TUKE-KEMT/reranking-skquad huggingface dataset:
Obežné vzťahy medzi Janusom a Epimetheusom Epimetheus (vľavo dole) a Janus pozorované 20. marca 2006, oba mesiace tesne po výmene obežných dráh. Zdanlivá vzdialenosť mesiacov je iba klam, pozorované sú z opačných strán ich obežných dráh. Janus a Epimetheus sú koorbitálne : Janusov stredný obežný polomer je iba o 50 km kratší ako Epimetheusov. Je to menej ako jeho priemer. Kvôli blízkym obežným dráham sa mesiace pohybujú rýchlejšie, čoho dôsledkom je približovanie jedného k druhému, z čoho sa zdá, že časom musí dôjsť ku kolízii. Ale ako vnútorný mesiac dobieha vonkajší, ich vzájomná gravitačná príťažlivosť zrýchli hybnosť vnútorného mesiaca, tým sa dostane na vyššiu obežnú dráhu, čoho výsledkom je spomalenie tohto mesiaca. V rovnakom čase vonkajší mesiac hybnosť stráca, čím „padá“ na nižšiu obežnú dráhu. Takýmto spôsobom si mesiace vymenia obežné dráhy a celý cyklus začína odznova. Najkratšia vzdialenosť na akú sa k sebe v minulosti priblížili bola približne . Takáto výmena prebieha približne každé štyri roky, posledná nastala 21. januára 2006, ďalšia bude v roku 2010. V tom čase sa Janusom obežný polomer zvýši o ~ zatiaľ čo Epimetheusov zníži o ~. Janusova obežná dráha je narušená menej pretože je 4-krát väčší ako Epimetheus. Z dnešných poznatkov ide o jedinečnú výmenu v Slnečnej sústave. Obežné vzťahy medzi Janusom a Epimetheusom môžu byť chápané z hľadiska problému troch telies, v tomto prípade dva mesiace (tretím je Saturn), sú podobné veľkosťou. ďalšie príklady problému troch telies zahŕňajú libračné body, trojánské asteroidy, trojánské satelity a potenciálne ďalšie objekty s podobnými obežnými dráhami.
Pozri aj  Siderický mesiac Synodický mesiac Zoznam mesiacov
Priestupný mesiac U lunisolárneho kalendára je dĺžka kalendárneho mesiaca daná obehom Mesiaca okolo Zeme. Bežný rok má 12 mesiacov, priestupný rok pridáva priestupný mesiac a má ich 13. Dĺžka bežného lunárneho roka je približne 354 dní, teda je o cca 11 dní kratší ako trvá obeh Zeme okolo Slnka. Pri hrubému vyrovnaniu posunu je priestupný každý tretí rok (11 dní je približne tretina mesiaca), presnejšie sú tri priestupné roky počas každých ôsmich rokov, k ďalšiemu upresneniu dôjde použitím siedmich priestupných rokov počas devätnásťročného cyklu. K tomuto vývoju dospel antický (aténsky) kalendár už v 5. storočí pred Kr.
Larisa alebo Larissa je prirodzený satelit Neptúna. Bol objevený 24. mája 1981 a preskúmaný sondou Voyager 2 v roku 1989. Je pomenovaný po Larisse, milenke boha Poseidóna z gréckej mytológie. Pôvodné označenie mesiaca bolo S/1981 N 1 .
Mesiac V rámci každého mesiaca sú dva „dvojtýždenné", každý je zložený z 15 „lunárnych dňoch". Keďže solárny a lunárny deň začínajú každý v iný okamih, každému solárnemu dňu je priradený jeden konkrétny lunárny deň očíslovaný od jedna do pätnásť, buď v rámci jasného dvojtýždenného (rastúceho Mesiaca – Mesiac "dorastá") alebo tmavého dvojtýždenného (ubúdajúceho Mesiaca – Mesiac "cúva"). Dĺžka mesiaca vychádza priemerne na 29,5 dní, takže príležitostne je vynechaný jeden deň, napríklad v jednom mesiaci štvrtý deň pribúdajúceho mesiaca môže byť nasledovaný šiestym dňom. Existujú dva hlavné kalendáre. V severnej Indii mesiac obvykle začína splnom, v južnej Indii novom. Dátum konkrétneho festivalu viac-menej vychádza na rovnaký deň, alebo temer rovnaký deň, i keď meno mesiaca sa môže líšiť. Napríklad Krišnové narodeniny vychádzajú na ôsmy deň temného mesiaca (dvojtýždenný ubúdajúci Mesiac), na juhu ide o deň v mesiaci bhadra, avšak na severe v mesiaci šravana.
Fyzikálne charakteristiky Tritón má asi o 40 % väčšiu hmotnosť ako Pluto, prvý známy objekt Kuiperovho pásu. Aj jeho vlastnosti sú prekvapivo podobné vlastnostiam Pluta – predpokladá sa, že zhruba 25 % tvorí ľad a zvyšok hornina s výrazným podielom kovov. Jadro Tritóna tvorí až 2/3 jeho celkovej hmotnosti, čo je najviac zo všetkých satelitov s výnimkou Io a Európy. Na povrchu sa nachádza množstvo zamrznutého dusíka a asi aj vodného ľadu; je pravdepodobné, že mnoho kilometrov hrubý plášť mesiaca je tvorený práve z ľadu. Existencia oceánu ukrytého pod ním je diskutabilná, ale ak by dochádzalo napr. k slapovému zahrievaniu gravitáciou Neptúna, nemožno ju vylúčiť. Oceán by potom mohol byť hostiteľom teoretických primitívnych foriem života. Triton je síce menší ako Mesiac Zeme, napriek tomu si dokáže udržať atmosféru. To je spôsobené hlavne tým, že teploty na Tritone sú veľmi nízke a tepelný pohyb molekúl neprekoná únikovú rýchlosť. Tá je /s. Triton je jediný Neptúnov mesiac ktorý bol dostatočne hmotný na to, aby ho jeho gravitácia sformovala do tvaru gule.
Zloženie Titanu je podobné ako u ostatných veľkých ľadových mesiacov (Ganymedes, Kallisto) – z polovice je tvorené vodným ľadom a z polovice kremíkovým kamenistým materiálom. Jeho priemerná hustota 1,88 g/cm3 je síce väčšia ako hustota vody, ale menšia ako hustota planéty Merkúr. Oproti Merkúru je mesiac napriek väčším rozmerom tiež menej hmotný. Je však hmotnejší než väčší mesiac Ganymedes. Gravitácia na Titane je 7-krát slabšia ako pozemská. Povrch Titanu je väčší ako povrch svetadielov Európy, Afriky a Ázie dohromady.
Výrobcovia Rodina nosných rakiet Titan Východiskový kontrakt na vývoj záložnej rakety pre prípad zlyhania Atlasu bol udelený spoločnosti Glenn L. Martin Company. Krátko po uvedení prvej série Titanov do služby sa spoločnosť Martin spojila so spoločnosťou American Marietta Corporation a novo vzniknutá spoločnosť, Martin Marietta, vyvíjala a vyrábala Titan až do roku 1995, kedy sa spojila s Lockheed Corporation. Lockheed Martin potom zabezpečovala prevádzku Titanov až do ich vyradenia roku 2005. Vývoj motorov LR-87 a LR-91 pre prvý a druhý stupeň zabezpečovala firma Aerojet. Pomocné motory UA1200 vyvíjala spoločnosť United Technologies a neskoršiu vylepšenú verziu SRMU, používanú na Titane 4B, dodávala spoločnosť Alliant TechSystems. Avioniku dodávala spoločnosť Honeywell a aerodynamický kryt nákladu z kompozitných materiálov, ktorý sa používal u neskorých modelov, vyrábala spoločnosť McDonnell Douglas. Navádzací systém Titan 2 bol vyrábaný spoločnosťou AC Spark Plug a navigačný počítač vyrábala spoločnosť IBM. Tretí stupeň Centaur bol vyrábaný spoločnosťou General Dynamics, stupeň Agena vyrábal Lockheed, Transtage bol vyrábaný, rovnako ako samotná raketa , spoločnosťami Martin-Marietta a neskôr Lockheed Martin, stupeň IUS (Inertial Upper Stage) vyrábal Boeing Aerospace Co.
