po búrkových javoch, MAPS, ktorý zisťoval pôsobenie mesiaca na magnetosféru Saturna, a UVIS, ktorý vykonával ultrafialové merania. Radar na palube sondy poskytol zreteľný dôkaz existencie uhľovodíkových jazier na Titane. Na radarových záberoch sa našlo množstvo tmavých škvŕn, pričom niektoré sú napojené na sústavu kanálov. 21. júla prebehol najbližší prelet okolo Titanu vo vzdialenosti , ktorý zmenil sklon dráhy sondy. Hlavným bodom programu preletu bola radarová sondáž krajín okolo severného pólu mesiaca. Počas preletu bola nameraná vyššia hustota atmosféry, ako sa očakávalo. Pomocou merania zákrytu hviezd za Titanom sa tiež zisťoval detailný profil termosféry mesiaca. 7. septembra došlo k ďalšiemu cielenému preletu okolo Titanu s najväčším priblížením vo výške . Počas príletu hľadala kamera ISS búrkové javy a polárne žiary, zatiaľ čo spektrometer VIMS sa sústredil na mapovanie a fotometrické meranie Titanu. Počas preletu robil spektrometer VIMS snímky vo vizuálnom a infračervenom obore v rozsahu od globálnych záberov po veľmi podrobné detaily. 9. októbra sa uskutočnil ďalší blízky prelet okolo Titanu (výška ), pričom sa radarom intenzívne skúmali miesta okolo severného pólu, kde sa predpokladajú uhľovodíkové jazerá. Na snímkach z preletu 25. novembra 2006 bolo objavené zatiaľ najvyššie pohorie na Titane. 3. januára 2007 potvrdila skupina starajúca sa o údaje z radaru sondy, že na Titane sú jazerá naplnené tekutým metánom. 12. januára prebehol ďalší prelet okolo Titanu spojený s mapovaním jeho povrchu. Celkove sa sonda stretla s Titanom v roku 2007 17-krát. 22. februára sonda absolvovala 25. prelet okolo Titanu, počas ktorého prebiehali radarové merania. Mapujúci spektrometer VIMS urobil prvé zábery na najvyššej oblasti severnej pologule mesiaca. Prieskum v rokoch 2008 – 2009 V lete 2008 sa sonde Cassini podarilo dokázať prvú existenciu tekutého jazera ( Ontario ) a o rok neskôr našla definitívny dôkaz takéhoto jazera aj na severnej pologuli. V roku 2009 začala na severnej pologuli Titanu jar. Sonda Cassini pozorovala odrazy slnečného svetla od hladiny najväčšej kvapalnej plochy na mesiaci, Kraken Mare . Vďaka tomu vo vysokom rozlíšení pozorovala jeho ostrovy a pobrežie. Zistilo sa, že more sa skladá z dvoch paniev prepojených 40 km dlhou úžinou. V júni sonda merala hĺbku jazera Ontário radarom. 26. decembra 2009 sonda Casisni preletela nad Titanom vo výške 955 km. Okrem sledovania sezónnych zmien na jazerách a moriach pozorovala aj sezónne zmeny atmosféry v polárnej oblasti. Dážď a sneh nad sledovacou stanicou v Madride však spôsobili čiastočnú stratu údajov z tohto preletu. Prieskum v rokoch 2010 – 2011 12. januára 2010 sa uskutočnil ďalší cielený prelet vo výške 1 073 km. Počas neho sa skúmal odpar jazera Ontario Lacus . Prístroj INMS toho do hĺbky skúmal atmosféru južnej časti mesiaca a hľadal sezónne zmeny. Merali aj prístroje CAPS a spektrometer CIRS, ktorý skúmal teplotu povrchu, stratosféru a analyzoval prvky a zlúčeniny. Sledovala sa aj oblačnosť, vytvárala sa mozaika rovníkového pásma medzi 160 a 270° geografické dĺžky s rozlíšením 25 až 30 km/pixel. Prístroj MIMI skúmal energetické ióny a elektróny vstupujúce do atmosféry Titanu. Zariadenie RPWS meralo termálnu plazmu a skúmalo vzájomné interakcie medzi magnetosférami Titanu a Saturnu. Umelecká predstava sondy Cassini prelietajúcej nad Titanom 28. januára sonda absolvovala ďalší blízky prelet, počas ktorého jej kamery snímkovali povrch s vysokým rozlíšením. Skúmalo sa aj zloženie atmosféry a oblačnosť. V tomto roku tiež došlo k definitívnemu predĺženiu misie sondy až do roku 2017. Na základe januárových aj minuloročných radarových meraní hĺbok jazera Ontário sa ukázalo, že táto kvapalná plocha je veľmi plytká. Jeho priemerná hĺbka sa pohybuje od 0,4 do 3 metrov a najväčšia dosahuje 7 metrov. V marci a apríli sonda sledovala oblačnosť a prechody iných mesiacov pred Titanom. Uskutočnili sa aj mapovania mesiaca v globálnom meradle a profil atmosféry. V prvých mesiacoch roka 2011 bol Titan skúmaný prevažne z diaľky a zaznamenávala sa jeho oblačnosť, pri vzdialenom prelete 28. februára aj magnetické pole Saturna v jeho blízkosti. Meralo sa aj gravitačné pole. Májové snímkovanie pri prelete vo vzdialenosti 1873 km sa snažilo zachytiť prípadné sezónne zmeny pred a po rovnodennosti na mesiaci. V júni sonda sústredila pozornosť na oblasť Xanadu . Dlhodobé mapovanie zistilo, že niektoré výrazné povrchové útvary počas mnohoročného pozorovania sondou zmenili svoju polohu až o 30 km. Ide o ďalšiu skutočnosť podporujúcu existenciu kvapalného oceánu, na ktorom by tieto útvary spolu s mesačnou kôrou plávali. Na základe toho predstavitelia NASA začali uvažovať o rozšírení prieskumu Titanu ďalšou sondou. V ďalších mesiacoch roku 2011 sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní oblačnosti, zloženia atmosféry a hľadané sezónnych zmien. V novembri sonda zahájila novú fázu štúdia nazvanú Titan Exploration at Apoapsis (TEA). Ide o sériu pozorovaní približne raz za týždeň trvajúcich až 37 hodín, ktoré majú za cieľ najmä monitorovať oblačnosť a detegovať nové molekuly a izotopy v stratosfére prístrojom CIRS. Prieskum v rokoch 2012 – 2013 Ligeia Mare vo falošných farbách V roku 2012 bol objavený ľadový oblak kyanovodíka vznášajúci sa vo výške 300 km nad južným pólom. Sonda pokračovala v dlhodobom monitorovaní mesiaca. Okrem toho sa pokúšala nájsť nejaké telesá v jeho libračných bodoch. Pri prelete 26. septembra 2012 objavila Cassini na severnom póle útvar, ktorý by mohol byť 400 km dlhou riekou tečúcou do Ligeia Mare . V júli 2013 zaznamenala sonda Cassini sezónne zmeny pobrežia Ligeia Mare . Ako sa s blížiacim sa letom severná pologuľa zohrievala, ľadová prikrývka sa topila a more sa zväčšovalo. 10. júla zaznamenala sonda radarom v Ligeia Mare tiež objekt interpretovaný ako ostrov, ktorý však pri ďalšom pozorovaní, 26. júla, už nevidela. Záhadný útvar dostal meno Magic Island . Sonda monitorovala aj vznik a zánik oblakov nad Ligeia Mare. Radarovými obrazmi získanými v priebehu roku 2013 bola určená hĺbka Ligeia Mare na 160 – 170 metrov. V máji tohto roku bola tiež na základe údajov sondy okolo severného pólu mesiaca objavená celá sieť riečnych kanálov. Ďalšou analýzou údajov vyplynulo, že tieto rieky pretekajú až 570 m hlbokými kaňonmi. Prieskum v rokoch 2014 – 2015 V roku 2014 sa podarilo s vysokým rozlíšením zobraziť podrobnosti na uhľovodíkovom mori Ligeia Mare a odvodiť jeho objem. V auguste 2014 sa pred rokom stratený útvar Magic Island opäť objavil a jeho plocha sa zväčšila z pôvodných 75 na 160 štvorcových kilometrov. Teórie vysvetľujúce tento neobyčajný jav sú, že ide o vlny na Ligeia Mare , bubliny vyvierajúceho plynu, alebo vynárajúce sa kryhy materiálu z dna. Budúci výskum V roku 2011 sa objavil návrh sondy TiME (Titan Mare Explorer). Išlo by o sondu s pristávacím puzdrom, ktorá by plávala na uhľovodíkovom jazere alebo mori na Titane. V decembri 2017 agentúra NASA vybrala dva projekty, ktoré by sa teoreticky mohli zrealizovať a zlietnuť v polovici dvadsiatych rokov 21. storočia. Jedným z nich je sonda na Titan menom Dragonfly (anglicky vážka). Ide o sondu v podobe dronu lietajúcu v atmosfére Titanu. Mala by vykonávať chemický prieskum a analýzu obývateľnosti desiatok rôznych lokalít. Návrh zastupuje Elizabeth Turtle z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) v Laurel, štát Maryland. Definitívne potvrdenie alebo zamietnutie tohto návrhu by malo prísť na jar 2019.


Cassini-Huygens

Context: Priebeh letu Štart s nosnou raketou Titan 4B Centaur prebehol 15. októbra 1997 z kozmodrómu na myse Canaveral na Floride. V čase 09:19 UT prebehlo navedenie na únikovú dráhu, ktoré bolo mimoriadne presné. Odchýlka rýchlosti bola menšia než 0,02 %, smerová odchýlka do 0,004°. 42 minút po štarte sa teleso sondy spolu s pripojeným modulom Huygens oddelilo od nosnej rakety. Súbor:001221 Cassini Jupiter & Europa & Callisto.jpg|vpravo|náhľad|Cassiniho snímka Jupitera spolu s mesiacmi Európa a Kallisto USA rozhodli, že vzhľadom na veľkú hmotnosť sondy budú počas letu k Saturnu využité gravitačné manévre pri dvoch preletoch okolo Venuše (26. apríla 1998 vo výške a 24. júna 1999 vo výške ) a okolo Zeme (18. augusta 1999 vo výške ). Pri prelete pásom asteroidov sa priblížila na niekoľko miliónov kilometrov k planétke 2685 Masursky. Okolo Jupitera preletela (30. decembra 2000 vo výške približne 10 mil. km). Každý z týchto gravitačných manévrov sondu urýchlil, čím sa podstatne skrátila doba príletu k Saturnu. Tento typ trajektórie sa nazýva VVEJGA (Venus-Venus-Earth-Jupiter Gravity Assist). Prelety okolo Venuše a Zeme boli využité na kalibráciu vedeckých prístrojov, v oblasti planéty Jupiter sonda Cassini uskutočňovala v obmedzenom rozsahu vedecké merania. Medzi vedecké ciele výskumu Jupitera patrilo mapovanie oblačnej vrstvy atmosféry, vytvorenie jej trojrozmernej mapy, globálna meteorológia, mapovanie výskytu polárnych žiar, snímkovanie známych satelitov, hľadanie stôp atmosféry na nich a tiež hľadanie ďalších, dovtedy neznámych obežníc Jupitera a mapovanie jeho rozsiahlej magnetosféry. Pri najväčšom priblížení bola sonda od vrchných mrakov Jupitera vzdialená 9,72 miliónov km. Z tejto vzdialenosti urobila zábery planéty s rozlíšením na pixel. Okrem gravitačných zrýchlení sonda absolvovala ešte niekoľko dráhových korekcií. Prílet k Saturnu Do Saturnovej sféry gravitačného vplyvu vstúpila sonda 9. marca 2004. 27. mája sonda vykonala manéver, ktorý ju dostal na preletovú dráhu okolo vzdialeného Saturnovho mesiaca Phoebe. 11. júna sonda uskutočnila najtesnejšie priblíženie k tomuto mesiacu vo vzdialenosti . V priebehu preletu boli všetky optické prístroje sondy orientované na Phoebe. Boli získané podrobné snímky tohto mesiaca a vďaka nim mohla byť vytvorené základná nomenklatúra povrchových útvarov. Okrem preletu okolo Phoebe sonda minula v podstatne väčších vzdialenostiach ešte niekoľko Saturnovych mesiacov počas takzvaných necielených preletov, to znamená, že kvôli týmto preletom nebola dráha sondy nijako korigovaná. Navedenie na orbitu a prvé pozorovania Zážihom hlavného korekčného motora na dobu 96 minút bola 1. júla 2004 sonda navedená na obežnú dráhu okolo planéty. Počas tohto kritického manévru sonda najprv preletela vo vzdialenosti od planéty rovinou Saturnovych prstencov. Po skončení preletu sa sonda otočila, aby jej motory smerovali do protismeru letu. V čase 02:26 UT bolo z rozboru prichádzajúceho signálu zrejmé, že sonda prežila prelet nebezpečným prstencom, s ktorého časticami sa mohla zraziť a chystá sa na brzdiaci manéver. V čase 02:35:42 UT sa začal zážih hlavného motora. V čase 04:12 UT bol hlavný raketový motor vypnutý. Sonda Cassini sa stala prvou umelou obežnicou Saturna. Zmena rýchlosti sondy počas zážihu bola /s. Manéver prebehol úplne bez problémov a sonda začala vedecké pozorovania. V čase V 05:32 UT sonda začala druhý prelet rovinou Saturnovych prstencov, počas ktorého zaznamenala 100 000 jednotlivých nárazov zrniečok prachu na sondu, ale žiadny z nich ju nepoškodil. Krátko po 12:30 UT začali do riadiaceho strediska prichádzať prvé snímky, ktoré boli urobené z bezprostrednej blízkosti prstencov. V čase 17:00 UT sa konala tlačová konferencia, na ktorej manažér projektu Robert Mitchell oznámil, že navádzanie na obežnú dráhu prebehlo perfektne. 14. septembra došlo k previerke puzdra Huygens. 26. októbra minula sonda Cassini vo vzdialenosti mesiac Titan, čo bolo zatiaľ najbližšie priblíženie k tomuto mesiacu v histórii kozmonautiky. Na Zem prišli prvé detailné snímky, spektrá a radarové údaje. 19. novembra sa uskutočnila kontrola pripravenosti na uvoľnenie puzdra Huygens. 23. novembra prebehla posledná previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskutočnil ďalší prelet okolo Titanu s najväčším priblížením . Dňa 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul začal trojtýždňovú samostatnú cestu. Pristátie na Titane Súbor:Titan dunes.jpg|vľavo|náhľad|Na hornej snímke sú piesočné duny na Zemi, na spodnej duny na Titane, ktoré vyfotografovala sonda Huygens počas pristávania na Titane 14. januára 2005, počas tretieho obehu sondy Cassini okolo Saturna, sonda Huygens úspešne pristála na mesiaci Titan. Počas jej pristávania slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica na preposielanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Po dosadnutí puzdra na povrch sledovala miesto pristátia ešte tak dlho, až kým nezmizlo za obzorom. Ďalšie spojenie s Huygensom už nebolo možné. Materská sonda Sonda Cassini naďalej obiehala Saturn a zostala dlhodobo funkčná a aktívna. Primárna časť misie bola skončená 30. júna 2008. Po jej skončení sa začal program rozšírenej misie (tzv. Cassini Equinox Mission). Keďže sonda aj naďalej fungovala dobre, došlo ešte k druhému predĺženiu misie. Dĺžku životnosti misie obmedzilo množstvo pohonných hmôt, bez ktorých by sonda nemohla vykonávať korekcie svojej obežnej dráhy dôležité pre množstvo pozorovaní mesiacov a prstencov. Posledné zvyšky paliva preto vedci využili na navedenie sondy do atmosféry Saturna a získaniu cenných vedeckých dát priamo z nej tesne predtým, ako Cassini zhorel. Stalo sa tak 15. septembra 2017.


