stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Uranus

| Uranus |
| --- | --- |

Löytäminen
Löytäjät:  William Herschel
Löytöaika:  13. maaliskuuta 1781
Kiertoradan ominaisuudet
Keskietäisyys Auringosta:  2 870 972 200 km 19,19126393 AU
Pienin etäisyys Auringosta:  2 748 938 461 km 18,37551863 AU
Suurin etäisyys Auringosta:  3 004 419 704 km 20,08330526 AU
Eksentrisyys:  0,04716771
Kiertoaika Auringon ympäri:  84 a 3 d 15,66 h
Synodinen kiertoaika:  369,7 d
Keskiratanopeus:  6,8352 km/s
Inklinaatio:  0,76986°
Kuiden lukumäärä:  27
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija:  51 118 km
Pinta-ala:  8,1156 × 109 km2
Massa:  8,686×1025 kg 14,536 Maan massaa
Keskitiheys:  1,29 g/cm3
Putoamiskiihtyvyys pinnalla:  8,69 m/s2
Pyörähdysaika:  17 h 14 m
Akselin kaltevuus:  97,86°
Albedo:  0,51
Pakonopeus:  21,29 km/s
Pinnan lämpötila:  alin: 49 K keski: 53 K ylin: 57 K
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine:  vaihtelee
Koostumus
Vetyä Heliumia Metaania Ammoniakkia Etaania Asetyleeniä Hiilidioksidia:  83 % 15 % 1,99 % 0,01 % 0,00025 % 0,00001 % havaittavasti
Uranus (symboli:  tai ) on aurinkokunnan seitsemäs planeetta Auringosta lukien. Se on jättiläisplaneetta, planeetoista kooltaan kolmanneksi ja massaltaan neljänneksi suurin. Uranoksen mukaan nimetty planeetta on aurinkokunnassamme ainoana nimetty kreikkalaisen jumalan mukaan; kaikki muut on nimetty roomalaisten jumalien mukaan. Planeetalla on himmeä rengasjärjestelmä ja 27 tunnettua kuuta.
Rakenne

Uranuksen pieni tiheys (noin 1,3 kertaa veden tiheys) viittaa siihen että se koostuu vedystä, heliumista ja vedestä. Sillä ei ole kiinteää pintaa. 1990-luvulla jättiläisplaneetat jaettiin kaasujättiläisiin ja jääjättiläisiin. Uranus kuuluu jälkimmäisiin. Nimitys liittyy planeetan syntyhistoriaan, nykyisin siellä on hyvin vähän jäätä. Itse planeetan massasta noin 20 % on vetyä, joten se eroaa selvästi kaasujättiläisistä, jotka ovat 90-prosenttisesti vetyä. Uranuksen kaasukehästä on vetyä noin 83 %, noin 15 % heliumia ja noin kaksi prosenttia metaania.
Uranuksen sisäosien rakenteesta on erilaisia malleja, mutta niissä kaikissa planeetta on nestemäinen ja sen neste vaihtuu vähitellen kaasuksi kaasukehän rajakerroksessa. Eri malleissa on eri suhteissa kiveä eli silikaatteja ja metalleja, jäätä eli vettä, metaania ja ammoniakkia sekä kaasuja eli vetyä ja heliumia. Näissä paineissa ja lämpötiloissa tuo jää on nestemäisessä muodossa.
Akselin kallistuma

