الفلك

معدل فقد الكتلة من الرياح الشمسية

معدل فقد الكتلة من الرياح الشمسية


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.

هذه مشكلة 1-4 من مبادئ التطور النجمي والتركيب النووي بواسطة كلايتون:

بافتراض سرعة مميزة على الأرض تبلغ 400 كم / ث وكثافة 10 amu / cm $ ^ {3} $ للرياح الشمسية ، احسب معدل فقد كتلة الشمس.

لم تكن هناك أي معادلات حول هذا في القسم ، لذلك قمت بعمل طعنة في ذلك من خلال تحليل الأبعاد.

$$ frac {dM} {dt} = frac { rho V} { Delta t} = rho v A $$ $$ frac {dM} {dt} = left ( frac {10 amu} {سم ^ {3}} right) left ( frac {400km} {s} right) left ( frac {4 pi (6.96e10 سم) ^ {2}} {1} right) يسار ( frac {10 ^ {5} cm} {km} right) left ( frac {10 ^ {- 24} g} {1 amu} right) left ( frac {M _ { odot} } {2 times 10 ^ {33} g} right) left ( frac {3600s} {hr} right) left ( frac {24 hr} {day} right) left ( frac { 365 يوم} {yr} right) $$ $$ frac {dM} {dt} = 3.84 times 10 ^ {- 19} M _ { odot} / yr $$

ومع ذلك ، فإن الإجابة الواردة في الكتاب هي 0.4 دولار مرة 10 ^ {- 13} M _ { odot} / سنة $. لذا ، أنا بعيد بمقدار خمس درجات تقريبًا. هل يمكن لأي شخص أن يشير إلى أين أخطأت و / أو يوجهني في الاتجاه الصحيح؟


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

هذا هو المصدر الأساسي لخطأك. قيمتك 6.96 × 1010 سم هو نصف قطر الشمس. قالت المشكلة على وجه التحديد "الافتراض على الأرض ... ". تحتاج إلى حساب التدفق عبر سطح كرة يبلغ نصف قطرها حوالي وحدة فلكية واحدة بدلاً من نصف قطر شمسي واحد. تبلغ الوحدة الفلكية 149597870700 متر (بالضبط) ، أو حوالي 1.5 × 1013 سم. هذا الخطأ وحده يجعل قيمتك منخفضة بمعامل يبلغ حوالي 50000. ينتج العامل المتبقي من اثنين في الغالب من استخدام 10-24 غرام لكل amu.

يمكن أن يأخذك تحليل الأبعاد فقط حتى الآن. في حين أن نتيجتك صحيحة الأبعاد ، إلا أنك لم تفكر بشكل كافٍ في طبيعة المشكلة.


السرعة والكثافة في موضع الأرض ، لذلك يجب أن يتضمن مصطلح المنطقة المسافة بين الأرض والشمس بدلاً من نصف قطر الشمس.


معدل فقد الكتلة من الرياح الشمسية - علم الفلك

دعونا الآن نفكر في الزخم الزاوي الذي حملته الرياح الشمسية. يعد فقدان الزخم الزاوي موضوعًا مهمًا للغاية في الفيزياء الفلكية ، لأنه فقط بفقدان الزخم الزاوي يمكن للأجسام الكبيرة المنتشرة ، مثل سحب الغاز بين النجوم ، أن تنهار تحت تأثير الجاذبية لإنتاج أجسام صغيرة ومضغوطة ، مثل النجوم والنجوم الأولية. تلعب المجالات المغناطيسية دورًا مهمًا في فقدان الزخم الزاوي. هذا هو الحال بالتأكيد بالنسبة للرياح الشمسية ، حيث يفرض المجال المغناطيسي الشمسي دورانًا مشتركًا مع خروج الشمس إلى نصف قطر Alfv & # 233n ،. وبالتالي ، فإن الزخم الزاوي الذي يحمله جسيم الكتلة هو وليس. وبالتالي ، فإن النطاق الزمني لفقدان الزخم الزاوي هو أقصر من النطاق الزمني لفقدان الكتلة بواسطة عامل ، مما يجعل فقدان الزخم الزاوي مقياسًا زمنيًا يمكن مقارنته بالعمر الشمسي. من الواضح أن الرياح النجمية الممغنطة تمثل وسيلة مهمة جدًا لفقدان الزخم الزاوي في الكون. دعونا نتحرى عن فقدان الزخم الزاوي عبر الرياح النجمية بمزيد من التفصيل.

في ظل افتراض التناظر الكروي والتدفق الثابت ، تتم كتابة معادلة تطور الزخم السمتي للرياح الشمسية ، مع مراعاة تأثير المجال المغناطيسي بين الكواكب

ثبات تدفق الكتلة [انظر المعادلة. (744)] والاعتماد على [انظر المعادلة. (763)] السماح بالتكامل الفوري للمعادلة أعلاه لإعطاء

أين الزخم الزاوي لكل وحدة كتلة تحملها الرياح الشمسية. في وجود سرعة الرياح السمتي ، يرتبط المجال المغناطيسي ومكونات السرعة بتعبير مشابه لـ Eq. (761):

الافتراض الأساسي للفيزياء الكامن وراء التعبير أعلاه هو عدم وجود مجال كهربائي في الإطار المرجعي الذي يدور مع الشمس. باستخدام المعادل. (772) للحذف من المعادلة. (771) ، نحصل عليها (في مستوى مسير الشمس ، أين)