Cassini (sonda)

Context: Introduction  Cassini bola americká planetárna sonda určená pre prieskum planéty Saturn, jeho prstencov a jeho mesiacov. Bola súčasťou kombinovanej misie Cassini-Huygens. Na jej prístrojovom vybavení sa podieľali tiež európska organizácia pre výskum vesmíru ESA a talianska národná kozmická agentúra ASI. Stala sa celkovo štvrtou sondou, ktorá skúmala planétu Saturn, prvou sondou, ktorý skúmala Saturn z jeho orbity a tiež sondou skúmajúcou ho z najväčšej blízkosti – rekordné priblíženie k planéte dosiahlo . Pomenovanie dostala podľa astronóma Cassiniho, ktorý objavil štyri Saturnove mesiace a Cassiniho medzeru v prstencoch Saturna. Cassini bola prvou sondou, ktorá skúmala Saturn od preletu sondy Voyager 2 v roku 1981. Sonda bola vypustená v roku 1997 a niekoľkokrát preletela okolo Zeme a Venuše. Každý z týchto gravitačných manévrov sondu urýchlil, čím sa podstatne skrátila doba príletu k Saturnu. K svojmu cieľu sa priblížila v júni 2006. Zážihom brzdiaceho motora sa 1. júla 2004 dostala na obežnú dráhu okolo Saturna, na ktorej zotrvala až do septembra 2017, kedy zanikla zhorením v atmosfére planéty. Sonda počas svojej činnosti získala 635 GB cenných informácii o systéme Saturna. 26. apríla 2017, pár mesiacov pred koncom svojej misie, vletela ako prvý ľuďmi vyrobený objekt cez medzeru medzi Saturnom a vnútorným okrajom jeho prstencov.


Mesiac

Context: Pozorovanie Mesiaca Mesačný povrch Mesiac (a tiež Slnko) sa zdajú byť väčšími, keď sa približujú k horizontu. Je to čisto psychologický efekt (pozrite sa na Mesačné ilúzie). Uhlový priemer Mesiaca zo Zeme je asi pol stupňa. Rôzne svetlejšie a tmavšie zafarbené oblasti (najmä moria) tvoria vzor videný rôznymi kultúrami ako mesačný muž, králik a bizón a pod. Krátery a horské masívy tiež patria medzi nápadné mesačné rysy. Počas najjasnejšieho splnu môže mať Mesiac magnitúdu asi −12,6. Pre porovnanie, Slnko má magnitúdu −26,8. Mesiac je najjasnejší v noci, ale občas je možné ho vidieť aj počas dňa. Pre ľubovoľné miesto na Zemi kolíše najväčšia výška Mesiaca počas dňa v rovnakých medziach ako najväčšia výška Slnka a závisí na ročnom období a mesačnej fáze. Napríklad v zime putuje Mesiac najvyššie, ak je v splne a v splne putuje najvyššie práve v zime. Pozrite sa tiež na: Fázy Mesiaca.


Tritón (mesiac)

Context: Magnetosféra Mesiac nemá vlastné magnetické pole. Prechádza radiačnými pásmi Neptúna, v ktorých sa nachádzajú elektricky nabité častice. Tie pri kontakte s hornými vrstvami atmosféry vyvolávajú polárnu žiaru.


Viazaná rotácia

Context: Vplyv na obývateľnosť Viazaná rotácia býva väčšinou v porovnaní s rotáciu Zeme veľmi pomalá. Na jednej strane viazane rotujúceho telesa bude horúco, na druhej mráz. Na rovnomerné rozvedenie tepla po viazane rotujúcej planéte by bola potrebná veľmi objemná atmosféra, ktorá by však zároveň znemožňovala dopadanie svetla na povrch a zabránila tak fotosyntéze. Fotosyntéza na odvrátenej strane by bola nemožná. Podobne na privrátenej strane, kvôli viazanej rotácii planéty k hviezde, by existovali oblasti stále na svetle a stále v tieni a neexistovala by noc. Tento stav by síce kompenzoval slabé žiarenie hviezdy (kvôli “večnému“ dňu), nie je však jasné, či by rastliny dokázali žiť na neustálom svetle. Vzhľadom na extrémne pomalú rotáciu viazane rotujúce planéty nemôžu vytvoriť efekt geodynama a produkovať dostatočné magnetické pole, ktoré by ich chránilo pred ionizujúcim žiarením z vesmíru. Niektoré mesiace s viazanou rotáciou Amalthea Ariel Deimos Enceladus Európa Ganymedes Fobos Cháron Io Japetus Kallisto Miranda Najáda Oberon Proteus Titan Titania Umbriel


Titan (mesiac)

Context: Povrch Titanu je relatívne mladý, čo svedčí o komplexnej a neustále prebiehajúcej geologickej činnosti. Vek povrchu je oveľa mladší ako vek celého mesiaca a jeho odhady sa pohybujú v rozmedzí medzi 100 miliónmi až jednou miliardou rokov. Infračervený prieskum povrchu ukázal, že na povrchu mesiaca sú útvary, ktoré sa interpretujú ako oceány, ľadovce a pevniny. Ide o jediný známy mesiac s takýmto rozmanitým povrchom a jediný známy mesiac s aspoň čiastočne kvapalným povrchom. Podľa údajov zo sondy Voyager 1 vedci predpokladajú, že Titan je vybudovaný zrejme z rovnakých dielov kremičitanov a molekúl NH3.H2O a CH4.H2O. Povrchové teploty sa pohybujú okolo −179 °C (94 K). Zmena teplôt v rámci polohy na mesiaci je len nepatrná, na póloch klesá iba o 2 K.


Zoznam geovedných článkov/T

Context: ti Tiber · Tiberiadske jazero · Tibetská náhorná plošina · Tibor Buday · Tibor Kolbenhayer · Ticinské Alpy · Ticsani · Tidore · Tigalalu · Tigiľ (rieka) · Tigrie oko · Tigris · Tichá Orlice · Tichý oceán · Tilocálar · Timorské more · Tinguiririca (sopka) · Tipas · Tirolit · TIROS-1 · Tisa · Tisovník · Tisza-tó · Titanit · Titanoboa · Titicaca · Titila


Titan (mesiac)

Context:
Poloha oblakov a s nimi súvisiacich jazier sa mení v priebehu sezón, ktoré trvajú sedem pozemských rokov. Počas sezón sa uhľovodíkové jazerá striedavo vyparujú a tvoria oblaky a opäť napĺňajú zrážkami z oblakov. Hlavnou zložkou týchto dažďov je podľa spektrometra VIMS sondy Cassini etán. Tieto zrážky sú väčšinou mierne a pomerne rýchlo sa vyparia. V okolí severného pólu sa sústreďuje skôr metán padajúci na povrch v podobe búrok a metánových zrážok.

Na základe pozorovaní sondy Cassini v rokoch 2004 – 2007 planetológovia prišli k záveru, že jeho oblaky sa tvoria a pohybujú skoro rovnako ako oblaky na Zemi. To však vyvrátili neskoršie pozorovania sondy Cassini, ktoré nezaznamenali ani zďaleka dostatočnú koncentráciu dikyanoacetylénu, látky, z ktorej sa oblaky skladajú. Sonda zaznamenala v atmosfére Titanu ľadové oblaky, na ktorých skondenzovanie by bolo potrebné 100-krát väčšie množstvo tejto chemikálie. Podobný výsledok dal už detektor sondy Voyager 1, ktorá okolo mesiaca preletela dávno pred Cassinim, čo si ale vedci vysvetľovali nedostatočnou citlivosťou jej detektora. Keď ale rovnaký mechanizmus dal aj prístroj CIRS sondy Cassini, vedci museli svoj názor na proces spôsobujúci vznik oblakov na Titane prehodnotiť. Výskumníci si to začali vysvetľovať pomocou chémiou pevných látok.


Prstenec C

Context: Colombova medzera a Titanov prstenec Colombova medzera sa nachádza vnútri prstenca C. Vnútri tejto medzery sa nachádza úzky a svetlý Colombov prstenec, ktorý sa od Saturnu nachádza vo vzdialenosti 77 883 km. Tento prstenec je viac eliptický ako oblúkovitý. Niekedy sa nazýva aj "Titanov prstienok", pretože je usmerňovaný dráhovou rezonanciou s mesiacom Titan. S týmto umiestnením, vo vnútri prstencov, doba otáčania prstenca je podobná s rýchlosťouobehu mesiaca Titan, čo znamená, že vonkajšia časť prstenca sa vždy pohybuje zarovno s mesiacom Titan.


Himália (mesiac)

Context: Prieskum V novembri 2000 sonda Cassini obletela Saturn, pričom urobila niekoľko fotiek Himalie zo vzdialenosti kratšej ako 4,4 milióna km. Mesiac na týchto fotkách pokrýva iba niekoľko pixelov, ale javí sa ako predĺžený objekt s rozmermi 150 ± 20 a 120 ± . Vo februári a marci 2007 sonda New Horizons pri ceste na Pluto urobila niekoľko fotografií Himalie zo vzdialenosti 8 miliónov km. Satelit sa znova javil iba na niekoľkých pixeloch.


Giovanni Domenico Cassini

Context: Pomenované po Cassinim  kozmická sonda Cassini k Saturnu Cassiniho delenie prstencov Saturna Cassini Regio, tmavá oblasť na mesiaci Japetus Cassiniho kráter na Marse Cassiniho kráter na Mesiaci Cassiniho zákony o pohybe Mesiaca


Saturn

Context: Výskum sondami Súbor:Crescent Saturn as seen from Voyager 1.jpg|vľavo|náhľad|Saturn zo sondy Voyager 1 Ako prvá navštívila planétu kozmická sonda Pioneer 11 v roku 1979. K Saturnu dorazila po štyriapolročnom prelete medziplanetárnym priestorom. Štúdium tejto planéty a jej okolia sa začalo 2. augusta 1979. Po riskantnom, ale úspešnom prelete rovinou Saturnových prstencov 1. septembra 1979 (hrozilo možné nebezpečenstvo zrážky s časticami týchto prstencov, ktoré mohli sondu ťažko poškodiť) sonda v ten istý deň preletela pericentrom saturnocentrickej dráhy vo výške nad hladinou mrakov. Sledovanie planéty sonda ukončila 15. septembra 1979 a pokračovala v lete do vonkajších častí slnečnej sústavy. V novembri 1980 preletel nad Saturnom Voyager 1. Najväčšie priblíženie nastalo 13. novembra 1980, ale už tri mesiace predtým začala s jeho fotografovaním. Vzniknuté fotografie priniesli mnoho nových poznatkov. Urobila tiež snímky mesiacov Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu preletela 12. novembra 1980 vo vzdialenosti . Počas preletu nazbierala množstvo údajov o zložení atmosféry a teplote. Mimo iného zistila, že 7 % objemu hornej atmosféry tvorí hélium a takmer celý zvyšok pripadá na vodík. O necelý rok neskôr potom nasledoval prelet sondy Voyager 2. Najbližšie priblíženie k Saturnu nastalo 25. augusta 1981. Počas preletu okolo Saturnu začala sonda s výskumom horných vrstiev atmosféry planéty pomocou radaru. Radarové merania priniesli poznatky o teplote a hustote atmosféry. Na ich základe sa zistilo, že v najvyšších oblastiach je tlak okolo 7 kilopascalov s teplotou −203 °C a v najnižších skúmaných oblastiach dochádza k nárastu tlaku a teploty až na 120 kilopascalov a −130 °C. Severný pól vykazoval súčasne rozdielnu teplotu ako obdobné oblasti na juhu. Severné oblasti boli o 10 °C chladnejšie, čo sa následne interpretovalo ako následok sezónnych javov. Počas priblíženia sondy k planéte bolo vyhotovených a odoslaných na Zem okolo 16 000 fotografií. Cassini-Huygens Umelcova predstava sondy Cassini nad prstencami Saturna Všetky predchádzajúce misie však boli iba prelety, čiže sondy neboli navedené na obežnú dráhu planéty. Až v roku 1997 odštartovala k Saturnu sonda Cassini vyvinutá NASA, ktorá sa stala prvou umelou družicou Saturna. Na obežnú dráhu bola navedená 1. júla 2004. 25. decembra sa od sondy oddelil pristávací modul Huygens, navrhnutý a vyrobený Európskou kozmickou agentúrou. Modul po oddelení začal trojtýždňovú samostatnú cestu. 14. januára 2005, počas tretieho obehu sondy Cassini okolo Saturna, modul Huygens úspešne pristál na mesiaci Titan. Počas jeho pristávania slúžila sonda Cassini ako retranslačná stanica pre predávanie vedeckých a technických dát zo sondy Huygens na Zem. Huygens pristál na zmrznutom titanovom „bahne“ tvorenom zmesou kremičitanových hornín a tuhého metánu. Nad očakávania vedcov prežil pristátie o viac ako 4 hodiny a spojenie medzi ním a materskou sondou Cassini preposielajúcou signál na Zem bolo prerušené až 2 hodiny po pristátí, keď sa Cassini stratila za obzorom. Sonda Cassini pokračuje z obežnej dráhy v skúmaní Saturnu rovnako ako aj jeho mesiacov. Na jej palube je 12 vedeckých prístrojov na snímkovanie, mapovanie, meranie chemického zloženia, teploty, magnetického poľa a štúdia zloženia telies. Sonda má fungovať do septembra roku 2017. Misia Cassini-Huygens je spoločný projekt americkej organizácie NASA, západoeurópskej organizácie ESA a talianskej kozmickej agentúry ASI. Medzi hlavné úspechy tejto misie patrí objav uhľovodíkového jazera Ontario a impaktných kráterov na povrchu Titanu, potvrdenie atmosféry okolo mesiaca Enceladus, blízke snímky vzdialeného a retrográdne obiehajúceho mesiaca Phoebe, objav nových mesiacov, prieskum oblasti medzi Saturnom a jeho prstencom a ďalšie.


