Tähtitiede

Massahäviön nopeus aurinkotuulelta

Massahäviön nopeus aurinkotuulelta

Tämä on Claytonin tähtien evoluution ja nukleosynteesin periaatteiden ongelma 1-4:

Oletetaan, että maapallolla on tyypillinen nopeus 400 km / s ja tiheys 10 amu / cm $ ^ {3} $ aurinkotuulelle, laske auringon massahäviö.

Kohdassa ei ollut yhtään kaavaa tästä, joten tein siihen pisteen ulottuvuusanalyysillä.

$$ frac {dM} {dt} = frac { rho V} { Delta t} = rho v A $$ $$ frac {dM} {dt} = vasen ( frac {10 amu} {cm ^ {3}} oikea) vasen ( frac {400km} {s} oikea) vasen ( frac {4 pi (6,96e10 cm) ^ {2}} {1} oikea) vasen ( frac {10 ^ {5} cm} {km} oikea) vasen ( frac {10 ^ {- 24} g} {1 amu} oikea) vasen ( frac {M _ { odot} } {2 kertaa 10 ^ {33} g} oikea) vasen ( frac {3600s} {hr} oikea) vasen ( frac {24 hr {päivä} oikea) vasen ( frac { 365päivä} {yr} oikea) $$ $$ frac {dM} {dt} = 3,84 kertaa 10 ^ {- 19} M _ { odot} / vuosi $$

Kirjassa annettu vastaus on kuitenkin 0,4 dollaria kertaa 10 ^ {- 13} M _ { odot} / vuosi $. Joten olen poissa noin viidellä suuruudella. Voiko kukaan ilmoittaa missä menin pieleen ja / tai osoittaa minut oikeaan suuntaan?


$$ left ( frac {4 pi (6.96e10 , text {cm}) ^ {2}} {1} right) $$

Tämä on virheen ensisijainen lähde. Arvosi 6,96 × 1010 cm on auringon säde. Ongelma sanoi erityisesti "Oletetaan maan päällä ... ". Sinun on laskettava pallon virta pinnan läpi, jonka säde on noin yksi tähtitieteellinen yksikkö eikä yksi auringon säde. Tähtitieteellinen yksikkö on 149597870700 metriä (tarkalleen) tai noin 1,5 × 1013 cm. Pelkästään tämän virheen vuoksi arvo on alhainen kertoimella noin 50000. Kahden jäljellä oleva kerroin johtuu lähinnä 10: n käytöstä-24 grammaa / amu.

Ulottuvuusanalyysi voi viedä sinut vain niin pitkälle. Vaikka tulos on mitoiltaan oikea, et ajatellut tarpeeksi ongelman luonnetta.


Nopeus ja tiheys ovat maa-asennossa, joten pinta-alatermin on sisällettävä maan ja auringon välinen etäisyys auringon säteen sijasta.


Massahäviön nopeus aurinkotuulelta - tähtitiede

Tarkastellaan nyt aurinkotuulen kuljettamaa kulmamomenttia. Kulmamomentin menetys on astrofysiikassa ratkaisevan tärkeä aihe, koska vain kulmamomentin menettäminen voi suuret, diffuusit esineet, kuten tähtienväliset kaasupilvet, romahtaa painovoiman vaikutuksesta tuottaa pieniä, kompakteja esineitä, kuten tähtiä ja prototähtiä. Magneettikentillä on yleensä ratkaiseva rooli kulmamomentin menetyksessä. Tämä pätee varmasti aurinkotuuleen, jossa aurinko magneettikenttä pakottaa yhteenkierron auringon kanssa Alfv & # 233n -säteelle. Siten massapartikkelin kuljettama kulmamomentti on pikemminkin kuin. Kulmamomentin menetys-asteikko on siten tekijän mukaan lyhyempi kuin massahäviön asteikko, mikä tekee kulmamomentin menetys-asteikosta vertailukelpoisen aurinkoelämän kanssa. On selvää, että magnetoidut tähtituulet edustavat erittäin tärkeää kuljettimen kulmamomentin menetystä maailmankaikkeudessa. Tutkitaan tarkemmin tuulen kautta tapahtuvaa kulmamomenttihäviötä.

Pallomaisen symmetrian ja tasaisen virtauksen olettamuksen mukaan kirjoitetaan aurinkotuulen atsimutaalinen momenttimuutosyhtälö, ottaen huomioon planeettojen välisen magneettikentän vaikutus.

Massavirtauksen vakaus [katso Eq. (744)] ja riippuvuus [katso Eq. (763)] sallia yllä olevan yhtälön välitön integrointi antamaan

missä on aurinkotuulen kuljettama kulmamomentti massayksikköä kohti. Atsimutaalisen tuulen nopeuden läsnä ollessa magneettikenttä ja nopeuskomponentit liittyvät toisiinsa samanlaisella lausekkeella kuin Eq. (761):

Edellä olevan lausekkeen taustalla oleva perusfysiikan oletus on sähkökentän puuttuminen vertailukehyksestä, joka pyörii yhdessä auringon kanssa. Eq. (772) poistamiseksi yhtälöstä. (771), saamme (missä ekliptinen taso)

on säteittäinen Alfv & # 233n Mach-luku. Radiaalinen Alfv & # 233n Mach-luku on pieni lähellä koronan juurta ja noin 10 1 AU: ssa: se kulkee yhtenäisyyden läpi Alfv & # 233n -säteellä, joka on noin AU auringosta. Nollanimittäjä yhtälön oikealla puolella. (773) tarkoittaa, että se on rajallinen ja jatkuva vain, jos osoittaja on myös nolla Alfv & # 233n-säteellä. Tämä ehto määrittää sitten ulosvirtauksen kulmamomentin sisällön

Huomaa, että aurinkotuulen kuljettama kulmamomentti on todellakin vastaava kuin se, joka kulkeutuisi, jos koronaaliplasma pyörii yhdessä Auringon kanssa Alfv & # 233n -säteelle ja sitten ulosvirtaamalla tasaisella kulmanopeudella. Tietysti aurinkotuuli ei tosiasiassa pyöri jäykästi alueen auringon kanssa: suuri osa tämän alueen kulmamomentista kulkee sähkömagneettisten jännitysten muodossa.