Spustenie na vodu Spustenie trupu Titanicu na vodu, 31. máj 1911 Trup Titanicu bol spustený na vodu rieky Lagan dňa 31. mája 1911 o 12:13, kedy dal predseda správnej rady lodenice William James Pirrie pokyn na začatie spustenia. Udalosti prihliadalo množstvo pozvaných osôb a zvedavých občanov. Spustenie lodi však prebehlo bez obvyklých obradov ako je, napríklad krst lode. Spoločnosť White Star Line síce nikdy svoje lode nekrstila, ale neskôr bola absencia krstu laikmi považovaná za jednu z príčin katastrofy. Po spustení bol Titanic odvlečený do lodeníc Harland and Wolff na dokončenie. Bolo nutné osadiť kotle, parné stroje, namontovať stožiare, komíny a zariadiť a vybaviť interiéry a iné. Tieto práce trvali skoro ďalší rok. Skúšky Titanic prechádzajúci kanálom k skúškam v Írskom mori, 2. apríl 1912 Následne, po dohotovení dokončovacích prác, začali 1. apríla 1912 zaťažkávacie skúšky a 2. apríla bol Titanic po skúškach uznaný plavbyschopným, a dostal povolenie k plavbe Victoriiným kanálom z Belfastu do Írskeho mora, a krátko po polnoci 3. apríla 1912 priplával Titanic do Southamptonu. Skúšky prebiehali bez obsluhujúceho personálu cestujúcich. Na palube Titanicu bolo 78 kuričov, lodných strojníkov a 41 členov posádky. Na lodnej palube boli prítomní zástupcovia rôznych spoločností, napríklad Harold A. Sanderson z I.M.M, Thomas Andrews a Edward Wilding z Harland and Wolff. Pre chorobu sa ospravedlnili J. Bruce Ismay a Lord Pirrie. Jack Phillips a Harold Bride boli operátori rádiostanice Marconi a vykonávali jemné doladenie stanice. Hlavnou osobou bol Francis Carruthers z Board of Trade , ktorý po preverení lode podpísal dokument Agreement and Account of Voyages and Crew , oprávňujúci loď na plavbu s cestujúcimi po dobu dvanástich mesiacov. Po šiestich hodinách plavebných skúšok na mori opustil Titanic napoludnie Belfast a vydal sa na 550 míľ dlhú cestu do Southamptonu pod velením kapitána Herberta Haddocka. 10. apríla bola vykonaná posledná inšpekcia lode, ktorú vykonal sám konštruktér Titanicu , Thomas Andrews.
Charakteristika Titanit vytvára klinovité alebo prizmatické kryštály, ktoré bývajú často zdvojčatené. Vyskytuje sa aj v celistvej forme alebo vytvára lamelárne zrasty. Môže byť hnedý, žltý, zelený, sivý, červený ale aj bezfarebný. Vryp má biely. Je to priehľadný až nepriehľadný minerál s diamantovým až mastným leskom.
Vnútro planéty So vzrastajúcou hĺbkou teplota aj tlak vo vnútri Saturna rastie. Medzi atmosférou, povrchom, plášťom a jadrom nie sú zreteľné hranice. Už pod vrcholkami mrakov vodík prechádza do kvapalného skupenstva a vytvára globálny oceán vodíka. Bližšie ku stredu planéty nadobúda čoraz viac vlastností kovu. Asi 25 000 pod vrchnými mrakmi začína vrstva tekutého kovového vodíka, ktorá má hrúbku približne . Kovový vodík je tekutá molekulárna látka so zvláštnymi vlastnosťami, medzi ktoré patrí aj dobrá elektrická vodivosť. V tomto rozsiahlom objeme kovového vodíka sa vytvára magnetické pole. Jadro planéty má priemer pod a tvorí ho pravdepodobne nielen skalnatý materiál, ale aj ľad. Teplota vo vnútri jadra je podľa odhadov 12 000 °C. Jadro je asi 2,5-krát väčšie ako Zem, a jeho hmotnosť je 25-násobkom hmotnosti Zeme. Súbor:Enceladus.jpg|vľavo|náhľad|mesiac Enceladus
Oceán je veľká masa vody (či inej kvapaliny) na povrchu vesmírneho telesa alebo pod niektorou z jeho vrstiev (napríklad pod ľadovou kôrou). Skutočné oceány zmrznutej vody pravdepodobne pokrývajú povrch Jupiterovho mesiaca Europa. Podobne pri Saturnovom mesiaci Titan sa dlho predpokladalo, že sa na ňom rozprestiera oceán kvapalných uhľovodíkov. Najnovšie pozorovania sond Cassini-Huygens z rokov 2004-2005 však naznačujú, že moria a jazerá zrejme predstavujú iba menšiu časť povrchu. Kategória:Povrchové útvary terestrických telies
Poznávanie Titanit sa rozpúšťa v kyseline sírovej.
Výskyt v prírode Prvok sa vyskytuje v početných mineráloch s hlavnou zložkou rutil (oxid titaničitý) a ilmenit, ktoré sú široko rozptýlené po celej zemi. 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%). Najvýznačnejšou vlastnosťou titánu je jeho pevnosť, titán je pevný približne ako oceľ, ale má 60% hmotnosť. Vlastnosti titánu sú chemicky a fyzikálne podobné zirkóniu.
Použitie Praktické využitie elementárneho titánu vyplýva predovšetkým z jeho mimoriadnej chemickej odolnosti a malej hustoty. Je treba vziať do úvahy, že výroba titánu je v súčasnosti relatívne finančne náročná a prevádzkové nasadenie titánových komponentov je účelné len v prípadoch, keď nie je možné použiť lacnejšiu alternatívu na báze zliatin hliníka a horčíka – duralov. Od počiatku priemyslovej výroby kovového titánu spočívalo ťažisko jeho využitia v kozmických technológiách a špeciálnych aplikáciách leteckého priemyslu. Titán a jeho zliatiny sú preto základným materiálom pri výrobe skeletov alebo povrchových ochranných štítov kozmických objektov (družíc, vesmírnych sond a vesmírnych staníc). V leteckom priemysle nachádzajú využitie pri výrobe významne namáhaných súčastí lietadiel, teda predovšetkým pri konštrukcii vojenských stíhacích lietadiel a dnes i pri konštrukcii komerčných dopravných lietadiel. V chemickom priemysle je titán stále populárnejším materiálom na výrobu alebo jednoduché vystlanie chemických reaktorov, ktoré pracujú v extrémnych podmienkach a vyžadujú vysokú odolnosť voči korózii. Titán je stále častejšie používaný v zariadeniach, ktoré dlhodobo pracujú v styku s morskou vodou. Môžu to byť súčasti lodí alebo ponoriek (lodné skrutky), ale i komponenty priemyslových celkov, slúžiacich na odsoľovanie (desalináciu) morskej vody. V bežnom každodennom živote sa s titánom môžeme stretnúť napr. ako s materiálom na výrobu luxusných náramkových hodiniek alebo častí šperkov.
