cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Encélado (lúa)
Exploración
Os descubrimentos que a Cassini fixo en Encélado deron pé a varios estudos en misións de seguimento. En 2007, a NASA realizou un estudo conceptual para unha misión que orbitaria Encélado e realizaría un exame detallado das plumas do polo sur. O estudo non foi seleccionado para un posterior desenvolvemento. A Axencia Espacial Europea tamén ten explorado a idea de enviar unha sonda cara Encélado, nunha misión que se combinaría con estudos de Titán.
A Titan Saturn System Mission (TSSM) é unha proposta conxunta da NASA/ESA para a exploración dos satélites de Saturno, incluíndo Encélado. TSSM estivo competindo contra o proxecto Europa Jupiter System Mission (EJSM) pola procura de financiamento. En febreiro do 2009 anunciouse que a ESA/NASA daba prioridade a misión EJSM en detrimento da misión TSSM, con todo a misión TSSM continúa a ser estudada con vista a un futuro lanzamento.
Órbita
miniatura|Diapositiva 2: Diagrama coa órbita de Encélado (resaltada en vermello). Encélado é un dos principais satélites interiores de Saturno. É o satélite número catorce en orde de distancia respecto de Saturno e orbita dentro da parte máis densa do Anel E, o máis externo dos aneis de Saturno, anel extremadamente ancho pero cun disco moi difuso composto de partículas microscópicas de xeo ou po, o anel comeza na órbita da Mimas e remata nalgún lugar ó redor da órbita de Rea.
Encélado orbita Saturno a unha distancia de 238.000 km do centro do planeta e a 180,000 km das nubes máis altas, entre as órbitas de Mimas e Tetis, precisando 32,9 horas para completar unha órbita (rápido abondo para poder capta-lo movemento ó longo dunha única noite de observación). Encélado está actualmente nunha resonancia orbital de 2:1 con Dione, completando dúas órbitas de Saturno para cada órbita completada por Dione. Esta resonancia axuda a mante-la excentricidade orbital de Encélado (0,0047) e ofrece unha fonte de calor para a actividade xeolóxica da lúa.
Como a maioría dos satélites máis grandes de Saturno, Encélado xira sincronicamente co seu período orbital, mantendo sempre a mesma cara apuntando cara Saturno. Ó contrario do que acontece coa lúa da Terra, Encélado non padece libración sobre o seu eixo de rotación (máis de 1,5°). Con todo, a análise da forma de Encélado suxire que nalgún momento estaba nunha secundaria e forzada libración spin-órbita de 1:04. Esta libración, así coma a resonancia con Dione, poderían ter proporcionado unha fonte de calor extra.
Hábitat (homónimos)
O termo hábitat pode ter varias acepcións:
Encélado (lúa)
Interacción co anel E
O Anel E é o anel máis ancho e externo de Saturno. É un disco moi amplo pero moi difuso de material xeado ou po microscópico, comeza na órbita de Mimas e remata nalgún lugar en torno da órbita da Rea, aínda que algunhas observacións suxiren que se estende máis aló da órbita de Titán, conseguindo así un ancho de 1 000 000 km. Con todo, varios modelos matemáticos mostran que tal anel é inestable, cunha vida útil entre 10.000 e 1 000 000 anos. Por conseguinte, as partículas que o compoñen deben ser constantemente substituídas. Encélado está orbitando dentro deste anel, no lugar onde é máis estreito pero onde presenta a súa maior densidade. Por iso, varias teorías sospeitan que Encélado pode se-la principal fonte de partículas do anel E. Esta hipótese foi apoiada polos voos rasantes da Cassini.
Actualmente hai dous mecanismos que alimentan o anel con partículas. A primeira, e probablemente a máis importante, fonte de partículas vén das plumas criovolcánicas da rexión do polo sur de Encélado. Mentres que a maioría das partículas volve caer de volta cara á superficie, algunhas delas logran escapar da gravidade de Encélado e entran en órbita ó redor de Saturno, xa que en Encélado a velocidade de escape é de tan só 866 km/h. O segundo mecanismo vén do bombardeo meteórico de Encélado, que levanta partículas de po da superficie. Este mecanismo non é exclusivo de Encélado, xa que se pode extrapolar a tódalas lúas de Saturno orbitan dentro do anel E.
Tamaño e forma
miniatura|upright|Diaposiva 4: Encélado (arriba a esquerda) en tránsito sobre Titán, vista dende a Cassini, fotografía tomada o 5 de febreiro do ano 2006. Encélado estaba a 4,1 millóns de km de distancia, e Titán estaba 1,2 millóns de km máis afastada. miniatura|upright|diapositiva 5: Comparación a escala do tamaño de Encélado feita pola [[Jet Propulsion Laboratory|NASA JPL.]] Encélado é un satélite relativamente pequeno, cun diámetro medio de 505 km, só unha sétima parte do diámetro da Lúa. Encélado en diámetro é pequeno abondo para caber dentro da lonxitude da illa de Gran Bretaña. Tamén podería caber confortablemente dentro dos estados de California ou Colorado, aínda que, coma obxecto esférico que é, a súa área de superficie é moi grande, algo máis de 80.0000 km2, case a mesma superficie cá Mozambique, ou 15% máis grande cá de Texas.
A súa masa e diámetro fan de Encélado o sexto satélite de maior masa e tamaño de Saturno, despois de Titán (5.150 km), Rea (1.530 km), Iapeto (1.440 km), Dione (1.120 km) e Tetis (1.050 km). É tamén un dos satélites esféricos máis pequenos de Saturno, xa que tódolos satélites máis pequenos cá Encélado, excepto Mimas (390 km) teñen unha forma irregular.
Encélado ten a forma dunha esfera achatada, as súas dimensións, calculadas a partir de fotos tomadas pola ISS da Cassini (Imaging Science Subsystem), son de 513 (a) ×503 (b) ×497 (c) km, con (a) que corresponde ó diámetro entre os polos que miran cara e en contra de Saturno, (b) para o diámetro entre os polos de vangarda e retagarda, e (c) para a distancia entre os polos norte e sur. Esta é a orientación máis estable, coa rotación da lúa ó longo do eixe menor, o eixe máis longo aliñado radialmente na dirección contraria a Saturno.