On helppo osoittaa, että määrä on vakio, ja sen vuoksi sen antaminen voidaan arvioida

missä . Yhtälöt (773), (775) ja (776) voidaan yhdistää antamaan

Rajalla meillä on, joten yllä oleva lauseke tuottaa

suurilla etäisyyksillä auringosta. Muistuta, lahkosta. 5.7, että jos koronaaliplasma yksinkertaisesti pyörii yhdessä Auringon kanssa ulos ja kokee mitään vääntöä tämän säteen ulkopuolella, niin voimme odottaa

suurilla etäisyyksillä auringosta. Kahden edellä mainitun lausekkeen ero on tekijä, joka on korjaus magneettikentän suuresti säilyttämään kulmamomenttiin.

Edellä esitetty analyysi sisällytettiin ensin kvantitatiiviseen koronaalilaajennusmalliin Weber ja Davis. Weberin ja Davisin malli on hyvin monimutkainen. Esimerkiksi aurinkotuulen vaaditaan virtaavan sujuvasti vähintään kolmen kriittisen pisteen läpi. Nämä liittyvät äänen nopeuteen (kuten Parkerin alkuperäisessä mallissa), säteittäiseen Alfv & # 233n -nopeuteen, (kuten yllä on kuvattu) ja Alfv & # 233n-kokonaisnopeuteen,. Edellä esitetyssä yksinkertaistetussa analyysissä on kuitenkin otettu huomioon suurin osa ulosvirtauksen olennaisista piirteistä. Esimerkiksi kuvio 20 esittää vertailun edellä ennustetun atsimutaalisen virtausnopeuden suuren asymptoottisen muodon välillä [katso Eq. (778)] ja Weberin ja Davisin laskema, mikä osoittaa näiden kahden välisen läheisen sopimuksen.


Joukkotappio kuolevissa tähdissä

Ehkä olet kuullut, että neljän miljardin vuoden päästä aurinko kasvaa punaiseksi jättiläiseksi, jonka säde on maapallon kiertoradan kokoinen, ennen kuin se lopulta kutistuu maapallon kokoiseksi valkoiseksi kääpiöksi. Sen lisäksi, että tuloksena olevalla valkoisella kääpiöllä on hyvin pieni, sillä on todennäköisesti vain puolet alkuperäisestä massasta. Minne menetetty massa menee?

Kuva 1: HR-kaavio, joka esittää pääjärjestyksen, punaisen jättiläishaaran, vaakasuoran haaran ja asymptoottisen jättiläishaaran. Vaaka-akseli osoittaa lämpötilan, kun taas pystyakseli osoittaa kirkkauden. Nuoli jäljittää polun, jonka tähti käisi lähtiessään pääjaksosta. Lähde: http://www.astronomy.ohio-state.edu/

Tähden pääsekvenssin jälkeisen (MS) evoluution aikana se menettää suuren osan lähtömassastaan ​​tähtituulien kautta. Tällä hetkellä aurinko menettää jatkuvasti massaansa aurinkotuulien kautta - materiaalia, joka poistuu sen pinnalta - mutta kun aurinko lähtee MS: stä ja saavuttaa punaisen jättimäisen haaran (RGB), nämä aurinkotuulet vahvistuvat entisestään. RGB-vaiheen päättymisen jälkeen aurinko jatkaa kehitystään, kunnes se saavuttaa asymptoottisen jättimäisen haaran (AGB) - nimeltään, koska se sitten asymptoottisesti lähestyä samaa kohtaa Hertzsprung-Russell-kaaviossa kuin se tekee RGB-tähtinä (katso esimerkki kuvasta 1). AGB-tähdillä on vielä voimakkaampi tähtituuli, mikä tarkoittaa, että ne menettävät massaansa vielä nopeammin kuin RGB-tähdet. Uskotaan, että suuri osa tähtien menetyksistä tapahtuu, kun ne ovat RGB: llä ja AGB: llä. Lisäksi kaikki tämä tähdestä puhallettu ylimääräinen materiaali tarkoittaa, että AGB-tähtiä ympäröi usein paljon pölyä.

Se, mikä todella ajaa tätä prosessia, ei kuitenkaan ole asia, jonka ymmärrämme kovin hyvin. Tämän päivän astrobiitti käsittelee joitain mahdollisia mekanismeja tähtien massan menetykseen AGB-tähdissä, erityisesti sykkeen merkitystä massahäviössä.

Tähdet voivat sykkiä useissa erilaisissa syketiloissa. Perustila on luultavasti se, mitä kuvittelet ajatellessasi tähtien sykettä - koko tähti liikkuu säteittäisesti samaan suuntaan. Kuitenkin, jos tähdellä on säteittäisiä solmuja, tähden eri osat liikkuvat eri suuntiin samanaikaisesti (tavallaan kuten putken solmut). Kutsumme näitä syketiloja ylisävymoodeiksi, ja ylisävytilan tyyppi (ensimmäinen, toinen, kolmas jne.) Kertoo tähdessä olevien solmujen määrän.

Massan menetys yli 60 päivän kriittisen pulssijakson

Kuva 2: Kuvio 1 paperista, joka esittää pölyn ylimäärän (värin K- [22] antama) pystysuoralla akselilla, joka on piirretty vaaka-akselilla päiviä vastaan. Pisteviiva vaakasuora viiva merkitsee tekijöiden & # 8217 -kriteerin merkittävälle pölyn ylimäärälle & # 8217. Punaisissa ympyröissä näkyy Taburista (2009) otetut ajanjaksotiedot, kansainvälisen muuttuvien tähtien indeksin vihreät neliöt ja muuttuvien tähtien yleisen luettelon siniset kolmiot. Pienemmät vaaleansiniset kolmiot osoittavat tähdet, joista heillä oli GCVS-tietoja, mutta joita ei voitu havaita Hipparcosilla. Alkaen 60 päivän jaksosta on enemmän tähtiä, joiden pölyylimäärä on suurempi kuin niiden kriteeri. Noin 300 päivässä on toinen lisäys.