Dôležitosť gravitácie Gravitácia má rozhodujúce postavenie v dynamike vesmíru, stavbe galaxií, hviezdokôp i slnečnej sústavy. Podobne je gravitácia dôležitá i v pozemských mierkach, pri prílivoch a odlivoch, formovaní pohorí, stavbe rastlín i živočíchov. Keď sa však posúvame k menším a menším vzdialenostiam, dôležitosť gravitácie klesá a z pohľadu kvantovej mechaniky je to úplne zanedbateľná sila (okrem niekoľkých extrémnych situácií, medzi ktoré patrí vesmír veľmi krátko po svojom vzniku a horizont čiernej diery). Ak chceme vedieť, prečo je gravitácia na mikroúrovni nepodstatná, stačí dosadením do Newtonovho zákona a Coulombovho zákona porovnať gravitačné priťahovanie a elektrostatické odpudzovanie dvoch protónov. Nezávisle od ich vzdialenosti je medzi nimi gravitačná sila približne 1043-krát slabšia než sila elektrická. Dôvod, prečo je pri tomto extrémne veľkom nepomere veľkostí, gravitácia vôbec niekedy dôležitá spočíva v tom, že gravitačná sila je výlučne príťažlivá a elektrická sila je príťažlivá i odpudivá. Pretože veľké telesá majú svoje kladné a záporné náboje takmer presne vykompenzované, elektrické sily sú veľmi malé. Gravitačná sila naopak so zväčšovaním telies stále rastie a v astronomických mierkach je už rozhodujúcou.
ti Ti-n-Bider – Tien Kuan – Tigris (súhvezdie) – Tindr (kráter) – Titan (mesiac) – Titánia (mesiac) – Titiovo-Bodeovo pravidlo – Titiusov-Bodeho rad
Až do výsledkov podrobnej analýzy sondy Cassini vedci predpokladali, že rotácia Titanu je viazaná, to znamená, že k Saturnu otáča stále tú istú stranu. Koncom roku 2007 sa však podarilo stanoviť skutočnú Titanovu rotačnú periódu, ktorá je o 0,36° za rok rýchlejšia, ako by zodpovedalo viazanej rotácii. Chybné boli tiež predpoklady o nulovom sklone rotačnej osi. Jej sklon predstavuje 27°, čo je viac než sklon rotačnej osi Zeme. Vďaka tomu na Titane existujú výrazné ročné obdobia, no hodnoty teplôt počas nich zostávajú naproti Zemi vo výrazných mínusových hodnotách.
Vznik  Teória zachytenia Triton je jediná veľká družica v slnečnej sústave, ktorá má retrográdnu dráhu. Tento fakt spolu s vysokým sklonom dráhy priviedol vedcov na myšlienku, že Triton bol pôvodne transneptúnskym objektom obiehajúcim okolo Slnka, ktorý Neptún gravitačne zachytil. Niektorí autori dokonca usudzujú, že Triton obiehal Slnko s hmotnostne porovnateľným spoločníkom, s ktorým utváral binárnu planétku. Dve alebo viaceré telesá obiehajúce spoločné ťažisko nie sú v slnečnej sústave veľkou vzácnosťou. V Kuiperovom páse je v dvoj- alebo viacnásobných systémoch gravitačne viazaných minimálne 11 % objektov. Známou dvojplanétkou je napríklad trpasličia planéta Pluto a jeho veľký mesiac Charon spolu s menšími mesiacmi Nix, Hydra, Styx a Kerberos. Pri tesnom prelete okolo Neptúna vo vzdialenosti asi 8 polomerov Neptúna sa pôsobením slapových síl planéty táto dvojica rozpadla. Neptún zachytil tú z dvoch planétok, ktorá sa v čase najväčšieho priblíženia pohybovala v protismere pohybu ťažiska páru - Triton. Druhá zložka unikla do priestoru. Nízka vzájomná rýchlosť počas stretnutia zabránila rozbitiu Tritóna. Tento scenár je možné rozšíriť na viacero mesiacov veľkých planét s retrográdnou dráhou. Iné teórie Teórii o zachytení jedného člena systému dvojplanétky predchádzali scenáre zachytenia Tritona na obežnú dráhu ako samostatného telesa. Podľa prvých predstáv bol Triton na obežnej dráhe zachytený pôvodným prstencom Neptúna, resp. prachoplynovým diskom Neptúna, ktorý sa stihol rozplynúť skôr, než došlo k pádu mesiaca na planétu. Ďalší scenár predpokladal zabrzdenie Tritona a jeho zachytenie na obežnej dráhe zrážkou s iným pôvodným mesiacom. Táto teória však vyžaduje druhý mesiac s hmotnosťou dostatočnou na zabrzdenie Tritona, ktorá ale nesmie byť priveľká, pretože v tom prípade by bol Triton zničený.
Sonda Cassini v montážnej hale Cassini-Huygens bol spoločný projekt planetárnej sondy, vyvinutý a prevádzkovaný v spolupráci americkej organizácie NASA, západoeurópskej organizácie ESA a talianskej kozmickej agentúry ASI a určený na výskum Saturnu, jeho okolia, prstencov a mesiacov. Sonda mala dve samostatné časti: materskú sondu Cassini (pomenovanú po talianskom astronómovi Giovanni Domenico Cassinim) a atmosférickú sondu Huygens (pomenovanú po holandskom vedcovi Christiaanovi Huygensovi). Sonda bola 15. októbra 1997 vynesená do vesmíru z kozmodrómu Cape Canaveral raketou Titan IVB/Centaur. Sonda Cassini bola navedená na obežnú dráhu okolo Saturnu 1. júla 2004. Podľa pôvodných plánov mala obiehať okolo planéty do roku 2008 a vykonávať systematický diaľkový prieskum jej okolia. V skutočnosti sa tejto činnosti venovala až do septembra 2017. Sonda Huygens pristála na mesiaci Titan 14. januára 2005 a počas zostupu atmosférou a 2 hodiny po pristátí zhromaždila veľké množstvo vedeckých poznatkov o tomto vesmírnom telese. Sonda Cassini zanikla o 13 rokov neskôr v atmosfére Saturna.
História projektu Prvý prieskum planéty Saturn zblízka uskutočnila sonda Pioneer 11 v roku 1979. O rok neskôr okolo Saturnu preletel Voyager 1, ktorý uskutočnil aj tesný prelet okolo Saturnovho najväčšieho mesiaca Titanu. Tretí prieskum planéty sondou, opäť len formou preletu, sa uskutočnil v roku 1981, keď okolo neho preletela sonda Voyager 2. Po tomto prelete nastalo dlhé obdobie, počas ktorého vonkajšie časti slnečnej sústavy neboli skúmané žiadnou sondou. 17. apríla 1983 boli definované štyri projekty na výskum slnečnej sústavy, medzi ktorými bol aj projekt s označením Titan Probe/Radar Mapper (TPRM) a ktorého hlavným cieľom mal byť mesiac Titan. V jeseni 1984 sa americká kozmická agentúra NASA obrátila na ESA a ponúkla jej spoluprácu na tomto projekte. Ďalšie plánovanie prinieslo návrh označený Titan Probe/Saturn Orbiter (TPSO), ktorý sa už viac približoval súčasnej podobe misie Cassini-Huygens. Stavba sondy Cassini bola schválená začiatkom deväťdesiatych rokov. Súbor:Cassini on display.jpg|right|thumb|Sonda Cassini v Kennedyho vesmírnom stredisku, august 1997 150-gramová plutóniová peleta približne veľkosti cukríku marshmallow, určená pre rádioizotopový termoelektrický generátor (RTG) sondy Cassini. Peleta je samovoľne do červena rozžeravená teplom, produkovaným alfa rozpadom izotopu 238Pu, z ktorého oxidu je vyrobená.