Yksi Uranuksen silmiinpistävimmistä piirteistä on sen pyörähdysakselin poikkeuksellisen suuri kallistuma. Päivänseisausten aikaan toinen navoista osoittaa lähes kohti Aurinkoa. Akselin kallistuman yleisesti ajatellaan olevan 98 astetta, joten planeetan toinen puoli on puolet kiertoradasta Aurinkoon ja päinvastoin. Vaikka osan vuodesta Uranuksen napa-alueet saavat auringonvalosta enemmän energiaa kuin päiväntasaajan seutu, on päiväntasaaja toistaiseksi tuntemattomasta syystä napoja lämpimämpi. Voyager 2 -avaruusluotaimen ohittaessa planeetan sen pinnalla havaittiin vain hyvin heikkoja pilvimuodostumia. Hubble-avaruusteleskooppi havainnoidessaan planeettaa 1990-luvulla havaitsi voimakkaampia, vyöhykemäisiä pilvirakenteita Auringon lähestyessä päiväntasaajaa. Vuonna 2007 Aurinko oli suoraan päiväntasaajan yläpuolella. Retrogradisesti nähtynä planeetan kallistuma on 82 astetta.
Syytä Uranuksen kallistumiseen ei varmuudella tunneta, mutta vallitsevana selityksenä on ollut esillä törmäys suuren protoplaneetan kanssa aurinkokunnan syntyvaiheessa. Kannatusta saanut ranskalaistutkija Alessandro Morbidellin teoria ehdottaa, että törmääjiä on täytynyt olla vähintään kaksi. Näin siksi, koska muutoin Uranuksen kuut olisivat jääneet kiertämään planeettaa vastakkaiseen suuntaan kuin mitä nykyään havaitsemme. Lähiaikoina planeettojen syntyä kuvaavia teorioita jouduttaneenkin tarkistamaan. Standarditeorian mukaan jättiläisplaneetat muodostuivat suhteellinen rauhaisissa olosuhteissa, kun taas nyt julkaistu tulos viittaa suurten planeettatörmäysten olleen aurinkokunnan alkuvaiheissa luultua yleisempiä.
Kaasukehä

Uranus näyttää turkoosin tai sinertävän väriseltä piirteettömältä kiekolta näkyvässä valossa. Uranuksen syaani väri johtuu kaasukehän metaanista, jota on siinä 2 %. Metaani sirottaa sinisen valon joka suuntaan ja imee punaisen. Uranuksen pinnasta tekee piirteettömän asetyleenistä ja etaanista koostuva savusumua eli smogia muistuttava utu. Asetyleeni ja etaani syntyvät auringonsäteilyn pommittaessa metaania ja hajottaessa metaanimolekyylejä. Hajonneet molekyylit yhdistyvät uudestaan isommiksi yhdisteiksi. Lämpötila on sekä päivä- että yöpuolella noin 55 kelviniä eli noin −218 °C. Uranuksen ilmakehän yläosa, stratosfääri, on viileämpi kuin Jupiterin tai Saturnuksen. Metaani muodostaa Uranuksen kaasukehään pilviä. Avaruusluotaimen väärävärikorostetussa kuvassa näkyy kymmenen sisäkkäistä ympyrää, pilvinauhaa, planeetan navan ympärillä. Korkeilla keskileveyksillä näkyy lämpökuvassa voimakas kirkas nauha ja toisella puolella tumma pitkulainen täplä kooltaan 1 700×3 000 km2. 15–40 asteen leveyksillä näkyy lämpökuvassa 2–3 astetta viileämpi nauha. Uranuksen piirteettömyyden arvellaan johtuvan sisäisen lämmönlähteen heikkoudesta. Muilla planeetoilla sisäinen lämpö tuottaa planeetan kaasukehään pilvinauhoina näkyvää liikettä. Uranuksen kaasukehä on kylmimmillään planeetan tropopaussissa, jossa paine on 0,1 ilmakehää ja lämpötila 52 K.
Ylimmät pilvet ovat cirruspilviä, joista 20–30 kilometriä ylempänä on vielä utua. Pilvien huipun lämpötila on 59 K. Metaanipilviä on noin 60 km pilvien huipun alla noin 1,3 bar paineessa. Noin 80 K:n lämpötilaa vastaavassa korkeudessa metaanipilvien alla on luultavasti vetysulfidipilviä, jotka eivät näy pinnalle asti. Uranuksella on samat pilvikerrokset, ammoniakkipilviä ja muita, kuin Jupiterilla, mutta ne eivät näy ylempien pilvien takia. Uranuksen kaasukehän lämpötilakäyrä korkeuden mukaan muistuttaa Saturnuksen kaasukehän vastaavaa ollen yläosaltaan tropopaussin yllä viileämpi.
Magneettikenttä