Surperficie
A Voyager 2, en agosto de 1981, foi a primeira nave espacial a observar a superficie en detalle. Un exame dun mosaico resultante a gran resolución revelou polo menos cinco tipos distintos de terreo, incluíndo varias rexións de terreo craterizado, rexións (novas) de terreo liso e suave, e liñas de terreo escarpado e encristado que a miúdo fan fronteira coas áreas lisas e suaves. Ademais, puidéronse observar extensas fisuras lineais e escarpas. Dada a relativa falta de cráteres nas chairas suaves, estas rexións teñen probablemente menos duns centos de millóns de anos. Así pois, Encélado debeu estar recentemente activa a través do "criovulcanismo" ou a través doutros procesos que renoven a superficie. O xeo fresco, limpo que domina a súa superficie, outorgandolle a Encélado, probablemente, a superficie máis reflexiva de tódolos corpos do Sistema Solar cun albedo xeométrico visual de 1,38. Debido a que reflicte moita luz solar, a temperatura media da superficie ó mediodía só alcanza os -198 °C (un pouco máis frío có resto de satélites de Saturno).
Observacións feitas durante tres sobrevoos da Cassini, que tiveron lugar o 17 de febreiro, 9 de marzo e o 14 de xullo do 2005, revelaron as características da superficie de Encélado con moito máis detalle cás observacións da Voyager 2. Por exemplo, as chairas suaves observadas pola Voyager 2 resultaron ter relativamente poucos cráteres pero estar cubertas con numerosas cordilleiras pequenas e escarpas. Ademais, atopáronse numerosas fracturas dentro do antigo terreo craterizado, o que suxire que a superficie que foi sometida a unha extensa deformación dende a época de formación dos cráteres. Finalmente, varias rexións de terreo recente foron descubertas en áreas non moi ben fotografadas polas Voyager, coma por exemplo, os terreos rilleiros preto do polo sur.
Cráteres de impacto
miniatura|Diapositiva 6: Cráteres degradados en Encélado, fotografados pola Cassini, o 17 de febreiro do 2005. Pódese ve-la [[Hamah Sulci correr de esquerda a dereita na parte inferior da imaxe. Tamén se poden ve-los cráteres do terreos craterizados do tipo ct2 e cp na parte superior da imaxe.]] Os cráteres de impacto son algo moi común en moitos corpos do Sistema Solar. Gran parte da superficie de Encélado está cuberta de cráteres con varios niveis de densidade e degradación. A partir das observacións da Voyager 2, catalogáronse tres unidades diferentes de topografía craterizada, en base ás súas densidades de cráteres, as ct1 e ct2, conteñen numerosos cráteres con diámetros de 10–20 km pero que difiren no grao de deformación e degradación, o cp está composto por chairas con poucos cráteres. Esta subdivisión dos terreos de cráteres en base a densidade de cráteres (e, polo tanto, en base a idade das superficies) suxire que a superficie de Encélado foi remodelada durante múltiples etapas.
As observacións máis recentes da Cassini deron unha visión máis de preto dos tipos de terreo tc2 e cp. Estas observacións de alta resolución, coma da diapositiva 6, revelan que moitos dos cráteres de Enceladus están fortemente deformados a través do relaxación viscosa e da fracturación. A relaxación viscosa permite que a gravidade, en escalas de tempo xeolóxicas, deforme os cráteres e outras características topográficas formadas con xeo de auga, reducindo a cantidade de topografía ó longo do tempo. A velocidade e incidencia deste fenómeno depende da temperatura do xeo: un xeo máis morno é máis fácil de deformar cun máis frío e ríxido. Os cráteres que se teñen relaxado adoitan ter chans abovedados, ou son recoñecidos como cráteres só por unha elevación do terreo e o seu bordo circular (ver no centro, xusto por baixo do terminador da diapositiva 6). Dunyazad, o gran cráter que se pode ver na diapositiva 8, á esquerda do centro da parte superior da imaxe, é un excelente exemplo dun cráter deformado pola relaxación viscosa en Encélado, cun chan en forma de cúpula moi acentuado. Ademais, moitos cráteres en Encélado foron moi modificados por fracturas tectónicas. O cráter de 10 km de ancho á dereita do centro inferior da diapositiva 8 é un excelente exemplo: fracturas finas, de varios centos de metros a un quilómetro de ancho, que alteraron acentuadamente o bordo e o chan do cráter. Até agora, case todos os cráteres en Encélado, fotografados pola Cassini en terreos tipo ct2 amosan signos de deformación tectónica.
Fenómenos tectónicos
A Voyager 2 atopou varios tipos de accidentes xeolóxicos en Encélado, incluíndo depresións, escarpas, e cintos de sucos e cordilleiras. Resultados recentes achegados pola sonda Cassini indican que a tectonismo é o estilo de deformación dominante en Encélado. Un dos tipos máis rechamantes de accidente xeolóxico de Encélado de orixe tectónico son as fendas. Estes canons pode ter de ata 200 km de lonxitude, de 5 a 10 km de ancho e un quilómetro de profundidade. A diapositiva 7 amosa unha típica gran fractura de Encélado que corta transversalmente outro terreo máis vello deformado tectonicamente. Outro exemplo pode ser visto correndo ó longo da parte inferior da diapositiva 8. Tales características semellan relativamente novas, xa que atravesan outras características tectónicas e teñen un relevo topográfico agudo con prominentes afloramentos ó longo dos cantís.
Outra evidencia das forzas tectónicas en Encélado son os terreos con sucos, composto por bandas de cordilleiras e cristas curvilíneas, e sucos. Estas bandas, descubertas por primeira vez pola Voyager 2, frecuentemente separando chairas suaves das rexións craterizadas. Exemplos deste tipo de terreo pódense ver nas diapositivas 6 e 10 (neste último caso, pódese observa-la Samarcanda Sulci). Terreos con sucos coma nos que está a Samarcanda Sulci son unha reminiscencia do terreo cheo de sucos de Ganímedes. Con todo, ó contrario do que se pode observar en Ganímedes, a topografía dos sucos de Encélado é xeralmente moito máis complexa. Máis que conxuntos de sucos paralelos, estas bandas aparecen moitas veces aliñadas de xeito caótico. Noutras zonas, estas bandas semellan curvarse cara arriba con fracturas e sucos que discorren lonxitudinalmente ó longo das bandas. As observacións da Cassini de Samarcanda Sulci revelaron unhas manchas escuras bastante intrigantes (de 125 a 750 m de anchura), que parece correr paralelas ás fracturas estreitas. Actualmente, eses puntos son interpretados coma covas colapsadas dentro desas bandas de cristas e cordilleiras.