Externé odkazy  Sonda na encyklopédii SPACE-40 Pristátie v priamom prenose Prvé snímky zo sondy Huygens a ďalšia séria snímok na astro.cz Cassini-Huygens: Press Kit Cassini-Huygens - domovská stránka Pohľady na Titan Zložené obrázky Kategória:Planetárne sondy Kategória:Titan Kategória:Sondy ESA
Dennis Anthony Tito ( 8. august 1940, Queens, New York) je americký podnikateľ, ktorý sa stal prvým vesmírnym turistom. Tito však s týmto označením nesúhlasí a nazýva sa "nezávislým výskumníkom", pretože na obežnej dráhe uskutočnil niekoľko vedeckých pokusov. Do vesmíru sa vydal 28. apríla 2001 s Talgatom Musabajevom a Jurijom Baturinom ako člen 1. návštevnej expedície na Medzinárodnú vesmírnu stanicu (ISS), štartoval v lodi Sojuz TM-32, vracal sa v Sojuze TM-31. Na obežnej dráhe strávil celkovo 7 dní, 22 hodín a 4 minúty. Tito za výlet do vesmíru zaplatil 20 miliónov dolárov.
Predpoveď Pan obiehajúci v Enckeho medzere Elipsovitý tvar mesiaca Pan Existencia mesiaca v Enckeho medzere bola prvýkrát predpokladaná v roku 1985 Jeffreym N. Cuzzim a Jeffreym D. Scarglem. Tento predpoklad bol založený na zvlnených okrajoch medzery čo naznačovalo gravitačné rušenie. V roku 1986 M. R. Showalter vyrátal obežnú dráhu a hmotnosť mesiaca. Dospel k názoru, že v Enckeho medzere sa nachádza iba jediné teleso. Pan bol mesiac objavený 1° od predpokladanej polohy. Na výskum mesiaca boli použité obrázky zo sondy Voyager 2 a zistilo sa že mesiac bude možné jasne pozorovať na každom obrázku z rozlíšením ~/pixel. Voyager 2 vytvoril 11 obrázkov, ktoré spĺňali túto podmienku.
Titan ( Saturn VI ) je najväčší a najhustejší z dosiaľ známych mesiacov planéty Saturn a po Jupiterovom mesiaci Ganymedes je druhým najväčším a prvým najhmotnejším mesiacom v celej slnečnej sústave. Zároveň je prvým objaveným mesiacom planéty Saturn. Objavil ho Christiaan Huygens v roku 1655. So svojím priemerom je väčší ako planéta Merkúr. Pôvodne bol považovaný za najväčší mesiac slnečnej sústavy, pretože jeho atmosféra presahuje nad povrch. Vďaka tomu bol priemer Titanu nadhodnotený. Svoju materskú planétu obehne Titan raz za 16 dní vo vzdialenosti 1,2 milióna km. Je jediným známym mesiacom s hustou a nepriehľadnou atmosférou, ktorá bráni priamemu pohľadu na jeho povrch. Atmosféra pozostáva najmä z dusíka, o ktorom sa predpokladá, že by mohol byť sopečného pôvodu. Okrem hustej atmosféry je unikátny tým, že v jeho atmosfére aj na jeho povrchu sa nachádza veľké množstvo rôznych organických molekúl. O povrchu vedci nemali presné predstavy až do pristátia kozmickej sondy Huygens začiatkom roku 2005. Po jej pristátí sa Titan stal jediným mesiacom cudzej planéty, na ktorom pristála kozmická sonda. Titan dlhodobo skúmala aj sonda Cassini, ktorá bola do septembra 2017 na obežnej dráhe okolo Saturnu.
Vnútro Podobne ako Kallisto, aj Ganymedes je pravdepodobne zložený zo skalnatého jadra s vodným alebo ľadovým plášťom a kôrou z kameňa a ľadu. Jeho nízka hustota (/m3) naznačuje, že jadro zaberá okolo 50 % priemeru mesiaca. Jadro Ganymeda je najpravdepodobnejšie zložené z ľadu a kremičitanov a jeho kôra je pravdepodobne hrubá vrstva zmrznutej vody. U Ganymedu sa navyše predpokladá veľká koncentrácia železa okolo stredu, vnútri kamenného jadra. Vďaka tomu ako má jediný satelit vlastné magnetické pole zrejme generované konvekciou v kovovom jadre. Pred misiou sondy Galileo vedci uvažovali o tom, že vnútro Ganymeda tvorí nediferencovaná zmes skál a ľadu. Meranie gravitačného poľa mesiaca sondou však túto teóriu vyvrátilo. Okolo pólov boli pozorované polárne žiary.
Meno Po objave mesiac získal najprv tzv. provizórne označenie S/2011 (134340) 1 (niekedy uvádzané vo forme S/2011 P 1), a neformálne bol známy taktiež ako P4. Pri hľadaní mena pre nový mesiac sa Mark Showalter, vedúci tímu, ktorý teleso objavil, rozhodol zorganizovať verejnú súťaž. Aby nové meno bolo konzistentné s menami ostatných mesiacov Pluta, bolo ustanovené, že musí pochádzať z gréckej a rímskej mytológie a vzťahovať sa k podsvetiu. William Shatner, herec, ktorý stvárnil postavu kapitána Jamesa T. Kirka v seriáli Star Trek, v súťaži navrhol mená Vulcan (slovensky: Vulkán) a Romulus, t.j. gréckeho boha ohňa, ktorý bol súčasne synovcom Pluta, a zakladateľa Ríma, pričom obe tieto mená zjavne odkazovali tiež na fiktívne planéty v seriáli Star Trek. Meno Romulus bolo zamietnuté, pretože rovnaké meno už nesie jeden z mesiacov obiehajúcich planétku 87 Sylvia. V súťaži nakoniec zvíťazil návrh mena Vulkán, pričom na druhom mieste skončil Cerberus (latinské meno viachlavého psa strážiaceho vstup do podsvetia) a na treťom Styx (bohyňa zosobňujúca rovnomennú rieku obtekajúca ríši mŕtvych). Víťazné meno však nakoniec Medzinárodná astronomická únia (IAU) neschválila, pretože sa už vžilo pre hypotetickú planétu obiehajúcu medzi Merkúrom a Slnkom. Existencia tejto predpokladanej planéty síce bola vyvrátená, avšak stále zostáva v užívaní názov "vulkanoid" pre akúkoľvek prípadnú planétku nájdenú v tejto oblasti. Problém bol aj s menom Cerberus, ktoré už nesie planétka 1865 Cerberus (objavená roku 1935 českým astronómom Ľubošom Kohoutkom), a preto mesiac nakoniec dostal grécku variantu tohto mena, t.j. Kerberos. Spolu s ním potom piaty objavený mesiac Pluta dostal meno Styx. Nové mená boli oznámené 2. júla 2013.
Tiaž Súčet gravitačnej sily a odstredivej sily (odstredivej v dôsledku rotácie planéty) sa nazýva tiaž.
Posun južného magnetického pólu Zeme zaznamenaný v 20-ročných intervaloch Magnetický pól Zeme (severný alebo južný) je bod, v ktorom magnetické siločiary magnetického poľa Zeme stoja vertikálne k povrchu Zeme. Stále sa pohybuje. Na južnej pologuli je severný magnetický pól, na severnej južný magnetický pól.