RGB- ja AGB-tähtien massahäviö näyttää kasvavan 60 päivän jaksolla. Sekä RGB-tähdet että AGB-tähdet voivat sykkiä (itse asiassa on todisteita siitä kaikki tähdet sykkivät & # 8230 vain jos voimme tutkia niitä riittävän hyvin nähdäksemme sen), mutta kirjoittajat havaitsevat, että huolimatta asumisesta suunnilleen samalla alueella HR-kaaviossa, 60 päivän jaksotähdet, joilla on voimakas massahäviö, näyttävät olevan vain AGB-tähtiä eivätkä RGB-tähdet. Tämä 60 päivän jakso sattuu vastaamaan suunnilleen pisteeseen, jolloin AGB-tähdet siirtyvät toisesta ja kolmannesta ylisävyn sykkeestä ensimmäiseen sävyyn. Lisäsolmut johtavat myös pienempään sykkeen amplitudiin (pienempi muutos kirkkaudessa ja säteessä yhden jakson aikana) tähdelle, mikä johtaa AGB-tähtien amplitudeihin tässä vaiheessa. RGB-tähdet näyttävät sykkivän vain toisessa ja kolmannessa ylisävytilassa. Tämä on todennäköisesti vastuussa siitä, miksi he tuottavat niin paljon vähemmän pölyä ja kokevat vähemmän massahäviöitä samaan aikaan kuin AGB-tähti-kollegansa.

Kuva 3: Tämä on osa kuvion 2 paperia, joka osoittaa amplitudin V-kaistalla, joka on piirretty jaksoon nähden. Molemmissa osa-alueissa tummemmat ympyrät ovat tähtiä, joissa on huomattava pölyylimäärä, ja vaaleammat ympyrät ovat tähtiä, joissa ei ole huomattavaa pölyylimäärää. Tämä näyttää viittaavan siihen, että suurempi pölyylimäärä vastaa suurempaa amplitudia. Suurempi amplitudi osoittaa myös yleensä vähemmän säteittäisiä solmuja. Pölytuotannon 60 ja 300 päivän lisääntyminen näkyvät myös molemmissa tontteissa.

Pölyntuotannon ja infrapunaylimäärän välinen suhde, jota kirjoittajat käyttävät tähteen tuottaman pölymäärän välityspalvelimena, on esitetty kuvassa 2. Tästä luvusta voimme nähdä, että yli 60 päivän jaksoissa näyttää olla enemmän tähtiä, jotka tuottavat pölyä huomattavan pölymäärän kriteerin yläpuolella. Kuvassa 3 on jakso-amplitudikaaviot, joissa pulssiomplitudi on piirretty pulssijaksoa vastaan ​​(missä amplitudi viittaa pulssimoodiin). Tästä kaaviosta voimme nähdä, että tähdillä, joilla on vähemmän pölytuotantoa, näyttää olevan myös pienempi syke-amplitudi. Yhdessä nämä tukevat olettamusta siitä, että pulssimoodilla on kriittinen rooli pölyn tuottamisessa ja massan menetyksessä. Nämä tulokset vahvistavat myös massahäviön lisääntymisen 300 päivänä, mikä vastaa suunnilleen tähtiä, jotka siirtyvät ensimmäisestä sävypulssista perustilaan.

Mitä seuraavaksi? No, kuten voit odottaa, tieteen seuranta on yleensä & # 8230lisää tiedettä! Kirjoittajat huomauttavat, että lisätutkimukset ovat välttämättömiä saadakseen vakuuttavia todisteita siitä, mitä roolia tämä kriittinen jakso palvelee ja miten pulssimoodi voi vaikuttaa siihen. Onko se todella tähtien massahäviöiden muutosta vai onko tähtien tuuli jo olemassa, ja 60 päivän jakso vain osuu yhteen pölyn kondensaation lisääntymisen kanssa? Vastaavat tutkimukset, joissa keskitytään tähtiin, joiden metallisuus on erilainen, ovat myös hyvä tarkistus näiden kriittisten jaksojen yleismaailmallisuudesta.


Onko metrinen vai lyhyt tonnia? Siinä on ero.

Se perustuu luultavasti auringon valovoimaan - tai säteilevään voimaan. On myös satunnaisia ​​koronaalisia massanpoistoja (CME), joissa suuri massa puhalletaan pois auringosta.

Oletetaan tonnia - joten aurinko menettää 4 MT / s tai 4 Gkg / s (4 miljardia kg / s)

Tämän asettaminen perspektiiviin - aurinkomassa on noin 2 x 10 30 kg, joten aurinko irtoaa (4 E9) / (2 E 30) tai 2 E-21 massastaan ​​sekunnissa.

3,156 E 7 sekuntia, aurinko menettäisi 6,31 E-14 massastaan, ja 5 miljardissa vuodessa aurinko menettäisi vain 0,0003156 sen massasta CME: itä lukuun ottamatta.