هو رقم Alfv & # 233n ماخ الشعاعي. رقم Alfv & # 233n Mach الشعاعي صغير بالقرب من قاعدة الهالة ، وحوالي 10 عند 1 AU: يمر عبر الوحدة عند نصف قطر Alfv & # 233n ، وهو حوالي AU من الشمس. المقام الصفري في الطرف الأيمن من المعادلة. يشير الرقم (773) at إلى أنه محدود ومستمر فقط إذا كان البسط أيضًا صفرًا عند نصف قطر Alfv & # 233n. ثم تحدد هذه الحالة محتوى الزخم الزاوي للتدفق عبر

لاحظ أن الزخم الزاوي الذي تحمله الرياح الشمسية يعادل في الواقع ذلك الذي سيتم نقله في حالة دوران البلازما الإكليلية مع الشمس إلى نصف قطر Alfv & # 233n ، وبالتالي التدفق الخارجي بسرعة زاوية ثابتة. بالطبع ، الرياح الشمسية لا تدور في الواقع بشكل صارم مع الشمس في المنطقة: يتم نقل الكثير من الزخم الزاوي في هذه المنطقة على شكل ضغوط كهرومغناطيسية.

من السهل إثبات أن الكمية ثابتة ، وبالتالي يمكن تقييمها على أساس العطاء

أين . يمكن دمج المعادلات (773) و (775) و (776) لإعطاء

في النهاية لدينا ، وبالتالي فإن التعبير أعلاه ينتج

على مسافات كبيرة من الشمس. أذكر من الطائفة. 5.7 ، أنه إذا كان للبلازما الإكليلية ببساطة أن تدور مع خروج الشمس إلى الخارج ، ولم تتعرض لعزم دوران يتجاوز هذا الشعاع ، فإننا نتوقع

على مسافات كبيرة من الشمس. الفرق بين التعبيرين أعلاه هو العامل ، وهو تصحيح للزخم الزاوي الذي يحتفظ به المجال المغناطيسي ككل.

تم دمج التحليل المقدم أعلاه لأول مرة في نموذج التوسع الإكلينيكي الكمي بواسطة Weber و Davis. نموذج ويبر وديفيز معقد للغاية. على سبيل المثال ، يجب أن تتدفق الرياح الشمسية بسلاسة عبر ما لا يقل عن ثلاث نقاط حرجة. ترتبط هذه بسرعة الصوت (كما في نموذج Parker الأصلي) ، وسرعة Alfv & # 233n الشعاعية ، (كما هو موضح أعلاه) ، وسرعة Alfv & # 233n الإجمالية ،. ومع ذلك ، فإن التحليل المبسط الموضح أعلاه يلتقط معظم السمات الأساسية للتدفق الخارجي. على سبيل المثال ، يوضح الشكل 20 مقارنة بين الشكل المقارب الكبير لسرعة التدفق السمتي المتوقعة أعلاه [انظر المعادلة. (778)] والتي حسبها ويبر وديفيز ، مما يدل على الاتفاق الوثيق بين الاثنين.


خسارة جماعية في النجوم المحتضرة

ربما سمعت أنه بعد أربعة مليارات سنة من الآن ، ستنمو الشمس إلى عملاق أحمر نصف قطره بحجم مدار الأرض قبل أن تتقلص في النهاية إلى قزم أبيض بحجم الأرض نفسها. إلى جانب كونه صغيرًا جدًا ، من المحتمل أن يمتلك القزم الأبيض الناتج نصف كتلة الشمس الأصلية فقط. أين تذهب تلك الكتلة المفقودة؟

الشكل 1: رسم تخطيطي للموارد البشرية يوضح التسلسل الرئيسي والفرع العملاق الأحمر والفرع الأفقي والفرع العملاق المقارب. يشير المحور الأفقي إلى درجة الحرارة ، بينما يشير المحور الرأسي إلى اللمعان. يتتبع السهم المسار الذي سيتخذه النجم بعد مغادرة التسلسل الرئيسي. من http://www.astronomy.ohio-state.edu/

خلال تطور ما بعد التسلسل الرئيسي (MS) للنجم ، سيفقد الكثير من كتلته الأولية من خلال الرياح النجمية. حاليًا ، تفقد الشمس كتلتها باستمرار من خلال الرياح الشمسية - وهي مادة يتم طردها من سطحها - ولكن عندما تغادر الشمس MS وتصل إلى الفرع الأحمر العملاق (RGB) ، ستصبح هذه الرياح الشمسية أقوى. بعد نهاية مرحلة RGB ، ستستمر الشمس في التطور حتى تصل إلى الفرع العملاق المقارب (AGB) - وهذا ما سمي لأنه سيحدث بعد ذلك مقارب اقترب من نفس الموقع على مخطط Hertzsprung-Russell الذي يفعله كنجم RGB (انظر الشكل 1 للحصول على مثال). تتمتع نجوم AGB برياح نجمية أقوى ، مما يعني أنها تفقد كتلتها بمعدل أسرع من نجوم RGB. يُعتقد أن الكثير من فقدان الكتلة النجمي يحدث عندما يكون على RGB و AGB. بالإضافة إلى ذلك ، فإن كل هذه المواد الزائدة التي يتم تفجيرها من النجم يعني أن نجوم AGB غالبًا ما تكون محاطة بالكثير من الغبار.

ومع ذلك ، فإن ما يدفع هذه العملية حقًا ليس شيئًا نفهمه جيدًا. يناقش أستروبيت اليوم بعض الآليات المحتملة لفقدان الكتلة النجمية في نجوم AGB ، لا سيما الدور الذي يلعبه النبض في فقدان الكتلة.