Slnečná aktivita

Context: Slnečný vietor Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce hornú vrstvu slnečnej atmosféry – korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú slnečný vietor. Keď je Slnko pokojné, častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Je to preto, lebo sledujú siločiary slnečného magnetického poľa, ktoré v dôsledku svojej rotácie deformuje magnetické pole do tvaru tzv. Parkerových špirál alebo Archimedových špirál. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. koronálne diery. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty. V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do /h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na družice a astronautov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje geomagnetické búrky, ktoré majú za následok poruchy navigácie, výpadky bezdrôtového spojenia, prípadne výpadky elektrického prúdu.


Atmosféra (kozmického telesa)

Context: Vlastnosti atmosféry Bez ohľadu na chemické zloženie majú plynné obaly pevných telies niektoré spoločné vlastnosti. Všeobecne atmosféra pôsobí ako tepelný regulátor, takže čím hustejšiu atmosféru teleso má, tým sú jeho rozdiely medzi dennou a nočnou teplotou menšie. Atmosféra absorbuje a rozptyľuje časť elektromagnetického žiarenia, ktoré planéta dostáva od Slnka (resp. inej hviezdy). Prepúšťa len určité oblasti spektra, ktoré sa nazývajú atmosférické okná . Táto vlastnosť atmosféry je dôležitá pri ochrane živých organizmov pred nebezpečnými zložkami žiarenia z kozmu. Aj časť žiarenia, ktorá sa celkom nepohltí, je pri prechode atmosférou oslabená. Preto sú nebeské telesá, napríklad hviezdy, pri pozorovaní cez atmosféru slabšie, ako pri pozorovaní z vesmíru. K najmenšiemu skresleniu jasnosti telies dochádza v zenite, k najväčšiemu v blízkosti obzoru. Svetlo sa v atmosfére tiež láme a odkláňa sa od svojho pôvodného smeru, preto sú hviezdy pri pozorovaní cez atmosféru mierne posunuté oproti svojim skutočným polohám a to smerom k zenitu. Tento jav sa nazýva astronomická refrakcia. Atmosféra tiež chráni povrch telesa pred meteoroidmi a to tým účinnejšie, čím je hustejšia. Telesá vznikajúce do atmosféry veľkými rýchlosťami sa zrážajú s časticami atmosféry, v dôsledku čoho sa začnú prudko zahrievať a vyparovať. Tento proces sa nazýva ablácia a vytvorí okolo pôvodného telesa žiariaci kužeľ ionizovaných častíc, ktorý nazývame meteor. Ak sa pri tomto deštruktívnom procese nevyparí teleso celé a nejaká jeho časť dopadne na povrch planéty alebo mesiaca, dopadnuté teleso sa nazýva meteorit. Veľké meteority vytvárajú impaktné krátery. Telesá s hustou atmosférou majú všeobecne menej impaktných kráterov na povrchu ako telesá s riedkou atmosférou alebo bez atmosféry, pretože veľa telies pri prelete atmosférou úplne zhorí alebo sa ich veľkosť výrazne zredukuje. Menšie množstvo impaktných kráterov však môžu mať telesá aj vďaka erózii alebo sopečnej činnosti.


Urán (planéta)

Context: Atmosféra Kvôli výraznému odklonu rotačnej osi prijímajú polárne oblasti od Slnka oveľa viac energie ako rovníkové oblasti. Napriek tomu je teplota v oblasti rovníka rovnaká ako na póloch. Mechanizmus spôsobujúci tento jav zatiaľ vedci nepoznajú. Vzhľad atmosféry Urána je väčšinu času jednoliaty bez viditeľnej štruktúry ako vo viditeľnom, tak aj ultrafialovom spektre. Jedným z možných vysvetlení je, že Urán nemá takmer žiadne zdroje vnútorného tepla v porovnaní s inými plynnými obrami, a preto je dynamika jeho atmosféry veľmi slabá. Na snímkach sondy Voyager 2 sa zistilo desať nevýrazných svetlých škvŕn, ktoré neskôr pozoroval aj Hubblov teleskop a boli interpretované ako mračná. V novembri 2018 Hubblov teleskop spozoroval nad severným pólom veľkú svetlú búrku. Zloženie Atmosféru Urána tvoria prevažne molekulárny vodík a hélium. Mólový podiel hélia, t. j. podiel počtu atómov hélia voči počtu molekúl všetkých plynov, je 0,15 ±0,03 vo vrchnej troposfére, čo zodpovedá hmotnostnému podielu hélia 0,26 ±0,05. Táto hodnota je veľmi blízka množstvu hélia v protohviezdach (0,275 ±0,01), čo naznačuje, že sa hélium nesústredilo do stredu planéty ako u iných plynných obrov. Tretia najpočetnejšia zložka atmosféry Urána je metán (CH4), ktorý spôsobuje absorpciu viditeľného a infračerveného žiarenia prejavujúcu sa typickou modrastou farbou. Pod metánovou vrstvou mrakov, teda nad hladinou tlaku 1,3 baru (130 kPa), tvoria molekuly metánu 2,3 % molárneho podielu atmosféry. To predstavuje 20-krát až 30-krát väčší podiel uhlíka, ako sa vyskytuje v Slnku. Pomerné zastúpenie je oveľa nižšie vo vrchnej atmosfére kvôli extrémne nízkej teplote, ktorá znižuje mieru nasýtenia a spôsobuje tuhnutie nadbytočného metánu. Zastúpenie ľahkých prchavých látok, ako napríklad čpavku, vody či sulfánu v spodnej atmosfére nie je známe, bude pravdepodobne vyššie ako v Slnku. Okrem metánu sa v stratosfére Urána vyskytujú aj ďalšie uhľovodíky, pri ktorých sa predpokladá, že vznikli ako výsledok chemického rozkladu metánu vyvolaného slnečným ultrafialovým žiarením. Sú to napríklad látky ako etán (C2H6), acetylén (C2H2), metylacetylén (CH3C2H) či diacetylén (C2HC2H). Spektroskopické merania taktiež odhalili stopy vodnej pary, oxidu uhoľnatého a oxidu uhličitého vo vrchnej časti atmosféry, ktoré môžu pochádzať len z externých zdrojov ako sú kométy či medziplanetárny prach. Vertikálna štruktúra Vrchná atmosféra Najvzdialenejšia vrstva atmosféry Urána je tvorená termosférou a korónou, ktorá má jednotnú teplotu medzi 800 až 850 K. Nevieme, čo je príčinou takých vysokých teplôt, keďže ultrafialové ani infračervené žiarenie zo Slnka na to neposkytujú potrebnú energiu. Je možné, že k vysokej teplote prispieva aj slabé vyžarovanie tepla do okolia kvôli prikrývke uhľovodíkov v stratosfére nad hladinou tlaku 0,1 mbar. Okrem molekulárneho vodíka obsahuje termosféra a koróna aj vysoký podiel voľných atómov vodíka. Ich malá hmotnosť spolu s vysokou teplotou sú dôvodom, prečo táto unikátna koróna siaha až do vzdialenosti , čo zodpovedá dvom polomerom planéty. V slnečnej sústave je takýto jav úplne ojedinelý. Koróna odtláča preč malé častice obiehajúce okolo Urána, čo sa prejavuje na prstencoch Urána . Termosféra planéty spolu s vrchnou stratopauzou tvoria ionosféru Urána. Ionosféra sa rozkladá vo výške medzi 2 000 až a je hustejšia ako ionosféra Saturna a Neptúna. Ionosféru vyživuje ultrafialové žiarenie zo Slnka a jej hustotu ovplyvňuje slnečná aktivita. V porovnaní s Jupiterom je polárna žiara vznikajúca týmto spôsobom úplne zanedbateľná. Stratosféra Teplotný profil troposféry a nižšej stratosféry Urána. Sú tu znázornené aj oblasti mračien a zahmlených vrstiev. Prostredná vrstva atmosféry Urána je stratosféra, kde teplota vo všeobecnosti klesá s výškou z 800 až 850 K v spodnej časti termosféry na 53 K v tropopauze. Pokles teploty v stratosfére je spôsobený absorpciou ultrafialového a infračerveného žiarenia metánom a ďalšími uhľovodíkmi, ktoré vznikajú v tejto vrstve ako výsledok fotolýzy. Uhľovodíky sa vyskytujú v pomerne úzkej vrstve vo výške medzi 100 až , kde sa tlak pohybuje medzi 10 až 0,1 mbar (1 000 až 10 kPa) a teplota medzi 75 až 170 K. Najhojnejšie uhľovodíky v tejto oblasti sú metán, acetylén a etán s pomerným zastúpením okolo 10−7 vzhľadom na vodík. V týchto výškach je rovnaké aj pomerné zastúpenie oxidu uhoľnatého. Ťažšie uhľovodíky a oxid uhličitý majú pomerné zastúpenie o tri rády nižšie. Priemerný relatívny výskyt vody je okolo 7 × 10−9. Etán a acetylén kondenzujú v chladnejších častiach stratosféry a tropopauzy (keď dôjde k poklesu tlaku pod 10 mbar), čím vzniká zahmlená vrstva, ktorá je čiastočne zodpovedná za nevýrazný vzhľad Urána. Výskyt uhľovodíkov v stratosfére Urána nad hmlistou vrstvou je významne nižší než výskyt uhľovodíkov v stratosfére iných plynných obrov. Troposféra Troposféra je najnižšia a tiež najhustejšia časť atmosféry, charakteristická nárastom teploty s klesajúcou výškou. Teplota stúpa z približne 53 K vo výške na okolo 320 K v spodnej hranici troposféry (výška ). V najchladnejšej vrchnej oblasti troposféry (tzv. tropopauza) sa teplota v súčasnosti pohybuje v rozmedzí 49 až 57 K v závislosti na planetárnej šírke. Oblasť tropopauzy vyžaruje väčšinu dlhého infračerveného žiarenia, ktoré má efektívnu teplotu 59,1 K ±0,3 K. Predpokladá sa, že v troposfére existujú zložité mračná; vodné mraky sa môžu hypoteticky vyskytovať v oblastiach, kde sa tlak pohybuje medzi 50 až 100 barmi, mračná hydrosulfidu amónneho v rozmedzí 20 až 40 barov, amoniakové či sulfánové mračná medzi 3 až 10 barov a ako posledné boli detegované riedke metánové mračná v oblastiach s tlakom 1 až 2 barov. Troposféra Urána je veľmi dynamická oblasť so silnými vetrami, svetlými mračnami a sezónnymi zmenami. Klíma Zonálne rýchlosti vetra na Uráne. Tieňované oblasti ukazujú južný golier a jeho zodpovedajúci severný náprotivok. Červená línia je symetrická krivka údajov. Atmosféra Urána je menej výrazná než atmosféra Neptúna, inak jej je veľmi podobná. Keď okolo planéty v roku 1986 preletela americká sonda Voyager 2, spozorovala v celej atmosfére iba desať mračien. Pásmové útvary, vietor a mraky V roku 1986 Voyager 2 objavil, že viditeľná južná pologuľa Urána sa dá rozdeliť na dve oblasti: svetlejšia polárna oblasť (tzv. polárna čiapočka) a tmavší rovníkový pás. Hranica medzi týmito dvoma oblasťami je približne na −45. rovnobežke. V úzkom páse medzi −45° a −50° sa potom nachádza najjasnejšia viditeľná oblasť na planéte, ktorá sa nazýva južný „golier“. Čiapočka a golier sú pravdepodobne tvorené hustejšou oblasťou metánových mračien v rozmedzí tlaku 1,3 až 2 bary. Sonda Voyager 2 preletela v blízkosti planéty v čase kulminujúceho leta na južnej pologuli. Z toho dôvodu nemohla sledovať momentálne odvrátenú severnú pologuľu, na ktorej by vedci videli, ako prebieha na planéte zima. Na začiatku 21. storočia však začala byť viditeľná stále väčšia časť severnej pologule, a mohol ju preskúmať aj Hubblov vesmírny ďalekohľad a teleskop Keck. Ani jedno pozorovanie neprinieslo žiadne dôkazy o prítomnosti polárnej čiapočky a goliera na severnej pologuli, čo naznačuje, že Urán je asymetrický: svetlý v oblasti južného pólu a goliera a tmavý severne od goliera. Okrem veľkých útvarov v tvare pásiem pozoroval Voyager 2 desať malých svetlých mračien, z ktorých väčšina ležala severne od goliera. Vo všetkých ďalších ohľadoch sa v roku 1986 Urán javil ako neaktívna planéta. Súbor:TMAV S~1 international.PNG|náhľad|vľavo|Prvá tmavá škvrna objavená na Uráne. Snímku nasnímala kamera ACS Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu v roku 2006. Výrez vpravo má priemer . V 90. rokoch 20. storočia prebehli ďalšie pozorovania svetlých mrakov v atmosfére planéty, ktoré vplyvom rozvoja pozorovacej techniky priniesli vysokokvalitné snímky. Väčšina z mračien bola objavená na severnej pologuli, keď sa naskytla možnosť ich pozorovať. Dávnejšia teória, že svetlejšie mraky je ľahšie objaviť na tmavších severných častiach planéty namiesto svetlejších južných, sa nepotvrdil, keď došlo ku skutočnému nárastu množstva mračien. Existujú však rozdiely medzi mrakmi na oboch pologuliach Urána. Severné mračná sú menšie, ostrejšie a svetlejšie a zrejme ležia vo väčšej výške. Doba životnosti oblakov sa pohybuje v rozmedzí niekoľkých rádov. Niektoré malé mračná zaniknú po niekoľkých hodinách, aj keď jedno sa v oblasti na južnej pologuli vyskytuje už od čias preletu Voyagera. Súčasné pozorovania tiež naznačujú, že mračná na Uráne majú veľa podobných charakteristík s mrakmi na Neptúne. Napríklad tmavé škvrny časté na Neptúne neboli na Uráne pozorované až do roku 2006. Špekuluje sa, že keď sa Urán priblíži k Slnku, začne sa viac podobať Neptúnu. Pozorovanie pohybov rôznych druhov mračien pomohlo identifikovať zonálne prúdenie vo vrchnej časti troposféry Urána. V oblasti rovníka sa vetry pohybujú retrográdne, čiže prúdia proti rotácii planéty. Ich rýchlosť dosahuje 50 až /s. Rýchlosť vetrov rastie so vzdialenosťou od rovníka, nulovú rýchlosť dosahujú v oblasti okolo ±20° výšky, kde je teplota troposféry najmenšia. Bližšie k pólom sa smer vetra mení na prográdny, t. j. rovnaký ako rotácia planéty. Rýchlosť prúdenia tu rastie až na maximálnu hodnotu okolo ±60° zemepisnej šírky a potom klesá na nulu v oblasti pólov. Rýchlosť vetra v oblasti −40° šírky dosahuje 150 až /s. Vzhľadom na to, že golier je rovnobežný s prúdením vetrov pod ním, nedokážeme zmerať rýchlosť prúdenia vetrov medzi týmto golierom a južným pólom. Na druhej strane, na severnej pologuli je prúdenie možné merať. Maximálna rýchlosť vetra /s bola pozorovaná okolo +50° šírky. Sezónne variácie Súbor:Uranus clouds.jpg|náhľad|upright|Urán v roku 2005. Viditeľné sú planetárne prstence, južný golier a svetlejšie mračná na severnej pologuli. V krátkom časovom úseku medzi marcom až májom roku 2004 sa objavilo v atmosfére planéty veľké množstvo mračien, ktoré spôsobili, že sa Urán viac podobal Neptúnu. Počas tejto zmeny boli namerané rýchlosti prúdiacich vetrov dosahujúce až /s (/h) a pozorovali sa mohutné búrky. 23. augusta 2006 sa podarilo výskumníkom zo Space Science Institute (Boulder, štát Colorado) a University of Wisconsin na povrchu Urána pozorovať tmavú škvrnu, čo poskytlo astronómom príležitosť lepšie preskúmať jeho atmosféru. Prečo došlo k tomuto náhlemu vzostupu aktivity v atmosfére, nie je dostatočne vysvetlené, ale zdá sa, že je to výsledok extrémneho axiálneho naklonenia, ktoré spôsobuje sezónne variácie počasia v atmosfére. Je ťažké zistiť presný dôvod týchto sezónnych zmien, pretože vedci zatiaľ nemajú údaje o správaní sa atmosféry planéty počas celého jedného jej obehu okolo Slnka. Fotometria v priebehu polovice Uránovho roka (počnúc 50. rokmi 20. storočia) ukázala pravidelné zmeny v jase v dvoch spektrálnych pásmach s maximami vyskytujúcimi sa v období slnovratu a minimami počas rovnodennosti. Podobné periodické zmeny v čase slnovratu boli zaznamenané aj v oblasti mikrovlnného žiarenia vychádzajúceho zo spodných vrstiev troposféry, ktoré sa meria od 60. rokov 20. storočia. Meranie teploty v stratosfére začalo v 70. rokoch 20. storočia. Maximálna teplota bola zmeraná okolo roku 1986 v období slnovratu. Existuje viacero náznakov, že aj na Uráne dochádza k sezónnym variáciám atmosféry. Je známe, že južná pologuľa je svetlejšia a severná tmavšia, túto skutočnosť však nemožno vysvetliť modelom sezónnych zmien spomínaným vyššie. V priebehu minulého slnovratu v roku 1944 sa Urán javil v niekoľkých stupňoch jasu, čo naznačuje, že severná oblasť nebola vždy taká tmavá, ako je tomu dnes. Zdá sa, že viditeľný pól sa postupne vyvíja od doby slnovratu po rovnodennosť, kedy je od Slnka najviac vzdialený. Podrobný rozbor viditeľného a mikrovlnného žiarenia ukázal, že periodické zmeny jasnosti nie sú úplne symetrické okolo slnovratov. V 90. rokoch 20. storočia, kedy sa Urán nachádzal v čase slnovratu, Hubblov vesmírny ďalekohľad a pozemné observatória pozorovali malý pokles svetlosti južnej čiapočky (okrem goliera, ktorý zostal rovnako jasný), v oblasti severnej pologule naopak aktivita narástla. Zvýšila sa tu prítomnosť mračien a zdvihla sa sila veterného prúdenia. Blízko letného a zimného slnovratu sú pologule Urána striedavo obrátené k Slnku alebo smerom do hlbokého vesmíru. Rozjasnenie privrátenej pologule k Slnku sa vysvetľuje zmenou hmlovej vrstvy v troposfére planéty a hrúbky metánových mračien, s čím je spojená aj existencia svetlého goliera v oblasti −45° šírky. Ďalšie javy prebiehajúce na južnej pologuli sa dajú vysvetliť zmenami v nižších vrstvách mračien. K zmenám v správaní a prúdení môže dochádzať následkom zmien vyžarovania mikrovlnného žiarenia zo stredu planéty, ako aj následkom rovnodennosti.