Massahäviön nopeus aurinkotuulelta - tähtitiede


Tavoitteet: Neljän nuoren pääjakson aurinkotyyppisen tähden (EK Dra, π 1 UMa, χ 1 Ori ja κ 1 Cet) vapaan jatkuvan radiopäästöjen havaintoja tutkitaan tähtituulien havaitsemiseksi tai ainakin ylärajojen asettamiseksi. niiden lämpöradiopäästöissä, joita ionisoitu tuuli hallitsee. Näytteessä olevat tähdet ovat The Sun in Time -ohjelman jäseniä, ja ne kattavat pääjaksossa 0,1-0,65 Gyr-ikää. Ne ovat magneettiselta aktiivisuudeltaan samanlaisia ​​kuin Aurinko ja ovat siten erinomaisia ​​valheita edustamaan nuorta aurinkoa. Tämän tähtinäytteen massan menetysnopeuksien ylärajat lasketaan käyttämällä niiden havaintoradiopäästöjä. Tavoitteenamme on tutkia uudelleen heikko nuoren auringon paradoksi olettaen, että nuori aurinko oli aikaisemmin massiivisempi, ja siten löytää mahdollinen ratkaisu tälle kuuluisalle ongelmalle.
Menetelmät: Näytteemme havainnot suoritetaan erinomaisella herkkyydellä Karl G.Jansky Very Large Array (VLA) -laitteella käyttäen C-kaistan vastaanotinta 4-8 GHz ja Ku-kaistaa 12-18 GHz. Atacama Large Millimeter / Submillitmeter Array (ALMA) -havainnot suoritetaan taajuudella 100 GHz. Common Astronomy Software Application (CASA) -pakettia käytetään tietojen valmisteluun, pienentämiseen, kalibrointiin ja kuvantamiseen. Massahäviörajojen arvioimiseksi oletetaan pallomaiset symmetriset tuulet ja paikallaan olevat, anisotrooppiset, ionisoidut tuulet. Vertailemme tuloksia 1) teoreettisten pyörimis evoluutiomallien massahäviöarvioihin ja 2) epäsuoran massan menetysnopeuksien määrittämisen tekniikan tuloksiin: Lyman-α -absorptio.
Tulokset: Pystymme johtamaan radiohavainnoista toistaiseksi tiukimmat suorat massahäviön ylärajat. Kaksi kohdetta, EK Dra ja χ 1 Ori, havaitaan taajuuksilla 6 ja 14 GHz erinomaiselle melutasolle. Nämä tähdet ovat hyvin aktiivisia ja havaittiin muita kuin lämpöemissioiksi tunnistettuja radiopäästöjä, mutta näiden esineiden massahäviörajoille on edelleen johdettu rajat. Ori 1 Ori: n emissio ei tule itse pääkohteesta, vaan sen M-kääpiökumppanista. Tähtiä π 1 UMa ja κ 1 Cet ei havaittu joko C-kaistalla eikä Ku-kaistalla. Näille kohteille annamme ylärajat niiden radiotonta säteilyä varten ja laskemme niiden rajahäviöiden ylärajat. Lopuksi toistetaan Auringon kehitys ja johdetaan arvio Auringon aurinkomassasta nuoremmalla iällä.


Massahäviön nopeus aurinkotuulelta - tähtitiede

Auringon tapaan muut tähdet irtoavat massaa ja magneettivuon kaikkialla lähes vakaan tuulen ja jaksollisten tähtien koronaalisten massapurkausten (CME) kautta. Tutkimme aurinkotuulen ja CME: n kautta tapahtuvaa massan menetysnopeutta auringon magneettisen vaihtelun funktiona, jota edustaa auringonpilkumäärä ja auringon röntgensäteen taustavaloisuus. Arvioimme CME: iden vaikutuksen aurinkotuulen kokonaismassavirtaan ekliptikassa ja sen ulkopuolella ja sen vaihtelun aurinkosyklien eri vaiheissa. Tutkimuksessa hyödynnetään havaittujen auringonpilkkujen määrää, SOHO / LASCO: n lähellä aurinkoa olevien CME: n koronaalisia havaintoja, WIND: n in situ havainnointia aurinkotuulesta 1 AU: lla ja GOES: n röntgensäteilyvirrasta aurinkosyklien 23 ja 24 aikana. röntgensäteen taustavalo, CME: n ja ICME: n esiintymisnopeus, aurinkotuulen massavirta ja siihen liittyvät massan menetysnopeudet auringosta eivät laske yhtä voimakkaasti kuin auringonpilkkujen lukumäärä aurinkokierron 23 maksimista seuraavaan maksimiin. Tutkimuksemme vahvistaa CME-aktiivisuuden todellisen fyysisen lisääntymisen suhteessa auringonpilkumäärään syklissä 24. Osoitamme, että CME-esiintymisnopeus ja siihen liittyvä massahäviöaste voidaan ennustaa paremmin röntgensäteen taustavalon avulla kuin auringonpilkumäärä. Auringon tuulen massan menetysnopeus, joka on suuruusluokkaa enemmän kuin CME-massan menetysnopeus, ei osoita selvää riippuvuutta auringonpilkumäärän ja auringon röntgensäteen taustavalon syklisestä vaihtelusta. Nämä tulokset vaikuttavat aurinkotyyppisten tähtien tutkimiseen.


Kysy Ethanilta: kiertääkö maa aurinkoa hitaammin jokaisen uudenvuoden kanssa?

Maapallo liikkuu kiertoradallaan Auringon ympäri ja pyörii akselillaan näyttää tekevän suljetun,. [+] muuttumaton, elliptinen kiertorata. Jos katsomme riittävän tarkkuuteen, havaitsemme kuitenkin, että planeettamme on spiraalisti poispäin auringosta, mikä aiheuttaa sen kiertoradan nopeuden pienenemisen ajan myötä.