Uranuksen magneettikenttä on voimakkaampi kuin Saturnuksella. Magneettikentän keskipiste ei sijaitse planeetan keskipisteessä, ja se on kallistunut 59° pyörähdysakselin suhteen. Uranuksenkin magneettikentän uskotaan aiheutuvan ionisoituneen aineen virtauksesta planeetan sisuksissa. Havaitun magneettisen akselin suuren poikkeaman pyörimisakselista on aiheuttanut todennäköisesti virtausliike melko matalalla pinnan alla. Myös monin tavoin Uranusta muistuttavan Neptunuksen magneettikentässä on havaittavissa vastaavanlainen ilmiö. Magneettikentän lähde on toistaiseksi tuntematon, sillä sähköä johtavan vesipitoisen vaipan olemassaolo on epävarma.
Yleisesti kuitenkin ajatellaan Uranuksen ja Neptunuksen tyyppisten planeettojen magneettikenttien syntyvän paineen takia ionisoituneen veden, ammoniakin ja metaanin virtauksissa. Nämä aineet hajoavat Uranuksen vaipan suurissa lämpötiloissa ja paineissa hydroksidi-ioneiksi, ammoniumioneiksi, hiileksi ja protoneiksi, jotka pystyvät virratessaan kuljettamaan sähköä. Hajonneet yhdisteet ovat ominaisuuksiltaan aivan erilaisia kuin ehjät. Ionisoitunut vesi muistuttaa sulaa suolaa, ja sillä on metallin ominaisuuksia. Uranuksen kierto itsensä ympäri aiheuttaa magneettikentän venymisen korkkiruuvimaiseksi kierteeksi planeetan taakse sen kiertäessä radallaan.
Löytö ja nimeäminen

Uranus oli ensimmäinen planeetta, jonka voidaan sanoa löytyneen. Vaikka se näkyy juuri ja juuri paljain silminkin, merkittiin kohde tähdeksi useilla ensimmäisillä havaintokerroilla. Varhaisin tällainen merkintä on vuodelta 1690, kun John Flamsteed luetteloi planeetan 34 Tauriksi. Flamsteed havaitsi Uranuksen myöhemmin vielä kaksi kertaa, vuosina 1712 ja 1715. James Bradley puolestaan näki planeetan 1748, 1750 ja 1753 sekä Tobias Mayer 1756. Pierre Charles Le Monnier ei osannut yhdistää kohteesta tekemiään lukuisia havaintoja. Hän havaitsi kohteen neljästi vuonna 1750, kahdesti 1768, kuudesti 1769 ja vielä kerran 1771.
Lopulta maaliskuussa 1781 Sir William Herschel löysi planeetan käytyään läpi taivasta uudella kaukoputkellaan. Hän huomasi kohteen, joka näytti tähteä suuremmalta. Hän ilmoitti sen kuitenkin aluksi komeetaksi. Saman vuoden elokuussa kohteen liikuttua tähtien suhteen suomalainen tähtitieteilijä Anders Johan Lexell laski kohteelle radan ja sai todeta Herschelin löytäneen uuden planeetan. Herschel nimesi sen Yrjön tähdeksi (Georgium sidus) silloisen Englannin kuninkaan Yrjö III:n kunniaksi muuttaen sen kuitenkin myöhemmin Yrjön planeetaksi. Nimestä ei koskaan tullut suosittua Englannin ulkopuolella; Jérôme Lalande ehdotti vuonna 1784 nimeä Herschel, jonka ranskalaiset tähtitieteilijät pian omaksuivat. Uppsalan yliopiston Erik Prosperin ehdotti nimiä Astraea, Cybele ja Neptunus, joista kaksi ensimmäistä ovat nykyisin asteroidien nimiä. Anders Johan Lexell puolestaan ehdotti Yrjö III:n Neptunusta ja Ison-Britannian Neptunusta, Daniel Bernoulli Hypercroniusta ja Transaturnista ja eräät muut Austräata ja Minervaa.
Johann Bode Berliner Astronomisches Jahrbuchin päätoimittajana päätyi tukemaan Uranusta planeetan nimeksi; Maximilian Hell yhtyi tähän käyttämällä nimeä ensimmäisessä efemeridissä, joka julkaistiin Wienissä. Nimen omaksuivat myös brittiläiset tähtitieteilijät; ja vuoden 1827 Royal Astronomical Societyn julkaisuissa Uranus oli jo selvästi yleisin planeetasta käytetty nimitys. Siitä huolimatta muutamat tahot Englannissa jatkoivat Georgium Sidus- tai the Georgian -nimen käyttöä, niistä viimeisimpänä kuninkaallinen merialmanakkatoimisto, joka siirtyi käyttämään nimeä Uranus vasta vuonna 1850.
Uranuksen löytöä edeltäneet lukuisat havainnot osoittautuivat pian hyödyllisiksi: niiden avulla planeetan rata voitiin laskea tarkasti. Radan huomattiin kuitenkin poikkeavan lasketusta, ja häiriön aiheuttajaksi epäiltiin toistaiseksi tuntematonta ulompaa planeettaa. Näin tapahtumat johtivat lopulta Neptunuksen löytämiseen vuonna 1846.
Tutkimus