Titan (mesiac)

Context: Ešte pred misiou Cassini existovala teória, že celý povrch Titanu by mohol pokrývať globálny oceán tvorený kvapalnými uhľovodíkmi, čo sa však nepotvrdilo po prieskume sondou Huygens. Kvapalné uhľovodíky sa na Titane nachádzajú, ale sú situované v jazerách až moriach prerušovaných ľadovou pevninou, na ktorej sú pohoria. V roku 2006 sonda Cassini objavila zatiaľ najvyššie pohorie pokryté vrstvami organického materiálu a zahalené do oblakov. Pohorie je asi 150 km dlhé, 30 km široké a vysoké okolo 1 500 metrov. Na jeho vrchole leží svetlý materiál zo zmrznutých uhľovodíkov, pravdepodobne metánu. Dá sa predpokladať, že pohorie sa vytvorilo vrásnením podobne ako pohoria na Zemi. Na ďalších obrázkoch z posledného (25. november) preletu sa objavili dlhé horské pásma, duny a nánosy materiálu pripomínajúce lávové rieky. Duny sa skladajú zo zrniek piesku z organických zlúčenín (benzén, naftalén a fenantrén, ktoré vznikli pôsobením kozmického žiarenia na chladný acetylénový ľad). Podľa R. Lorenza je dunami pokrytých 20 % povrchu mesiaca. Ich zvyčajná výška je okolo 100 metrov, šírka 1 km a dĺžka až stovky kilometrov.


Tirana

Context: Poloha a prírodné podmienky klimadiagram Tirany Tirana leží v strednom Albánsku pri rieke Ishm asi od pobrežia Jadranského mora, v nadmorskej výške cez . Na východ od mesta sa dvíha horský masív Dajtit (), z južnej a západnej strany obkolesujú Tiranu vrchy a iba na sever a severozápad sa otvára rovina. Podnebie je subtropické stredomorské s dažďami v zime a suchým letom. Priemerná ročná teplota je 16 °C (7 °C v januári, 24 °C v júli), ročný úhrn zrážok sa pohybuje okolo .


Tirana

Context: Opis mesta Uprostred mesta je veľké Skanderbegovo námestie s jeho sochou. Historická mešita zo 17. storočia bola v časoch ateizmu nefunkčná, ale nebola zbúraná. Medzi zaujímavosti patrí hodinová veža, budovy ministerstiev a budova národného múzea postavená za čias Hodžovho režimu. V meste je veľa nových mešít a kostolov, ktoré sú v ostrom kontraste s mauzóleom Envera Hodžu (v minulosti múzeum PPSH (albánskej komunistickej strany)), ktoré bolo postavené v 80. rokoch za 210 miliónov dolárov. Do roku 1991 bola uzavretá veľká časť mesta, kde sa nachádzali vily komunistických funkcionárov. V meste je univerzita (1957) a univerzitný park, so sochou Envera Hodžu. Severozápadne od Tirany leží medzinárodné letisko Rinas, nesúce meno Matky Terezy. Predmestia Tirany sú veľmi chudobné a nepripomínajú európske mesto. Hlavné cesty sú často prašné a plné dopravných kolapsov. Objekty západných firiem sú z dôvodu bezpečnosti oplotené.


Zoznam historických článkov/T

Context: ti Tiahuanaco (archeologická lokalita) · Tiamat · Tibava (hrad, Podhoroď) · Tiberianus · Tiberios II. (Byzantská ríša, 6. storočie) · Tiberios III. · Tiberius (cisár, 1. storočie) · Tiberius Coruncanius · Tiberius Gracchus · Tibor Andrašovan · Tibor Károlyi · Tihányiovský kaštieľ · Tichomorský bezpečnostný pakt · Tikal (mesto) · Timofej Nikolajevič Granovskij · Timothy Snyder · Timón z Fleiountu · Tirebolu · Tirolsko (historické územie) · Tiryns · Tisícročie · Tiszapolgárska kultúra · Titinius · Titus · Titus Calpurnius Siculus · Titus Catius · Titus Kolník · Titus Livius · Titus Maccius Plautus · Titus Pomponius Atticus · Titus Quinctius Atta · Tivadar Ortvay


Tivat

Context: História Tivat je najmladšie mesto Boky Kotorskej. Podľa legendy je Tivat odvodený od ilýrskej kráľovnej Teuty. Zvyšky gréckej a rímskej osady pri pobreží a v mori dokazujú, že miesto bolo osídlené aj v antike. Tivat sa začal rozrastať až na konci 19. storočia. V roku 1889 tu bol vybudovaný vojnový prístav a Tivat bol povýšený na mesto. Ďalej pribudli lodenice a tehelňa, a až v roku 1971 tu bolo vybudované Medzinárodné letisko Tivat.


Dâmbovița (župa)

Context: Významné mestá  Târgoviște (hlavné mesto) Găești Pucioasa Titu Fieni


Zoznam geografických článkov/T

Context: ti Ti-n-Bider · Tibava (hrad, Podhoroď) · Tibava (obec) · Tiber · Tibetská náhorná plošina · Ticinské Alpy · Ticsani · Tidore · Tiefenbach bei Kaindorf · Tielt · Tiencin · Tienen · Tierra del Fuego, Antártida e Islas del Atlántico Sur · Tierradentro · Tieschen · Tigalalu · Tigiľ (obec) · Tigiľ (rieka) · Tigris · Tichá Orlice · Tichý Potok · Tichý potok (zdrojnica Belej) · Tijuana · Tikehau · Tikei · Tilabolufusi · Tilafusi · Tilburg · Tillamook · Tillmitsch · Tilocálar · Timarafusi · Timbuktu (mesto) · Timiș (župa) · Timor · Timoradza · Tinadú (Gáfu Dálu) · Tinadú (Vávu) · Tinetto · Tinguiririca (sopka) · Tinhurá · Tino · Tinogasta (department) · Tipas · Tipasa · Tirana · Tirana (kraj) · Tirana (okres) · Tiraspol · Tirebolu · Tirič Mír · Tirolsko (spolková krajina) · Tisa · Tisinec · Tisovec (okres Rimavská Sobota) · Tisovník · Tisza-tó · Tiszacsege · Tiszaföldvár · Tiszafüred · Tiszakécske · Tiszalök · Tiszaújváros · Tiszavasvári · Titicaca · Titila · Tivat · Tiverton (Rhode Island) · Tivoli


Tivat

Context: Turistický ruch Predovšetkým vďaka letisku sa tu začal rozrastať turistický ruch, obľúbenými sa okrem samotného mesta stali aj ostrovčeky Sveti Marko a Prevlaka a ďalej do zátoky Pržno. Od 19. storočia sa v Tivate nachádza prímorský park s početnými cudzokrajnými rastlinami (najviac ich priviezli námorníci z tropických krajov). V meste sa nachádza pamätník dôstojníkov vojnového námorníctva , ktorí v roku 1941 vyhodili do povetria torpédoborec Zagreb , aby nepadli do rúk okupantov. V meste sa tiež nachádza obranná veža s kaplnkou zo 16. storočia.


Ťanšan

Context: Geografické členenie Ťanšan sa člení na 3 oblasti: Západný Ťanšan, ktorý sa rozkladá medzi Ferganskou kotlinou na západe a jazerom Issyk-kuľ na východe. Najvyšším hrebeňom tejto časti pohoria je Zailijský Alatau, ktorý sa nachádza v susedstve jazera Issyk-kuľ a najväčšieho kazašského mesta Alma-Ata. Najvyššie vrcholy dosahujú výšky až Centrálny Ťanšan sa nachádza na hraniciach Kazachstanu, Kirgizska a Číny. V tejto časti pohoria ležia najvyššie vrcholy pohoria Džengiš Čokusu (Pik Pobedy – ) a pyramídová hora Chan-Tengri (). Nachádzajú sa tu aj hlboké doliny a kotliny (napr. Turfanská preliačina). Východný Ťanšan, nazývaný aj Čínsky Ťanšan, leží na území ČĽR v autonómnej oblasti Sin-ťiang. Ťahá sa od najvyššieho hrebeňa Chalyk-tau (štít Pik – ) na západe cez Borohoro Šan, Bogda Šan neďaleko hlavného mesta Urumči až k hrebeňom Barkol a Karlik Šan na východe. Tieto hrebene dosahujú výšok od 4 500 do .


Altaj

Context: Geológia Pohorie vzniklo v prvohorách počas hercýnskeho vrásnenia. V druhohorách však bolo zarovnané a súčasnú podobu vytvarovalo alpínske vrásnenie a zaľadnenie počas posledných dvoch ľadových dôb. Altaj je budovaný prevažne paleozoickými horninami, prevahu majú granitoidy, ruly, svory a piesčité bridlice. Ústup ľadovcov zanechal početné morény a štrkové terasy. Nad riekou Bija sa nachádzajú hrubé sprašové vrstvy, ktoré predstavujú jeden z najúplnejších záznamov o zmenách klímy na Sibíri za posledných 250 000 rokov. Seizmicita Oblasťou Altaja prebiehajú viaceré zlomy, niektoré sú tektonicky aktívne aj v súčasnosti. Výskyt väčších zemetrasení je sporadický, posledné silné zemetrasenie sa odohralo 27. septembra 2003 na juhu regiónu. Sila zemetrasenia bola 7,3 lokálneho magnitúda a škody na majetku boli vyčíslené na 10 mil. dolárov. Nerastné suroviny V severných výbežkoch Altaja sú bohaté zdroje uhlia (Kuznecká panva), v juhovýchodných častiach zasa ložiská polymetalických rúd (zinok, chróm). V minulosti bol Altaj zdrojom zlata, od čoho pochádza aj jeho názov („Zlaté hory“) – v súčasnosti je však ťažba sporadická, no v náplavoch riek sa niekedy dajú nájsť zlaté šupinky aj teraz.