يمكن للنجوم أن تنبض في مجموعة متنوعة من أوضاع النبضات المختلفة. ربما يكون الوضع الأساسي هو ما تتخيله عندما تفكر في نبض نجمي - كل النجوم يتحرك شعاعيًا في نفس الاتجاه. ومع ذلك ، إذا كان للنجم عقد شعاعية ، فإن أجزاء مختلفة من النجم تتحرك في اتجاهات مختلفة في نفس الوقت (نوعًا ما يشبه عقد الأنبوب). نطلق على هذه الأوضاع النبضية أوضاع النغمة المفرطة ، ويخبرك نوع وضع النغمة المفرطة (الأول ، الثاني ، الثالث ، إلخ) بعدد العقد الموجودة في النجم.

فقدان الكتلة فوق فترة النبض الحرجة البالغة 60 يومًا

الشكل 2: الشكل 1 من الورقة ، الذي يوضح فائض الغبار (معطى بواسطة K- [22] اللون) على المحور الرأسي مرسومًا مقابل الفترة بالأيام على المحور الأفقي. يشير الخط الأفقي المنقط إلى معيار المؤلفين لـ & # 8216 زيادة الغبار الجوهري & # 8217. تُظهر الدوائر الحمراء بيانات الفترة المأخوذة من Tabur (2009) ، والمربعات الخضراء من مؤشر النجوم المتغير الدولي ، والمثلثات الزرقاء من الكتالوج العام للنجوم المتغيرة. تشير المثلثات الصغيرة ذات اللون الأزرق الفاتح إلى النجوم التي كانت لديهم بيانات GCVS الخاصة بها ، لكن لم يتمكنوا من اكتشافها باستخدام Hipparcos. بدءًا من فترة 60 يومًا ، هناك زيادة في عدد النجوم التي يزيد فيها الغبار عن معيارها. هناك زيادة أخرى بنحو 300 يوم.

يبدو أن فقدان الكتلة في نجوم RGB و AGB يزداد في فترة 60 يومًا. يمكن لكل من نجوم RGB ونجوم AGB أن تنبض (في الواقع ، هناك دليل على ذلك الكل النجوم تنبض & # 8230 إذا تمكنا فقط من دراستها جيدًا بما يكفي لرؤيتها) ، لكن المؤلفين وجدوا أنه على الرغم من سكنهم في نفس المنطقة تقريبًا على مخطط الموارد البشرية ، يبدو أن النجوم التي تبلغ مدتها 60 يومًا مع فقدان كتلة قوي تبدو وكأنها نجوم AGB فقط وليس نجوم RGB. تحدث فترة الستين يومًا هذه أيضًا لتتوافق تقريبًا مع النقطة التي تنتقل فيها نجوم AGB من النبضات الزائدة الثانية والثالثة إلى وضع النبض الزائد الأول. ستؤدي العقد الإضافية أيضًا إلى انخفاض سعة النبض (تغيير أصغر في السطوع ونصف القطر خلال فترة واحدة) للنجم ، مما يؤدي إلى امتلاك نجوم AGB لاتساع أكبر في هذه المرحلة. يبدو أن نجوم RGB تنبض فقط في وضعي النغمة الثانية والثالثة. هذا على الأرجح هو المسؤول عن سبب إنتاجهم كمية أقل بكثير من الغبار وخسارة أقل للكتلة في نفس الفترة مثل نظرائهم من نجوم AGB.

الشكل 3: هذا جزء من الشكل 2 من الورقة ، يُظهر السعة في النطاق V المرسوم مقابل الفترة. في كلتا الحبكة الفرعية ، تكون الدوائر الملونة الداكنة عبارة عن نجوم بها فائض كبير من الغبار ، والدوائر الملونة الفاتحة عبارة عن نجوم بدون فائض كبير من الغبار. يبدو أن هذا يشير إلى أن فائض الغبار الأكبر يتوافق مع سعة أكبر. يشير السعة الأكبر أيضًا إلى عدد أقل من العقد الشعاعية. كما يمكن رؤية الزيادة البالغة 60 و 300 يومًا في إنتاج الغبار في كلتا قطعتي الأرض.

العلاقة بين إنتاج الغبار وفائض الأشعة تحت الحمراء ، التي استخدمها المؤلفون كبديل لكمية الغبار التي ينتجها النجم ، موضحة في الشكل 2. من هذا الشكل ، يمكننا أن نرى أنه في فترات أطول من 60 يومًا ، يبدو أن هناك تكون عددًا أكبر من النجوم التي تنتج غبارًا أعلى من معيارها في حالة وجود فائض كبير من الغبار يوضح الشكل 3 مخططات اتساع الفترة ، حيث يتم رسم سعة النبض مقابل فترة النبض (حيث يشير السعة إلى وضع النبض). من هذا الرسم البياني ، يمكننا أن نرى أن النجوم التي ينتج عنها غبار أقل يبدو أن لديها أيضًا سعة أقل للنبض. يدعم هذا معًا الفرضية القائلة بأن الوضع النبضي يلعب دورًا مهمًا في إنتاج الغبار وقيادة فقدان الكتلة. تؤكد هذه النتائج أيضًا الزيادة في فقدان الكتلة في 300 يوم ، وهو ما يتوافق تقريبًا مع النجوم التي تنتقل من أول نبض زائد إلى الوضع الأساسي.