Larry McNish, RASC Calgary

Joka vuosi maaplaneetta suorittaa yhden kierroksen Auringon ympäri samalla, kun se pyörii akselillaan. Vuodesta toiseen kiertoradamuutoksemme ovat niin vähäisiä, että ne ovat käytännössä huomaamattomia, koska yhden vallankumouksen (1 vuosi) kesto on pieni verrattuna siihen, kuinka kauan planeetta on pyöriä Auringon ympäri (

4,5 miljardia vuotta). Ja silti, tietämyksemme maailmankaikkeudesta on riittävän laaja ja modernit instrumenttimme ovat riittävän herkkiä, jotta emme vain tiedä, että maapallon kiertorata muuttuu hieman ajan myötä, mutta voimme kvantifioida ja ilmaista itsevarmasti tarkalleen, mitä nämä muutokset ovat. Mitä tämä tarkoittaa maapallon nopeudelle auringon ympäri? Tämän Frank Wirtz haluaa tietää kirjoittamalla kysymään:

"Luin erään artikkelisi, jossa sanottiin, että (toistaiseksi) maapallon kiertorata siirtyy hyvin hitaasti Auringosta. Tapahtuuko Maan kiertorata nopeammin vai hitaammin? Voitteko selventää minulle? "

Se on kiehtova kysymys tutkittavaksi, ja lyhyt vastaus on kyllä. Joka vuosi Maa siirtyy aina niin vähän poispäin auringosta, ja täyden vallankumouksen suorittaminen vie myös hieman kauemmin. Tässä on sen takana oleva tiede.

Tarkka malli siitä, kuinka planeetat kiertävät aurinkoa, joka sitten liikkuu galaksin läpi a. [+] erilainen liikesuunta. Huomaa, että kaikki planeetat ovat samalla tasolla, eivätkä ne vedä auringon takana tai muodosta minkään tyyppistä herätystä. Planeetat muuttavat asemaa toisiinsa nähden, mikä saa heidät muuttamaan näennäistä sijaintiaan ja kirkkauttaan taivaalla maasta katsottuna.

Kun ajattelemme maapalloa, joka kiertää aurinkoa, teemme tyypillisesti muutamia yksinkertaistavia oletuksia. Ajattelemme maapallon pyörimistä akselillaan ja liikkumista avaruuden läpi, kun Auringon gravitaatio on ainoa voima, joka työskentelee sen päällä. Pidämme aurinkoa ja maata omalla kiinteällä, vakiomassallaan. Ajattelemme avaruutta, jonka kautta maapallo liikkuu tyhjänä, ajattelemme aurinkoa pysyvän samassa paikassa samalla kun maapallo kiertää ellipsissä sen ympärillä. Kuun, muiden planeettojen vaikutukset ja vaikutukset, jotka ovat yksinoikeudella yleiseen suhteellisuusteoriaan jne.

Suodattamaton totuus ihmisen magnetismin, rokotteiden ja COVID-19 takana

Selitetty: Miksi tämän viikon mansikka kuu on niin matala, niin myöhäinen ja niin valoisa

Mars, Venus ja ”Super Solstice Strawberry Moon” Sparkle Twilight: Mitä näet taivaalla tällä viikolla

Todellisuudessa emme vain tiedä, että kaikki nämä oletukset ovat vääriä, mutta voimme - jos haluamme olla riittävän täsmällisiä - kvantifioida nämä vaikutukset ja määrittää, mitkä ovat tärkeitä, kuinka tärkeitä ne ovat ja mitä muutoksia ne aiheuttavat yksinkertaisimmalla likiarvolla. Jos kaikki mitä meillä olisi ollut maa ja aurinko ja kohtelisi niitä kahtena muuttumattomana pistemassana, maa tekisi kiertoradallaan yksinkertaisesti suljetun, muuttumattoman ellipsin: täsmälleen sen, mitä Kepler ennusti. Mutta jos haluamme olla täsmällisempiä, meidän on syvennettävä näitä upeita yksityiskohtia.

Tämä leikkaus esittelee auringon pinnan ja sisätilan eri alueita, mukaan lukien. [+] ydin, joka on ainoa paikka, jossa ydinfuusio tapahtuu. Ajan myötä heliumia sisältävä alue ytimessä laajenee ja maksimilämpötila nousee aiheuttaen Auringon energiantuotannon.

WIKIMEDIA YHTEINEN KÄYTTÄJÄ KELVINSONG

Ensimmäinen vaikutus, joka meidän on otettava huomioon, on se, että aurinko paistaa. Tässä maailmankaikkeudessa ei ole sellaista asiaa kuin vapaa energia, ja se pätee jopa aurinkoon, joka tuottaa valtavan 4 × 10 26 W jatkuvaa tehoa. Mistä sille tuleva energia tulee? Vetyydinten (protoneista alkaen) ydinfuusiosta helium-4: ksi (kahdella protonilla ja kahdella neutronilla), joka tapahtuu ketjureaktiossa, joka vapauttaa energiaa.

Joka kerta, kun neljä protonia sulautuu yhteen, mikä huipentuu yhden helium-4-ytimen tuottamiseen, vapautuu yhteensä 28 MeV (missä MeV on miljoona elektronivolttia) energiaa. Jos muunnamme sen massaksi - mikä Einsteinin tunnetuin yhtälö, E = mc 2 , antaa meille mahdollisuuden tehdä - opimme, että aurinko menettää ydinfuusion vuoksi yhteensä noin 4 miljoonaa tonnia massaa joka sekunnin ajan, joka kuluu. Aurinkokuntamme elinkaaren aikana Auringon massa on pienentynyt noin 95 Maan massalla ydinfuusion tai suunnilleen Saturnuksen massan vuoksi.

Auringon soihdutettu aurinko, joka työntää ainetta pois emätähdestämme kohti aurinkoa. [+] Järjestelmä on kääpiöinen ydinfuusion "massahäviön" suhteen, mikä on vähentänyt auringon massaa yhteensä 0,03% sen lähtöarvosta: Saturnuksen massaa vastaava menetys. E = mc ^ 2, kun ajattelet sitä, näyttää kuinka energinen tämä on, kun Saturnuksen massa kerrottuna valon nopeudella (suuri vakio) neliönä johtaa valtavaan määrään energiaa.

NASAn AURUSDYNAMIIKAN VAATIMUS / GSFC

Sen lisäksi, että massa menettää aurinkosta lähtevän energiasäteilyn takia, emätähtemme lähettää myös hiukkasia: aurinkotuuli. Auringon raajassa olevat hiukkaset pysyvät hyvin löyhästi fotosfäärin reunalla. Hiukkaset, kuten elektronit, protonit ja jopa painavammat ytimet, voivat saada tarpeeksi kineettistä energiaa päästääkseen auringon kokonaan, mikä luo partikkelivirran, jota kutsumme aurinkotuuleksi. Lisäksi tapahtuu säännöllisesti ja epäsäännöllisesti auringon soihdut, koronaalisen massan ulosheittoja ja muita voimakkaita tapahtumia, mikä osaltaan lisää auringon massan menetystä.