Klatrát metánu

Context: Vznik Predpokladá sa, že klatráty metánu vznikajú migráciou zemného plynu z väčších hĺbok pozdĺž zlomov a následnou precipitáciou alebo kryštalizáciou na kontakte s oceánskou vodou za nízkych teplôt. Tieto podmienky sú bežné na dne šelfových morí aj oceánov.


Etán

Context: Použitie Hlavné využitie našiel etán v chemickom priemysle pri výrobe etylénu krakovaním parou. Keď sa uhľovodíky zmiešajú s parou a rýchlo zahrejú na veľkú teplotu (900 °C a viac), ťažké uhľovodíky sa lámu na ľahšie a nasýtené uhľovodíky sa menia na nenasýtené uhľovodíky. Etán sa preferuje pri výrobe etylénu, pretože krakovanie etánu je celkom selektívne na etylén, pokým krakovanie parou ťažších uhľovodíkov dáva zmes chudobnejšiu na etylén a bohatšiu na ťažšie alkény ako napríklad propylén a butadién, ale aj na arény. Experimentálne sa etán podrobuje výskumu ako možná surovina pre iné chemikálie. Oxidačná chlorácia etánu sa dlho zdá ako ekonomicky vhodnejšia cesta k výrobe vinylchloridu ako chlorácia etylénu. Veľa technologických procesov sa už patentovalo na túto výrobu, ale nízka selektivita vinylchloridu a korozívne podmienky reakcie (používa sa zmes obsahujúca kyselinu chlorovodíkovú pri teplotách vyšších ako 500°C) predstavujú stále prekážky pri uvedení do praxe. V súčasnosti INEOS má v prevádzke pilotné zariadenie na výrobu vinylchloridu z etánu s kapacitou 1000 ton ročne vo Wilhemshavene v Nemecku. Podobne saudskoarabská spoločnosť SABIC oznámila vybudovanie zariadenia na výrobu kyseliny octovej oxidáciou etánu s kapacitou 30 000 ton ročne v Yanbu. Ekonomická výhodnosť takéhoto procesu môže byť ale závislá na nízkej cene etán blízko saudskoarabských ropných polí a nemusí byť už taká konkurencieschopná s karbonyláciou metanolu inde na svete. Etán sa môže použiť aj ako chladivo v kryogenických chladiacich systémoch. V oveľa menšej miere sa používa vo vedeckom výskume kvapalný etán na vitrifikáciu vzoriek obsahujúcich vodu na elektrónový mikroskop. Tenký film vody rýchlo ponorený do kvapalného etán pri -150°C alebo menej zamrzne rýchlejšie, ako stihne voda skryštalizovať. Takéto rapídne zmrazenie neporuší štruktúru mäkkých materiálov nachádzajúcich sa v kvapalnom stave, ako by ju porušili ľadové kryštály.


Titán (chemický prvok)

Context: Introduction  Titán (lat. titanium ) je chemický prvok v Periodickej tabuľke prvkov, ktorý má značku Ti a protónové číslo 22. Je to ľahký, pevný, lesklý prechodný kov oceľového vzhľadu, odolný voči korózii (aj v morskej vode, v kyselinách, resp. v prítomnosti chlóru). V prírode sa titán vyskytuje len v podobe zlúčenín, najrozšírenejšími minerálmi sú rutil a ilmenit. Titán sa používa ako zložka pevných a ľahkých zliatin (so železom, hliníkom, vanádom, molybdénom a mnohými ďalšími prvkami), ktoré majú široké uplatnenie v mnohých odvetviach priemyslu (v kozmonautike, vojenstve, letectve, strojárenstve, chemickom priemysle, v medicíne atď.). Oxid titaničitý sa používa ako biely pigment (pod názvom titánová beloba), taktiež aj ako zložka zubných pást a ako fotokatalyzátor.


Ferotitán

Context: Využitie Používa sa pri výrobe ocele na deoxidáciu prípadne odsírenie, alebo odstránenie dusíka z roztaveného kovu. Využíva sa vysoká reaktívnosť titánu so sírou, uhlíkom, kyslíkom a dusíkom a to, že s nimi vytvára nerozpustné zložky ktoré sa vyplavia do trosky. Titán ako legovací prvok tiež spôsobuje kryštalizáciu s jemnejšiou štruktúrou zŕn. Ferotitánový prášok sa môže využiť v pyrotechnických prípravkoch (prskavky).


Metán

Context: Použitie Metán je hlavnou zložkou zemného plynu. Veľmi často sa používa priamo ako palivo. V porovnaní s ostatnými uhľovodíkmi počas horenia produkuje málo oxidu uhličitého. Hoci výhrevnosť metánu je 802 kJ/mol, čo je najmenej zo všetkých uhľovodíkov, keď sa prepočíta na hmotnosť (16 g/mol), vychádza metán ako najvýhrevnejší uhľovodík na jednotku hmotnosti. Ako zemný plyn sa v mnohých krajinách, vrátane Slovenska, privádza priamo v rúrach do domácností, kde sa spaľuje na vykurovanie a varenie. Stlačený metán sa používa pod označením CNG (stlačený zemný plyn) aj ako palivo do automobilov. NASA skúma možnosti použitia metánu ako raketového paliva. Metán sa hojne nachádza v mnohých častiach Slnečnej sústavy a mohol by sa tak zozbierať priamo na mieste pristátia a poskytnúť palivo na cestu späť. V chemickom priemysle sa metán používa ako surovina pri výrobe vodíka, metanolu, kyseliny octovej a anhydridu kyseliny octovej. Počas výroby týchto chemikálií sa najprv metán premieňa na vodný plyn (zmes oxidu uhoľnatého a vodíka) reformovaním parou. Reakcia metánu s vodnou parou prebieha za veľmi vysokých teplôt (700 – 1 100 °C) pri použití niklu ako katalyzátora: : Metán sa ďalej používa na výrobu acetylénu prechádzaním cez elektrický oblúk a chlórovaných derivátov (chlórmetán, dichlórmetán, chloroform a tetrachlórmetán) reakciou s chlórom. Tieto chemikálie sú však na ústupe, keďže acetylén je nahrádzaný lacnejšími a bezpečnejšími alternatívami a chlórmetány sú zdraviu škodlivé a nebezpečné pre životné prostredie. Nedokonalým spaľovaním metánu vznikajú čierne sadze, ktoré sa pod názvom carbon black (uhľová čierna) používajú v gumárenskom priemysle ako farbivo a plnidlo.


Aktinoid

Context: Výskyt v prírode Monazit Izotopy aktinoidov 232Th, 235U, 238U majú veľmi vysoký polčas rozpadu, takže sa zachovali od vzniku slnečnej sústavy. Aktínium a protaktínium sa taktiež vyskytujú v prírode, ale len ako produkty rozpadu izotopov 235U, 238U. Rovnako sa dajú detegovať mikroskopické množstvá neptúnia a plutónia, ktoré vznikajú tiež rozpadom uránu. Zvyšné aktinoidy sa pripravujú synteticky. Zdrojom tória je hlavne monazit, fosforečnan skupiny lantanoidov, kde sa tórium vyskytuje ako prímes v podobe 1 až 15 %. Keďže monazit sa ťaží hlavne ako zdroj lantanoidov, pri spracovaní sa získava aj tórium. Medzi ďalšie minerály patrí torit a torianit. Hlavnou rudou uránu je smolinec, taktiež sa ťažia sekundárne minerály – tzv. uránové okry (karnoit, torbenit, autunit). Najväčším svetovým producentom uránu je Kazachstan, ďalej nasleduje Kanada, Austrália, Niger a Rusko. Uzavretá baňa Josef v Jáchymove. V bývalom Česko-Slovensku sa urán ťažil v Česku, v Krušných horách (Jáchymov, Horní Slavkov), Příbrami a v Stráži pod Ralskem. Posledná baňa na urán bola uzavretá v roku 2017 v katastrálnom území obce Dolní Rožínka na Vysočine. Ťažba uránových rúd začala ešte v 19. storočí, keď sa zlúčeniny uránu používali len na farbenie skla. Masívny nárast ťažby začal koncom druhej svetovej vojny na základe zmluvy medzi Česko-slovenskou republikou a Sovietskym zväzom z roku 1946. Sovietsky zväz totiž potreboval urán k výrobe jadrových zbraní a ložiská v Jáchymove boli otvorené, kvalitné a vo sfére vplyvu ZSSR. Na prácu sa využívali najskôr nemeckí vojnoví zajatci, po roku 1948 politickí väzni, ktorí boli umiestnení v nápravných pracovných táboroch v okolí Jáchymova, Příbrami a Horního Slavkova a celkovo ich prešlo tábormi cca 80 000. Vyťažená ruda sa primárne spracovávala v Mydlovaroch. Na Slovensku sa ložiská uránu nachádzajú v Novoveskej Hute, kde sa uránové rudy sporadicky ťažili do roku 1990, pri Košiciach (Jahodná) a v Považskom Inovci. Od roku 2005 prebiehal geologický prieskum na lokalite Jahodná, no v roku 2015, po zmene banského zákona v roku 2014 spoločnosť v prieskume nepokračuje. Ťažba a spracovanie Tórium sa z monazitu extrahuje zahrievaním v koncentrovanom roztoku NaOH pri teplote 240 °C počas niekoľkých hodín. Následne sa premýva horúcou vodou, čím sa odstráni fosforečnan sodný a zostane zmes hydratovaných oxidov a hydroxidov lantanoidov a tória. Okyslením zmesi na pH 3,5 horúcou HCl sa lantanidové oxidy rozpustia a zostane ThO2. Tento je následne prevedený na Th(NO3)4. Pri kyslom spôsobe sa monazitová ruda niekoľko hodín zahrieva v kyseline sírovej, kým sa nevyzráža fosforečnan toričitý. Následne sa prevedie na hydroxid a potom na dusičnan toričitý. Urán sa získava hlavne zo smolinca, rozpúšťaním v kyseline chlorovodíkovej, za prítomnosti oxidačného činidla (chlorečnan sodný, alebo oxid manganičitý), ktoré zoxiduje urán na oxidačný stupeň +VI. Následne sa reakčná zmes neutralizuje amoniakom za vzniku žltého koláča – (NH4)2U2O7 a zahriatím na 300 °C na oxid uránový. Separácia izotopov uránu Dôležitým procesom pri spracovaní uránu je separácia izotopov 235U a 238U. V prírode sa 235U vyskytuje len v 0,71 %, no pre použitie ako jadrové palivo je potrebná jeho koncentrácia približne 5 %. Ako zlúčenina, vhodná na oddelenie izotopov, sa používa fluorid uránový, nakoľko má nízku teplotu vyparovania (sublimuje pri 56,5 °C), nízku molekulovú hmotnosť. Oddeľovanie prebieha na sústave centrifúg, ťažší 238UF6 sa koncentruje na vonkajšej strane (obvode) cetrifúgy, ľahší 235UF6 blízko osi rotácie.


Hajabusa 2

Context: Priebeh misie Sonda odštartovala z vesmírneho centra Tanegašima 3. decembra 2014 4:22 UTC. 3. decembra 2015 uskutočnila sonda gravitačný manéver okolo Zeme vo výške . 27. júna 2018 došlo k blízkemu kontaktu s Ryugu. 21. september 2018 pristáli Rover-1A a Rover-1B na Ryugu. 3. októbra 2018 pristál MASCOT na Ryugu. 22. februára 2019 sonda sa prvý krát dotkla asteroidu a vykonala odber vzoriek z povrchu asteroidu. 5. apríla 2019 sa zo sondy uvoľnil impaktor, ktorý nasledne vytvoril na povrchu asteroidu umelý kráter. 11. júla 2019 sonda zostúpila k povrchu a úspešne odobrala vzorky z vytvoreného krátera.


Cassini (sonda)

Context: Zdroje  Encyklopedie SPACE 40 – Cassini Podrobný priebeh misie sondy v databáze kozmických sond Sonda Cassini – Huygens na MEK První fotky z neznámé oblasti u Saturnu Cassini, děkujeme!


Akacuki

Context: Popis Trojosovo stabilizovaná sonda s telom v tvare kvádra o rozmeroch 1,04×1,45×1,40 m je vybavená dvoma výklopnými otočnými panelmi štvorcového tvaru s plochou 2×1.4 m2 fotovoltaických batérií dodávajúcich maximálne 1 200 W (na začiatku činnosti pri Venuši) resp. minimálne 500 W elektrickej energie (na konci aktívneho života). Obsahuje tiež dobíjateľné palubné akumulátorové batérie. Na palube sondy sú umiestnené nasledujúce experimenty: infračervená kamera IR1 Infra Red 1 pre snímanie povrchu Venuše s detekčným prvkom Si-CDS/CCD (3 spektrálne kanály, 0,90, 0,97 a 1,01 µm, zorný uhol 12°, 1024×1024 px); infračervená kamera IR2 Infra Red 2 pre snímanie oblačnosti v atmosfére Venuše s detekčným prvkom PtSi-CDS/CCD (5 spektrálnych kanálov, 1,65, 1,735, 2,02, 2,26 a 2,32 µm, zorný uhol 12°, 1040×1040 px); kamera LIR Long-wave Infra Red pre dlhovlnnú infračervenú oblasť na snímkovanie oblačnosti a zisťovanie jej teploty s bolometrom ako detekčným prvkom (vlnová dĺžka 10 µm, zorný uhol 12°, 240×320 px); ultrafialová kamera UVI Ultraviolet Imager pre snímkovanie oblačnosti v ultrafialovej oblasti na zisťovanie obsahu oxidu siričitého a ďalších zlúčenín vo vyššej atmosfére s detektorom Si-CCD (spektrálny obor 293 a 365 nm, zorný uhol 12°, 1024×1024 px); kamera LAC Ligtning and Airglow Camera pro registráciu bleskov a chemickej luminiscencie atmosféry s viacanódovou lavínovou fotodiódou APD Avalanche Photodiode ako detektorom (spektrálny obor 543,5, 557,7 a 777,4 nm, zorný uhol 16°, 8×8 px); ultrastabilný oscilátor USO =Ultra-stable Oscillator pre radioastronomické zákrytové meranie štruktúry atmosféry Venuše. Sonda je určená na podrobný prieskum atmosféry, oblačnosti a povrchu planéty Venuše, vrátane hľadania stôp možného recentného vulkanizmu. Údaje sú vysielané na Zem v pásme X (8 GHz) cez parabolickú anténu s priemerom 1,6 m s vysokým ziskom, alebo cez jednu z 2 antén. Pre príjem povelov slúžia 2 všesmerové antény. Orientáciu sondy v priestore zaisťujú detektory Slnka, sledovače hviezd a uhlomerné gyroskopy. Orientačný a stabilizačný systém zabezpečuje presnosť orientácie na ±0.1° a stabilitu ±0.01°. Ako výkonné prvky orientácie slúžia 4 silové zotrvačníky (kapacita momentu 2×20 Nms a 2×4 Nms) a systém 12 motorčekov na jednozložkové KPL (hydrazín). Sú 4 o ťahu 4×3 N a 8 o ťahu 8×23 N, používajú sa aj na menšie korekcie dráhy. Pre veľké korekcie dráhy slúži motor s keramickou (nitrid kremíka, Si3N4) spaľovacou komorou a tryskou o ťahu 500 N na dvojzložkové KPL (hydrazín a oxid dusičitý). Predpokladaná doba aktívnej životnosti je 4,5 roku.