Pääartikkeli: Uranuksen tutkimus
Uranuksesta tiedettiin melko vähän ennen Voyager 2:n, ainoan planeettaa lähietäisyydeltä tutkineen avaruusluotaimen, ohitusta vuonna 1986. Lähimmillään planeettaa luotain oli 24. tammikuuta. Se havaitsi Uranuksen magneettikentässä muutoksia, joista pystyttiin laskemaan planeetan kiertoaika. Aiemmin kiertoaikaa ei tunnettu lainkaan, sillä sen pinnalta ei maasta käsin ollut havaittu lainkaan yksityiskohtia. Luotaimen ottamien kuvien avulla löydettiin myös kymmenen uutta kuuta. Lisäksi Voyager 2 tutki planeetan kaasukehää ja rengasjärjestelmää. Luotaimen lento ohi planeetan kesti vain hetken, viitisen tuntia. Suuri osa ihmiskunnan Uranusta koskevista tiedoista perustuu Voyager 2:n ohilentoon. Vuonna 2024 kävi ilmi, että tuolloiset mittaustulokset olivat johtaneet tutkijoita harhaan, koska Uranuksen lähelle iskeytyi vuoden 1986 alussa aurinkomyrsky, siis Auringon voimakas hiukkaspurkaus.
Vuoden 1986 aurinkotuuli vaikutti rajusti Uranuksen magnetosfääriin ja näin ollen myös ihmiskunnan arvioihin Uranuksesta ja sen kuista. Uranuksen kuut eivät ole niin steriilejä kuin on luultu, ja niissä on ehkä vulkaanisuutta. Lisäksi on mahdollista, että kuitten uumenista ja valtameristä voi myös ryöpsähtää jotain avaruuteen. Näin on myös muilla aurinkokuntamme kuilla. Jos kuut esimerkiksi ovat sittenkin suojassa avaruuden kovalta säteilyltä, voi kuissa ja niiden merissä piillä alkeellista elämää. Vuonna 2024 kerrottiin, että Nasa suunnittelee uutta lentoa Uranukseen.
Hubble-avaruusteleskooppi havainnoi Uranusta ensimmäisen kerran vuonna 1994. Teleskoopin kuvien perusteella planeetan pilvivyöhykkeiden huomattiin voimistuneen; vuonna 1999 otetut kuvat paljastivat yhä kasvanutta aktiviteettia.
Uranus ei aina ole ollut 7. planeetta Auringosta. Tutkimusten mukaan vastasyntynyt Neptunus oli lähempänä Aurinkoa kuin Uranus. 650 miljoonaa vuotta muodostumisensa jälkeen planeetat kuitenkin vaihtoivat paikkaa. Tutkimuksessa tutkittiin planeettojen protoplanetaarisen kaasu- ja pölykiekon tiheyttä sekä planeettojen liikkeitä ja kokoa. Tutkijat pääsivät vastaukseen, että Neptunus on vaihdellut paikkaa Uranuksen puolelta toiselle.
Havaitseminen

