Koma, Brauner Zwerg, Raumgeschwindigkeit, kosmische Strahlung / Sudo Null IT News

Koma

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In der Astronomie ist das Wort „Koma“ nicht so einschüchternd wie in der Medizin. Dies ist nur eine Bezeichnung für die dunstige Umgebung des Kometenkerns, die in den Perioden auftritt, in denen sich der Komet der Sonne nähert und sich auf einer langgestreckten elliptischen Umlaufbahn bewegt. Das Wort “Koma” kommt vom griechischen Wort für “Haar” – tatsächlich wurde der Komet im antiken Griechenland “langhaariger Stern” genannt.

Die Koma besteht hauptsächlich aus Wassereis und Staub. Wenn sich der Komet 3-4 AE nähert. zur Sonne steigen kleine Partikel aus gefrorenem Wasser und Staub von seiner Oberfläche auf. Als Ergebnis der Photodissoziation zerfällt das meiste Wasser, das von der Oberfläche des Kometenkerns aufgestiegen ist, in Atome. Feiner Staub wird unter dem Einfluss des Lichtdrucks der Sonne hinter dem Kometen herausgezogen und bildet seinen Schweif.

Die Größe der Koma kann enorm sein, obwohl ihre Dichte sehr gering ist. Es gibt Fälle, in denen das Kometenkoma auf die Größe von Jupiter angewachsen ist, und im Jahr 2017 war der Komet 17P/Holmes für kurze Zeit im Koma auf die Größe der Sonne gewachsen. Je näher sich der Komet der Sonne nähert, desto schneller verschwindet seine Koma und verwandelt sich in einen Schweif.


Die Zusammensetzung einer Koma hängt von der Zusammensetzung des Kometen ab. Rosetta-Mission im Jahr 2017
entdeckt Die Koma des Kometen 67P enthält Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Ammoniak, Methan und Methanol sowie geringe Mengen Formaldehyd, Schwefelwasserstoff, Blausäure, Schwefeldioxid und Kohlenstoffdisulfid.

Brauner Zwerg

Heute ist allgemein anerkannt, dass Sterne durch die Verdichtung von Ansammlungen kalter Gas- und Staubwolken entstehen. Dank an Kelvin-Helmholtz-Mechanismus Beim Komprimieren beginnt sich die Materie zu erwärmen. Zuerst entweicht die meiste Energie nach außen, wodurch die Kompression fortgesetzt wird, und dann wird der zentrale Bereich dicht genug, um diese Strahlung aufzunehmen. Dadurch steigen Temperatur und Dichte der komprimierten Wolke radikal an, die Kompression verlangsamt sich und im Kern des Protosterns werden Kernfusionsreaktionen ausgelöst. Der Strahlungsdruck thermonuklearer Reaktionen kommt mit der Gravitationskontraktion ins Gleichgewicht.

Wenn jedoch die Masse des Protosterns wird 0,08 des Sonnenwerts nicht überschreiten, beginnt die Fusion von Helium aus Wasserstoff im Kern nicht. Die Gravitationskontraktion wird den Protostern nicht effektiv aufheizen, und selbst bevor die Temperatur des Kerns auf die Werte ansteigt, die zum Starten einer thermonuklearen Reaktion erforderlich sind, schrumpft der Kern so weit, dass der Effekt des Elektronendegenerationsdrucks auftritt, wenn Quanteneffekte auftreten innerhalb der Materie beginnen, ihre weitere Kontraktion zu verhindern. Das Ergebnis ist ein “Unterstern” – ein leicht erhitzter Himmelskörper, der sich durch Wärmestrahlung allmählich abkühlt.

Vermutungen über die Existenz solcher Körper wurden bereits in den 1960er Jahren gemacht, aber zunächst wurden sie als “Schwarze Zwerge” bezeichnet. Richtig, damals wurden kalte Weiße Zwerge bereits als Schwarze Zwerge bezeichnet, und außerdem stellte sich heraus, dass dieser theoretische Himmelskörper aufgrund von Erwärmung in den frühen Lebensstadien im sichtbaren Bereich strahlen kann. Daher schlugen Wissenschaftler andere Varianten des Namens vor – “Planetary”, “Substar” usw. 1975 schlug die amerikanische Astronomin Cornell Jill Tarter, die hauptsächlich an der SETI-Suche nach außerirdischen Zivilisationen beteiligt ist, den Begriff „Brauner Zwerg“ als Beschreibung der ungefähren Farbe solcher Körper vor.

