Astronomija

Masės praradimo nuo saulės vėjo norma

Masės praradimo nuo saulės vėjo norma


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Tai Claytono žvaigždžių evoliucijos ir nukleosintezės principų 1–4 problema:

Darant prielaidą, kad Žemėje Saulės vėjui būdingas 400 km / s greitis ir 10 amu / cm $ ^ {3} $ tankis, apskaičiuokite saulės masės nuostolių greitį.

Skyriuje apie tai nebuvo jokių formulių, todėl aš padariau smūgį, atlikdamas matmenų analizę.

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

Tačiau knygoje pateiktas atsakymas yra $ 0,4 kartus 10 ^ {- 13} M _ { odot} / yr $. Taigi, aš išjungiau maždaug penkis dydžius. Ar kas nors gali nurodyti, kur aš suklydau, ir (arba) nukreipti mane teisinga linkme?


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

Tai yra pagrindinis jūsų klaidos šaltinis. Jūsų vertė 6,96 × 1010 cm yra Saulės spindulys. Problema konkrečiai pasakyta "Darant prielaidą Žemėje ... ". Turite apskaičiuoti srautą per sferos paviršių, kurio spindulys yra apie vieną astronominį vienetą, o ne vieną saulės spindulį. Astronominis vienetas yra 149597870700 metrų (tiksliai) arba apie 1,5 × 1013 cm. Vien dėl šios klaidos jūsų vertė yra maža maždaug 50000 kartų. Likęs dviejų faktorių rezultatas dažniausiai yra 10-24 gramų amu.

Matmenų analizė gali jus nuvesti tik taip toli. Nors jūsų rezultatas yra teisingas matmenimis, jūs nepakankamai galvojote apie problemos pobūdį.


Greitis ir tankis yra žemės padėtyje, todėl vietovės terminas turi apimti žemės ir saulės atstumą, o ne saulės spindulį.


Masės praradimo nuo saulės vėjo norma - astronomija

Dabar apsvarstykime saulės vėjo skleidžiamą kampinį impulsą. Kampinis impulso praradimas yra itin svarbi astrofizikos tema, nes tik praradę kampinį impulsą, dideli, difuziniai objektai, tokie kaip tarpžvaigždiniai dujų debesys, gravitacijos įtakoje gali sugriūti ir gaminti mažus, kompaktiškus objektus, tokius kaip žvaigždės ir proto-žvaigždės. Magnetiniai laukai paprastai vaidina lemiamą vaidmenį prarandant kampinį impulsą. Tai tikrai pasakytina apie saulės vėją, kai saulės magnetinis laukas priverčia judėti kartu su saule iki Alfv & # 233n spindulio. Taigi masės dalelės perneštas kampinis momentas yra, o ne. Taigi kampinio impulso praradimo laiko skalė yra trumpesnė už masės praradimo laiko skalę koeficientu, todėl kampinio impulso praradimo laiko skalė yra palyginama su saulės gyvenimo trukme. Akivaizdu, kad įmagnetinti žvaigždžių vėjai yra labai svarbi kampinio impulso praradimo Visatoje priemonė. Išnagrinėkime kampinio impulso nuostolius per žvaigždžių vėjus išsamiau.

Remiantis sferinės simetrijos ir pastovaus srauto prielaida, parašyta saulės vėjo azimutinio momento evoliucijos lygtis, atsižvelgiant į tarpplanetinio magnetinio lauko įtaką.

Masės srauto pastovumas [žr. (744)] ir priklausomybę [žr. (763)] leidžia nedelsiant integruoti aukščiau pateiktą lygtį

kur yra saulės vėjo nešamas kampinis momentas masės vienetui. Esant azimutiniam vėjo greičiui, magnetinį lauką ir greičio komponentus sieja išraiška, panaši į Eq. (761):

Pagrindinė fizikos prielaida, kuria grindžiama pirmiau minėta išraiška, yra elektrinio lauko nebuvimas atskaitos sistemoje, kuri sukasi kartu su Saule. Naudojant ekv. (772) pašalinti iš Eq. (771), gauname (ekliptikos plokštumoje, kur)

yra radialinis Alfv & # 233n Mach numeris. Radialinis Alfv & # 233n Mach skaičius yra nedidelis šalia vainiko pagrindo ir apie 10 1 AU: jis eina per vienybę Alfv & # 233n spinduliu, kuris yra maždaug AU nuo Saulės. Nulinis vardiklis dešinėje Eq pusėje. (773) reiškia, kad tai yra baigtinė ir ištisinė, tik jei skaitiklis taip pat yra nulis Alfv & # 233n spinduliu. Ši sąlyga nustato nuotėkio per kampinį momentą turinį

Atkreipkite dėmesį, kad saulės vėjo skleidžiamas kampinis momentas iš tikrųjų yra lygiavertis tam, kuris būtų vykdomas, jei koroninė plazma kartu su Saule pasisuktų į Alfv & # 233n spindulį ir vėliau ištekėtų pastoviu kampiniu greičiu. Žinoma, Saulės vėjas iš tikrųjų nesisuka tvirtai su Saule regione: didžioji dalis šio regiono kampinio impulso vyksta elektromagnetinių įtempių pavidalu.