Uranuksen näennäinen kirkkaus on 5,5–6,0, joten se on mahdollista nähdä paljain silmin himmeänä tähtimäisenä kohteena hyvissä havainto-olosuhteissa pimeällä ja selkeällä taivaalla. Kiikarilla planeetta erottuu jo selvästi, ja pienellä kaukoputkella se näkyy neljän kaarisekunnin laajuisena vihertävänä levynä. Lisää yksityiskohtia planeetan pinnasta paljastuu vain kaikkein tehokkaimmilla kaukoputkilla.
Kuut

Uranuksella on 27 tunnettua kuuta. Kaksi suurinta kuuta, Titanian ja Oberonin, löysi Herschel 13. maaliskuuta 1787. William Lassell löysi Arielin ja Umbrielin vuonna 1851. William Herschelin poika John nimesi vuotta myöhemmin silloin tunnetut neljä kuuta. Seuraavan kuun, Mirandan, löysi Gerard Kuiper vuonna 1948. Voyager 2:n ohitus lisäsi tunnettujen kuiden määrää kymmenellä, ja myöhemmin löydettiin vielä yksi kuu lisää luotaimen vanhoja kuvia tutkimalla. Sen jälkeen lisää kuita on löydetty Maasta käsin kaukoputkilla: kaksi vuonna 1997, kolme vuonna 1999, kolme vuonna 2001 ja kolme vuonna 2003. 1990-luvulla löytyneet kuut ovat pienikokoisia, ja osa niistä on todennäköisesti planeetan kiertoradalleen kaappaamia asteroideja, sillä ne kiertävät emäplaneettaansa kaukaisilla, epäsäännöllisillä ja retrogradisilla radoilla. On todennäköistä, että Uranuksella on lisää pieniä kuita yhä löytämättä.
Kuiden tiheys on noin 1,5–1,7 g/cm³, joten ne koostuvat puoliksi kivestä ja puoliksi jäästä. Useimmat kuista ovat hyvin tummia, erityisesti Umbriel, joka on yksi aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Mirandassa on dramaattisia jälkiä geologisesta aktiivisuudesta, kuten valtavia kanjoneita ja jyrkänteitä, jotka ovat syntyneet törmäysten tai vuorovesivoimien seurauksena. Suurin kuista on Titania, joka lähes 1 600 kilometrin läpimitallaan on aurinkokunnan kahdeksanneksi suurin kuu.lähde? Uranuksen kaikki kuut on nimetty William Shakespearen ja Alexander Popen teoksissa esiintyvien henkilöhahmojen mukaan.
| Nimi  | Läpimitta (km) | Massa (kg) | Ratasäde (km) | Kiertoaika (d) | Tiheys g/cm³ |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
|  Miranda | 470 (14 %) | 7,0 × 1019 (0,1 %) | 129 000 (35 %) | 1,4 (5 %) | 1,20 |
|  Ariel | 1 160 (33 %) | 14 × 1020 (0,8 %) | 191000 (50 %) | 2,5 (10 %) | 1,67 |
|  Umbriel | 1 170 (34 %) | 12 × 1020 (1,6 %) | 266 000 (70 %) | 4,1 (15 %) | 1,40 |
|  Titania | 1 580 (45 %) | 35 × 1020 (4,8 %) | 436 000 (115 %) | 8,7 (30 %) | 1,72 |
|  Oberon | 1 520 (44 %) | 30 × 1020 (4,1 %) | 584 000 (150 %) | 13,5 (50 %) | 1,63 |
Renkaat