Cassini (kráter)

Context: Introduction  Cassini je kráter na Marse pomenovaný na počesť talianskeho astronóma Giovanniho Cassiniho. Má približne 415 km v priemere a nachádza sa na súradniciach 327,9°Z 23,8°S.


Atlas (mesiac)

Context: Galéria Súbor:Atlas Rev09.2x.jpg|Atlas, fotografia sondy Cassini z 8. júna 2005 Súbor:Atlas with rings.jpg|Atlas v porovnaní s A a B prstencami, Cassini Súbor:Atlas - Voyager 1.jpg|Atlas, fotografia zachytená sondou Voyager 1 Súbor:PIA17206-SaturnMoon-Atlas-Flyby-20151206.jpg|Atlas, fotografia zo sondy Cassini z 6. decembra 2015


Canso (kráter)

Context: Introduction  Canso je kráter Marsu. Nachádza sa 450 km západne od miesta pristátia Viking 1, mierne severovýchodne od Lunae Planum a západne od Chryse Planitia. Kráter je pomenovaný podľa rybárskeho mesta Canso v Novom Škótsku. Meno bolo oficiálne potvrdené v Marťanskom povrchovom názvosloví v roku 1988 Medzinárodnou astronomickou úniou (IAU).


Scandia Tholi

Context: Introduction  Scandia Tholi je vrch na povrchu Marsu blízko severnej polárnej oblasti, čo má za následok, že oblasť je vystavována pôsobeniu marťanskej zimy. V tom období sa tu vyskytuje „snehová“ pokrývka,, ktorá je tvorená oxidom uhličitým. Pomenovaná bola v roku 2003. Hora má základňu s veľkosťou 480 km.


Marsovský rover

Context: Poznámky  Sonda Opportunity raz zapadla do sypkého materiálu v pieskovej dune 26. apríla 2005, keď skúmala oblasť Meridiani Planum. Po šiestich týždňoch sa Opportunity podarilo vymaniť z piesku pomocou riadenia zo snímok, ktoré sonda odfotila. Po očistení panelov sondy Opportunity, keď hrozilo ukončenie misie, mala viac energie a prehrievala sa, a preto ju pracovníci museli vypínať. Rover Opportunity objavil blízko miesta geologicky usporiadané dlaždice, ktoré naznačovali, že sa na Marse mohol vyskytovať v minulosti život. Taktiež drží rekord za najdlhšiu prejdenú vzdialenosť na inej planéte ako je Zem. Rover Curiosity je najväčším a najťažším vozidlom NASA na Marse. Pristál na Marse v roku 2012 a stále pracuje. Soujourner nebol prvým roverom na Marse – ten bol PrOP-M zo sond Mars 2 a 3, lenže sonde Mars 2 zlyhal pristávací systém a tvrdo dopadla na povrch, zatiaľ čo sonda Mars 3 na povrch úspešne pristála, no kontakt s ňou bol stratený 14,5 sekundy po pristátí, takže rover PrOP-M nebol na povrch nasadený. Jeho existencia bola utajovaná takmer 20 rokov. Rover Spirit bol prvým z dvoch vozidiel misie Mars Exploration Rover americkej NASA. Pristál na Marse v roku 2004 a pracoval viac než 6 rokov. Preskúmal kráter Gusev a objavil dôkazy o minulej existencii vody na Marse. Rover Perseverance má prvé vzorky marťanských hornín, ktoré sa plánujú vrátiť na Zem v roku 2031. Skala Rochette, z ktorej vzorky pochádzajú, je tvorená čadičom a obsahuje soľné minerály, ktoré naznačujú prítomnosť podzemnej vody.


Opportunity

Context: Miesto pristátia: Challenger Memorial Station  Opportunity pristála na pláni Meridiani (354,4742°v. d.; 1,9483°j. š.) asi od stredu pristávacej elipsy. Aj keď je Meridiani plochá planina bez kameňov, Opportunity sa počas pristátia obalená ochrannými vakmi dokotúľala do malého a plytkého impaktného krátera, neskôr pomenovaného Eagle (angl. „orol“) podľa amerického lunárneho modulu, ktorý ako prvý s ľudskou posádkou pristál na Mesiaci. Kráter Eagle má priemer 20 - 22 metrov. Vďaka blízkosti marťanského rovníka sa táto lokalita dokáže výnimočne zohriať až na +20°C, no teploty v nej môžu klesnúť až na -73°C. Ešte v deň pristátia sa odklopili tri trojuholníkové panely pristávacieho aparátu, ktoré obaľovali rover počas letu. Vozidlo rozložilo svoje solárne panely a vysunulo kamerový stožiar. Na mieste pristátia vozidlo zostalo dva týždne, kým nevysunulo kameru hore, aby malo lepší rozhľad. Útvar Stone Mountain v oblasti Meridiani, jeden z prvých cieľov výskumu rovera Terén v mieste pristátia je veľmi tmavý, sčasti pokrytý piesočnými alebo prachovými nánosmi. Z nich vystupujú horniny podložia. Na podrobnejších záberoch vedci rozoznali v horninách podložia výraznú vrstvovitosť. Na farebných snímkach sú v prachovom nánose zreteľné svetlejšie škvrny, ktoré vznikli, keď sa tadiaľ kotúľal pristávací aparát. Toto miesto nebolo pred pristátím Opportunity podrobne preskúmané sondou Mars Global Surveyor, aj keď táto sonda dodatočne zhotovila snímky miesta pristátia Opportunity s rozlíšením /pixel a o päť dní neskôr dokonca /pixel. Na snímkach sa dá nájsť aj miesto prvého dotyku pristávacieho puzdra povrchu Marsu a prach odfúknutý brzdiacimi raketami. Geológovia privítali skutočnosť, že sonda pristála vo vnútri kráteru, pretože mali možnosť skúmať hlbšie časti terénu. Vo vzdialenosti necelého kilometra sa nachádzal väčší, asi 150 metrový kráter neskôr pomenovaný Endurance (angl. „trpezlivosť“). Názov krátera odrážal náročnosť jeho dosiahnutia. 28. januára 2004 NASA oznámila, že miesto pristátia bolo pomenované na pamiatku siedmich astronautov poslednej misie raketoplánu Challenger , ktorí prišli o život v roku 1986, keď raketoplán krátko po štarte explodoval. Miesto pristátia Spiritu bolo zase pomenované na pamiatku obetí havárie raketoplánu Columbia. Mená všetkých ostatných pozorovaných a skúmaných útvarov v mieste pristátia sú však neoficiálne a zaviedli ich vedci Jet Propulsion Laboratory (JPL) pre vlastné potreby.


Maxwell Montes

Context: Introduction  Maxwell Montes Pohorie Maxwell Poloha 65,2° N 3,3° E Max. výška 11,6 km Priemer 797 km Názov Maxwellovo pohorie (lat.) Maxwell Montes ( Maxwellovo pohorie alebo pohorie Maxwell ) je horské pásmo na severnej pologuli Venuše. Nachádza sa v ňom aj najvyšší bod Venuše, ktorý siaha vyše 10 kilometrov (podľa iných zdrojov 8 až ) nad úroveň okolitých nížin a nad priemerný povrch Venuše. Pohorie je dlhé a je súčasťou rozsiahlej vysočiny Ishtar Terra . Pohorie je okrem výšky výnimočné tým, že ako jeden z mála útvarov na Venuši nemá ženské meno, ale je pomenované podľa význačného fyzika J. C. Maxwella. Na východe horstvo klesá k oblasti Fortuna Tessera , jeho západné časti sú komplexom hrebeňov a brázd. Sú mimoriadne strmé, údaje zo sondy Magellan odhalili, že juhozápadné úbočie má sklon 35°. Pohorie vzniklo pravdepodobne kolíziou dvoch kontinentálnych blokov podobne ako Himaláje. Stláčanie a praskanie kôry dvoch blokov napokon vyústilo do vrásnenia a prešmyku platní. Na východnom svahu Maxwell Montes sa nachádza dvojitý kráter. Jeho vonkajšia časť má priemer a hĺbku , vnútorný kráter má priemer a je hlboký , celý komplex je s najväčšou pravdepodobnosťou vulkanického pôvodu. Kategória:Pohoria na Venuši


Eagle (kráter)

Context: Introduction  Eagle je malý impaktný kráter na povrchu Marsu. V roku 2004 ho podrobne preskúmal robot Opportunity, jedno z dvoch pohyblivých vozidiel misie Mars Exploration Rover. Kráter sa nac´hádza v oblasti Meridiani Planum. Prieskum tohto kráteru pomocou robota Opportunity pomohol dokázať, že Meridiani Planum bolo kedysi dno oceánu.


Tirana (kraj)

Context: Introduction thumb Tirana ((alb.: Qarku i Tiranës ) je kraj v Albánsku. Pozostáva z okresov Kavajë a Tirana, jeho hlavné mesto je Tirana. Na západe je pobrežie kraja Tirana omývané Jadranským morom. Na súši hraničí s týmito krajmi: Durrës: sever Dibër: severovýchod Elbasan: juhovýchod Fier: juh Kategória:Kraje v Albánsku


Tibesti (pohorie)

Context: Introduction Súbor:Emi Koussi-Tibesti Mountains-Chad.jpg|thumb|right|Najvyšší vrch pohoria Tibesti - Emi Koussi (fotografia z kozmickej stanice ISS.) Tibesti (po francúzsky) alebo Tibistí (po arabsky) je názov pohoria vulkanického pôvodu v severnom Čade. Jeho severné výbežky zasahujú až do Líbye. Najvyšší vrch je Emi Koussi (3 415 m). Za príčinu vulkanickej činnosti vedci považujú horúcu škvrnu a z nej stúpajúci roztavený materiál z plášťa. Podnebie v Tibesti je vlhšie ako v okolitej saharskej púšti, priemerné zrážky sú 12 cm ročne. Pohorie je známe jaskynnými maľbami z 5. tisícročia pred Kr., horúcimi prameňmi a gejzírmi lokality Soborum .


Džungársko

Context: Introduction Súbor:Altai, Tienschan-Orte.png|thumb|300px|Džungarsko a Tarimská panva (Taklamakan) sú oddelené pohorím Ťanšan Džungársko (často nesprávne Džungarsko ; mongolsky: Зүүнгар, Züüngar, ujgursky Jongghar, جوڭغار, v tradičnej čínštine 準噶爾 (Zhǔngá ěr), v zjednodušenej čínštine 准噶尔, rusky Джунгария, Džungarija) je geografická oblasť na severe Číny približne odpovedajúca severnej polovici dnešnej provincie Sin-ťiang. Zaberá plochu o rozlohe a zasahuje aj do západného Mongolska a východného Kazachstanu. V oblasti žijú predovšetkým Kazachovia, Ujguri, Kirgizi a Chanovia.


Catamarca (argentínska provincia)

Context: Pôvod názvu Sú dve verzie pôvodu názvu „Catamarca“. Prvá je odvodená z kečuánčiny (Quechua). V ňom znamená cata svah a marca pevnosť, čo znamená spolu pevnosť na svahu . Druhá verzia je odvodená z ajmarského jazyka, v ktorom catan (malá) a marca (mestečko) v spojení dáva malé mestečko .


San Fernando del Valle de Catamarca

Context: Geografia Catamarca leží v údolí Valle de Catamarca, ktoré oddeľuje horské pásma Sierra de Ancasti a Sierra de Ambato, na rieke Rio del Valle . Hoci je podnebie pomerne suché, v okolí sa nachádzajú kvalitné pôdy, čo napomáha rozvoju poľnohospodárstva.


Albánsko

Context: Mestá a sídla Súbor:Tirana from South.jpg|náhľad|Najväčším a hlavným mestom krajiny je Tirana Súbor:Tirana panorama 2016.jpg|náhľad|Skanderbegovo námestie v centre hlavného mesta Súbor:Durres harbor from the sea.jpg|alt=|náhľad|Námorný prístav Drač Sídelná štruktúra krajiny je ovplyvnená historickým vývojom tradičnej albánskej spoločnosti. V súčasnej dobe žije väčšina obyvateľov v mestách, urbanizácia dosahuje úroveň 60,3 % (v roku 2018). Všetky mestá populačne rastú, najmä v strednej časti pobrežnej nížiny. Počet vidieckych obyvateľov ďalej klesá, v horských dedinách dnes zostávajú bývať hlavne starší ľudia a malé deti. Hlavným a najväčším mestom Albánska je Tirana ( Tiranë ). Albánska metropola s celkovým počtom obyvateľov cez 850 tisíc je aj najhustejšie osídlenou časťou krajiny. Medzi ďalšie väčšie sídla patria prístavy Drač ( Durrës ) a Vlora ( Vlorë), priemyselné stredisko Elbasan či mestečko Skadar ( Shkodër ). Poradie Mesto Počet obyvateľov (2011) 1 Tirana 858 262 2 Durrës 201 519 3 Vlorë 141 513 4 Elbasan 126 703 5 Shkodër 102 075 6 Fier 85 845 7 Kamëz 66 841 8 Korçë 51 152 9 Berat 32 606 10 Lushnjë 31 105


Tivat

Context: Tivatská riviéra Pri meste sa nachádza osem pláží. Priamo v jeho centre leží piesočnatá pláž Belane a v tesnej blízkosti pláž Žua s cyprusovým a borovicovým hájom. Mnoho malých pláží tvoria brehy okolitých ostrovčekov Prevlaka a Sveti Marko. Na pobreží Tivatskej zátoky sa nachádzajú ďalšie pláže. Neďaleko prielivu Verige sa blízko majáku nachádza 200 m dlhá pláž Opatovo a u neďalekej osady Donja Lastva zhruba kilometrová pláž.