إذا ما هو التالي؟ حسنًا ، كما قد تتوقع ، تكون متابعة العلم عادةً & # 8230 علمًا أكثر! يشير المؤلفون إلى أنه سيكون من الضروري إجراء مزيد من الدراسة من أجل الحصول على دليل قاطع على الدور الذي تؤديه هذه الفترة الحرجة بالضبط وكيف يمكن أن يؤثر الوضع النبضي عليه. هل هو حقًا تغيير في معدل فقدان الكتلة النجمية ، أم أن الرياح النجمية موجودة مسبقًا ، وتتزامن فترة الستين يومًا مع زيادة تكثف الغبار؟ ستكون الدراسات المماثلة التي تركز على النجوم ذات المعادن المختلفة بمثابة فحص جيد لمعرفة ما إذا كانت هذه الفترات الحرجة عالمية.


هل هذا متري أم أطنان قصيرة؟ هناك فرق.

ربما يعتمد ذلك على لمعان الشمس - أو الطاقة المشعة. هناك أيضًا مقذوفات كتلة إكليلية عرضية (CME's) حيث يتم تفجير كتلة كبيرة من الشمس.

لنفترض الأطنان المترية - لذا تفقد الشمس 4 طن متري / ثانية أو 4 جيغ / ث (4 مليارات كجم / ثانية)

ضع ذلك في المنظور - كتلة الشمس تقريبًا 2 × 10 30 كجم ، لذلك تفقد الشمس (4 E9) / (2 E 30) أو 2 E-21 من كتلتها في الثانية.

3.156 E 7 ثوانٍ ، ستفقد الشمس 6.31 E-14 من كتلتها ، وفي 5 مليارات سنة ، ستفقد الشمس فقط ، 0.0003156 من كتلتها ، باستثناء CME.


معدل فقد الكتلة من الرياح الشمسية - علم الفلك


الأهداف: تمت دراسة أرصاد البث اللاسلكي الحر المتواصل لأربعة نجوم شابة من النوع الشمسي (EK Dra و π 1 UMa و χ 1 Ori و κ 1 Cet) للكشف عن الرياح النجمية أو على الأقل لوضع حدود عليا على انبعاثاتها الراديوية الحرارية ، والتي تهيمن عليها الرياح المتأينة. النجوم في عينتنا هي أعضاء في برنامج The Sun in Time وتغطي أعمار 0.1-0.65 Gyr في التسلسل الرئيسي. إنها متشابهة في النشاط المغناطيسي للشمس ، وبالتالي فهي وكلاء ممتازون لتمثيل الشمس الفتية. تُحسب الحدود العليا لمعدلات فقد الكتلة لهذه العينة من النجوم باستخدام إشعاعها الراديوي. هدفنا هو إعادة دراسة مفارقة الشمس الصغيرة الخافتة بافتراض أن الشمس الفتية كانت أكثر ضخامة في ماضيها ، وبالتالي إيجاد حل ممكن لهذه المشكلة الشهيرة.
الطريقة: يتم إجراء ملاحظات العينة باستخدام مصفوفة Karl G. Jansky الكبيرة جدًا (VLA) بحساسية ممتازة ، باستخدام مستقبل النطاق C من 4-8 جيجا هرتز ونطاق Ku من 12-18 جيجا هرتز. يتم تنفيذ ملاحظات Atacama Large Millimeter / Subsillitmeter Array (ALMA) عند 100 جيجاهرتز. تُستخدم حزمة تطبيق برنامج علم الفلك المشترك (CASA) لإعداد البيانات وتقليلها ومعايرتها وتصويرها. لتقدير حدود فقد الكتلة ، يُفترض وجود رياح متناظرة كرويًا ورياحًا ثابتة متباينة الخواص ومتأينة. قارنا نتائجنا بـ 1) تقديرات معدل فقدان الكتلة لنماذج التطور الدوراني النظري و 2) بنتائج التقنية غير المباشرة لتحديد معدلات فقدان الكتلة: امتصاص Lyman-α.
النتائج: نحن قادرون على اشتقاق الحدود العليا المباشرة الأكثر صرامة على فقدان الكتلة حتى الآن من الملاحظات الراديوية. تم اكتشاف كائنين ، EK Dra و χ 1 Ori ، عند 6 و 14 جيجاهرتز وصولاً إلى مستوى ضوضاء ممتاز. هذه النجوم نشطة للغاية وتم اكتشاف انبعاث راديو إضافي على أنه انبعاث غير حراري ، ولكن لا تزال هناك حدود لمعدلات فقدان الكتلة لهذه الأجسام. انبعاث χ 1 أوري لا يأتي من الهدف الرئيسي نفسه ، ولكن من رفيقه M-dwarf. لم يتم اكتشاف النجوم π 1 UMa و κ 1 Cet في النطاق C أو النطاق Ku. بالنسبة لهذه الكائنات ، نعطي حدودًا عليا لانبعاثاتها الخالية من الراديو ونحسب الحدود العليا لمعدلات فقدان الكتلة. أخيرًا ، نعيد إنتاج تطور الشمس ونشتق تقديرًا للكتلة الشمسية للشمس في سن أصغر.