Uranuksen rengasjärjestelmä löydettiin sattumalta vuonna 1977, kun James L. Elliot, Edward W. Dunham ja Douglas J. Mink tutkivat tähdenpeiton avulla Uranuksen kaasukehää Kuiperin ilmakuljetusobservatoriosta käsin. Käsitellessään havaintojensa tuloksia he huomasivat, että tähti oli kadonnut lyhyeksi aikaa viisi kertaa sekä ennen peittymistään Uranuksen taakse että sen jälkeen. Tuloksista pääteltiin renkaiden olemassaolo, joka varmistettiin visuaalisesti Voyagerin kuvista. Päärenkaita on yhteensä yhdeksän. Lisäksi Voyager löysi kaksi himmeämpää rengasta. Uloin ε-rengas on noin 40 kilometrin levyinen ja hyvin selvärajainen, sillä sen molemmin puolin kiertää kaksi paimenkuuta, Cordelia ja Ofelia. Kaikkien renkaiden paksuus on noin 100 metriä ja albedo vain noin 0,03. Renkaan kappaleet ovat pääasiassa useiden metrien kokoisia, eikä hienojakoista pölyä juurikaan ole.
| Nimi | Etäisyys Uranuksen keskipisteestä (km) | Leveys (km) |
| --- | --- | --- |
| 1986 U2R | 38 000 | n. 2 500 |
| 6 | 41 840 | 1–3 |
| 5 | 42 230 | 2–3 |
| 4 | 42 580 | 2–3 |
| α (alfa) | 44 720 | 7–12 |
| β (beeta) | 45 670 | 7–12 |
| η (eeta) | 47 190 | 0–2 |
| γ (gamma) | 47 630 | 1–4 |
| δ (delta) | 48 290 | 3–9 |
| 1986 U1R | 50 020 | 1–2 |
| ε (epsilon) | 51 140 | 20–100 |
Aiheesta muualla

Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta .
Uranus Facts Nine Planets. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Williams, David R.: Uranus Fact Sheet NASA.  27.9.2018. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Uranus Facts – Interesting Facts about Planet Uranus Space Facts. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Choi, Charles Q.: Planet Uranus: Facts About Its Name, Moons and Orbit Space.com.  17.10.2017. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Dunbar, Brian: Uranus NASA.  4.8.2017. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi). Portaali.
Williams, Matt: The Planet Uranus Universe Today.  27.8.2015. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Moscato, David: The Many Mysteries of Uranus The Atlantic.  2.2.2016. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Grayzeck, Ed: Uranus Rings Fact Sheet NASA.  17.7.1995. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Cain, Fraser: Uranus Rings Universe Today.  7.10.2008. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Aurinkokunta
| --- | --- |
Kuut:  Maan ·  Marsin ·  Jupiterin ·  Saturnuksen ·  Uranuksen ·  Neptunuksen ·  Pluton ·  Haumean ·  Makemaken ·  Eriksen ·  Pikkuplaneettojen
Renkaat:  Jupiterin ·  Saturnuksen (Rhean)  ·  Chariklon ·  Uranuksen ·  Neptunuksen
Pienkappaleet:  Meteoroidit ·  Pikkuplaneetat ·  Asteroidit ·  NEA:t ·  Asteroidivyöhyke ·  Troijalaiset ·  Kentaurit ·  Damocloidit ·  Transneptuniset kohteet ·  Kuiperin vyöhyke ·  Hajanainen kiekko ·  Hillsin pilvi ·  Oortin pilvi ·  Komeetat
Uranus renkaineen ja sisimpine kuineen Hubble-teleskoopin kuvassa. Kaasukehässä on havaittavissa voimistunutta aktiviteettia.
Uranuksen ja maan kokovertailu
Sir William Herschel.
Uranuksen kuita oikeassa kokosuhteessa: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania ja Oberon.
Uranuksen renkaat.
Tampereen kaupunkiseutu