200px Nutácia je mierny nepravidelný pohyb osi rotácie osovo symetrického objektu, napríklad gyroskopu alebo planéty. Nutácia Zeme je pohyb skutočného pólu rovníka okolo stredného pólu po kružnici v zápornom smere s periódou 18,61 rokov. Príčinou sú periodické zmeny gravitačných účinkov Mesiaca na rotujúci zemský elipsoid. Kategória:Astrometria
ti Tiaž · Tiažové zrýchlenie · Tieň · Titiovo-Bodeovo pravidlo
Druhá teória vnútornej stavby mesiaca však predpokladá, že tieto vrstvy neexistujú a pod kôrou uhľovodíkov je teleso mesiaca tvorené jednotvárnou zmesou ľadu a skál. V tomto prípade sa mesiac formoval pomaly v priebehu milióna rokov a neprešiel horúcim štádiom. Keďže chladné vnútro nedovoľuje prítomnosť sopiek, atmosféra mesiaca musela vzniknúť inak ako ich činnosťou. Japonskí vedci sa nazdávajú, že plyny do atmosféry mohli priniesť kométy, ktoré sa s mesiacom zrazili počas veľkého bombardovania pred 4 miliardami rokov.
Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosféry (sféry vyplnenej elektricky nabitými časticami), ktorá je vytvorená Saturnovým magnetickým poľom. Titan so svojou indukovanou magnetosférou je vodivá prekážka pre častice Saturnovej plazmosféry. Keďže Titan obieha okolo planéty pomalšie ako častice plazmosféry, brzdí tieto častice a vytvára deformáciu magnetického poľa Saturna. Titan sa pohybuje už na hranici magnetopauzy, a tak sa niekedy nachádza v magnetosfére Saturna, inokedy je zase v priamom kontakte so slnečným vetrom.
Delenia Z hľadiska zmeny teploty s výškou v danej časti atmosféry sa zemská atmosféra delí na viacero vrstiev z dola nahor: troposféra (s biosférou), ohraničuje ju tenká tropopauza, stratosféra (s ozónosférou), ohraničuje ju tenká stratopauza, mezosféra, (so spodnou ionosférou), ohraničuje ju tenká mezopauza, termosféra (s hornou ionosférou a polárnou žiarou), ohraničuje ju termopauza exosféra (s magnetosférou), prechod v medziplanetárny priestor (často považovaná za časť termosféry) Troposféra sa označuje aj ako „spodná atmosféra“, mezosféra a stratosféra aj ako „stredná atmosféra“ a termosféra a exosféra ako „vrchná atmosféra“. Vo výške nad 500/600 km termosféra (ionosféra) pozvoľne prechádza do exosféry, ktorá sa tiahne smerom k vesmíru do výšky niekoľko tisíc kilometrov. Všetky molekuly plynu, ktoré sa tu nachádzajú, sú už na ceste do vesmíru. Vrstvy (nie vždy pokrývajúce celú atmosféru) podľa iných hľadísk: podľa rádiovo-fyzikálneho stavu atmosféry: ionosféra ( stratopauza + mezosféra + mezopauza + termosféra) magnetosféra (s van Allenovymi pásmi) podľa fyzikálno-chemických procesov: ozónosféra / ozónová vrstva (16 – 50 km) chemosféra (20 – 600 km) pásmo života biosféra (0 – 20 km) podľa stupňa prímesí ľahších plynov homosféra (0 – 95 km) – zóna s v podstate rovnakým chemickým zložením (s výnimkou CO2, ozónu a vodnej pary) homopauza (95 – 120 km) heterosféra (>120 km) podľa aerodynamického stavu Prandtlova vrstva (ca 0 – 50 m) Ekmanova vrstva (ca 50 – 1 000 m) Prandtlova vrstva + Ekmanova vrstva planetárna hraničná vrstva (peplosféra) voľná atmosféra (>1 km)
at Atlas (mesiac) - Atmosféra (kozmického telesa) - Atmosféra Jupitera - Atmosféra Marsu - Atmosféra Zeme - Atmosférická absorpcia - Atmosférické hvizdy - Atmosférický tlak
Pozri aj  troposféra tropopauza stratosféra stratopauza mezosféra mezopauza termosféra termopauza Kategória:Atmosféra
Súbor:Top of Atmosphere.jpg|right|thumb|Pohľad na vrchné vrstvy zemskej atmosféry z vesmíru a Mesiac Termosféra (z gr. θερμός, thermós (teplý) a σφαίρα, sfera (guľa)) je štvrtá hlavná vrstva zemskej atmosféry po mezosfére. Presnejšie leží za tenkou vrstvou mezopauza. Termosféra tvorí vrchnú časť ionosféry, podľa niektorých poňatí sa v hornej termosfére už začína magnetosféra (– od výšky 300 či ). Z hľadiska zloženia už termosféra nepatrí k homosfére. Nachádza sa vo výške medzi až (spravidla ). Oblasť vo výške asi sa označuje aj ako termopauza. Charakterizuje ju nárast teploty s výškou až asi na 1500 stupňov Celzia vo výške a vyššie potom približne nemeniacou sa teplotou. Termosféra je najredšia vrstva atmosféry – obsahuje len 0,001 % hmoty celej atmosféry. Keďže sú tu častice od seba veľmi vzdialené, tepelná výmena je veľmi malá a ani extrémne teploty tu pre astronautov nespôsobujú problémy. Napriek tomu však existuje istý odpor vzduchu, ktorý sa časom prejaví – napríklad vesmírnu stanicu ISS, ktorá sa pohybuje v termosfére vo výške asi , treba pravidelne raketovým pohonom zdvíhať do výšky, ktorú stratila. Termosféra je známa aj polárnou žiarou (vo výške okolo ). Z dôvodu prvých tepelných záťaží v tejto vrstve pri pohybe smerom z vesmíru, v termosfére prvýkrát vidno vracajúce sa raketoplány a v spodnej termosfére spravidla vidno meteory. Exosféra sa často chápe ako časť termosféry. V tomto chápaní potom termosféra končí niekde vo výške .
Atmosféra Zeme Atmosféra Marsu Atmosféra Titanu Dopĺňanie častíc do riedkej atmosféry mesiaca Enceladus jeho kryovulkánmi Atmosféra trpasličej planéty Pluta Atmosféra je vo všeobecnosti plynný obal kozmického telesa, napríklad planéty, mesiaca, kométy alebo hviezdy. Pri telese je pridržiavaná jeho gravitáciou. Najlepšie preskúmaná je atmosféra Zeme. Atmosféra terestrických telies (telies s pevným povrchom) je zospodu ohraničená kôrou planéty (litosférou) a zhora sa pozvoľne rozplýva do okolitého kozmického priestoru. Atmosféra hviezd, rovnako ako atmosféra joviálnych planét je na rozdiel od atmosféry kamenných telies špecifická tým, že nie je možné presne definovať hranicu medzi atmosférou a vlastným telesom. Joviálne planéty sú zložené predovšetkým z plynu, ktorý postupne smerom k jadru telesa hustne, až prechádza do kvapalného skupenstva a neskôr do tuhého. Hviezdy sú tvorené plazmou, ktorá je vo väčšej hĺbke čoraz hustejšia. Ako hranica medzi atmosférou hviezdy a jej vlastným telesom sa používa sféra, kedy už hustnúca plazma prestane byť priehľadná pre fotóny viditeľného svetla. Táto sféra sa nazýva fotosféra. Ani atmosféra pevných telies nie je izolovaný systém. Vstupuje do interakcie hlavne s povrchom planéty a s jej magnetosférou. Niektoré vlastnosti, napríklad výšku hornej hranice atmosféry, ovplyvňuje hviezdny vietor. Nenulový atmosférický tlak je podmienkou pre výskyt vody v kvapalnom skupenstve a teda aj nepriamo podmienkou výskytu života na povrchu kozmického telesa.