معدل فقد الكتلة من الرياح الشمسية - علم الفلك

على غرار الشمس ، تفرز النجوم الأخرى الكتلة والتدفق المغناطيسي عبر الرياح شبه الثابتة المنتشرة في كل مكان والانبعاثات الكتلية النجمية العرضية (CMEs). نحن نتحرى معدل فقد الكتلة عبر الرياح الشمسية و CME كدالة للتغير المغناطيسي الشمسي ممثلة من حيث عدد البقع الشمسية وإضاءة خلفية الأشعة السينية الشمسية. نحن نقدر مساهمة CMEs في إجمالي تدفق كتلة الرياح الشمسية في مسير الشمس وما بعده ، وتغيرها على مراحل مختلفة من دورات النشاط الشمسي. تستغل الدراسة عدد البقع الشمسية التي تمت ملاحظتها ، والملاحظات الإكليلية للكتل الإكليلية المقذوفة بالقرب من الشمس بواسطة SOHO / LASCO ، والملاحظات في الموقع للرياح الشمسية عند 1 AU بواسطة WIND ، وتدفق أشعة GOES السينية أثناء الدورات الشمسية 23 و 24. نلاحظ ذلك لا ينخفض ​​لمعان خلفية الأشعة السينية ، ومعدل حدوث CMEs و ICME ، وتدفق كتلة الرياح الشمسية ، ومعدلات فقدان الكتلة المصاحبة من الشمس بقوة مثل عدد البقع الشمسية من الحد الأقصى للدورة الشمسية 23 إلى الحد الأقصى التالي. تؤكد دراستنا زيادة فيزيائية حقيقية في نشاط التعليم الطبي المستمر مقارنةً بعدد البقع الشمسية في الدورة 24. وقد أظهرنا أن معدل حدوث التكتلات الإكليلية المقذوفة ومعدل فقدان الكتلة المرتبط يمكن التنبؤ به بشكل أفضل من خلال لمعان خلفية الأشعة السينية أكثر من عدد البقع الشمسية. لا يُظهر معدل فقدان كتلة الرياح الشمسية الذي هو ترتيب من حيث الحجم أكثر من معدل فقدان الكتلة CME أي اعتماد واضح على التباين الدوري في عدد البقع الشمسية وإضاءة خلفية الأشعة السينية الشمسية. هذه النتائج لها آثار على دراسة النجوم من النوع الشمسي.


اسأل إيثان: هل تدور الأرض حول الشمس ببطء أكثر مع كل عام جديد؟

يبدو أن الأرض تتحرك في مدارها حول الشمس وتدور حول محورها ، وكأنها مغلقة ،. [+] مدار بيضاوي غير متغير. ومع ذلك ، إذا نظرنا إلى دقة عالية بما فيه الكفاية ، فسنجد أن كوكبنا في الواقع يتصاعد بعيدًا عن الشمس ، مما يتسبب في انخفاض سرعته المدارية بشكل طفيف بمرور الوقت.

لاري مكنيش ، RASC كالجاري

في كل عام ، يُكمل كوكب الأرض دورة واحدة حول الشمس بينما يدور حول محوره. على أساس سنوي ، تكون تغيراتنا المدارية صغيرة جدًا لدرجة أنها غير محسوسة عمليًا ، حيث أن مدة ثورة واحدة (سنة واحدة) صغيرة مقارنة بمدة دوران الكوكب حول الشمس (

4.5 مليار سنة). ومع ذلك ، فإن معرفتنا بالكون واسعة بما يكفي وأدواتنا الحديثة حساسة بدرجة كافية لدرجة أننا لا نعرف فقط أن مدار الأرض يتغير قليلاً بمرور الوقت ، ولكن يمكننا أن نحدد بدقة ما ستكون عليه هذه التغييرات ونحددها بثقة. ماذا يعني هذا بالنسبة لسرعة الأرض حول الشمس؟ هذا ما يريد فرانك ويرتس أن يعرفه ، يكتب ليطلب:

"قرأت إحدى مقالاتك التي قالت إن مدار الأرض (في الوقت الحالي) يتحرك ببطء شديد بعيدًا عن الشمس. هل مدار الأرض يحدث بسرعة أكبر أم أبطأ؟ هل يمكنك التوضيح لي؟ "

إنه سؤال رائع يجب استكشافه ، والإجابة المختصرة هي نعم. في كل عام ، تهاجر الأرض بعيدًا قليلاً عن الشمس ، وتستغرق أيضًا وقتًا أطول قليلاً لإكمال ثورة كاملة. هذا هو العلم وراء ذلك.

نموذج دقيق لكيفية دوران الكواكب حول الشمس ، والتي تتحرك بعد ذلك عبر المجرة في أ. [+] اتجاهات مختلفة للحركة. لاحظ أن الكواكب كلها في نفس المستوى ، ولا تسحب خلف الشمس أو تشكل أي نوع من الاستيقاظ. تغير الكواكب موقعها بالنسبة لبعضها البعض ، مما يجعلها تغير مواقعها الظاهرة وسطوعها في السماء كما تُرى من الأرض.

عندما نفكر في الأرض التي تدور حول الشمس ، فإننا عادة ما نضع بعض الافتراضات المبسطة. نفكر في الأرض تدور حول محورها وتتحرك عبر الفضاء ، مع كون جاذبية الشمس القوة الوحيدة التي تعمل عليها. نحن نعتبر أن الشمس والأرض لهما كتلة ثابتة وثابتة خاصة بهما ، فنحن نفكر في الفضاء الذي تتحرك فيه الأرض من خلال كونه فارغًا ، ونعتقد أن الشمس تبقى في نفس المكان بينما تدور الأرض في شكل بيضاوي حولها ونهمل تأثيرات القمر والكواكب الأخرى والتأثيرات الخاصة بالنسبية العامة وما إلى ذلك.