Tampereen kaupunkiseudun alue
Tampereen kaupunkiseudun kuntayhtymän logo
Tampereen kaupunkiseutu on kahdeksasta kunnasta, Tampereesta ja sen seitsemästä lähikunnasta, koostuva Tampereen kaupunkiseudun kuntayhtymän toiminta-alue. Se sijaitsee Pirkanmaan maakunnassa ja on Suomen pääkaupunkiseudun jälkeen maan toiseksi suurin kaupunkiseutu. Tampereen kaupungin lisäksi kuntayhtymään kuuluvat Kangasala, Lempäälä, Nokia, Orivesi, Pirkkala, Vesilahti ja Ylöjärvi.
Tampereen kaupunkiseudulla asuu noin 423 000 henkilöä ja siellä toimii yli 35 000 yritystä. Alue on laajuudeltaan noin 4 550 km².
Tampereen kaupunkiseudun kuntayhtymä organisoi Tampereen kaupunkiseudun kuntien seudullista yhteistyötä. Seutuyhteistyö on Tampereen kaupunkiseudun kuntien päätöksiin perustuvaa yhteistyötä alueen kehittämiseksi. Viimeisin seutustrategia on hyväksytty seudun kuntien valtuustoissa vuoden 2017 alussa. Yhteistyön keskeisiä osa-alueita ovat yhdyskuntarakenteen seudullinen suunnittelu, palvelujen kehittäminen sekä elinkeinoyhteistyö.
Tampereen kaupunkiseudun kuntayhtymässä ylintä päätösvaltaa käyttää yhtymäkokous, joka muun muassa valitsee seutuhallituksen ja hyväksyy kuntayhtymän talousarvion. 13-jäsenisen seutuhallituksen tehtävänä on käynnistää yhteistyöhankkeita sekä tehdä esityksiä jäsenkunnille seudullisista ratkaisuista. Seutuhallituksen apuna toimii kuntajohtajakokoukset, joiden tehtävänä on edistää asioiden käsittelyä kunnissa sekä osallistua niiden valmisteluun. Asioita valmistellaan seututyöryhmissä (maankäyttö ja asuminen, liikennejärjestelmä, hyvinvointipalvelut sekä infrapalvelut). Työryhmät koostuvat jäsenkuntien asiantuntijoista.
Seutuyksikkö puolestaan vastaa seutuyhteistyön käytännön valmistelusta. Kaupunkiseudun kuntayhtymän toiminnan rahoittavat jäsenkunnat.
Suomen ympäristökeskus määrittelee myös saman termin käsittämään taajamarakenteeseen perustuvan Tampereen kaupunkiseudun, joka on hieman pienempi.
Tampereen kaupunkiseudun kuntayhtymän kunnat

| Vaakuna | Kunta | Väkiluku (2024) | Maa- pinta-ala (km²) | Väestön- tiheys (as> /km²) | Kunnallis- vero (2024) | Suomen- kieliset (2023) | Ruotsin- kieliset (2023) | Muun- kieliset (2023) |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
|  | Kangasala | 33 905 | 658 | 52 | 9.4 % | 95 % | 0,2 % | 3 % |
|  | Lempäälä | 24 875 | 270 | 92 | 8.4 % | 96 % | 0,3 % | 3 % |
|  | Nokia | 36 083 | 288 | 125 | 8.4 % | 95 % | 0,3 % | 4 % |
|  | Orivesi | 8 848 | 800 | 11 | 9.4 % | 97 % | 0,2 % | 2 % |
|  | Pirkkala | 20 996 | 81 | 258 | 7.9 % | 94 % | 0,4 % | 5 % |
|  | Tampere | 260 051 | 525 | 495 | 7.6 % | 87 % | 0,5 % | 10 % |
|  | Vesilahti | 4 508 | 301 | 15 | 9.3 % | 97 % | 0,5 % | 2 % |
|  | Ylöjärvi | 33 651 | 1 116 | 30 | 8.4 % | 97 % | 0,4 % | 3 % |
|  | yhteensä | 422 917 | 4 039 | 105 |  | 90 % | 0,4 % | 8 % |
Tarttilan koulu

Tarttilan koulu on Valkeakosken Tarttilassa sijaitseva alakoulu. Tarttila on yksi seitsemästä Valkeakosken alakoulusta, joka sisältää luokat 1–6. Koulussa on kolme opettajaa.
Tarttilan koulun rehtorina toimii Riina Väyrynen. Koulussa on noin 30 oppilasta per lukuvuosi.
Aiheesta muualla