Ne leviävät koko aurinkokuntaan ja ylivoimainen enemmistö purkautuu tähtienväliseen väliaineeseen kuljettaen tällä hetkellä noin 1,6 miljoonaa tonnia massaa sekunnissa. Auringon elinaikana tämä johtaa noin 30 maapallon massan menetykseen aurinkotuulen vuoksi. Kun yhdistämme aurinkotuulen häviön ydinfuusion massahäviöön, saamme tietää, että tämän päivän aurinko on noin

10 27 kg aurinkoa kevyempi oli noin 4,5 miljardia vuotta sitten, heti aurinkokuntamme syntymän jälkeen.

Marsilla, punaisella planeetalla, ei ole magneettikenttää suojaamaan sitä aurinkotuulelta, mikä tarkoittaa, että se häviää. [+] paljon merkittävämpiä määriä ilmakehää kuin Maa. Planeettamme iskevän aurinkotuulen vaikutus on kuitenkin edelleen merkityksellinen

18 000 tonnia ainetta vuodessa voi lopulta lisätä.

Aurinkotuulen olemassaolo ei tietenkään vaikuta pelkästään Auringon massaan ja maapalloa aurinkoon sitovaan painovoimaan, mutta murto-osa näistä hiukkasista törmää myös planeettallemme aiheuttaen erilaisia ​​vaikutuksia. Nämä varautuneet hiukkaset siirtyvät maapallon magneettikentän kautta pylväihimme, missä ne tuottavat auroraa törmätessään ilmakehään. Jotkut planeettamme kanssa törmäävistä hiukkasista voivat potkia ilmakehän hiukkasia avaruuteen aiheuttaen niiden paeta maasta kokonaan.

Ja sillä on merkitystä maapallon kiertoradan muutosongelmalle, voimme myös saada nämä aurinkotuulen hiukkaset törmäämään epäelastisesti Maa-planeetan kanssa muuttamalla liikettä, massaa sekä sekä lineaarista että kulmamomenttia. Yhteensä noin 18 000 tonnia materiaalia iskeytyy planeetallemme joka vuosi, ja matka kestää auringosta maapalloon kestää noin 3 päivää. Aivan kuten kaksi aikaisempaa vaikutusta - Auringon massahäviö ydinfuusion ja hiukkaspäästöjen vuoksi - tämäkin muuttaa maapallon kiertorataa hyvin vähän ajan mittaan.

Planeetat liikkuvat kiertoradoillaan, joita he tekevät vakaasti kulmien säilymisen vuoksi. [+] vauhtia. Ilman keinoa saada tai menettää kulmamomenttia, ne pysyvät elliptisillä kiertoradoillaan mielivaltaisesti kaukana tulevaisuudesta. Muutokset, jotka johtuvat hiukkasten törmäyksistä, muiden planeettojen painovoimista tai muuttuvasta auringon massasta, voivat paitsi työntää maapalloa kauemmas myös hitaammin.

Nämä kolme vaikutusta ovat ainoita, joilla on merkitystä juuri nyt, joten voimme laskea, mitä maapallon kiertoradalle tapahtuu pitkällä aikavälillä niiden seurauksena.

  • Maapalloon törmäävän aurinkotuulen vaikutus työntää meitä aina niin vähän ulospäin, mutta maapallon valtava massa verrattuna pieneen aurinkotuuleen, joka iskee meihin, varmistaa, että vaikutus on pieni. Joka vuosi miljoonan vuoden aikana se työntää maapallon kiertoradan ulospäin noin protonin leveydellä: 1 Å eli noin puoli mikronia aurinkokuntamme eliniän ajan.
  • Kaksi Auringon massahäviön syytä - kuitenkin

30 aurinkotuulen tuottamasta maamassasta ja

Jos haluamme, voimme käyttää tätä laskea, kuinka paljon kiertoradan nopeutemme on myös muuttunut.

Vaikka maapallon kiertoradalla tapahtuu säännöllisiä, värähtelymuutoksia eri aikatauluissa, on myös niitä. [+] hyvin pienet pitkäaikaiset muutokset, jotka lisääntyvät ajan myötä. Vaikka maapallon kiertoradan muodon muutokset ovat suuria verrattuna näihin pitkäaikaisiin muutoksiin, jälkimmäiset ovat kumulatiivisia ja siten tärkeitä.

Maa pyörii keskimäärin Auringon ympäri noin 29,78 km / s (18,51 mi / s) nopeudella eli noin 0,01% valon nopeudella. Tämä vaihtelee tosiasiallisesti hieman, koska maapallo kiertää aurinkoa ympäri: liikkuu nopeammin perihelionilla (lähinnä aurinkoa) ja hitaammin afelionilla (kauimpana auringosta). Ero on pieni, mutta laskettavissa. Nopeimmillaan siirrymme avaruuden läpi nopeudella 30,29 km / s, kun taas hitaimmalla nopeudella 29,29 km / s (18,20 mi / s).

Vaikka meillä ei vielä ole tarkkuutta mitata, kuinka nopeutemme avaruudessa on muuttunut, ymmärryksemme fysiikasta pelissä - kiertoradagamiikka, kulmamomentin käyttäytyminen ja painovoiman toiminta - antaa meille mahdollisuuden laskea, kuinka muuttuvamme aurinkokuntamme on vaikuttanut (ja vaikuttaa edelleen) nopeuteen. Jokaisen kuluvan vuoden myötä maa hidastuu noin 3 nanometriä sekunnissa sen nopean liikkumisen edellisen vuoden aikana. Aurinkokunnan 4,5 miljardin vuoden historian aikana, ekstrapoloimalla edellisestä matematiikastamme, planeettamme on hidastunut noin 10 metriä sekunnissa eli noin 22 mailia tunnissa.