الحقيقة غير المفلترة وراء المغناطيسية البشرية واللقاحات و COVID-19

شرح: لماذا سيكون "قمر الفراولة" لهذا الأسبوع منخفضًا جدًا ومتأخرًا جدًا ومضيئًا

كوكب المريخ والزهرة والقمر "Super Solstice Strawberry Moon" يتألق في الشفق: ما يمكنك رؤيته في سماء الليل هذا الأسبوع

في الواقع ، لا نعلم فقط أن كل هذه الافتراضات خاطئة ، ولكن يمكننا - إذا أردنا أن نكون دقيقين بدرجة كافية - تحديد هذه التأثيرات ، وتحديد أي منها مهم ، ومدى أهميتها ، وما هي التغييرات التي تسببها على أبسط تقريب. إذا كان كل ما لدينا هو الأرض والشمس وعاملناهما على أنهما كتلتان نقطيتان غير متغيرة ، فإن الأرض ستصنع ببساطة شكلًا بيضاويًا مغلقًا وغير متغير في مدارها: بالضبط ما تنبأ به كبلر. ولكن إذا أردنا أن نكون أكثر دقة ، فنحن بحاجة إلى البحث في تلك التفاصيل الدموية.

يعرض هذا الفصل المناطق المختلفة من سطح الشمس وداخلها ، بما في ذلك. [+] اللب ، وهو المكان الوحيد الذي يحدث فيه الاندماج النووي. مع مرور الوقت ، تتوسع المنطقة المحتوية على الهيليوم في القلب وتزداد درجة الحرارة القصوى ، مما يؤدي إلى زيادة إنتاج طاقة الشمس.

WIKIMEDIA المستخدم المشترك KELVINSONG

التأثير الأول الذي يتعين علينا مراعاته هو حقيقة أن الشمس تشرق. في هذا الكون ، لا يوجد شيء اسمه الطاقة الحرة ، وهذا ينطبق أيضًا على شيء مثل الشمس ، التي تصدر 4 × 10 26 واط من الطاقة المستمرة. من أين تأتي الطاقة لذلك؟ من الاندماج النووي لنواة الهيدروجين (بدءًا من البروتونات) إلى الهيليوم -4 (مع بروتونين ونيوترونين) ، والذي يحدث في تفاعل متسلسل يطلق الطاقة.

في كل مرة تندمج فيها أربعة بروتونات معًا ، وبلغت ذروتها في إنتاج نواة واحدة هيليوم -4 ، يتم إطلاق ما مجموعه 28 إلكترون فولت (حيث يبلغ إلكترون فولت مليون إلكترون فولت). إذا حوّلنا ذلك إلى كتلة - وهي أشهر معادلة لأينشتاين ، ه = مك 2 ، يسمح لنا بالقيام بذلك - نعلم أن الشمس تفقد ما مجموعه حوالي 4 ملايين طن من الكتلة بسبب الاندماج النووي مع كل ثانية تمر. على مدار عمر نظامنا الشمسي ، انخفضت كتلة الشمس بنحو 95 كتلة أرضية بسبب الاندماج النووي ، أو كتلة زحل تقريبًا.

توهج شمسي من شمسنا ، والذي يقذف المادة بعيدًا عن نجمنا الأم إلى الشمس. [+] النظام ، يتضاءل من حيث "فقدان الكتلة" عن طريق الاندماج النووي ، مما أدى إلى تقليل كتلة الشمس بما مجموعه 0.03٪ من قيمتها الابتدائية: خسارة تعادل كتلة زحل. E = mc ^ 2 ، عندما تفكر في الأمر ، تُظهر مدى نشاط هذا ، حيث تؤدي مضاعفة كتلة زحل في مربع سرعة الضوء (ثابت كبير) إلى إنتاج كمية هائلة من الطاقة.

مرصد ناسا لديناميكيات الطاقة الشمسية / GSFC

بالإضافة إلى فقدان الكتلة بسبب الإشعاع النشط الذي يغادر الشمس ، ينبعث نجمنا الأم أيضًا جزيئات: الرياح الشمسية. تمسك الجسيمات الموجودة على أطراف الشمس بشكل غير محكم عند حافة الغلاف الضوئي. يمكن للجسيمات مثل الإلكترونات والبروتونات وحتى النوى الأثقل أن تكتسب طاقة حركية كافية لتخرج من الشمس تمامًا ، مما يخلق تيارًا من الجسيمات نسميه الرياح الشمسية. بالإضافة إلى ذلك ، تحدث التوهجات الشمسية ، والانبعاثات الكتلية الإكليلية ، وغيرها من الأحداث الشديدة بشكل دوري وغير منتظم ، مما يساهم بشكل أكبر في فقدان كتلة الشمس.

تنتشر في جميع أنحاء النظام الشمسي وتنتهي الغالبية العظمى في الوسط بين النجوم ، وتحمل ما يقرب من 1.6 مليون طن من الكتلة كل ثانية في الوقت الحاضر. على مدار عمر الشمس ، يؤدي هذا إلى فقدان ما يقرب من 30 كتلة أرضية بسبب الرياح الشمسية. عندما نجمع خسارة الرياح الشمسية مع خسارة كتلة الاندماج النووي ، نكتشف أن شمس اليوم تدور حولها

10 - أخف من الشمس بمقدار 27 كجم ، كانت قبل 4.5 مليار سنة ، مباشرة بعد ولادة نظامنا الشمسي.