Tarttilan koulu (Arkistoitu – Internet Archive) Valkeakosken kaupungin sivuilla
Tarttila (Arkistoitu – Internet Archive) Pedanetissä
Sointulan koulu

Sointulan koulu on Valkeakosken Sointulassa sijaitseva alakoulu, joka sisältää esikoulun ja luokat 1–2.  Käytyään kaksi ensimmäistä vuosiluokkaa Sointulan koulussa, oppilaat siirtyvät Sorrilan kouluun.
Sorrilassa sijaitsee myös Sorrilan päiväkoti.
Aiheesta muualla

Sointulan koulu (Arkistoitu – Internet Archive) Valkeakosken kaupungin sivuilla
Oliver Kiljunen

| Oliver Kiljunen> Henkilötiedot |
| --- | --- |
Syntynyt: 9. helmikuuta 1998 (ikä 26) Tuusula, Suomi
Kansalaisuus:   Suomi
Jääkiekkoilija
Lempinimi:  Olkku, Kilju, Meat truck, Lahelan Liharekka
Pelipaikka:  keskushyökkääjä
Maila:  vasen
Pituus:  184 cm
Paino:  96 kg
Seura
Seura:  Aalborg Pirates
Sarja:  Metal Ligaen
Pelinumero:  70
Pelaajaura
Pääsarjaura:  2021–
Aik. seurat:  Haukat (II-div.) Kiekko-Vantaa (Mestis) HPK (SML) Pelicans (SML) HK Olimpija Ljubljana (ICEHL/Slovenia)
Oliver Kiljunen (s. 9. helmikuuta 1998 Tuusula) on suomalainen jääkiekkoilija, joka pelaa Tanskan Metal Ligaenin Aalborg Piratesissa. Hän on pelipaikaltaan keskushyökkääjä, mutta Kiljunen osaa pelata myös laidassa.
Pelityyli

Kiljusta on luonnehdittu pelityyliltään voimahyökkääjäksi. HPK:n entisen urheilutoimenjohtaja Mika Toivolan mukaan Kiljunen tuo alaketjuihin tietynlaista rosoisuutta ja kamppailuvoimaa. Toivolan mukaan sen lisäksi, että hänellä on voimaa kamppailla kulmissa, Kiljunen on osoittanut, että hän tekee tarvittaessa myös pisteitä.
Muuta

Kiljunen valmistui ylioppilaaksi Tuusulan lukiosta keväällä 2018.
Judith Barsi

| Judith Barsi |
| --- | --- |
 Judith Barsia esittävä Anna Rozwadowskan pastellimaalaus.
Henkilötiedot
Syntynyt: 6. kesäkuuta 1978 Los Angeles, Kalifornia
Kuollut: 25. heinäkuuta 1988 (10 vuotta) Canoga Park, Kalifornia
Ammatti:  Näyttelijä
Näyttelijä
Taiteilijanimet:  Eva
Aktiivisena:  1984–1988
Aiheesta muualla
IMDb 
Elonet
AllMovie
Judith Eva Barsi (6. kesäkuuta 1978 – 25. heinäkuuta 1988) oli yhdysvaltalainen lapsinäyttelijä. Hänen tunnetuimmat roolinsa olivat ääniroolit Don Bluthin animaatioelokuvissa Maa aikojen alussa (1988) ja Kaikenkarvainen Charlie (1989). Barsi kuoli perhesurman uhrina ennen elokuvien valmistumista.
Barsin vanhemmat olivat unkarilaiset maahanmuuttajat Jozsef Barsi ja Maria Benko, jotka olivat paenneet Unkarista vuoden 1956 kansannousun kukistamisen jälkeen ja asettuneet Los Angelesiin. Äiti toivoi tyttärestään näyttelijää, ja kykyjenetsijä löysikin Judithin viisivuotiaana. Hän esiintyi yli 70 mainoksessa ja pääsi pian elokuviinkin. Vaikka Barsi syntyi Yhdysvalloissa, hän puhui sujuvasti myös unkarin kieltä. Hän harrasti uintia.