Lengvai įrodoma, kad kiekis yra pastovus, todėl jį galima įvertinti

kur. (773), (775) ir (776) lygtis galima sujungti

Riboje mes turime, taigi aukščiau pateikta išraiška duoda

dideliais atstumais nuo Saulės. Prisiminkime, iš Sektos. 5.7, kad jei vainikinė plazma tiesiog suktųsi kartu su Saule ir nepatirtų jokio sukimo momento už šio spindulio, tada mes tikėtumėmės

dideliais atstumais nuo Saulės. Skirtumas tarp minėtų dviejų išraiškų yra faktorius, kuris yra kampinio impulso, kurį išlaiko magnetinis laukas, korekcija.

Pirmiau pateiktą analizę į kiekybinį vainikinių smegenų išsiplėtimo modelį pirmiausia įtraukė Weberis ir Davisas. Weberio ir Daviso modelis yra labai sudėtingas. Pavyzdžiui, saulės vėjas turi sklandžiai tekėti ne mažiau kaip per tris kritinius taškus. Tai siejama su garso greičiu (kaip ir originaliame Parkerio modelyje), radialiniu Alfv & # 233n greičiu, (kaip aprašyta aukščiau) ir visu Alfv & # 233n greičiu,. Nepaisant to, pirmiau aprašyta supaprastinta analizė apima daugumą esminių nutekėjimo ypatumų. Pavyzdžiui, 20 paveiksle parodytas aukščiau numatyto azimutinio srauto greičio didelės asimptotinės formos palyginimas [žr. (778)] ir Weberio ir Daviso apskaičiuota suma, rodanti glaudų jų abiejų susitarimą.


Masinis praradimas mirštančiose žvaigždėse

Galbūt jūs girdėjote, kad po keturių milijardų metų Saulė išaugs į raudoną milžiną, kurio spindulys yra Žemės orbitos dydžio, o vėliau galiausiai susitaps į baltą nykštuką, kurio dydis bus pats Žemė. Be to, kad baltas nykštukas yra labai mažas, jame tikriausiai bus tik pusė pradinės Saulės masės. Kur dingsta ta prarasta masė?

1 paveikslas: HR diagrama, rodanti pagrindinę seką, raudoną milžinišką šaką, horizontalią šaką ir asimptotinę milžinišką šaką. Horizontali ašis nurodo temperatūrą, o vertikali ašis - švytėjimą. Rodyklė rodo kelią, kurį žvaigždė eis palikusi pagrindinę seką. Iš http://www.astronomy.ohio-state.edu/

Vykstant žvaigždės evoliucijai po pagrindinės sekos (MS), ji per žvaigždžių vėjus neteks daug pradinės masės. Šiuo metu Saulė nuolat praranda masę per saulės vėjus - medžiagą, kuri išsiskiria iš jo paviršiaus, tačiau Saulei išėjus iš MS ir pasiekus raudoną milžinišką šaką (RGB), šie saulės vėjai dar labiau sustiprės. Pasibaigus RGB fazei, Saulė toliau vystysis, kol pasieks asimptotinę milžinišką šaką (AGB) - taip pavadinta, nes tada ji asimptotiškai priartėkite prie tos pačios vietos Hertzsprung-Russell diagramoje, kurią ji daro kaip RGB žvaigždė (pavyzdį žr. 1 pav.). AGB žvaigždės turi dar stipresnį žvaigždžių vėją, o tai reiškia, kad jos netenka masės dar sparčiau nei RGB žvaigždės. Manoma, kad didžioji žvaigždės masės dalis prarandama, kai ji yra RGB ir AGB. Be to, visa ši perteklinė medžiaga, nupūtama iš žvaigždės, reiškia, kad AGB žvaigždes dažnai supa daug dulkių.

Tačiau tai, kas iš tikrųjų lemia šį procesą, nėra tai, ką mes labai gerai suprantame. Šiandienos astrobitas aptaria kai kuriuos galimus žvaigždžių masės praradimo mechanizmus AGB žvaigždėse, ypač apie pulsacijos vaidmenį masės praradime.

Žvaigždės gali pulsuoti įvairiais pulsacijos režimais. Pagrindinį režimą tikriausiai įsivaizduojate galvodami apie žvaigždžių pulsaciją - visa žvaigždė juda radialiai ta pačia kryptimi. Tačiau jei žvaigždė turi radialinius mazgus, skirtingos žvaigždės dalys tuo pačiu metu juda skirtingomis kryptimis (panašiai kaip vamzdžio mazgai). Šiuos pulsacinius režimus mes vadiname viršgarsiniais režimais, o pustonių režimo tipas (pirmasis, antrasis, trečiasis ir kt.) Nurodo žvaigždėje egzistuojančių mazgų skaičių.