Ademais das fracturas profundas e das bandas de sucos, Encélado ten outros tipos de terreo de orixe tectónica. A diapositiva 9 amosa os xogos de fracturas estreitas (aínda que de varios centos de metros de ancho) que foron descubertas por primeira vez pola sonda Cassini. Moitas destas fracturas aparecen en bandas que cortan a través dos terreos craterizados. Estas fracturas parecen introducirse só a poucos centos de metros na codia. Moitas parecen estar influenciadas durante a súa formación polo feble regolito producido polos cráteres de impacto, cambiando moitas veces a dirección da propagación da fractura.
Outro exemplo de características tectónicas en Encélado son os sucos lineais atopados por primeira vez pola Voyager 2 e vistos cunha resolución moito maior pola Cassini. Exemplos de sucos lineais podémolos atopar na parte inferior esquerda da diapositiva de enriba e na diapositiva 10 (esquina inferior esquerda), correndo de norte a sur dende a parte superior central antes de virar cara ó suroeste. Estes sucos lineais pódense ver cortando outros tipos de terreo, coma os sucos ou as bandas de cordilleiras e cristas. Coma as fendas profundas, parecen estar entre as características máis novas de Encélado. Con todo, algúns sucos lineais parecen estar suavizados coma os cráteres dos arredores, o que suxire unha idade máis avanzada. Tamén se observaron dorsais en Encélado, aínda que sen comparación co que se pode ver en Europa. Varios exemplos poden ser vistos na parte inferior esquerda da diapositiva 7. Estes sucos son relativamente limitados en extensión e poden chegar a ter ata un quilómetro de altura, de feito tamén se observaron cumios cunha altura dun quilómetro. Dado o nivel atopado de remodelado tectónico da superficie de Encélado, está claro que as forzas tectónicas foron un importante factor na xeoloxía desta lúa pequena ó longo de gran parte da súa historia.
Chairas suaves
Dúas chairas suaves foron observadas tamén pola Voyager 2. Estas chairas normalmente teñen un relevo baixo e teñen moito menos cráteres que os terreos craterizados e as chairas comúns, indicando unha idade da superficie relativamente nova. Nunha destas rexións planas e lisas, Sarandib Planitia, non había cráteres de impacto visibles dentro do límite de resolución. Outra rexión de chairas suaves ó suroeste de Sarandib, está atravesada por varias fendas e escarpas. A Cassini dende entón puido observar esas rexións de chairas suaves, coma Sarandib Planitia e Diyar Planitia cunha resolución moito maior. As imaxes da Cassini amosan estas rexións planas e lisas cubertas de sucos de baixorrelevo e fracturas. Estes accidentes xeolóxicos son interpretados como o resultado da deformación de corte. A imaxes de alta resolución de Sarandib Planitia revelaron unha serie de pequenos cráteres de impacto, que permiten unha estimación da idade de superficie, que iría de 170 millóns de anos ou 3.700 millóns de anos, en función da poboación de meteoros caídos.
Rexión do polo sur
Imaxes tomadas pola Cassini durante o sobrevoo 14 de xullo do 2005, revelaron unha rexión moi particular, tectonicamente deformada arredor do polo sur de Encélado. Esta área, que vai dende o extremo do polo sur ata os 60° de latitude sur, está cuberta de fracturas e sucos de orixe tectónica. A área ten poucos cráteres de impacto de tamaño considerable, o que suxire que é a superficie máis nova de Encélado ou de calquera dos satélites xeados de tamaño medio; os modelos da taxa de cráteres suxiren que algunhas rexións do polo sur teñen, posiblemente, 500 mil anos ou son incluso máis recentes. Preto do centro deste terreo están catro fracturas limitadas en ámbolos dous lados por cordilleiras, oficialmente chamado de "Listas de Tigre". Estas fracturas parecen se-las características topográficas máis recentes desta rexión e están rodeadas por unha cor verde-menta (en cores falsas), o xeo de auga de granulación grosa, pode ser visto por todo lados dentro da superficie dos afloramentos e paredes das fracturas. Aquí o xeo "azul" está sobre unha superficie plana, o que indica que a rexión é o suficiente nova para non estar cuberta por xeo de auga de granulación fina procedente do Anel E. Os resultados do espectrómetro (VIMS) no infravermello e nas frecuencia de luz visible suxiren que o material de cor verde ó redor das listas de tigre é quimicamente distinto do resto da superficie de Encélado. O VIMS detectou xeo de auga cristalino nas tiras (listas), o que suxire que son moi novas (probablemente menos de 1.000 anos de idade) ou que o xeo da superficie foi modificado termicamente nun pasado recente. O VIMS tamén detectou compostos orgánicos simples nas raias de tigre, química non atopada en ningún outro lugar do satélite ata o momento.