المريخ ، الكوكب الأحمر ، ليس له مجال مغناطيسي لحمايته من الرياح الشمسية ، مما يعني أنه يخسر. [+] كميات من الغلاف الجوي أكثر أهمية من الأرض. ومع ذلك ، لا يزال تأثير الرياح الشمسية التي تضرب كوكبنا مهمًا مثل تأثير

18000 طن من المادة سنويًا يمكن أن تتراكم في النهاية.

بطبيعة الحال ، فإن وجود الرياح الشمسية لا يؤثر فقط على كتلة الشمس وقوة الجاذبية التي تربط الأرض بشمسنا ، ولكن جزءًا من هذه الجسيمات يصطدم أيضًا بكوكبنا ، مما يتسبب في مجموعة متنوعة من التأثيرات. يتم توجيه هذه الجسيمات المشحونة بواسطة المجال المغناطيسي للأرض إلى أقطابنا ، حيث تنتج الشفق عند اصطدامها بالغلاف الجوي. يمكن لبعض الجسيمات التي تصطدم بكوكبنا أن تدفع جزيئات الغلاف الجوي إلى الفضاء ، مما يتسبب في هروبها من الأرض تمامًا.

وفيما يتعلق بمشكلة تغير مدار الأرض ، يمكننا أيضًا جعل جزيئات الرياح الشمسية هذه تصطدم بشكل غير سلكي بكوكب الأرض ، مما يؤدي إلى تغيير حركتنا وكتلتنا وزخمنا الخطي والزاوي. ما مجموعه 18000 طن من المواد تضرب كوكبنا كل عام ، وتستغرق حوالي 3 أيام للسفر من الشمس إلى الأرض. تمامًا مثل التأثيرين السابقين - فقدان كتلة الشمس بسبب الاندماج النووي وانبعاث الجسيمات - يغير هذا أيضًا مدار الأرض ، بشكل طفيف جدًا ، بمرور الوقت.

تتحرك الكواكب في مداراتها بثبات بسبب الحفاظ على الزاوي. [+] الزخم. مع عدم وجود طريقة لاكتساب أو فقدان الزخم الزاوي ، يظلون في مداراتهم الإهليلجية بشكل تعسفي بعيدًا في المستقبل. ومع ذلك ، فإن التغييرات الناتجة عن الاصطدامات من الجسيمات ، أو قوى الجاذبية من الكواكب الأخرى ، أو كتلة الشمس المتغيرة لا يمكنها فقط دفع الأرض إلى مسافات أبعد ، ولكن سرعات أبطأ.

هذه التأثيرات الثلاثة هي الوحيدة التي تهم الآن ، لذا يمكننا حساب ما يحدث لمدار الأرض على المدى الطويل كنتيجة لها.

  • إن تأثير الرياح الشمسية التي تصطدم بالأرض يدفعنا بشكل طفيف إلى الخارج ، لكن الكتلة الهائلة للأرض مقارنة بكمية الرياح الشمسية الضئيلة التي تضربنا تضمن أن هذا التأثير ضئيل. على مدار كل مليون سنة ، يدفع مدار الأرض نحو الخارج بعرض البروتون: 1 Å ، أو حوالي نصف ميكرون على مدار عمر نظامنا الشمسي.
  • ومع ذلك ، فإن السببين وراء فقدان كتلة الشمس هما

30 كتلة أرضية من إنتاج الرياح الشمسية و

إذا أردنا ، يمكننا استخدام هذا لحساب مدى تغير سرعتنا المدارية أيضًا.

على الرغم من أن مدار الأرض يخضع لتغيرات متذبذبة دورية على نطاقات زمنية مختلفة ، إلا أن هناك أيضًا. [+] تغييرات صغيرة جدًا طويلة المدى تتراكم بمرور الوقت. في حين أن التغييرات في شكل مدار الأرض كبيرة مقارنة بهذه التغييرات طويلة الأجل ، فإن الأخيرة تراكمية ، وبالتالي فهي مهمة.

تدور الأرض ، في المتوسط ​​، حول الشمس بسرعة 29.78 كم / ث (18.51 ميل / ث) ، أو حوالي 0.01٪ من سرعة الضوء. هذا يختلف قليلاً في الواقع ، لأن الأرض تصنع مدارًا إهليلجيًا حول الشمس: تتحرك بشكل أسرع عند الحضيض (أقرب الشمس) وأبطأ في الأوج (الأبعد عن الشمس). الفرق صغير ، لكن يمكن حسابه. في أسرع وقت ، نتحرك عبر الفضاء بسرعة 30.29 كم / ثانية (18.83 ميل / ثانية) ، بينما في أبطأ سرعة ، نتحرك بسرعة 29.29 كم / ثانية (18.20 ميل / ثانية).

على الرغم من أننا لا نمتلك الدقة حتى الآن لقياس كيفية تغير سرعتنا عبر الفضاء ، فإن فهمنا للفيزياء التي تلعب دورًا - الديناميكيات المدارية ، وسلوك الزخم الزاوي ، وكيفية عمل الجاذبية - يسمح لنا بحساب كيفية تغيير نظامنا الشمسي. أثرت (ولا تزال تؤثر) على سرعتنا. مع كل عام يمر ، تتباطأ الأرض بمعدل 3 نانومتر في الثانية تقريبًا مقارنة بمدى سرعة تحركها في العام السابق. على مدى 4.5 مليار سنة من تاريخ النظام الشمسي ، بالاستقراء من حساباتنا السابقة ، تباطأ كوكبنا بحوالي 10 أمتار في الثانية ، أو حوالي 22 ميلاً في الساعة.