Rozdelenie Atmosféru pevných telies možno z hľadiska elektrického náboja rozdeliť na neutrosféru , ktorá obsahuje hlavne elektricky neutrálne častice ionosféru , ktorá sa nachádza nad ňou a obsahuje veľa iónov. Atmosféra hviezd sa obvykle delí na tri základné vrstvy: fotosféru (niekedy ešte nezaraďovanú k atmosfére) chromosféru korónu
Základné charakteristiky plazmy Plazma existuje vo vesmíre v rôznych, často veľmi odlišných formách. S plazmou sa môžeme stretnúť napríklad vo forme blesku, polárnej žiare, vo vnútri žiariviek, plazmových lámp a tzv. neónov. Plazma tvorí taktiež konvenčné hviezdy, slnečný vietor, alebo hmloviny. Parametre plazmy v týchto formách sa líšia o mnoho stupňov.
Ľadovce predstavujú najväčšiu zásobáreň sladkej vody na svete. Na snímke ľadovec v Bafinovom zálive v Kanade. Kryosféra (z gr. kryos – ľad , mráz ) označuje tú časť zemského telesa, ktorá je trvalo pokrytá ľadom, alebo snehom. Zahŕňa oceánsky ľad na póloch, snehovú pokrývku v zimných mesiacoch, ľadové čiapky na vrcholoch vysokých hôr, trvalo zamrznutú pôdu (permafrost) a ľadovce. V Antarktíde sa nachádza najväčší objem ľadu na Zemi, konkrétnejšie na Východoantarktickom ľadovom štíte. Na severnej pologuli je najväčšie pokrytie ľadom a snehom v januári – až 23 % povrchu. Kryosféra je súčasťou globálnej klímy, hrá dôležitú úlohu v systéme zrážok, pri tvorbe oblakov, v hydrologickom cykle a vzniku vzdušných prúdov. Voda v tuhom skupenstve sa na povrchu Zeme vyskytuje v podobe snehu, ako ľad v jazerách, riekach, ľadovcoch a v podobe večne zamrznutej pôdy – permafrost. Čas, po aký vydrží voda v tuhom skupenstve v jednotlivých systémoch je rôzny. Od sezónnych záležitostí, ako je snehová pokrývka a zamrznutá voda vo väčšine riek a jazier, cez niekoľko rokov sa roztápajúce ľadové kryhy v oceánoch až po 10 000 – 1 mil. rokov staré ľadovce (najstaršie pochádzajú z Antarktídy).
Atmosféra Zeme, v pozadí mesiac, odfotené v r. 1999 z raketoplánu Discovery Súbor:Edge_of_SpaceSK.png|181px|thumb|upright|Vrstvy atmosféry (NOAA) – troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra a exosféra Priemerná teplota ( Temperatur ) a molová hmotnosť ( molare Masse ) v závislosti od výšky po nemecky Priemerný tlak vzduchu ( Druck ) a hustota vzduchu ( Dichte ) v závislosti od výšky po nemecky Štandardná atmosféra 1976 do výšky 90 km po nemecky Atmosféra alebo ovzdušie Zeme je plynový obal obklopujúci Zem. Nemá výraznú hornú hranicu (splýva s kozmickým priestorom) a otáča sa spolu so Zemou. Chráni nás pred škodlivým kozmickým žiarením, škodlivým slnečným žiarením a slnečným vetrom. Prebieha v nej tvorba počasia. Obsahuje vzduch, ktorý dýchame. Bez nej by nemohol existovať život. Plyny, ktoré tvoria atmosféru, udržuje okolo Zeme gravitačná sila. Atmosféra sa najčastejšie delí na tieto časti: troposféru, stratosféru, mezosféru, termosféru a exosféru (pozri ďalej). Každá z nich obsahuje zmes plynov, ktorej hustota sa so vzdialenosťou od Zeme zmenšuje. Už vo výške 100 km nad morom (čiže v spodnej termosfére) leží tzv. Kármánova hranica, ktorú FAI (IAF, Medzinárodná astronautická federácia) považuje za začiatok vesmíru (outer space). (Ale napríklad FAA považuje za hranicu atmosféry výšku 80 km nad morom.) Podľa meraní SOHO a ruského výskumného centra zasahujú najvyššie vrstvy zemskej atmosféry ďaleko za Mesiac, do vzdialenosti . Ide však iba o malé množstvo atómov vodíka. Do atmosféry vstupuje z okolitého vesmíru elektromagnetické vlnenie rôznych vlnových dĺžok, ale väčšinu z nich atmosféra na dlhé vzdialenosti pohlcuje. Prepúšťa len žiarenie s vlnovou dĺžkou medzi 1 cm až 11 metrov ( rádiové okno ) a s vlnovou dĺžkou medzi 300 až 1100 nm. Táto oblasť sa nazýva optické okno , napriek tomu, že obsahuje aj časť infračerveného a ultrafialového žiarenia. Optické okno je zvlášť dôležité pre život na Zemi. Hustota atmosféry s nadmorskou výškou klesá. Približný tlak atmosféry v závislosti od nadmorskej výšky popisuje barometrická rovnica. Fyzikálne procesy prebiehajú v atmosfére takmer nepretržite. Okamžitý stav atmosféry nazývame počasie, dlhodobý charakter atmosféry nad určitým územím je podnebie.
Atmosféry telies slnečnej sústavy Atmosféru majú všetky joviálne planéty slnečnej sústavy, teda Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Aj všetky terestriálne planéty slnečnej sústavy, čiže Merkúr, Venuša, Zem a Mars majú atmosféru. Atmosféra Merkúru je však taká riedka (jeho atmosférický tlak je len 2.10-7 Pa), že sa o ňom niekedy hovorí ako o telese bez atmosféry. Najhustejšiu atmosféru z terestriálnych planét má Venuša, ktorej atmosférický tlak na povrchu je až 9321,9 kPa. Atmosféra bola zistená aj na mnohých prirodzených obežniciach veľkých planét, hlavne na Galileiho mesiacoch Jupitera, ako aj na Saturnovom mesiaci Titan, ktorý má vôbec najhustejšiu atmosféru zo všetkých mesiacov. Jeho atmosféra je hustejšia ako atmosféra Zeme. Vo všeobecnosti môže mať atmosféru každé teleso, ktorého úniková rýchlosť na povrchu je menšia ako rýchlosť tepelného pohybu molekúl. Z tohto dôvodu má riedku atmosféru aj Pluto, hoci je menšie (a má teda aj menšiu gravitáciu) ako Mesiac, ktorý je bez atmosféry. Niektoré telesá majú atmosféru, resp. hustejšiu atmosféru, len dočasne, keď sa na svojej dráhe približujú k Slnku. Vtedy sa pod vplyvom zvýšeného slnečného žiarenia časť látok tvoriacich ich povrch vyparuje alebo sublimuje do atmosféry, atmosféra sa zahusťuje a tým zvyšuje atmosférický tlak. Pri vzďaľovaní sa od Slnka tieto vrstvy atmosféry opäť zamrznú a stanú sa súčasťou povrchu. Príkladom telesa so sezónne sa meniacou atmosférou je Neptúnov mesiac Triton, ale aj kométy, ktorých dočasná atmosféra je nazývaná koma .