Masinis nuostolis viršijus 60 dienų kritinio pulsavimo laikotarpį

2 paveikslas: 1 paveikslas iš popieriaus, kuriame pavaizduotas dulkių perteklius (nurodytas K- [22] spalva) vertikalioje ašyje, horizontalios ašies atžvilgiu paryškintas dienomis. Punktyrinė horizontali linija žymi autorių & # 8217 esminio dulkių pertekliaus & # 8217 kriterijų. Raudoni apskritimai rodo laikotarpio duomenis, paimtus iš Tabur (2009), žalius kvadratus iš Tarptautinio kintamų žvaigždžių indekso ir mėlynus trikampius iš Bendrojo kintamų žvaigždžių katalogo. Mažesni šviesiai mėlyni trikampiai nurodo žvaigždes, apie kurias jie turėjo GCVS duomenis, tačiau negalėjo aptikti naudodamiesi „Hipparcos“. Pradedant nuo 60 dienų laikotarpio, daugėja žvaigždžių, kurių dulkių perteklius yra didesnis nei jų kriterijus. Yra dar vienas padidėjimas maždaug 300 dienų.

Panašu, kad 60 dienų laikotarpiu masės nuostoliai RGB ir AGB žvaigždėse didėja. Tiek RGB, tiek AGB žvaigždės gali pulsuoti (iš tikrųjų yra įrodymų, kad visi žvaigždės pulsuoja ir # 8230 jei tik mes galėtume jas pakankamai gerai ištirti, kad pamatytume), tačiau autoriai pastebi, kad, nepaisant to, kad gyvena maždaug toje pačioje HR diagramos srityje, atrodo, kad 60 dienų žvaigždės, kurių masės nuostoliai yra stiprūs, yra tik AGB žvaigždės, o ne RGB žvaigždės. Šis 60 dienų laikotarpis taip pat atitinka apytiksliai tašką, kai AGB žvaigždės pereina iš antrojo ir trečiojo potvynių pulsavimo į pirmąjį potėpio pulsavimo režimą. Papildomi mazgai taip pat sukels mažesnę žvaigždės pulsacijos amplitudę (mažesnį ryškumo ir spindulio pokytį per vieną laikotarpį), todėl AGB žvaigždės turėtų didesnę amplitudę šiuo metu. Panašu, kad RGB žvaigždės pulsuoja tik antrojo ir trečiojo atspalvių režimais. Tai greičiausiai yra atsakinga už tai, kodėl jie gamina tiek daug mažiau dulkių ir mažiau praranda masę tuo pačiu laikotarpiu kaip ir jų AGB žvaigždės kolegos.

3 paveikslas. Tai yra 2 paveikslo dalis iš popieriaus, rodanti V juostos amplitudę, parodytą pagal laikotarpį. Abiejuose poskyriuose tamsesnės spalvos apskritimai yra žvaigždės, kuriose yra daug dulkių, o šviesesnių spalvų apskritimai yra žvaigždės, kuriose nėra didelio dulkių kiekio. Atrodo, kad tai rodo, kad didesnis dulkių perteklius atitinka didesnę amplitudę. Didesnė amplitudė taip pat paprastai rodo mažiau radialinių mazgų. 60 ir 300 dienų padidėjęs dulkių kiekis taip pat matomas abiejuose siužetuose.

Dulkių susidarymo ir infraraudonųjų spindulių pertekliaus, kurį autoriai naudoja kaip žvaigždės gaminamų dulkių kiekį, santykis parodytas 2 paveiksle. Iš šio paveikslo matome, kad ilgesniais nei 60 dienų laikotarpiais atrodo, kad būkite daugiau žvaigždžių, kurios gamina dulkes, viršijančias jų didelių perteklių kriterijus. 3 paveiksle parodytos periodo amplitudės diagramos, kur pulsacijos amplitudė braižoma prieš pulsacijos periodą (kur amplitudė rodo pulsavimo būdą). Iš šios diagramos galime pamatyti, kad žvaigždės, kuriose susidaro mažiau dulkių, taip pat turi mažesnę pulsacijos amplitudę. Kartu tai patvirtina hipotezę, kad pulsacinis režimas vaidina svarbų vaidmenį gaminant dulkes ir skatinant masės nuostolius. Šie rezultatai taip pat patvirtina masės praradimo padidėjimą per 300 dienų, kuris apytiksliai atitinka žvaigždes, pereinančias iš pirmojo potvynio pulsavimo į pagrindinį režimą.