Titan (mesiac)

Context: Do roku 2010 bolo s istotou známych iba päť impaktných kráterov na povrchu mesiaca. Ďalších 44 známych je však tiež veľmi pravdepodobne impaktného pôvodu. Staršie známe krátery sú silne erodované, zaplavené uhľovodíkmi alebo pochované v piesočných dunách. Najväčší kráter na Titane je Menrva s priemerom 425 km. Hustá atmosféra, v ktorej mnohé telesá zhoria, sa zaslúžili o to, že kráterov je menej než na porovnateľných telesách slnečnej sústavy. Druhým dôvodov malého množstva impaktných kráterov je prebiehajúca erózia, ktorá, podobne ako na Zemi, tieto útvary časom zahladzuje.


Prelet dotyčnicového meteoroidu nad Česko-Slovenskom a Poľskom 13. októbra 1990

Context: Pozri aj  Pád meteoritu 15. februára 2013 Tunguská udalosť


Titán (chemický prvok)

Context: Izotopy Existujú dve alotropické formy titánu a päť prirodzene sa vyskytujúcich izotopov. 46Ti až po 50Ti. 48Ti je izotop s najväčším prirodzeným výskytom až (73.8%).


Päktusan

Context: Geológia Mechanizmus sopečnej činnosti vulkánu Päktusan je stále predmetom diskusií, nakoľko existuje niekoľko názorov na jej vznik. Prvý predpokladá akrečné procesy na okrajoch čínskeho kratónu už od mezoproterozoika, prípadne subdukčné procesy pri poklese pacifickej dosky ešte pred otvorením Japonského mora, iné názory reprezentujú existenciu hot-spotu, ako príčinu vulkanizmu oblasti Päktusanu. Novšie merania rýchlostí seizmických vĺn, uskutočnené Geodynamickým výskumným centrom Ehimskej Univerzity v Japonsku zistili zlomový systém v spodných častiach kôry, tiahnuci sa v smere severovýchod-juhozápad pod sopkou Päktu-san a zasahujúcim aj pod vulkanické štruktúry Xianjindao a Čchugarjong v KĽDR a Lung-kang v severnej Číne, cez ktorý magma vystupuje k povrchu. Výstup magmy je zapríčinený dehydratačnými procesmi hornín a minerálov v poklesávajúcej pacifickej platni a následným výzdvihom horúceho astenosférického materiálu, čo spôsobuje rozchádzanie východnej časti eurázijskej platne, vznik riftových štruktúr v severovýchodnej Číne (Šandžinský graben, zlomová zóna Tančeng-Lujang) a na Sibíri (bajkalský rift) a vulkanizmus celej sopečnej reťaze Longgang, Päktu-san, Xianjindao a Čhung-njong-san. Súbor:Paektu-san.jpg|thumb|left|250px|Kaldera sopky Päktu-san s jazerom Čchondži - snímka z ISS. Erupcie Erupcia z roku 1050 bola jedna z najväčších za posledných 10 000 rokov (len erupcie sopiek Tambora, Crater Lake a Kikai boli väčšie). Sopka vyvrhla 150 km3 pemzy a popola, ktorý pokryl oblasť s polomerom 40 km. Táto erupcia vyformovala aj kalderu s rozmermi 5 × 3,5 km, ktorá je teraz zaliata vodou a známa ako jazero Čchondži (po čínsky Tianchi). Posledná erupcia bola zaznamenaná v roku 1702.


Kráter Chicxulub

Context: Introduction Lokalizácia krátera na polostrove Yucatán. Kráter Chicxulub (čítaj Číkšulúb) je impaktný kráter na Yucatánskom polostrove, ktorý vznikol pred asi 65,0 až 65,4 ± 0,2 miliónmi rokov v najvyššej kriede (datovaný na základe metódy 39Ar/40Ar). Je považovaný za možnú príčinu vyhynutia dinosaurov. Tento kráter bol vytvorený meteoritom o priemere až . Pri dopade spôsobil obrovskú tlakovú vlnu a do ovzdušia sa dostalo obrovské množstvo kamenia a sutín. Vedci spájajú vymieranie na hranici kriedy a terciéru s impaktom mimozemského telesa preto, že po celom svete možno v hraničných súvrstviach, sledovať vrstvu irídia, typický prvok obsiahnutý v meteoritoch. Kráter má priemer 170 – 180 kilometrov a je najlepšie zachovaným spomedzi 3 najväčších impaktných kráterov na Zemi. Na základe seizmického štúdia sa predpokladá, že tesne po impakte pred svojim kolapsom bol hlboký okolo . V rokoch 2001 až 2002 bol v oblasti krátera uskutočnený výskum, pri ktorom bol realizovaný vrt Yaxcopoil-1, ten poukázal na to, že hrubý komplex impaktných brekcií je oddelený od geologickej hranice krieda-terciér bohatej na irídium hrubou vrstvou vápencov s glaukonitom, ktoré sa museli usadiť v pokojnom prostredí. Tento objav poukázal, že dopad meteoritu v Chicxulub nemusí priamo súvisieť s vymedzovaním hranice kriedy a terciéru.


Karbonatit

Context: Výskyt Schéma karbonatitového vulkanického komplexu Väčšinou ide o staré, proterozoické horniny (napríklad archaické kratóny Ruska, Brazílie, Austrálie, Indie, USA, Kanady a Škandinávie), zo súčasnosti je známe jediná sopka, eruptujúca karbonatitové horniny – Ol Doinyo Lengai v Tanzánii. Celkovo bolo nájdených asi 300 karbonatitiových lokalít. Karbonatitový vulkanizmus je všobecne spojený s vnútroplatňovými extenznými štruktúrami, väčšinou v blízkosti ultrabázických alebo alkalických komplexov v asociácii s alkalickými silikátovými magmatitmi (ijolitmi, urtitmi, nefelínickými syenitmi, menej s pyroxenitmi, peridotitmi, kimberlitmi a lamprofýrmi).


Lonsdaleit

Context: Výskyt Výskyt bol zaznamenaný v mieste dopadu meteoritov napr. Diablov kaňon v Arizone. Okrem meteoritického pôvodu sa vyskytuje aj v kimberlitických horninách a bol pripravený aj umelo pri výskume možnej syntézy umelých diamantov. Priemyselne využívaným náleziskom lonsdaleitu by mohol byť napríklad impaktný kráter Popigaj na Sibíri v Rusku (priemer ~100 km, vek 35,7 ± 0,2 (2σ) miliónom rokov, 7. najväčší impaktný kráter na Zemi), kde dopadol chondritový asteroid pravdepodobne na ložisko grafitu. Existujú tu dve využívané náleziská impaktných diamantov vhodných na priemyslové využitie - Skaľnoe (Скальное) a Udarnoe (Ударное), tretie nálezisko (odhalené v roku 2012) je utajované a geologický prieskum bol dočasne zmrazený. V priestore kráteru Popigaj sú ťažiteľné hlavne priemyslové diamanty, ale obsah lonsdaleitu je vysoký a zásoby priemyslových diamantov na známych náleziskách odhadujú rusi na "triliony karátov" (stovky tisíc ton!).


Kúh-e Taftán

Context: Introduction  Kúh-e Taftán alebo Kúhe Taftán alebo Taftán (z per. horúce miesto ) je v súčasnosti neaktívny stratovulkán, nachádzajúci sa v juhovýchodnom Iráne, asi 120 km južne od mesta Záhedán. Sopka je súčasťou vulkanického masívu, ktorý sa tiahne až do Pakistanu. Kúh-e Taftán má dve vulkanické centrá, severný kráter vyzerá viac zvetralo, kým južný, vyšší kráter je mladší, tiež sa v ňom nachádzajú aktívne fumaroly sírnych plynov (SO2, H2S). Hlásená erupcia z roku 1993 nebola potvrdená, pretože išlo len o výron roztavenej síry.


Tondano (sopka)

Context: Introduction  Tondano je masívna kaldera vulkanického pôvodu, nachádzajúca sa v severnom ramene ostrova Celebes. Kaldera má rozmery 20 × 30 km, jej vek sa odhaduje štvrtohory a jej dno je pokryté viacerými postkalderovými troskovými kužeľmi a lávovými prúdmi. Vo východnej časti sa nachádza jazero rovnakého mena. Na okrajoch kaldery sa nachádzajú viaceré mladšie vulkanické centrá, ako Soputan, Sempu, Lokon-Empung a Mahawu.


Titan (mesiac)

Context: Koncom júla 2008 odborníci definitívne potvrdili, že na povrchu Titanu sa nachádza jazero tvorené etánom. Existencia jazier tekutých uhľovodíkov na povrchu Titanu sa predpokladala už dávno. Prvé objavené jazero leží v blízkosti južného pólu a jeho hladina pokrýva plochu asi 20000 km2. Je o niečo väčšie ako jazero Ontário, podľa ktorého dostalo aj meno. Etán vypĺňajúci jazero vznikol pôsobením ultrafialového žiarenia na molekuly metánu. Odparovaním z jazier sa zrejme dopĺňajú uhľovodíky v atmosfére.


Tematangi

Context: Introduction  Tematangi je atol v juhovýchodnej časti súostrovia Tuamotu v rámci Francúzskej Polynézie. Najbližším susedom je známy atol Mururoa, ležiaci približne na východo-juhovýchod. Od Tahiti je Tematangi vzdialený . Na dĺžku meria a na šírku . Po obvode je vačšinou úplne uzatvorený súvislým pásom súše, prerušeným len na severnej a západnej strane niekoľkými prietokmi.


Nui

Context: Ostrovy a ostrovčeky Atol Nui pozostáva minimálne z 21 ostrovov a ostrovčekov: Fenua Tapu Meang Motupuakaka Pakantou Piliaieve Pongalei Talalolae Tokinivae Unimai a minimálne 12 ďalších ostrovčekov Najväčší, najjužnejší a najvýchodnejší ostrov je Fenua Tapu, ktorý nasleduje Meang, čo je najzápadnejší ostrov.


Nanumea (atol)

Context: Introduction Nanumea Nanumea je atol štátu a súostrovia Tuvalu, umiestnený najviac severozápadne. Má 644 obyvateľov. Legendy hovoria, že prvými obyvateľmi boli dve ženy Pai a Vau. Nanumeančania oslavujú kresťanský sviatok Pati. Atol pozostáva minimálne zo 6 ostrovov: Lakena Lefogaki Nanumea Teatua a Taepoa Temotufoliki a minimálne ešte jeden ostrov Na hlavnom ostrove Nanumea je osada. Ostrov má dĺžku asi 3 km. Najväčšie ostrovy atolu sú samotná Nanumea, nasleduje Nakena a Temotufoliki.


Metán

Context: Introduction Súbor:Ch4-hybridisation.png|thumb|3D model metánu s vyznačenými hybridizovanými orbitálmi sp3 Metán (iné názvy: bahenný plyn, banský plyn, zemný plyn, ľahký uhľovodík , traskavý plyn , karbán , metylhydrid ) je najjednoduchší uhľovodík. Je to pri bežných podmienkach bezfarebný plyn s chemickým vzorcom CH4. Čistý metán je bez zápachu, ale na komerčné účely sa zvykne zmiešavať s malým množstvom silno zapáchajúcich zlúčenín síry ako napríklad tetrahydrotiofén/THT/, ktoré mu dodávajú typický zápach, aby sa tak dali zistiť prípadné úniky. Metán tvorí podstatnú časť zemného plynu (až 98 %). Ako plyn vybuchuje v relatívne malom intervale koncentrácie so vzduchom (5 - 15 %). Väzobné uhly v metáne majú veľkosť 109,5 stupňov. Spálenie jednej molekuly metánu za prítomnosti kyslíka uvoľní jednu molekulu oxidu uhličitého () a dve molekuly vody (): : Relatívne vysoký výskyt metánu a čisté spaľovania ho robia veľmi atraktívnym palivom. Avšak keďže za normálnych podmienok to je plyn, je ťažké ho prepravovať z miest, kde sa vyskytuje na miesta, kde je potrebný. Aktívny výskum sa venuje premene metánu na deriváty, ktoré sa dajú prepravovať ľahšie, ako napr. metanol. Niektoré mikroorganizmy nám v tejto selektívnej oxidácii môžu pomôcť produkciou enzýmov nazývaných metánové monooxigenázy . Metán je relatívne potentný skleníkový plyn s vysokým potenciálom globálneho otepľovania (t. j. efekt globálneho otepľovania porovnaný s oxidom uhličitým). Tretia hodnotiaca správa IPCC konštatuje, že v priemere za 100 ročné obdobie každý kilogram metánu oteplí Zem 25-krát viac ako rovnaké množstvo oxidu uhličitého. Štvrtá hodnotiaca správa sa už opravila berúc do úvahy i nepriame účinky a hovorí, že relatívny faktor otepľovania k v priemere za 20 rokov je až 72. Dôvod tejto odlišnosť je fakt, že metán sa v atmosfére časom oxiduje na oxid uhličitý a vodu s polčasom rozpadu sedem rokov. Doteraz sa odhaduje podiel metánu na globálnom otepľovaní asi na jednu tretinu efektu oxidu uhličitého. Je tu však veľké, doteraz neznáme, množstvo metánu vo forme metánového ľadu na oceánskom dne. Globálne otepľovanie by teoreticky mohlo tento metán uvoľniť, a tak spôsobiť ďalšie oteplenie. Podobné uvoľnenie metánu mohlo byť v minulosti príčinou veľkých vyhynutí na Zemi. Zemská kôra tiež obsahuje veľké množstvá metánu. Veľa metánu sa produkuje aj anaeróbne metánogenézou. Ďalšie zdroje zahŕňajú bahenné sopky spojené s hlbokými geologickými zlomami.