Unha desas áreas de xeo azul do polo sur foi observada cunha gran resolución durante o sobrevoo de 14 de xullo, revelando unha área de extrema deformación e con terreos en forma de bloques, algunha destas áreas estaban tamén cubertas con penedos e rochedos de entre 10 a 100 metros de ancho.
miniatura|upright|Mapa do polo sur de Encélado (ata os 65º de latitude sur. 2007)
A fronteira da rexión polar sur está marcada por un patrón de paralelo, con sucos e vales en forma de Y e V. A forma, a orientación e localización destas características indican que son causadas por cambios na forma global de Encélado. Dende o 2006, hai dúas teorías para explicalo que podería provocar tales cambios na forma. En primeiro lugar, a órbita de Encélado podería ter migrado cara ó interior (dende o propio artigo: "a ausencia de calquera mecanismo plausible para o aumento achatamento"), levando a un aumento na velocidade de rotación de Encélado. Tal cambio tería conducido a un achatamento do eixe de rotación de Encélado. A outra teoría suxire que unha masa de material de baixa densidade quente en proceso de subida dende o interior de Encélado levou a un cambio na posición actual do terreo do polo sur, de latitudes medias do sur de Encélado ó polo sur da lúa, que é onde está actualmente. Consecuentemente, a forma elipsoide de Encélado teríase axustado para coincidir coa nova orientación. Unha das consecuencias da teoría do achatamento axial é que ambas as rexións polares deben ter historias deformación tectónica semellantes. Con todo, a rexión polar norte está densamente craterizada, e ten unha superficie cunha idade moito máis antiga cá do polo sur. Variacións de espesor na litosfera de Encélado serían unha das explicacións desta discrepancia. As variacións no grosor da litosfera serían corroboradas pola correlación entre as descontinuidades en forma de Y e as cúspides en forma de V ó longo da beira dos terreos do polo sur terreo e da idade relativa da superficie das rexións polares adxacentes a estes terreos do polo sur. As descontinuidades en forma de Y, e as fracturas de tensión con dirección norte-sur, indicarían que están co-relacionadas con terreo máis novo que ten litosferas presumiblemente máis finas. As cúspides en forma de V son adxacentes a terreos máis antigos, máis cheos de cráteres.
Atmosfera
Os primeiros sobrevoos da Cassini sobre Encélado revelaron que ten unha atmosfera significativa en comparación coas outras lúas de Saturno, exceptuado Titán. A fonte da atmosfera podería ser volcánica, a través de geysers ou gases que escapen da superficie ou do interior da lúa. A atmosfera de Encélado está composta por un 91% de vapor de auga, 4% de nitróxeno, 3,2% de dióxido de carbono, e 1,7% de metano.
Criovulcanismo
miniatura|Diapositiva 12: Plumas no limbo de Encélado que alimentan ó anel E. Semellan emanar das listas de tigre que están preto do polo sur. (Vista tomada dende a sonda Cassini) miniatura|Diapositiva 13: Mapa térmico (no interior do cadro branco) do terreo activo de fracturas, usando lonxitudes de onda de 12 e 16 micrómetros, superpoñéndose á imaxe feita no espectro visible. Unha das 4 fracturas só se pode ver parcialmente (dereita). miniatura|Vista da Cassini con iluminación de fondo das plumas do polo sur de Encélado, fotografía tomada dende unha distancia de 190.000 km.
Tralos encontros Voyager con Encélado a principios de 1980, os científicos postularon que a lúa podía estar xeoloxicamente activa baseándose na súa superficie nova e moi refractiva, e na súa localización preto do centro do anel E. En base a conexión entre Encélado e o anel E, pensábase que Encélado era a fonte de material do anel E, quizais por medio da expulsión do vapor de auga do interior do Encélado. Con todo, as Voyagers fallaron no seu intento de ofrecer probas concluíntes de que Encélado estaba activo.
No 2005 e grazas ós datos dunha serie de instrumentos da nave espacial Cassini, foi descuberto o criovulcanismo, onde é a auga e outros compostos volátiles os que erupcionan, no canto de rochas de silicatos. O primeiro avistamento da Cassini dunha nube de partículas de xeo por enriba do polo sur de Encélado foi realizado en xaneiro e en febreiro do 2005, aínda que a posibilidade de que a nube fose un erro da cámara paralizou un anuncio oficial. Os datos do magnetómetro obtidos durante o 17 de febreiro do 2005 proporcionaron un indicio de que a nube podía ser real cando se atoparon evidencias dunha atmosfera en Encélado. O magnetómetro observou un aumento das ondas ciclotrónicas iónicas preto de Encélado. Estas ondas prodúcense pola interacción entre partículas ionizadas e campos magnéticos, e a frecuencia das ondas pode ser utilizada para identifica-la composición, neste caso o ionizado vapor de auga. Durante os dous seguintes encontros, o equipo a cargo do magnetómetro determinou que os gases na atmosfera de Encélado estaban concentrados sobre a rexión do polo sur, cunha densidade atmosférica que minguaba moito ó irse afastando do polo. O espectrógrafo ultravioleta (UVIS) confirmou este resultado, observando dúas ocultacións estelares durante os encontros do 17 de febreiro e 14 de xullo. Ó contrario que o magnetómetro, o UVIS non puido detectar unha atmosfera sobre Encélado durante o encontro de febreiro, cando estaba buscando unha evidencia dunha atmosfera sobre a rexión ecuatorial, pero si que detectou vapor de auga durante unha ocultación sobre a rexión do polo sur durante o seu encontro de xullo.
Por sorte, a Cassini voou a través desta nube de gas durante o encontro do 14 de xullo, permitindo que instrumentos coma o espectrómetro de masa (INMS) e o analizador de po cósmico (CDA) puidesen facer unha análise in situ da pluma. INMS mediu a composición da nube de gas, detectando principalmente vapor de auga, así como compoñentes menores coma o nitróxeno molecular, metano e dióxido de carbono. O CDA "detectou un grande aumento no número de partículas nas proximidades de Encélado", confirmando que o satélite é a fonte primaria do anel E. Análise dos datos INMS e do CDA suxiren que a nube de gas a través da cal voou a Cassini durante o encontro xullo, e observou dende a distancia co seu magnetómetro e co UVIS, era unha pluma criovolcánica rica en auga, procedentes das fendas e fracturas próximas ó polo sur.