Kun sijoitamme tunnetut kohteet aurinkokuntaan järjestyksessä, neljä sisäistä, kivistä maailmaa ja neljä,. [+] ulommat, jättiläismäiset maailmat erottuvat. Jokainen esine, joka kiertää aurinkoa, kiertyy poispäin aurinkokuntamme massiivisesta keskustasta, kun se palaa polttoaineellaan ja menettää massaansa. Vaikka emme ole suoraan havainneet tätä muutosta, fysiikan ennusteet ovat erittäin selkeät.

Näin maapallon kiertorata muuttuu tänään, ota huomioon ja miten se on muuttunut ajan myötä tähän mennessä. Tämä sama analyysi koskee sekä lähimenneisyyttämme että lähitulevaisuuttamme. Mutta kun katsomme yhä pidempiä aikatauluja ja aurinkokuntamme tulevaisuutta, voimme tunnistaa kolme tulevaa vaikutusta, jotka voivat muuttaa kiertoratamme dramaattisesti, kun niistä tulee lopulta tärkeitä.

Ja on muutama. Ajan myötä toisiaan vetävien planeettojen painovoima aiheuttaa kiertoradoillemme kaoottisuuden. Vaikka esimerkiksi sisäiset planeetat ovat kaikki turvassa seuraaville miljardille vuodelle, on noin

1% mahdollisuus, että yksi meistä neljästä - elohopea, Venus, maa tai Mars - muuttuu epävakaaksi aurinkokunnan kiertoradoillamme. Jos näin tapahtuu, maapallon kiertorata voi muuttua merkittävästi, mahdollisesti jopa heittää planeettamme aurinkoon tai työntää sen kokonaan aurinkokunnasta. Tämä on planeettamme kiertoradan arvaamaton osa.

Kun auringosta tulee todellinen punainen jättiläinen, maapallo itse voi olla nielty tai nielemäsi, mutta tulee. [+] ehdottomasti paahdettu kuin koskaan ennen. Auringon ulkokerrokset turpoavat yli sata kertaa nykyisen halkaisijansa, mutta tarkoissa yksityiskohdissa sen evoluutiosta ja siitä, miten nuo muutokset vaikuttavat planeettojen kiertoradoihin, on silti suuria epävarmuustekijöitä.

Lisäksi aurinko kehittyy nopeasti elämänsä loppupuolella ja työntää suuria määriä massaa ja turvotusta punaiseksi jättiläiseksi. Tässä vaiheessa maapallon kiertorata kiertyy merkittävästi ulospäin, kasvaa noin 10-15%, kun kiertoradan nopeutemme laskee suunnilleen samalla prosentilla. Samaan aikaan aurinko laajenee, missä sen ennustetaan kuluttavan Merkuruksen ja Venuksen, ja siitä tulee suurempi kuin maapallon nykyinen kiertorata, mutta ei paljon. Maan lopullinen kohtalo on edelleen tuntematon.

On satunnaisia ​​kohtaamisia, joita emme voi ennustaa kovin pitkälle tulevaisuuteen: roistojen tähtien, ruskojen kääpiöiden ja muiden massojen kulkeminen aurinkokuntamme läpi. Jokaisella heistä on potentiaalia työntää maapalloa tai häiritä kiertoratamme, mutta nämä muutokset ovat arvaamattomia.

Viimeiseksi on painovoima-aaltoja. Jos kaikki muu epäonnistuu, maapallo säteilee kiertoradan energiansa gravitaatiosäteilyn muodossa, aiheuttaen kiertoradamme rappeutuvan ja maapallon kiertäessä mihin tahansa jäljellä olevasta auringosta toisensa jälkeen.

10 26 vuotta. Tällä ei ole merkitystä nykypäivän aikatauluissa, mutta riittävän pitkälle tulevaisuuteen se voi olla ainoa seurausten ainoa kiertoradan vaikutus.

Animaatio, miten avaruusaika reagoi, kun massa liikkuu sen läpi, auttaa esittelemään tarkalleen miten. [+] Laadullisesti se ei ole vain kangasarkki. Sen sijaan koko 3D-tila käyristyy aineksen ja energian läsnäolosta ja ominaisuuksista maailmankaikkeudessa. Useat massat kiertoradalla toistensa ympärillä aiheuttavat gravitaatioaaltojen emissiota.

Kaiken kaikkiaan maapallo kiertyy poispäin auringosta noin 1,5 cm: n nopeudella joka vuosi, mikä aiheuttaa sen kiertoradan nopeuden laskevan noin 3 nanometriä sekunnissa tuona ajanjaksona. Jos lasket yhteen kaikki pienet muutokset, jotka ovat tapahtuneet aurinkokuntamme historian aikana, huomaat, että olemme nyt noin 50000 km kauempana kiertoradallamme kuin 4,5 miljardia vuotta sitten, ja siirrymme noin

10 meters-per-second slower around the Sun than we did way back when. As time goes on, we’ll continue to spiral away and slow down, as the Sun continues to lose mass due to nuclear fusion and the solar wind.

This might seem counterintuitive, but it makes more sense if you think about the Earth orbiting the Sun the same way you might hold a ball on a string and spin it around. If your string is short and the force you exert is large, the ball will spin very fast. If your string is long and the force is small, the ball spins more slowly. As we lengthen the proverbial string representing the Earth-Sun distance, the gravitational force gets a little bit weaker, and hence the Earth has no choice but to move more slowly. The effect may be small on a year-to-year basis, but the Universe, as best we can tell, has infinite patience. Enjoy your most recent journey around the Sun, because we’ll never have one that goes by this fast again.