Tai kas toliau? Na, kaip jūs galite tikėtis, mokslo tęsinys paprastai yra daugiau nei # 8230! Autoriai pabrėžia, kad norint gauti įtikinamų įrodymų, kokį vaidmenį šis kritinis laikotarpis atlieka ir kaip jį gali paveikti pulsacinis režimas, reikės atlikti tolesnius tyrimus. Ar tai tikrai žvaigždžių masės nuostolių normos pokytis, ar žvaigždžių vėjas jau egzistuoja, o 60 dienų laikotarpis tiesiog sutampa su dulkių kondensacijos padidėjimu? Panašūs tyrimai, skirti daugiausia žvaigždžių su skirtingais metalizmais, taip pat bus geras patikrinimas, ar šie kritiniai laikotarpiai yra universalūs.


Ar tai metrinė ar trumpa tona? Yra skirtumas.

Tai tikriausiai grindžiama saulės spinduliavimu - arba spinduliuojama galia. Taip pat kartais būna koroninės masės išstūmimo (CME), kai didelė masė nupučiama nuo saulės.

Tarkime, metrinės tonos - taigi saulė praranda 4 MT / sek. Arba 4 Gkg / s (4 mlrd. Kg / s)

Žvelgiant į perspektyvą - saulės masė yra maždaug 2 x 10 30 kg, taigi saulė praranda (4 E9) / (2 E 30) arba 2 E-21 savo masės per sekundę.

3,156 E 7 sekundės, saulė prarastų 6,31 E-14 masės, o per 5 milijardus metų saulė prarastų tik 0,0003156 jos masės, išskyrus CME.


Masės praradimo nuo saulės vėjo norma - astronomija


Tikslai: Keturių jaunų pagrindinės sekos saulės tipo žvaigždžių (EK Dra, π 1 UMa, χ 1 Ori ir κ 1 Cet) radijo spinduliavimo be laisvo radijo stebėjimas tiriamas siekiant nustatyti žvaigždžių vėjus arba bent jau nustatyti viršutines ribas dėl jų šiluminės radijo emisijos, kurioje vyrauja jonizuotas vėjas. Mūsų imtyje esančios žvaigždės yra programos „Saulė laike“ narės, kurios pagrindinėje sekoje gyvena 0,1–0,65 Gyr amžiaus. Magnetinio aktyvumo jie yra panašūs į Saulę ir todėl yra puikūs atstovės atstovaujantys jaunajai Saulei. Šios žvaigždžių imties viršutinės masės nuostolių normos apskaičiuojamos pagal jų stebėjimo radijo spinduliuotę. Mūsų tikslas yra iš naujo išnagrinėti silpną jaunos Saulės paradoksą darant prielaidą, kad jaunoji Saulė praeityje buvo masyvesnė, taigi ir rasti galimą šios garsios problemos sprendimą.
Metodai: Mūsų mėginio stebėjimai atliekami naudojant Karl G. Jansky labai didelę masyvą (VLA) su puikiu jautrumu, naudojant C juostos imtuvą nuo 4-8 GHz ir Ku juostą nuo 12-18 GHz. „Atacama Large Millimeter / Submillitmeter Array“ (ALMA) stebėjimai atliekami esant 100 GHz dažniui. Duomenims ruošti, mažinti, kalibruoti ir vaizduoti naudojamas „Common Astronomy Software Application“ (CASA) paketas. Įvertinant masės nuostolių ribas, daroma prielaida, kad yra sferiškai simetriški ir stacionarūs, anizotropiniai, jonizuoti vėjai. Palyginame savo rezultatus su 1) teorinių sukimosi evoliucijos modelių masės nuostolių greičio įvertinimais ir 2) su netiesioginės masės nuostolių normų nustatymo metodikos rezultatais: Lyman-α absorbcija.
Rezultatai: Iš radijo stebėjimų galime išgauti griežčiausias tiesiogines viršutines masės nuostolių ribas. Du objektai, EK Dra ir χ 1 Ori, yra aptinkami 6 ir 14 GHz dažniu iki puikaus triukšmo lygio. Šios žvaigždės yra labai aktyvios, o radijo spinduliuotė buvo nustatyta kaip neterminė emisija, tačiau vis dar nustatytos šių objektų masės nuostolių normos ribos. Ori 1 Ori emisija atsiranda ne iš paties pagrindinio taikinio, o iš jo M-nykštuko palydovo. Žvaigždės π 1 UMa ir κ 1 Cet nebuvo aptiktos nei C, nei Ku juostoje. Šiems objektams mes suteikiame viršutines jų be radijo spinduliuotės ribas ir apskaičiuojame viršutines jų masės nuostolių normos ribas. Galiausiai atkuriame Saulės evoliuciją ir gauname Saulės Saulės masės įvertį jaunesniame amžiuje.