A confirmación visual da expulsión de gases chegou en novembro do 2005, cando a ISS (un instrumento de imaxes da Cassini) fotografou chorros semellantes a géiseres constituídos por partículas de xeo que se elevaban dende a rexión do polo sur da lúa <nome ref = "porco Helfenstein et al. 2.006 "/> (Como dito enriba, a pluma foi fotografada antes, en xaneiro e febreiro de 2005, pero estudos adicionais da resposta da cámara en ángulos altos de fase, cando o sol está case detrás de Encélado, e comparación con imaxes equivalentes de ángulos altos de fase tomadas a outros satélites de Saturno, fixéronse necesarios antes de que este fenómeno puidese ser confirmado). As imaxes captadas en novembro do 2005 amosaron a fina estrutura da pluma, revelando numerosos chorros (quizais a emisión de moitas bocas distintas) dentro dunha nube maior e máis difusa que se estende ata uns 500 km da superficie, facendo de Encélado o cuarto corpo do Sistema Solar onde se confirmou a existencia de actividade volcánica, xunto coa Terra, a lúa Tritón de Neptuno e a lúa Ío de Xúpiter. O UVIS da Cassini observou máis tarde chorros de gas que coinciden cos chorros de po vistos polo instrumento ISS durante un encontro non programado con Encélado en outubro do 2007.
Adquiríronse observacións complementarias durante un sobrevoo que tivo lugar o día 12 de marzo do 2008. Os datos deste sobrevoo revelaron a presenza de compoñentes químicos adicionais na pluma, incluíndo hidrocarburos simples e complexos, coma o propano, o etano e o acetileno. Esta constatación aumenta aínda máis as posibilidades da existencia de vida baixo a superficie de Encélado. A composición da pluma de Encélado que foi medida polo instrumento INMS da Cassini é semellante á observada na maioría dos cometas.
O paradoxo de Mimas–Encélado
Mimas, é o satélite máis interior entre as lúas esféricas de Saturno e é a seguinte lúa cara o interior (de Saturno) respecto da propia Encélado, Mimas está xeoloxicamente morta, a pesar de que experimenta unhas mareas gravitatorias máis fortes que Encélado. Este aparente paradoxo pode ser explicado por modelos de quecemento producidos polas mareas gravitatorias que prognostican un estado térmico de baixa enerxía para Mimas, pero un estado térmico alto, de alta enerxía para Encélado, a pesar de Encélado está máis afastado de Saturno cá Mimas.
Antes do descubrimento do amoníaco
Alternativamente, Kieffer et al. (no 2006) suxeriron que os geysers de Encélado se orixinan a pola presenza de clatratos de hidratos, onde o dióxido de carbono, metano e nitróxeno son liberados cando son expostos ó baleiro do espazo polas fracturas activas. Esta hipótese non esixiría a gran cantidade de calor necesaria para fundi-lo xeo auga, coma esixe o modelo de "geysers fríos", e podería explica-la falta de amoníaco.
left|miniatura|350px|Figure 14: Un dos posibles modelos do criovulcanismo de Encélado.
Descubrimento de amoníaco
En xullo do 2009 foi anunciado que se descubrira amoníaco durante os sobrevoos de xullo e outubro da sonda Cassini
Estrutura interna
miniatura|Diapositiva 15: Modelo do interior de Encélado baseado nos recentes descubrimentos da Cassinis. O núcleo interno de silicatos estaría representado pola cor marrón, mentres co manto exterior de xeos ricos en auga estaría representado pola cor branca. As cores amarela e vermella representarían un [[diapiro proposto para o polo sur da lúa. ]] Antes da chegada da sonda Cassini, coñecíase relativamente pouco acerca da estrutura interna de Encélado. Con todo, os resultados dos sobrevoos recentes sobre Encélado feitos pola sonda Cassini proporcionaron información moi importante para construílos modelos da estrutura interna de Encélado. Esta información inclúe unha mellor determinación da masa e forma elipsoidal tri-axial da lúa, así coma, observacións de alta resolución da superficie, e unha nova percepción sobre a xeoquímica de Encélado.
As estimacións de masa baseadas nos datos do programa Voyager suxerían que Encélado estaba composto case por completo de xeo de auga. Con todo, a partir dos efectos da gravidade de Encélado sobre a sonda Cassini, determinouse que a súa masa é moito maior do que se pensaba, dando unha densidade de 1,61 g/cm³. Esta densidade é maior cás densidades doutros satélites xeados de tamaño medio de Saturno, indicando que Encélado contén unha porcentaxe maior de silicatos e ferro. Con material adicional alén de xeo de auga, o interior de Encélado podería, comparativamente, ter experimentado máis quecemento procedente da desintegración de elementos radioactivos.
Castillo et al., no ano 2005, suxeriu que Iapeto, e os outros satélites xeados de Saturno, teríanse formado de xeito relativamente rápido despois da formación da sub-nebulosa de Saturno, polo tanto, eran ricos en radioisótopos de vida curta. Estes radioisótopos, coma o aluminio-26 e ferro-60, teñen unha vida media curta e producirían un quecemento de xeito relativamente rápido. Sen unha variedade de isótopos de curta duración, os isótopos de larga vida de Encélado non serían suficientes coma para evitar a rápida conxelación do interior, mesmo coa fracción comparativamente alta de rocha maciza de Encélado, dado o tamaño pequeno da lúa. Dada a fracción relativamente alta de masa de rochas de Encélado, o reforzo proposto con 26Al e 60Fe teríase dado nun corpo con diferenciación planetaria, cun manto de xeo e un núcleo rochoso. Posteriormente a radioactividade e o quecemento por mor das mareas gravitatorias puideron facer que a temperatura do núcleo se elevase ata os 1.000 K, o suficiente para derrete-lo interior do manto. Con todo, para que Encélado poida seguir estando activo, parte do núcleo debe estar fundido, formando cámaras de magma que se flexionan baixo a tensión de mareas gravitatorias de Saturno. O quecemento debido as mareas gravitatorias, así coma a resonancia orbital con Dione ou a libración, poderían ter sostido eses puntos quentes no núcleo ata o presente, o cal mantería a actividade xeolóxica actual.
Ademais da súa masa e da súa xeoquímica, os investigadores tamén examinaron a forma da Encélado para probar se o satélite está internamente diferenciado ou non. Porco et al. no ano 2006, usaron as medicións do limbo para determinar que forma de Encélado, supoñendo que está en equilibrio hidrostático, é consistente cun interior non diferenciado, en contradición coas evidencias xeolóxicas e xeoquímicas. Con todo, a forma actual tamén soporta a posibilidade de que Encélado non estea en equilibrio hidrostático, e puido ter rotado máis rápido nalgún momento no pasado recente (cun interior diferenciado).