عندما نضع الأشياء المعروفة في النظام الشمسي بالترتيب ، أربعة عوالم داخلية صخرية وأربعة ،. [+] تبرز العوالم الخارجية العملاقة. ومع ذلك ، فإن كل جسم يدور حول الشمس يبتعد بشكل حلزوني بعيدًا عن المركز الهائل لنظامنا الشمسي حيث يحرق وقوده ويفقد كتلته. على الرغم من أننا لم نلاحظ هذه الهجرة بشكل مباشر ، إلا أن تنبؤات الفيزياء واضحة للغاية.

هذه هي الطريقة التي يتغير بها مدار الأرض اليوم ، وانتبه لك ، وكيف تغير بمرور الوقت حتى الآن. ينطبق هذا التحليل نفسه على ماضينا القريب وكذلك على مستقبلنا القريب. ولكن بينما نتطلع إلى نطاقات زمنية أطول وأطول ، والمستقبل البعيد جدًا لنظامنا الشمسي ، يمكننا تحديد ثلاثة تأثيرات مستقبلية يمكن أن تغير مدارنا بشكل كبير عندما تصبح مهمة في النهاية.

وهناك القليل. بمرور الوقت ، من المحتمل أن تتسبب تأثيرات الجاذبية للكواكب التي تجاذب بعضها البعض في أن تصبح مداراتنا فوضوية. على الرغم من أن الكواكب الداخلية ، على سبيل المثال ، كلها آمنة لمليارات السنين القادمة ، إلا أن هناك ما يقرب من

احتمال 1٪ أن يصبح أحد الأربعة منا - عطارد أو الزهرة أو الأرض أو المريخ - غير مستقر في مدارات نظامنا الشمسي. إذا حدث ذلك ، يمكن أن يتغير مدار الأرض بشكل كبير ، وربما حتى يقذف كوكبنا في الشمس أو يطرده من النظام الشمسي بالكامل. هذا هو أكثر العناصر التي لا يمكن التنبؤ بها في مدارنا الكوكبي.

عندما تصبح الشمس عملاقًا أحمر حقيقيًا ، قد تبتلع الأرض نفسها أو تبتلعها ، لكنها ستفعل. [+] بالتأكيد يتم تحميصها كما لم يحدث من قبل. سوف تتضخم الطبقات الخارجية للشمس إلى أكثر من 100 ضعف قطرها الحالي ، لكن التفاصيل الدقيقة لتطورها ، وكيف ستؤثر هذه التغييرات على مدارات الكواكب ، لا تزال تحتوي على قدر كبير من عدم اليقين.

بالإضافة إلى ذلك ، سوف تتطور الشمس بسرعة مع اقتراب نهاية عمرها الافتراضي ، مما يؤدي إلى إخراج كميات كبيرة من الكتلة وتنتفخ في شكل عملاق أحمر. في هذه المرحلة ، سوف يدور مدار الأرض إلى الخارج بشكل كبير ، ويزداد بنحو 10-15٪ بينما تنخفض سرعتنا المدارية بنفس النسبة تقريبًا. في غضون ذلك ، تتوسع الشمس ، حيث من المتوقع أن تبتلع عطارد والزهرة ، وستصبح أكبر من مدار الأرض الحالي ، ولكن ليس كثيرًا. لا يزال مصير الأرض النهائي مجهولاً.

هناك لقاءات عشوائية تحدث ولا يمكننا التنبؤ بها بعيدًا في المستقبل: مرور النجوم المارقة والأقزام البنية والكتل الأخرى عبر نظامنا الشمسي. أي منها لديه القدرة على إخراج الأرض أو إرباك مدارنا ، لكن هذه التغييرات لا يمكن التنبؤ بها.

أخيرًا ، هناك موجات جاذبية. إذا فشل كل شيء آخر ، ستشع الأرض طاقتها المدارية بعيدًا في شكل إشعاع ثقالي ، مما يتسبب في انحلال مدارنا وتصاعد الأرض إلى كل ما تبقى من الشمس بعد الآخر

10 - 26 سنة. هذا ليس له صلة بالمقاييس الزمنية اليوم ، ولكن بعيدًا عن المستقبل ، قد يكون التأثير المداري الوحيد لأي نتيجة على الإطلاق.

تساعد نظرة متحركة على كيفية استجابة الزمكان عندما تتحرك كتلة خلاله في عرض كيف ، بالضبط. [+] نوعيا ، إنها ليست مجرد قطعة قماش. بدلاً من ذلك ، تنحني كل المساحة ثلاثية الأبعاد نفسها من خلال وجود وخصائص المادة والطاقة داخل الكون. ستتسبب الكتل المتعددة في المدار حول بعضها البعض في انبعاث موجات الجاذبية.

أخيرًا ، تبتعد الأرض عن الشمس بمعدل 1.5 سم كل عام ، مما يتسبب في انخفاض سرعتها المدارية بنحو 3 نانومتر في الثانية خلال هذا النطاق الزمني. إذا جمعت جميع التغييرات الصغيرة التي حدثت على مدار تاريخ نظامنا الشمسي ، فستجد أننا الآن على بعد حوالي 50000 كيلومتر في مدارنا مما كنا عليه قبل 4.5 مليار سنة ، ونتحرك في حوالي

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.


شاهد الفيديو: ما أسباب موجة الحر خبير يجيب أخبار الآن ويشرح كيف يمكن للأفراد مواجهتها (ديسمبر 2022).