Masės praradimo nuo saulės vėjo norma - astronomija

Panašiai kaip Saulė, kitos žvaigždės skleidžia masę ir magnetinį srautą per visur esantį beveik pastovų vėją ir epizodinius žvaigždžių vainikėlių masės išmetimus (CME). Mes tiriame masės nuostolių greitį per saulės vėją ir CME, priklausomai nuo saulės magnetinio kintamumo, išreikšto saulės dėmių skaičiumi ir saulės rentgeno fono šviesumu. Mes vertiname CME indėlį į bendrą saulės vėjo masės srautą ekliptikoje ir už jos ribų bei jo kitimą įvairiais saulės aktyvumo ciklų etapais. Tyrime naudojamas stebėtų saulės dėmių skaičius, SOHO / LASCO koroneginiai CME stebėjimai šalia Saulės, WIND saulės vėjo stebėjimai 1 AU ir GOES rentgeno srautas saulės ir ciklų metu. Pažymime, kad rentgeno spindulių fono šviesumas, CME ir ICME pasireiškimo dažnis, saulės vėjo masės srautas ir su juo susiję Saulės masės nuostolių rodikliai nemažėja taip stipriai, kaip saulės dėmių skaičius nuo 23 saulės ciklo maksimalaus iki kito maksimumo. Mūsų tyrimas patvirtina tikrąjį fizinį CME aktyvumo padidėjimą, palyginti su saulės dėmių skaičiumi 24 cikle. Mes parodome, kad CME pasireiškimo greitį ir susijusį masės praradimo greitį galima geriau numatyti rentgeno fono šviesumu nei saulės dėmių skaičių. Saulės vėjo masės nuostolių greitis, kuris yra didesne tvarka didesnė už CME masės nuostolių normą, nerodo akivaizdžios priklausomybės nuo ciklinių saulės dėmių skaičiaus ir saulės rentgeno fono spindesio pokyčių. Šie rezultatai turi įtakos saulės tipo žvaigždžių tyrimui.


Paklauskite Ethano: Ar Žemė su kiekvienais naujaisiais metais skrieja aplink Saulę lėčiau?

Žemė, judėdama savo orbitoje aplink Saulę ir sukdamasi savo ašyje, atrodo, kad uždara. [+] nekintanti, elipsės formos orbita. Tačiau jei žiūrėsime į pakankamai aukštą tikslumą, pamatysime, kad mūsų planeta iš tikrųjų sukasi spirale nuo Saulės, todėl jos orbitos greitis laikui bėgant labai šiek tiek sumažėja.

Larry McNishas, ​​RASC Kalgaris

Kiekvienais metais Žemės planeta sukasi vieną apsisukimą aplink Saulę sukdamasi ant savo ašies. Metais iš metų mūsų orbitos pokyčiai yra tokie menki, kad jie praktiškai nepastebimi, nes vienos revoliucijos trukmė (1 metai) yra maža, palyginti su tuo, kiek laiko planeta sukosi aplink Saulę (

4,5 milijardo metų). Ir vis dėlto mūsų žinios apie Visatą yra pakankamai plačios, o šiuolaikiniai instrumentai yra pakankamai jautrūs, kad mes ne tik žinotume, kad bėgant laikui Žemės orbita nežymiai keičiasi, bet galime kiekybiškai įvertinti ir užtikrintai pasakyti, kokie tie pokyčiai bus. Ką tai reiškia Žemės greičiui aplink Saulę? Tai, ką nori žinoti Frankas Wirtzas, rašydamas klausia:

„Skaičiau vieną iš jūsų straipsnių, kuriame buvo sakoma, kad (kol kas) Žemės orbita labai lėtai tolsta nuo Saulės. Ar Žemės orbita vyksta greičiau, ar lėčiau? Ar galite man paaiškinti? “

Tai yra patrauklus klausimas, kurį reikia ištirti, o trumpas atsakymas yra „taip“. Kiekvienais metais Žemė vis šiek tiek migruoja tolyn nuo Saulės, taip pat šiek tiek ilgiau užtrunka iki visiškos revoliucijos. Čia slypi mokslas.

Tikslus modelis, kaip planetos skrieja aplink Saulę, kuri paskui juda per galaktiką. [+] skirtinga judėjimo kryptis. Atkreipkite dėmesį, kad visos planetos yra toje pačioje plokštumoje ir jos netempia už Saulės ir nesudaro bet kokio tipo pabudimo. Planetos keičia padėtį viena kitos atžvilgiu, todėl jos keičia savo akivaizdžią padėtį ir ryškumą danguje, žiūrint iš Žemės.

Galvodami apie aplink Saulę skriejančią Žemę, paprastai darome keletą supaprastinančių prielaidų. Mes galvojame apie Žemę, kuri sukasi ant savo ašies ir juda per kosmosą, o Saulės gravitacija yra vienintelė joje veikianti jėga. Mes manome, kad Saulė ir Žemė turi savo pastovią, pastovią masę. Mes galvojame apie erdvę, kuria Žemė juda, būdama tuščia. Mes galvojame, kad Saulė lieka toje pačioje vietoje, o Žemė skrieja aplink elipsę. Mėnulio, kitų planetų ir išimtinai bendrosios reliatyvumo ir kt.