Uchovanie plazmy Jedným z typov zariadení pre uchovávanie plazmy sú magnetické nádoby. Magnetické nádoby sú založené na princípe snahy iónov "namotávať" sa na siločiary magnetického poľa a odrážať sa od miest kde intenzita poľa rastie.
Ilustratívna fotografia Aa lávy, ktorá počas erupcie pokryje veľkú oblasť. Magmatický oceán je geologické označenie pre rozsiahlu oblasť vyvretej magmy na povrchu, ktorá najskôr vznikala na začiatku formovania planét. V tej dobe bol povrch planét roztavený a bez pevnej kôry. Tieto oblasti pomaly stuhli a vytvorili rozsiahle oblasti vyvretých hornín. Pre Zem je existencia magmatického oceánu diskutabilná a zatiaľ sa ju nepodarilo petrologicky ani geochemicky preukázať.
Existenciu hustej atmosféry prvýkrát dokázal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, keď spozoroval absorpčné čiary prislúchajúce metánu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dusík ako hlavný komponent atmosféry a určili jej tlak na povrchu približne o polovicu väčší ako na Zemi. V skutočnosti je jeho tlak o 60 % väčší ako na povrchu Zeme. Titan je tak okrem Zeme jediným telesom v našej slnečnej sústave, ktoré má v atmosfére najväčšie zastúpenie dusíka. Na rozdiel od Zeme však atmosféra Titanu neobsahuje žiadny kyslík. Jeho atmosféra je 5-krát hrubšia ako pozemská, horné vrstvy sú až vo výške 600 km nad povrchom. Teplota horných vrstiev atmosféry dosahuje -200°C.
Meranie hĺbok Oceány sú príliš rozľahlé na to, aby sa ich dná dali zmapovať len prostredníctvom lodí. Hĺbkové mapy sa preto zostavujú na základe meraní družíc z obežnej dráhy Zeme. Družica síce nie je schopná zmerať hĺbku oceánskeho dna, no dokáže merať výšku hladiny. Hladina oceánov totiž nie je jednoduchým výsekom z gule, ako by zodpovedalo gravitačnému pôsobeniu zakriveného povrchu Zeme. Voda vytvára nad tiažovými anomáliami (pohoria) vyvýšeniny a nad priekopami zase "údolia". Tieto miestne zmeny výšky hladiny sú oveľa väčšie, ako zmeny výšky hladiny počas prílivov a odlivov. Porovnávaním zmeranej výšky hladiny s referenčnou výškou sa teda odvodzuje hĺka oceánskeho dna na danom mieste.
Zlúčeniny V zlúčeninách sa titán vyskytuje v mocenstve Ti+3 a Ti+4, z ktorých len zlúčeniny štvormocného titánu sú neobmedzene stále. Prakticky najvýznamnejšou zlúčeninou titánu je oxid titaničitý TiO2. Je to veľmi stabilná zlúčenina, ktorá sa v kryštalickom stave vyskytuje v troch modifikáciách, ktorým zodpovedajú tri rôzne minerály: rutil , anatas a brookit. Pre praktické použitie je však najviac vhodná amorfná prášková forma, nazývaná titánová beloba . Tento biely pigment je mimoriadne stály, zdravotne celkom neškodný, má vysokú kryciu schopnosť a radí sa preto medzi najkvalitnejšie dostupné biele pigmenty. Praktické použitie nachádza pri výrobe farieb, v sklárskom a keramickom priemysle, používa sa i pri výrobe vysoko kvalitného papiera, ako plnivo pri výrobe plastických hmôt a niektorí výrobcovia ho pridávajú i do zubných pást. Vďaka tomu, že prechádza tráviacim traktom nezmenený, používa sa i v potravinárskom priemysle na bielenie mlieka. Odhaduje sa, že oxid titaničitý tvorí viac než 90% celosvetovej spotreby produktov z titánu. Chlorid titaničitý TiCl4 je bezfarebná kvapalina s bodom varu 137 °C. Je základným medziproduktom pri príprave čistého titánu Krollovým procesom . Pri kontakte s atmosférickou vlhkosťou dochádza k jeho postupnej hydrolýze podľa rovnice: : TiCl4 + 2 H2O → TiO2 + 4 HCl : Vznikajúci TiO2 vytvára intenzívny biely dym, ktorý nie je prakticky toxický. Uvedený jav nachádza využitie v pyrotechnike pri výrobe zadýmovacích granátov, pri vytváraní umelej hmly (napr. pri natáčaní filmov) alebo pri leteckých show. Chlorid titánitý TiCl3 slúži ako katalyzátor (Ziegler-Natta - Nobelova cena za chémiu v roku 1963) pri polymerizácii nenasýtených uhľovodíkov. Nitrid titánu (TiN) patrí k najtvrdším známym látkam s tvrdosťou 9 na Mohsovej stupnici tvrdosti . Používa sa v brúsnych materiáloch, ale i na povrchovú úpravu titánových nástrojov – nitridovanie, pri ktorom je na povrchu nástroja určeného na extrémne fyzické namáhanie vytvorená tenká ochranná vrstva TiN.
Suchitán je v súčasnosti neaktívny stratovulkán, nachádzajúci sa v juhovýchodnej časti Guatemaly, severovýchodne od mesta Jutiapa. S výškou je to jeden z najvyšších vulkánov v oblasti. Suchitán sa nachádza neďaleko východného okraja kaldery Retana a jeho masív je tvorený prevažne bazaltami a andezitmi. Na severnom svahu sa nachádzajú viaceré menšie troskové kužele a maary. Vek poslednej erupcie nie je doložený, no viaceré lávové prúdy sú pomerne mladé (holocénne).
tó Tóriový rozpadový rad · Tórium
tr Transneptúnsky objekt - Trinkulo (mesiac) - Tritón (mesiac) - Tropický rok - Tropopauza - Troposféra - Trójan (planétka) - Trójan Neptúna - Trpasličia planéta
Fyzikálna charakteristika Astronómovia sa domnievajú, že Quaoar sa skladá, podobne ako iné objekty Kuiperovho pásu, zo zmesi kamenia a ľadu. Veľmi nízka miera odrazivosti jeho povrchu (odhadovaná na 0,1, čo je ale stále viac, než má Varuna – 0,04) však naznačuje, že z povrchových vrstiev sa ľad stratil. Povrch je červenkastý, čo znamená, že v pásme červeného a takmer infračerveného žiarenia je odrazivejší než v modrom. To isté platí napríklad aj o telesách Varuna a Ixion. Väčšie objekty Kuiperovho pásu často bývajú oveľa jasnejšie, pretože sú viac pokryté ľadom. Fotografia z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu použitá na meranie rozmeru Quaoaru V roku 2004 vedci na svoje prekvapenie na Quaoaru našli známky kryštalického ľadu, čo naznačuje, že teploty tu niekedy v priebehu posledných 10 miliónov rokov vystúpili na určitý čas najmenej na −160 °C (110 K).. Súčasne sa objavili špekulácie, čo zapríčinilo zahriatie Quaoaru z jeho prirodzenej teploty −220 °C (55 K). Niektorí vedci prišli s názorom, že vzostup teploty mohlo spôsobiť bombardovanie meteoritmi, ale najčastejšie diskutovaná teória špekuluje, že by sa na telese mohol vyskytovať kryovulkanizmus, poháňaný rozpadom rádioaktívnych prvkov v jadre Quaoaru. Od tej doby (roku 2006) bol kryštalický vodný ľad nájdený taktiež na telese (2003) EL61, vo väčšom množstve, čo je asi dôvod, prečo má toto teleso takú vysokú odrazivosť (0,7). Presnejšie pozorovania Quaoaru v pásme blízkom infračervenému žiareniu z roku 2007 naznačujú prítomnosť malého množstva (5 %) metánu a etánu v pevnom skupenstve. Metán je vzhľadom na svoj bod varu 112 K pri priemerných teplotách, aké panujú na povrchu Quaoaru, v pevnom skupenstve nestály, na rozdiel od vodného ľadu alebo etánu (s bodom varu 185 K). Vypracované modely aj uskutočnené pozorovania ukazujú, že iba niekoľko väčších telies, ako Pluto, Eris nebo (2005) FY9 si môže udržať nestále druhy ľadu, zatiaľ čo prevažná väčšina transneptúnskych telies ich stratila. Quaoar so svojim malým množstvom metánu zrejme v tomto ohľade patrí niekde medzi tieto dve kategórie.