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy


Aims: We study the evolution of stellar rotation and wind properties for low-mass main-sequence stars. Our aim is to use rotational evolution models to constrain the mass loss rates in stellar winds and to predict how their properties evolve with time on the main-sequence.
Methods: We construct a rotational evolution model that is driven by observed rotational distributions of young stellar clusters. Fitting the free parameters in our model allows us to predict how wind mass loss rate depends on stellar mass, radius, and rotation. We couple the results to the wind model developed in Paper I of this series to predict how wind properties evolve on the main-sequence.
Results: We estimate that wind mass loss rate scales with stellar parameters as Ṁ ⋆ ∝ R ⋆ 2 Ω ⋆ 1.33 M ⋆ -3.36 . We estimate that at young ages, the solar wind likely had a mass loss rate that is an order of magnitude higher than that of the current solar wind. This leads to the wind having a higher density at younger ages however, the magnitude of this change depends strongly on how we scale wind temperature. Due to the spread in rotation rates, young stars show a large range of wind properties at a given age. This spread in wind properties disappears as the stars age.
Conclusions: There is a large uncertainty in our knowledge of the evolution of stellar winds on the main-sequence, due both to our lack of knowledge of stellar winds and the large spread in rotation rates at young ages. Given the sensitivity of planetary atmospheres to stellar wind and radiation conditions, these uncertainties can be significant for our understanding of the evolution of planetary environments.


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy

The solar wind is a stream of charged particles (a plasma) released from the Sun. This stream constantly varies in speed, density and temperature. The most dramatic difference in these three parameters occur when the solar wind escapes from a coronal hole or as a coronal mass ejection. A stream originating from a coronal hole can be seen as a steady high-speed stream of solar wind as where a coronal mass ejection is more like an enormous fast-moving cloud of solar plasma. When these solar wind structures arrive at Earth they encounter Earth’s magnetic field where solar wind particles are able to enter our atmosphere around our planet’s magnetic north and south pole. The solar wind particles collide there with the atoms that make up our atmosphere like nitrogen and oxygen atoms which in turn gives them energy which they slowly release as light.


Image: Artist impression of the solar wind as it travels from the Sun and encounters Earth’s magnetosphere. This image is not to scale.

The speed of the solar wind

The speed of the solar wind is an important factor. Particles with a higher speed hit Earth’s magnetosphere harder and have a higher chance of causing disturbed geomagnetic conditions as they compress the magnetosphere. The solar wind speed at Earth normally lies around 300km/sec but increases when a coronal hole high speed stream (CH HSS) or coronal mass ejection (CME) arrives. During a coronal mass ejection impact, the solar wind speed can jump suddenly to 500, or even more than 1000km/sec. For the lower middle latitudes a decent speed is required and values higher than 700km/sec are desirable. This is however not a golden rule and strong geomagnetic storming can also occur during lower speeds if the interplanetary magnetic field values are favorable for enhanced geomagnetic conditions. On the data plots you can easily see when a coronal mass ejection shock has arrived: the solar wind speed increases with sometimes several 100km/sec. It will then take about 15 to 45 minutes (depending on the solar wind speed at impact) before the shock wave passes Earth and the magnetometers start to respond.


Image: The arrival of a coronal mass ejection in 2013, the difference in speed is obvious.

The density of the solar wind

This parameter shows us how the dense the solar wind is. The more particles in the solar wind, the more chances we get for an auroral display as more particles collide with Earth’s magnetosphere. The scale used in the plots on our website is particles per cubic centimeter or p/cm³. A value above 20p/cm³ is a good start for a strong geomagnetic storm but it is no guarantee that we get to see any aurora as the solar wind speed and the interplanetary magnetic field parameters also need to be favorable.

Measuring the solar wind

The real-time solar wind and interplanetary magnetic field data that you can find on this website come from the Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) satellite which is stationed in an orbit around the Sun-Earth Lagrange Point 1. This is a point in space which is always located between the Sun and Earth where the gravity of the Sun and Earth have an equal pull on satellites meaning they can remain in a stable orbit around this point. This point is ideal for solar missions like DSCOVR, as this gives DSCOVR the opportunity to measure the parameters of the solar wind and the interplanetary magnetic field before it arrives at Earth. This gives us a 15 to 60 minute warning time (depending on the solar wind speed) as to what kind of solar wind structures are on their way to Earth.


Image: The location of a satellite at the Sun-Earth L1 point.

There is actually one more satellite at the Sun-Earth L1 point that measures solar wind and interplanetary magnetic field data: the Advanced Composition Explorer. This satellite used to be the primary data source up until July 2016 when the Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) mission became fully operational. The Advanced Composition Explorer (ACE) satellite is still collecting data and now operates as a backup to DSCOVR.


Density of the Solar Wind

The Sun is a huge, luminous ball of gas. It is composed of about 90% hydrogen and 10% helium with a small fraction of other elements, such as carbon, oxygen, and iron. The solar wind is located on the outer atmosphere of the Sun, known as the Corona (which is Latin for Crown).

It is the supersonic outflow into interplanetary space of plasma from the outer atmosphere of the Sun. Its is composed of positive ions and electrons, with the ions being almost entirely composed of protons, about 95% to be exact. The elements that make up the Solar Wind are Hydrogen (95%), Helium (4%) and a mixture of Carbon, Nitrogen, Oxygen, Neon, Magnesium, Silicon and Iron at < 1%.

The average density of the Solar Wind is 4.0 atoms per cubic centimeter. Which is pretty small if you think about it, especially since the Solar Wind is responsible for deflecting the tails of comets away from the Earth.

The Solar Wind is constantly being blown off from the Sun at speeds of about 400-500 km per second. If you were to travel at 450 km per second you could travel around the entire world in 85 seconds! That's crazy!

Little is known about the affect of the Solar Wind on the Earth. Solar storms that do develop on the outer atmosphere of the Sun occasionally come in contact with the Earth which may damage electrical equipment.


Watch the video: Messukeskus Hki: Ilmastosi 2020 -seminaari. Kalevi Mursula (Lokakuu 2021).