Nefiltruota tiesa už žmogaus magnetizmo, vakcinų ir COVID-19

Paaiškino: kodėl šios savaitės „Braškių mėnulis“ bus toks žemas, toks vėlyvas ir toks šviečiantis

Marsas, Venera ir „Super saulėgrįžos braškių mėnulis“ spindi prieblandoje: ką šią savaitę galite pamatyti naktiniame danguje

Iš tikrųjų mes ne tik žinome, kad visos šios prielaidos yra klaidingos, bet galime - jei norime būti pakankamai tikslūs - kiekybiškai įvertinti šiuos padarinius ir nustatyti, kurie iš jų yra svarbūs, kokie svarbūs ir kokius pokyčius sukelia paprasčiausias derinimas. Jei viskas, ką mes turėtume, būtų Žemė ir Saulė ir traktuotume jas kaip dvi besikeičiančių taškų mases, Žemė savo orbitoje tiesiog padarytų uždarą, nesikeičiančią elipsę: būtent tai, ką Kepleris numatė. Bet jei norime būti tikslesni, turime įsigilinti į tas žvarbias detales.

Ši išpjova demonstruoja įvairius Saulės paviršiaus ir interjero regionus, įskaitant. [+] šerdis, kuri yra vienintelė branduolio sintezės vieta. Laikui bėgant, helio turintis regionas šerdyje plečiasi ir didėja maksimali temperatūra, todėl Saulės energijos išeiga padidėja.

VIKIMEDIJOS BENDRAS VARTOTOJAS KELVINSONG

Pirmasis poveikis, kurį turime atsižvelgti, yra tai, kad šviečia Saulė. Šioje Visatoje nėra laisvos energijos, ir tai netgi pasakytina apie Saulę, kuri skleidžia didžiulę 4 × 10 26 W nuolatinę galią. Iš kur tam energija? Nuo vandenilio branduolių (pradedant protonais) branduolio susiliejimo su heliu-4 (su dviem protonais ir dviem neutronais), vykstančio grandininėje reakcijoje, išskiriančioje energiją.

Kiekvieną kartą susiliejus keturiems protonams, baigiasi vieno helio-4 branduolio gamyba, iš viso išsiskiria 28 MeV (kur MeV yra vienas milijonas elektronvoltų) energijos. Jei tai paversime mase - kuri garsiausia Einšteino lygtis, E = mc 2 , leidžia mums tai padaryti - sužinome, kad Saulė dėl kiekvienos praeinančios sekundės dėl branduolio sintezės praranda apie 4 milijonus tonų masės. Per mūsų Saulės sistemos gyvavimo laiką Saulės masė sumažėjo maždaug 95 Žemės masėmis dėl branduolio sintezės arba apytiksliai Saturno masės.

Saulės spindesys nuo mūsų Saulės, kuris išmeta materiją nuo mūsų pagrindinės žvaigždės ir į Saulę. [+] Sistema yra „nykstanti“ branduolio sintezės požiūriu, dėl kurios Saulės masė sumažėjo iš viso 0,03% jos pradinės vertės: nuostoliai prilygsta Saturno masei. E = mc ^ 2, kai jūs apie tai pagalvojate, demonstruokite, kokia tai energinga, nes Saturno masė, padauginta iš šviesos greičio (didelės pastovios) kvadrato, lemia didžiulį pagamintos energijos kiekį.

NASA SAULĖS DINAMIKOS OBSERVATORIJA / GSFC

Be to, kad praranda masę dėl saulės spinduliuojančios energetinės spinduliuotės, mūsų pagrindinė žvaigždė taip pat skleidžia daleles: saulės vėją. Dalelės, esančios pačioje Saulės galūnėje, labai laisvai laikosi fotosferos pakraštyje. Dalelės, tokios kaip elektronai, protonai ir dar sunkesni branduoliai, gali įgyti pakankamai kinetinės energijos, kad visiškai išstumtų iš Saulės, sukurdamos dalelių srautą, kurį mes vadiname saulės vėju. Be to, periodiškai ir nereguliariai vyksta saulės raketos, vainikinės masės išstūmimai ir kiti intensyvūs įvykiai, dar labiau prisidedantys prie Saulės masės praradimo.

Jie pasklido po Saulės sistemą ir didžioji dauguma baigiasi tarpžvaigždine terpe, šiuo metu per sekundę išnešdama maždaug 1,6 milijono tonų masės. Per Saulės gyvavimo laiką dėl saulės vėjo prarandama maždaug 30 Žemės masių. Sujungę saulės vėjo nuostolius su branduolio sintezės masės nuostoliais, sužinome, kad šiandieninė Saulė yra apie

10 27 kg lengvesnė nei Saulė buvo maždaug prieš 4,5 milijardo metų, iškart po mūsų Saulės sistemos gimimo.