Etán

Context: Dejiny Etán bol prvýkrát synteticky pripravený v roku 1834 Michaelom Faradayom, ktorý rozložil elektrolýzou octan draselný. Výsledný produkt tejto reakcie si ale pomýlil s metánom a ďalej ho už neskúmal. Počas rokov 18471849 v snahe potvrdiť teóriu radikálov v organickej chémii Hermann Kolbe a Edward Frankland vyrobili etán redukciami etylkyanidu a etyljodidu s draslíkom a tak, ako to robil Faraday, elektrolýzou vodných octanov. Títo si však zmýlili etán (dimér metylu) s metyl radikálom. Túto chybu opravil v 1864 Carl Schorlemmer, ktorý ukázal, že produktom všetkých týchto reakcií bol v skutočnosti etán. Názov etánu pochádza z názvu éteru (vtedy názvu pre dietyléter).


Tantal

Context: Výskyt Najznámejšie tantalové rudy sú: tantalit, wodginit, mikrolit a columbit.


Vairaatea

Context: História Na ostrove sa našli početné archeologické pozostatky činnosti domorodcov, ktoré patria do kultúrnej a jazykovej oblasti Maragai (čo zahŕňa aj atoly Vahitahi, Pinaki, Nukutavake a Akiaki).. Ostrov objavil španielsky moreplavec Pedro Fernandes de Queirós v roku 1606. Nazval ho „San Miguel Arcángel“. Ďalším bol angličan Samuel Wallis v roku 1767. Atol nazval „Lord Egmont“. Na niektorých mapách sa objavuje aj pod názvom „Industriel“. V 19. storočí, keď sa atol dostal pod francúzsku správu, tu žilo cez 200 ľudí (rok 1850) a atol bol jedným z najľudnatejších na Tuamotu.. Centrálna osada Tavananui sa nachádza v severovýchodnej časti ostrova. V roku 2012 tu žilo 57 obyvateľov.


Teleckoje ozero

Context: Osídlenie pobrežia Na brehu jazera ležia osady Artybaš, Jogač s turistickou chatou a Jajľu ( od odtoku Biji ), v ktorom sídli centrálna správa Altajskej rezervácie a Telecká jazerná stanica.


Tenochtitlan

Context: Názvy  v jazyku nahuatl: Tenochtitlan vyslov: tenočtitlan, prízvuk je na i (Nesprávne varianty sú: Tenōchtitlān, Tenochtitlān vyslov: tenóčtitlán, tenočtitlán. Údajné dlhé o (ō) vychádza z moderného dohadu, že názov mesta pôvodne možno vznikol zo slova tenōchtic, v ktorom je dlhé o; názov tohto mesta je však pôvodne doložený s krátkym o. Údajné dlhé a (ā) zas vychádza zo zámeny dvoch aztéckych prípon -tlan a -tlān, v názve tohto mesta je len obyčajné a. ) , alebo Mēxihco-Tenochtitlan (iné, menej časté prepisy: Mēxico-Tenochtitlan, Mexico-Tenochtitlan ) historická výslovnosť: méši’ko-tenočtitlan; moderná výslovnosť aj: méšihko-tenočtitlan, prízvuk je v oboch slovách na i v španielčine: Tenochtitlán vyslov: tenočtitlan; prízvuk je na a alebo Tenochtitlan vyslov: tenočtitlan, prízvuk je na i (prvý tvar je pošpanielčený, druhý sa viac pridŕža nahuatlského originálu) , alebo México-Tenochtitlán/México-Tenochtitlan/Méjico-Tenochtitlán/Méjico-Tenochtitlan vyslov vo všetkých prípadoch: mechiko-tenočtitlan; prízvuk je v prvom slove na e, v druhom slove je na a ak sa píše -tlán, inak je na i


Sodankylä

Context: Pamätihodnosti a zaujímavosti  Tankavaara. Múzeum zlata a zlatá obec. V auguste 2006 tu prebiehali 30. majstrovstvá sveta v ryžovaní zlata. Starý kostol. Bol postavený v roku 1689, drevený. Nový kostol. Pochádza z roku 1859, kamenný. Národný park Urho Kekkonena. Filmový festival Midnight Sun.


Titicaca

Context: Introduction Poloha jazera Titicaca. Titicaca. Titicaca je najväčšie jazero v Južnej Amerike s rozlohou a s nadmorskou výškou zároveň najvyššie položené jazero s obchodnou lodnou prepravou na svete a najväčšie sladkovodné jazero v Južnej Amerike. Je bezodtokové a vulkanického pôvodu. Leží v Andách na hraniciach Peru a Bolívie. Priemerná hĺbka je medzi 140 a , najväčšia . Teplota vody dosahuje 13 °C. Ústi do neho viac ako 25 riek a rieka Desaguadero vytvára spojnicu so susedným jazerom Poopó. Má 41 ostrovov, niektoré z nich sú husto obývané.


Ticinské Alpy

Context: Vodstvo Ticinské Alpy sú veľmi bohaté na vodu, a preto tu nájdeme mnoho jazier, riek, prameňov atď. Medzi najvýznamnejšie vodné plochy patria: Lago Maggiore (212 km²), Lago di Vogorno (1,68 km²), Lago del Sambuco (1,11 km²), Lago del Narét, Lago del Cavagnöö, Lago Tremórgio a Lago di Robei. Medzi významné rieky pohoria sa radia: Ticino, Maggia, Melezza, Verzasca a Cannobino.


Titan (mesiac)

Context: Radar sondy Cassini objavil ďalšie potenciálne jazerá a moria. Najväčšia objavená tmavá oblasť má rozlohu až 400000 km2, čiže len o málo menšiu ako Kaspické more. Dostala pomenovanie Kraken Mare. V niektorých moriach sa našli tiež polostrovy a ostrovy. Predpokladá sa, že tieto jazerá a moria kvapalných uhľovodíkov sú zásobárne pre uhľovodíky v atmosfére. Celkové predpokladané množstvo kvapalných uhľovodíkov na Titane minimálne stokrát prevyšuje všetky známe zásoby ropy a zemného plynu na Zemi. Tieto tekuté plochy podliehajú sezónnym zmenám. Ako sa blížilo pre severnú pologuľu Titanu zatiaľ posledné leto, sonda Cassini pozorovala, že jej jazerá sa zapĺňajú uhľovodíkmi. Naproti tomu rozloha jazier v blízkosti južného pólu sa medzi rokmi 2005 až 2009 zmenšila.


Atmosféra (kozmického telesa)

Context: Vznik a vývoj atmosfér  Vznik atmosféry Pri plynných a plazmových telesách je atmosféra ich prirodzenou súčasťou už od čias ich formovania. V prípade joviálnych planét hovoríme o tzv. prvotnej atmosfére , čo znamená, že vznikla už pri formovaní z týchto planét z protoplanetárneho disku. Chemické zloženie týchto atmosfér sa od čias ich vzniku zmenilo len málo. Pevné telesá nadobudli svoj vzdušný obal uvoľnením plynov zo svojho vnútra, dopadom asteroidov a komét obsahujúcich prchavé látky, alebo gravitačným nabalením materiálu z okolia. O týchto atmosférach sa predpokladá, že podstúpili dlhý vývoj a ich chemické zloženie sa podstatne líši od ich pôvodného zloženia po sformované slnečnej sústavy. Takéto vekom značne zmenené atmosféry sa nazývajú druhotné atmosféry . Druhotné atmosféry sú napríklad značne ochudobnené o vodík a hélium, pretože gravitácia telies nepostačovala na udržanie si týchto dvoch najľahších chemických prvkov. Strata atmosféry Termálny únik Viaceré telesá v histórii slnečnej sústavy možno mali atmosféru, ale postupne ju čiastočne alebo úplne stratili. Plyn sa z atmosféry stráca, keď rýchlosť jeho častíc presiahne únikovú rýchlosť. To sa stáva najčastejšie pod vplyvom vysokej teploty – vtedy hovoríme o takzvanom termálnom úniku. Čím slabšiu gravitáciu má teleso, tým nižšia teplota je dostačujúca na to, aby z nej častice unikali. Významnú úlohu hrá hmotnosť častíc. Najľahšie unikajú voľné atómy najľahšieho plynu – vodíka. Hranica, pri ktorej vodík nezadržateľne opúšťa zemskú atmosféru, je približne 500 km a teplota, pri ktorej k tomu dochádza, nad 1000 kelvinov. Hoci priemerná rýchlosť atómov vodíka v tejto výške a pri tejto teplote je stále len polovica z druhej únikovej rýchlosti, častice atmosféry v takejto výške sú už také riedke, že v ich rýchlostiach sú obrovské rozdiely, ktoré sa nestíhajú vyrovnávať. Preto majú niektoré častice už vyššiu rýchlosť, ako je úniková rýchlosť. Zemskú atmosféru opúšťajú každú sekundu tri kilogramy vodíka a 50 gramov hélia (druhý najľahší plyn). Unikajúci vodík možno vidieť na ultrafialových snímkach ako veľké halo obaľujúce Zem. Tento spôsob postupného „vyparovania sa“ atmosféry sa nazýva Jeansov únik. Predpokladá sa, že práve Jeansov únik je vo veľkej miere zodpovedný za to, že o svoju atmosféru prišiel Mesiac. Ďalším spôsobom termálneho úniku je strata atmosféry pod vplyvom UV žiarenia hviezdy. Atmosféra planéty absorbuje UV žiarenie a premení ho na teplo. Teplo spôsobí rozpínanie atmosféry, ktoré napokon vyústi do vypudenia celého oblaku molekúl do kozmu. Tento spôsob úniku plynov z atmosféry sa označuje ako hydrodynamický a plyn, ktorý takto opúšťa atmosféru planéty, sa nazýva planetárny vietor. Hydrodynamický únik sa predpokladá aj v atmosférach exoplanét. Netermálny únik Netermálny únik zahŕňa nadobudnutie druhej únikovej rýchlosti bez pomoci tepla. Častice môžu nadobudnúť vysoké rýchlosti pri chemických reakciách a vzájomných kolíziách častíc. Elektricky nabité častice – ióny – sú veľmi ovplyvňované magnetickým poľom planéty, ktoré ich väčšinou nepustí. Ak však majú dostatočnú rýchlosť, môžu unikať pozdĺž takzvaných neukotvených siločiar magnetického poľa. Iným spôsobom úniku iónu z magnetosféry planéty je jeho kolízia s neutrálnym atómom. Tomu ión vytrhne elektrón, čím sa sám neutralizuje a ako neutrálna častica už nespadá pod pôsobenie magnetického poľa, takže môže uniknúť. Impakty Zrážka s iným telesom spôsobí jednorazové vymrštenie do kozmu oveľa väčšej časti atmosféry, ako za rovnakú časovú jednotku unikne termálnymi či netermálnymi procesmi. Pri náraze sa veľká časť impaktora aj zasiahnutého objektu vyparí. Stúpajúci horúci oblak plynu z obidvoch telies so sebou strháva aj častice atmosféry. Čím je atmosféra redšia, tým väčší fragment z nej pri zrážke unikne, čím sa ešte väčšmi zriedi a nasledujúci impakt bude ešte drvivejší. Takouto reťazovou reakciou môže teleso postupne prísť takmer o celú atmosféru. Najľahšie opäť unikajú chemické prvky s najmenšou hmotnosťou. Podľa jednej teórie sa práve impakty pričinili o to, že veľké Jupiterove mesiace Ganymedes a Kallisto sú prakticky bez atmosféry. Hoci impakty atmosféru väčšinou odnášajú, pokiaľ majú impaktujúce telesá dostatočné zastúpenie prchavých látok, napríklad vodného ľadu, môžu atmosféru zahusťovať. Kategória:Planetológia


Geotermálna energia

Context: Charakteristika Geotermálna energia je najstaršou energiou na našej planéte, pretože je to energia, ktorú získala Zem pri svojom vzniku z materskej hmloviny, následnými zrážkami kozmických telies a v poslednej dobe je energia čiastočne generovaná rádioaktívnym rozpadom niektorých prvkov v zemskom telese.


Tethys (more)

Context: Introduction More Tethys medzi Lauráziou a Gondwanou v triase Tethys (iné názvy: Tetys, Tétys, Thétys, Tethyda, Tetyda, tetýda, tethýda, tetyda ) alebo Neotethys (synonymá zrejme analogicky k synonymám v prvej zátvorke) bol historický oceán. Bola to sústava oceánskych paniev, ktorá existovala od mladších prvohôr (od cca 300 mil. rokov BP) až do začiatku treťohôr približne v rovnobežkovom smere z oblasti južnej Európy a severnej Afriky smerom do Malej Ázie až po Indonéziu. Na severe bol tento oceán v neskoršom období obmedzený Lauráziou a Sibírskym štítom, na juhu Gondwanou. Z Tethys sa vyvrásnili na severe Pyreneje, Alpy, Karpaty, Balkán, Kaukaz, Himaláje a i., v južnom pásme Atlas, Apeniny, Dinaridy, Helenidy a Tauridy. Postupne sa časti Tethys pričleňovali k už jestvujúcim kontinentom, šírka oceánu sa zmenšovala, až sa rozdelil na severnú Paratethys a Južný Tethys. Tethys sa rozpadla alpínskym vrásnením. Zvyškami Tethys sú Stredozemné more, Čierne more a Kaspické more. Balaton a Neziderské jazero sú zvyškami Paratethys. Názov Tethys prvýkrát použil v roku 1893 rakúsky geológ Eduard Suess. Tethys bola grécka mýtická postava, dcéra Urana a Gaie, sestra a manželka Okeanova. Teória platňovej tektoniky síce neskôr vyvrátila niektoré prvky Suessovej koncepcie jeho stavby, no jeho pôvodná myšlienka bola napriek tomu pomerne presná a označenie Tethys sa v povedomí geológov naďalej udržalo. Pomenovnie tethys sa vzťahujue na viaceré oceánske domény, ktoré existovali v rozdielnom čase. Rozlišuje sa preto prvohorný oceán Paleotethys, severne od Kimérie. Mladší vrchnoprvohorný až druhohorný oceán južne od Kimérie je označovaný ako Neotethys. Oceán, ktorý sa otvoril v strednej jure je označovaný ako Alpínsky Tethys (aj keď namieste by bolo skôr pomenovanie Tethýdny Atlantik) alebo tethýda. Posledný menovaný oceán vznikol extenziou a rozpadom kontinentov v súvislosti so vznikom centrálneho Atlantiku. Paleogeografiu komplikuje aj existencia menších vrchnoprvohorných až druhohorných oceánskych domén ako bol napr. Meliatsko-halstattský oceán. V dôsledku alpínskej orogenézy došlo k postupnému uzavretiu tethýdy. Zvyškové miocénne oceánske panvy, ktoré boli v tomto období zaplavené morom sú označované ako Paratethys.