Un posible océano de auga
A finais do ano 2008, os científicos observaron vapor de auga saíndo a chorros da superficie de Encélado, e máis tarde descubriríase que este vapor deixaba un rastro ata Saturno. Isto podería indicar a presenza de auga líquida, e por conseguinte este feito outorgaríalle a Encélado unha pequena posibilidade para albergar vida. Candice Hansen, un científico do Jet Propulsion Lab da NASA, lidera un equipo de investigación sobre as plumas despois de que descubriran que estas plumas se movían a ~2.189 k/s. Xa que a esa velocidade é difícil discernir que líquidos están implicados, decidiron que era mellor investiga-las composicións das plumas.
Finalmente, descubriuse que, o 6% da partículas do anel E conteñen aproximadamente un 0,5-2% da súa masa en de sales de sodio, o cal é unha cantidade significativa. Nas partes das plumas que están a rentes de Encélado, a fracción de partículas "salgadas" aumenta a 70% en número e a proporción da súa de masa en sales pode acada-lo 99% en masa. Estas partículas presuntamente son coma un spray conxelado procedentes dun océano salgado subterráneo. Por outra banda, as pequenas partículas de pobres en sal fórmanse por nucleación homoxénea directamente dende a fase gasosa. As fontes de partículas salgadas están uniformemente distribuídas ó longo da Listas de Tigre, mentres cás fontes de partículas "frescas" están moi relacionadas cos chorros de gas de alta velocidade. As partículas "salgadas" móvense lentamente e a meirande parte volve caer de volta á superficie, mentres cás rápidas partículas "frescas" élles máis fácil acada-lo anel E, explicando así a súa pobre en composición en sales.
A presenza de auga líquida implica que baixo a codia existe unha fonte de calor interno. Actualmente pénsase que esa fonte é unha combinación da desintegración radioactiva e da fricción provocada polas mareas gravitatorias, xa que as mareas gravitatorias por si soas non son suficiente explicación para o quecemento interno. Por exemplo, Mimas, outra da lúas de Saturno, que está máis cerca do planeta e que ten moita máis excentricidade orbital, o cal fai que estea exposta a forzas gravitatorias moito máis grandes cás de Encélado, e aínda así a súa superficie vella e cuarteada indica que a lúa está xeoloxicamente morta.
Escola catedralicia
miniatura|dereita|Escola catedralicia de Trondheim. Unha escola catedralicia é unha institución de orixe medieval que se desenvolve ao redor das bibliotecas das catedrais europeas coa función específica da formación do clero. A súa orixe está nas escolas municipais romanas, as cales, tras a caída do Imperio de Occidente e a subseguinte desaparición das institucións romanas, terminan por adherirse á Igrexa, única organización que sobrevive á disolución imperial.
Santa Isabel, Cadoalla, Becerreá
Santa Isabel é un lugar da parroquia de Cadoalla no concello lugués de Becerreá na comarca dos Ancares.
Jordi Cruyff
Jordi Cruyff, nado en Ámsterdan o 9 de febreiro de 1974, é un futbolista catalán-holandés que xoga na demarcación de dianteiro. É fillo do lendario futbolista Johan Cruyff. Actualmente é asesor deportivo do FC Barcelona.
Traxectoria
No ano 2000 volve á liga española para xogar no Deportivo Alavés xa en propiedade, en Vitoria milita tres tempadas, sendo unha peza importante do equipo que chega a clasificarse para a Copa da UEFA, porén ao final desa mesma tempada o equipo descende a Segunda División Española. Jordi deixa o equipo e ficha polo RCD Espanyol.
Ao finalizar esa tempada permaneceu en Barcelona semiretirado a causa das lesións, adestrandose co FC Barcelona B e disputando algún encontro de veteranos.
Na tempada 2006/07 volveu á actividade ao fichar polo FC Metalurh Donetsk da primeira división ucraína, xogou no equipo tres tempadas ao final das cales ocupaba a posición de defensa central.
Who Is It (canción de Michael Jackson)
"Who Is It" é unha canción do artista estadounidense Michael Jackson. "Who Is It" foi lanzada por Epic Records o 31 de agosto de 1992, como o quinto sinxelo do oitavo álbum de Jackson, Dangerous en 1991. A canción foi escrita e composta por Jackson, e producida por Jackson e Bill Bottrell. A letra trata a desesperación de ser deixado por alguén que amas; polo cal algúns críticos comparárona coa letra doutra canción de Jackson, "Billie Jean", do álbum Thriller. Como parte da promoción da canción, foron estreados dous vídeos musicais en 1992. A canción non foi interpretada por Jackson en ningunha das súas de concertos mundiais.
Jordi Cruyff
Traxectoria
En xuño de 2009 fichou polo Valletta FC de Malta, onde tamén realizou os labores de asistente do técnico, Tom Caanen.
Alén (homónimos)
O topónimo Alén pode referirse a:
Jordi Cruyff
Traxectoria
Finalmente retirouse en 2012, xogando no AEK Larnaca de Chipre.
Coa selección de fútbol
Foi internacional coa selección de fútbol dos Países Baixos en nove ocasións, anotando un gol. Baixo as ordes de Guus Hiddink disputou a Eurocopa de Fútbol Inglaterra 1996.
Tamén disputou nove encontros coa selección de fútbol de Cataluña, marcando dous goles.
François-Étienne de La Roche
François-Étienne de La Roche, ou Delaroche, como é máis coñecido, nado 1781 en Xenebra e finado en 1813 en París, foi un médico e naturalista suízo.
Era fillo de Daniel De la Roche (1743-1812), médico de Xenebra formado e Edimburgo e amigo de Louis Odier (1748-1817). Despois de exercer a medicina durante varios anos en Xenebra, Delaroche pai trasladouse a París como médico do duque de Orleáns (o que foi chamado Filipe Igualdade, pai do rei de Francia Luís Filipe I). Máis tarde traballou como médico na Casa de Saúde do Faubourg Saint-Martin.
François Delaroche é sobre todo conñecido polos seus traballos sobre a calor específica dos gases, efectuados conxuntamente con Jacques-Etienne Bérard, polos que recibiu en 1812 o gran premio de física da Académie des sciences de París.