Marsas, raudona planeta, neturi magnetinio lauko, apsaugančio jį nuo saulės vėjo, vadinasi, jis praranda. [+] žymiai reikšmingesnis atmosferos kiekis nei Žemė. Saulės vėjo, kuris smogia mūsų planetai, poveikis vis dar svarbus, kaip ir jo poveikis

Per metus gali susikaupti 18 000 tonų medžiagos per metus.

Žinoma, saulės vėjo egzistavimas daro įtaką ne tik Saulės masei ir gravitacinei jėgai, jungiančiai Žemę su mūsų Saule, bet ir dalis tų dalelių daužosi į mūsų planetą, sukeldama įvairius padarinius. Šias įkrautas daleles Žemės magnetinis laukas nukreipia žemyn į mūsų ašigalius, kur, susidūrę su atmosfera, jie gamina auroras. Kai kurios dalelės, susidūrusios su mūsų planeta, gali išjudinti atmosferos daleles į kosmosą, dėl ko jos gali visiškai pabėgti iš Žemės.

Ir, atsižvelgiant į Žemės orbitos keitimo problemą, mes taip pat galime priversti šias saulės vėjo daleles neelastingai susidurti su Žemės planeta, pakeisdami mūsų judėjimą, masę ir tiek tiesinį, tiek kampinį impulsą. Kasmet iš viso į mūsų planetą patenka apie 18 000 tonų medžiagos, iš Saulės į Žemę keliaujant trunka maždaug 3 dienas. Kaip ir ankstesni du efektai - Saulės masės nuostoliai dėl branduolio sintezės ir dalelių emisija - laikui bėgant, šis taip pat labai nežymiai keičia Žemės orbitą.

Planetos juda orbitose, kurias daro stabiliai, nes išsaugomos kampinės. [+] pagreitis. Negalėdami įgyti ar prarasti kampinio pagreičio, jie lieka savo elipsės formos orbituose savavališkai toli į ateitį. Tačiau pokyčiai dėl dalelių susidūrimo, gravitacinių jėgų iš kitų planetų ar besikeičiančios Saulės masės gali ne tik atstumti Žemę, bet ir lėtesnius greičius.

Šie trys efektai yra vieninteliai svarbūs šiuo metu, todėl mes galime apskaičiuoti, kas ilgainiui vyksta su Žemės orbita dėl jų.

  • Saulės vėjo, besitrenkiančio į Žemę, poveikis stumia mus vis tiek šiek tiek į išorę, tačiau didžiulė Žemės masė, palyginti su mažu saulės smūgio vėju, kuris mus ištinka, užtikrina, kad šis poveikis yra nedidelis. Kas milijoną metų Žemės orbita stumia į išorę maždaug protono pločiu: 1 Å, arba maždaug puse mikrono per mūsų Saulės sistemos gyvavimo laiką.
  • Tačiau dvi Saulės masinio praradimo priežastys -

30 Žemės masių, susidariusių dėl saulės vėjo ir

Jei mums patinka, tai galime naudoti norėdami apskaičiuoti, kiek pasikeitė ir mūsų orbitos greitis.

Nors Žemės orbitoje periodiškai kinta įvairūs laiko svyravimai, jų taip pat yra. [+] labai maži ilgalaikiai pokyčiai, kurie laikui bėgant prisideda. Nors Žemės orbitos formos pokyčiai yra dideli, palyginti su šiais ilgalaikiais pokyčiais, pastarieji yra kaupiamieji, taigi ir svarbūs.

Žemė vidutiniškai aplink Saulę sukasi maždaug 29,78 km / s (18,51 mi / s) greičiu arba maždaug 0,01% šviesos greičiu. Tai iš tikrųjų šiek tiek skiriasi, nes Žemė aplink Saulę sukasi elipsės formos: greičiau juda perihelyje (arčiausiai Saulės), o lėčiau - afelyje (toliausiai nuo Saulės). Skirtumas nedidelis, bet apskaičiuojamas. Greičiausia per kosmosą judame 30,29 km / s (18,83 mi / s) greičiu, o lėčiausiu greičiu - 29,29 km / s (18,20 mi / s) greičiu.

Nors mes dar neturime tikslumo įvertinti, kaip pasikeitė mūsų greitis erdvėje, supratimas apie žaidžiamą fiziką - orbitos dinamiką, kampinio impulso elgesį ir kaip veikia gravitacija - leidžia apskaičiuoti, kaip keičiasi mūsų Saulės sistema paveikė (ir daro įtaką) mūsų greičiui. Kiekvienais praėjusiais metais Žemė sulėtėja maždaug 3 nanometrais per sekundę, kiek greitai ji judėjo ankstesniais metais. Per 4,5 milijardų metų Saulės sistemos istoriją, ekstrapoliuojant ankstesnę mūsų matematiką, mūsų planeta sulėtėjo maždaug 10 metrų per sekundę arba maždaug 22 mylių per valandą greičiu.