Odhady počtu telies Kuiperovho pásu Na základe optických pozorovaní sa predpokladá, že sa v Kuiperovom páse nachádza okolo 50 tisíc objektov väčších ako . V súčasnosti sa uskutočňuje prehliadka neba v rámci projektu Taiwan–America Occultation Survey , ktorá by mala v dohľadnom čase zistiť počet objektov s priemerom väčším než v tejto časti Slnečnej sústavy. Na základe pozorovaní krátkodobých prudkých poklesov intenzity röntgenového zdroja Scorpius X-1 astronomickou družicou Rossi X-ray Timing Explorer v trvaní 1 až 10 milisekúnd, spôsobovaných telesami v Kuiperovom páse, bol počet objektov s priemerom 10 až odhadnutý na 1015. Podľa matematických modelov frekvencie vzájomných zrážok, ktoré ich teoreticky rozdrobujú, by ich však malo byť iba 1010 až 1012 a to napriek tomu, že priemerná vzdialenosť dvoch telies s priemerom je asi iba 200 tisíc kilometrov, čo je v astronomickom meradle veľmi málo. Z diskrepancie medzi zisteným počtom a matematickým modelom vyplýva, že je potrebné zrevidovať naše názory na mechanizmus zrážok v Kuiperovom páse.
Astronómia  Spirit otáčal svoje kamery k marťanskej oblohe a pozoroval prechod Marsovho mesiaca Deimos cez Slnko (pozri Prechod Deima z Marsu). Začiatkom marca tiež spravil zatiaľ jedinú fotografiu Zeme z iného sveta. 12. januára 2005 od okolo 14:45 UTC do 23:05 UTC sa uskutočnil prechod Merkúra z Marsu. Teoreticky ho mohli pozorovať obidve vozidlá Spirit aj Opportunity , ale rozlíšenie kamery nedovoľovalo vidieť Merkúrov 6,1" uhlový priemer. Boli schopné pozorovať iba prechody Deima cez Slnko s 2 uhlovým priemerom, asi 20-krát väčším ako Merkúrov. Dáta generované JPL Horizons indikovali, že Opportunity bola schopná sledovať tranzit od začiatku až po lokálny západ Slnka o 19:23 UTC pozemského času, kým Spirit bol schopný ho pozorovať od lokálneho východu Slnka o 19:38 UTC pozemského času až po koniec prechodu.
Obežné dráhy objektov Kuiperovho pásu Zjednodušená schéma Kuiperovho pásu Aj keď rezonančné vplyvy Neptúna na telesá Kuiperovho pásu, tak ako naznačili počítačové simulácie, majú veľký vplyv na stabilitu ich dráh, viac ako dve tretiny KBO patria medzi kubewana, u ktorých doby obehu ležia medzi rezonanciami 2:3 a 1:2. Medzi kubewana síce patria aj ďalšie rezonancie, najmä 3:5 a 4:7, ale na frekvenciu výskytu KBO nemajú výrazný vplyv. Výrazné zvýšenie počtu telies sa ukazuje pri vnútornom okraji Kuiperovho pásu, rezonancie 2:3, kde sa nachádzajú plutína. Druhý okraj tvorí rezonancia 1:2, obsadená zatiaľ málo početnou skupinou telies nazývaných twotína. Pôvodne predpoklady, že Kuiperov pás je tvorený výlučne telesami s dráhami s minimálnym sklonom k ekliptike, sa nepotvrdil. Ukazuje sa, že klasické objekty Kuiperovho pásu (kubewana) vytvárajú dve skupiny; pri štatistickej analýze sa ukazuje, že jedno maximum, veľmi výrazné, je pri sklone 4° k ekliptike, druhé, difúzne a s výrazne menším počtom zástupcov, leží medzi 30° a 40° sklonu. Podľa súčasných predstáv telesá s nízkym sklonom sú pôvodné; vznikali pri tvorbe telies Slnečnej sústavy za dráhou Neptúna, zatiaľ čo väčšina telies s vysokým sklonom bola do Kuiperovho pásu premiestnená z vnútorných častí Slnečnej sústavy gravitačnými poruchami Neptúna. Preto prvé z nich sa niekedy nazývajú "studené" KBO, zatiaľ čo druhé majú označenie "horúce" KBO. To, že zatiaľ je známych viac KBO s malými sklonmi dráhy k ekliptike, môže byť dôsledkom výberového efektu, lebo hľadanie transneptúnskych telies sa zatiaľ sústreďuje takmer výlučne na oblasti v blízkosti ekliptiky.
Špekulácie o príčine Príčina výbuchu a javov s ním spojených doteraz nebola jednoznačne zodpovedaná. V súčasnosti sa veľa odborníkov prikláňa k teórii, že mohlo ísť o zrážku s kometárnym jadrom (resp. jeho časťou) o priemere asi 60 metrov. Za túto teóriu hovorí aj fakt, že sa nepodarilo nájsť žiaden kúsok dopadnutého meteoritu, o ktorom sa predpokladá, že výbuch spôsobil. Jadro kométy by sa totiž pri výbuchu vyparilo, pretože ho tvoria prevažne zamrznuté plyny a kusy ľadu. Druhá časť vedcov sa pridŕža teórie, podľa ktorej katastrofu spôsobil pád meteoritu. Tunguská udalosť sa stala obľúbenou témou vysvetľovačov záhad (ale aj vedcov), a tak existuje obrovské množstvo teórií o jej príčine. Najpravdepodobnejšie vysvetlenia sú: pád nejakej kométy – podľa slovenského astronóma Ľubora Kresáka je pravdepodobné, že išlo o pád úlomku z jadra Enckeho kométy pád nejakého meteoritu – vzhľadom na absenciu nájdených úlomkov sa predpokladá, že išlo o krehké teleso, tzv. uhlíkatý chondrit Medzi málo pravdepodobné, až fantastické teórie patria: sopečný výbuch 10 miliónov ton zemného plynu – podľa Wolfganga Kundta výbuch antihmoty – napr. podľa Cowan, Atluri & Libby výbuch prirodzenej vodíkovej bomby (deutéria v kométe) – napr. podľa D Alessio a Césara Sirventa atómový výbuch – napr. podľa geofyzika Alexeja Zolotova, či bývalého podpredsedu Moskovskej akadémie vied Borisa Konstantinova výbuch mimozemskej kozmickej lode – napr. podľa Alexandra Kazanceva (1946) a v skôr populárnej literatúre výsledok pokusu Nikolu Tesly – v populárnej literatúre stretnutie Zeme s malou čiernou dierou – v populárnej literatúre