Así mesmo é moi famoso polos seus traballos de zooloxía, concretamente sobre os peixes, en particular as súas Observations sur des poissons recueillis dans un voyage aux îles Baléares (1809), Observations sur quelques poissons indiqués dans le précédent tableau et descriptions des espèces nouvelles ou peu connues (1809) e Observations sur la vessie aérienne des poissons.
Dinastía de Borgoña
Esta última casa de Borgoña non pertence á dinastía dos Capetos senón á dos Anscáridas, fundadores da Casa de Ivrea que reinou en Italia e no condado palatino de Borgoña, e non no ducado de Borgoña. A casa reinante en Galiza, León e Castela, desde o fillo do conde Raimundo e a Raíña Urraca, era unha rama da casa condal de Borgoña sen descendencia consanguinea de Hugo Capeto, e ocupou o trono até Pedro I, sendo sucedida despois pola Casa de Trastámara, unha rama menor bastarda, que reinou en todos os Reinos Peninsulares con excepción de Portugal, onde si reinaba unha rama da dinastía capeta, descendente da casa ducal de Borgoña.
Orixes
A finais do século XI, as taifas andalusís atopábanse atrapadas entre os puxantes reinos cristiáns e o novo poder norteafricano dos almorábides. No ano 1075 algúns dos monarcas das taifas solicitaron do emir almorábide Iúsuf ibn Tasufín unha intervención militar na península. Esta intervención produciuse no 1086, un ano despois de que Afonso VI se anexionase Toledo atendendo á solicitude de axuda do seu aliado o rei Al-Cádir. O emir Tasufín desembarcou en Alxeciras co seu exército e derrotou ás forzas cristiáns na batalla de Zalaca. Diante da derrota, Afonso VI solicitou o auxilio da igrexa e os reinos europeos organizaron unha cruzada ao mando do duque Eudes I de Borgoña a cal atacou Tudela no 1087. Como xeito de consolidar a alianza con Borgoña, as fillas de Afonso VI, Urraca e Tareixa, casaron con dous dos cruzados borgoñóns, Raimundo e Henrique. Estes casamentos foron a orixe das dúas ramas dinásticas da casa de Borgoña na Península ibérica.
Dinastía de Borgoña en Galiza e León
Da unión matrimonial de Raimundo e Urraca naceu Afonso VII, coroado Rei de Galiza no 1111, e do resto do imperio do seu avó no ano 1126. A instancias da alta nobreza de ambos reinos, no momento da súa morte, o emperador Afonso dividiu os seus dominios entre os seus fillos, asignando a Fernando os reinos de Galiza e Léon e a Sancho os de Castela e Toledo.
A Fernando II, rei de Galiza e León desde o 1157, sucedeuno o seu fillo Afonso VIII no ano 1188. Afonso gobernou os reinos até o ano 1230, momento do seu falecemento. Deixou como primeiro varón na liña sucesoria o seu fillo Fernando, na altura rei en Castela, o que implicaba un liderado castelá da posíbel reunificación dos reinos. Esta circunstancia non era desexada pola nobreza galaica polo que Afonso nomeou herdeiras as súas fillas Sancha e Aldonza. Porén, a carencia de apoios entre a xerarquía eclesiástica fixo que esta decisión non fose respeitada e o goberno do reino pasou a Fernando III que unificou as coroas de Castela, Léon e Galiza. Posteriormente, no ano 1296, un neto seu, Xoán I, será novamente coroado rei de Galiza e León co apoio da alta nobreza galega. O seu reinado durou só 5 anos, sendo forzado a renunciar ao trono no ano 1301.
Dinastía de Borgoña en Portugal
No ano 1096, o rei Afonso VI dividiu o reino de Galiza, feudo do conde Raimundo, outorgando a Henrique de Borgoña e á súa filla Tareixa a parte sur, o Condado Portucalense. Henrique administrou o condado até o ano 1112 no que faleceu, deixando o título condal á súa esposa.
Tareixa, apoiada pola casa de Trava, entrou en conflito co seu fillo Afonso polo control do condado sendo derrotada na batalla de San Mamede no ano 1128, momento no que Afonso Henriques asumiu o dominio do condado. No ano 1139 Afonso foi proclamado rei pola nobreza portucalense após a batalla de ourique e no ano 1179 o papado recoñeceu a independencia do Reino de Portugal na bula Manisfestis Probatum.
Sancho I, fillo de Afonso Henriques, ocupou a rexencia do reino xunto coa súa irmá Teresa en vida do seu pai e sucedeuno no trono no ano 1185, data da súa morte. Sucedeu a Sancho o seu fillo Afonso II, no ano 1211, iniciando o seu reinado en disputa coas súas irmáns a causa do testamento paterno.
O seu fillo e sucesor, Dinís I, estableceu as fronteiras territoriais do reino no Tratado de Alcañices do ano 1297, e comezou un proceso de redistribución da terra e promoción da agricultura.
En 1383 a súa filla, Beatriz, casou con Xoán I de Castela, o que complicou a continuidade da dinastía xa que implicaba a ameaza de anexión polo reino de Castela. Despois da elección de Xoán I como rei nas Cortes de Coímbra de 1385, considerase iniciada unha nova dinastía, pola creba na sucesión lexítima.
Dinastía de Borgoña en Castela
O emperador Afonso VII, na hora do falecemento, asignou ao seu fillo Sancho o goberno dos reinos de Castela e Toledo. O reinado de Sancho II/III tan só durou un ano, pasando á súa morte ao seu fillo Afonso I/VIII o cal gobernou durante 56 anos.
No pasamento de Afonso, no ano 1214, herdou a coroa o seu fillo Henrique I que só contaba na altura con 10 anos de idade polo que a súa irmá Berenguela ocupou a rexencia do reino. Tres anos despois Henrique finou nun accidente, Berenguela renunciou á coroa e cedeulla o seu fillo Fernando, que gobernou Castela desde o ano 1217 até o ano 1252.