Kai išdėstysime žinomus Saulės sistemos objektus, keturi vidiniai, uolingi pasauliai ir keturi,. Išsiskiria išoriniai milžiniški pasauliai. Vis dėlto kiekvienas objektas, skriejantis aplink Saulę, spiralės link eina nuo didžiulio mūsų Saulės sistemos centro, kai jis degina savo kurą ir praranda masę. Nors mes tiesiogiai nepastebėjome šios migracijos, fizikos prognozės yra labai aiškios.

Štai kaip šiandien keičiasi Žemės orbita, atkreipkite dėmesį ir kaip ji keitėsi laikui bėgant iki šiol. Ta pati analizė taikoma ir mūsų netolimai praeičiai, ir netolimai ateičiai. Tačiau žvelgdami į vis ilgesnius laikotarpius ir į tolimą mūsų Saulės sistemos ateitį, galime nustatyti tris būsimus padarinius, kurie gali dramatiškai pakeisti mūsų orbitą, kai jie pagaliau taps svarbūs.

Ir yra keletas. Laikui bėgant dėl ​​gravitacinių planetų, traukiančių viena kitą, poveikio mūsų orbitos gali tapti chaotiškos. Nors, pavyzdžiui, vidinės planetos yra saugios ateinančius milijardą metų, yra maždaug a

1% tikimybė, kad vienas iš mūsų keturių - Merkurijus, Venera, Žemė ar Marsas - taps nestabilus mūsų Saulės sistemos orbitose. Jei taip atsitiktų, Žemės orbita gali smarkiai pasikeisti, galbūt net išmetant mūsų planetą į Saulę arba visiškai išstumiant ją iš Saulės sistemos. Tai yra labiausiai nenuspėjamas mūsų planetos orbitos komponentas.

Saulei tapus tikra raudona milžine, pati Žemė gali būti praryta ar apgauta, bet bus. [+] tikrai paskrudinkite kaip niekada anksčiau. Saulės išoriniai sluoksniai išsipučia daugiau nei 100 kartų viršydami dabartinį jų skersmenį, tačiau tiksli jos evoliucijos detalė ir tai, kaip šie pokyčiai paveiks planetų orbitas, vis dar turi didelių neaiškumų.

Be to, Saulė savo gyvenimo pabaigoje greitai evoliucionuos, išstumdama didelius masės ir patinimų kiekius į raudoną milžiną. Šiame etape Žemės orbita žymiai pasisuks į išorę, padidės apie 10-15%, o mūsų orbitos greitis sumažės maždaug tuo pačiu procentu. Tuo tarpu Saulė plečiasi, kur, kaip prognozuojama, praryja Merkurijų ir Venerą, ir taps didesnė nei dabartinė Žemės orbita, bet nedaug. Galutinis Žemės likimas lieka nežinomas.

Yra atsitiktinių susitikimų, kurių negalime numatyti labai toli į ateitį: nesąžiningų žvaigždžių, rudųjų nykštukų ir kitų masių perėjimas per mūsų Saulės sistemą. Bet kuris iš jų gali išstumti Žemę ar sutrikdyti mūsų orbitą, tačiau šie pokyčiai nenuspėjami.

Galiausiai yra gravitacinės bangos. Jei visa kita nepavyks, Žemė skleis savo orbitinę energiją gravitacinės spinduliuotės pavidalu, dėl ko mūsų orbita sugrius, o Žemė pasisuks spirale į tai, kas liko po kitos Saulės.

10 26 metų. Tai nėra aktualu šiandienos laikotarpiais, tačiau pakankamai toli į ateitį, tai gali būti vienintelis bet kokių pasekmių orbitinis poveikis.

Animuotas žvilgsnis į tai, kaip erdvėlaikis reaguoja, kai masė juda per jį, padeda tiksliai parodyti, kaip. Kokybiškai [+] tai ne tik audinio lapas. Užtat visa 3D erdvė kreivaujasi materijos ir energijos buvimo ir savybių Visatoje. Aplink vienas kitą skriejančios kelios masės sukels gravitacinių bangų spinduliavimą.

Viskas pasakyta, kad kasmet Žemė spirališkai nutolsta nuo Saulės maždaug 1,5 cm greičiu, todėl jos orbitos greitis per tą laiką sumažėja maždaug 3 nanometrais per sekundę. Suskaičiavus visus mažus pokyčius, įvykusius per mūsų Saulės sistemos istoriją, pastebėsite, kad dabar orbitoje esame maždaug 50 000 km toliau nei prieš 4,5 mlrd.

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.