Dinastía de Borgoña en Castela, Galiza e León
No ano 1230, na morte de Afonso VIII, herda o goberno de Galiza e León o seu fillo Fernando III, rei de Castela, quen unificou as tres coroas até a súa morte en 1252. Sucedeuno o seu fillo Afonso X, coñecido como O Sabio pola súa erudición. Este impulsou o emprego da lingua de Castela na administración do reino, ao tempo que mantivo o galego como vehículo de expresión artística. Faleceu en 1284 no medio dunha guerra aberta co seu fillo Sancho polo dereito de sucesión. Sancho foi coroado rei na súa morte e gobernou durante 9 anos. Cedeulle a coroa ao seu fillo Fernando IV en 1295. Fernando ostentou a coroa nun conflitivo reinado até 1312 cando o sucedeu o seu fillo Afonso, quen gobernaría a súa vez até 1350, caneo faleceu da peste negra durante un asedio.
O sucesor de Afonso foi o seu fillo Pedro I, derrotado na guerra civil que mantivo co seu medio irmán Henrique, tras arrebatarlle este a coroa. Henrique é tradicionalmente considerado o iniciador da dinastía de Trastamara.
Hacker
Chámase normalmente hackeo e hackear ás obras propias dun hacker.
Pode atoparse tamén escrito en xerga co termo haxor ou H4X0R (unha posíbel escritura no alfabeto Leet).
Orixe
Parece ser que o termo hacker xurdiu dos programadores do Instituto de Tecnoloxía de Massachusetts (MIT). Estes programadores comezaron a partir dos anos 60 a chamárense a si mesmos hackers, xa que utilizaban hacks. Así indicaban que eles podía facer programas mellores e máis eficaces, ou que facían cousas que ninguén máis era quen de facer.
No mesmo sentido, adoita dicirse que o sistema GNU/Linux foi creado e actualmente é mantido por hackers. O nome composto deste sistema operativo débese á adopción por parte do Proxecto GNU do núcleo do sistema operativo deseñado por Linus Torvalds, Linux.
Outros usos do termo Hacker
O termo hacker trascende aos expertos relacionados coa informática, para se referir tamén a calquera profesional que está no cumio da súa profesión, xa que na descrición máis pura, un hacker é aquela persoa a quen apasiona o coñecemento, descubrir ou aprender novas cousas e/ou compartilas sen limitacións cos demais.
O termo actualmente é algo ambiguo, xa que tamén se utiliza para referirse a afeccionados á informática que buscan defectos, portas traseiras (backdoors) e mellorar a seguridade do software, así como prever posibles erros no futuro.
Uso incorrecto do termo Hacker
Incorrectamente, úsase en ocasións o termo hacker para facer referencia a delincuentes informáticos. Estes delincuentes son en realidade os chamados crackers.
Tamén se usa incorrectamente para referirse aos chamados sombreiros negros (black hat), que utilizan o seu coñecemento con fins maliciosos, antimorais ou ata bélicos.
Uintatherium
Os uintaterios (Uintatherium) son un xénero extinto de mamíferos da orde Dinocerata que viviron durante o Eoceno, concretamente entre o Ypresiense e o Bartoniense, e inclúe unha soa especie coñecida, U. anceps. Estes animais eran parecidos ós rinocerontes actuais, tanto no tamaño como na forma, malia non estar relacionados.
Os primeiros restos fósiles foron descubertos en Fort Bridger, en Wyoming (Estados Unidos). Os seus fósiles son os máis grandes e impresionantes dos que se descubriron nese xacemento, e foron un dos puntos centrais da «Guerra dos Ósos» entre Othniel Charles Marsh e Edward Drinker Cope. Atopáronse fósiles tanto en Wyoming como en Utah, preto dos montes Uinta, de onde toma o seu nome o xénero —de feito, Uintatherium significa "besta dos montes Uinta"— así como en Asia.
Estes animais apareceron a principios e mediados do Eoceno, e viviron na rexión que actualmente é o oeste de América. A diferenza do que poden facer pensar os seus longos dentes cairos superiores, semellantes ós dos dentes de sabre, tratábase dun animal herbívoro que se alimentaba de follas, arbustos e herba. Os uintaterios extinguíronse hai aproximadamente uns 37 millóns de anos sen deixar descendencia, a causa do cambio climático e da competencia de perisodáctilos como os brontoterios e os rinocerontes.
Anatomía
esquerda|miniatura|276x276px|Un cabeiro con algunhas moas e anacos de mandíbula de Uintatherium robustum. A característica máis salientable de Uintatherium era o seu cranio, grande e robusto, e de forma plana e cóncava —un trazo que non se atopa en ningún outro mamífero, coa posible excepción dalgúns brontoterios—. A súa cavidade cranial era excepcionalmente pequena a causa do grosor das paredes do cranio. Como consecuencia, o seu cerebro era relativamente pequeno e só ocupaba o 10% do espazo cranial. De feito, os uintaterios eran uns dos mamíferos cun cerebro máis pequeno en relación ó seu peso corporal. O peso do cranio era mitigado por numerosos seos nasais situados nas paredes do cranio, do mesmo xeito que nos elefantes.
Os cranios dos machos presentaban seis osiconos, probablemente cubertos de pel, que saían da rexión frontal do cranio. A función destes osiconos descoñécese, pero é posible que fosen usados para defenderse ou para atraer ás femias durante o cortexo. dereita|miniatura|250x250px|Un macho (adiante) e unha femia (atrás) de Uintatherium. O esmalte dental de Uintatherium é particular; a maioría dos grandes euterios actuais reforzan o seu esmalte grazas a bandas transversais de Hunter-Schreger, pero Uintatherium, do mesmo xeito que outros herbívoros do Paleóxeno, tiña bandas verticais e irregulares, proporcionándolle un esmalte en forma de zig-zag. A morfoloxía dos seus molares estaba adaptada para mastigar vexetais. Doutra banda, os seus cairos medían uns vinte e cinco centímetros de lonxitude e estaban protexidos polo bordo robusto do maxilar inferior. É posible que estes cabeiros fosen unha forma de dimorfismo sexual. En troques, Uintatherium perdera os incisivos superiores, e para compensar a perda destes posiblemente posuía un beizo superior moi móbil ou mesmo unha pequena probóscide. Othniel Charles Marsh non estaba de acordo con esta última teoría.