Später führten Wissenschaftler eine detailliertere Klassifizierung von Braunen Zwergen nach spektralen Eigenschaften ein – Klassen M, L, T und Y. Der erste der entdeckten Braunen Zwerge war Gliese 229 B – einer von zwei Begleitern im Binärsystem Gliese 229. Es wurde 1994 gefunden und 1995 als Brauner Zwerg der T-Klasse bestätigt.

Raumgeschwindigkeit

Die Raumgeschwindigkeit oder Fluchtgeschwindigkeit ist die Geschwindigkeit, die einem Objekt gegeben werden muss, das gravitativ an einen Himmelskörper gebunden ist, damit dieses Objekt die Gravitationsanziehung dieses Körpers überwinden und ohne Verwendung in einer beliebig großen (unendlichen) Entfernung von ihm landen kann zusätzliche Beschleunigung während des Fluges bei beliebig kleiner Endgeschwindigkeit.

Natürlich interessiert uns in erster Linie, wie schnell sich ein Objekt, das ursprünglich auf der Erdoberfläche war, bewegen sollte, um in eine Umlaufbahn um es herum einzutreten (dies wird als erste kosmische Geschwindigkeit bezeichnet), die Umlaufbahn verlassen und beispielsweise zu einem anderen Planeten fliegen muss (die zweite kosmische Geschwindigkeit), um über das Sonnensystem hinauszugehen (die dritte kosmische Geschwindigkeit), und für die besonders Mutigen, um über die Galaxie hinauszugehen (vierte kosmische Geschwindigkeit).

Eine Möglichkeit, die erforderliche Geschwindigkeit zu berechnen, besteht darin, sich auf den Energieerhaltungssatz zu beziehen. Das uns interessierende Objekt – beispielsweise eine Rakete – befindet sich auf der Erdoberfläche in seinem Gravitationsfeld und hat gegenüber der Endlage eine negative potentielle Energie. Um diese Energie zu erhöhen und sie schließlich auf Null zu bringen, können wir die kinetische Energie der Rakete erhöhen, indem wir sie auf die gewünschte Geschwindigkeit beschleunigen (die kinetische Energie einer Rakete, die auf der Erde steht, ist natürlich Null).

Daraus lässt sich die Fluchtgeschwindigkeit berechnen. Die Summe der kinetischen Energie mit Potential zu Beginn des Fluges sollte gleich der Summe dieser Energien am Ende sein (wenn wir den atmosphärischen Widerstand außer Acht lassen):

$ K_n + U_n = K_k + U_k$

Kk kann gleich Null genommen werden, da je nach Problemstellung die Endgeschwindigkeit der Rakete beliebig klein sein kann. Uк wird auch gleich Null sein, da wir von der Schwerkraft des Körpers befreit sind, vor der wir davonlaufen.

Wir bekommen die Formel

$ \frac{ mv^2}{2} + \frac{ -GMm}{r} = 0 + 0 $

woraus folgt

$ v = \sqrt{ \frac{ 2 GM}{r} } $

Auf der Erde betragen die kosmischen Geschwindigkeiten 7,9 km/s, 11,2 km/s, 16,7 km/s. Um die Anziehungskraft unserer Galaxie zu überwinden, die sich in der Region der Sonne befindet, müssen Sie nach einigen Schätzungen eine Geschwindigkeit von etwa 550 km / s entwickeln – diese Schätzung ist jedoch aufgrund unvollständiger Informationen über die Massenverteilung ungenau Die Milchstraße und das Problem versteckte Masse.

Aus praktischer Sicht ist es nicht notwendig, kosmische Geschwindigkeiten auf der Erdoberfläche durch den Start einer Rakete ins All zu erreichen. Die Rakete beschleunigt während des Fluges und nimmt allmählich an Geschwindigkeit zu. Außerdem versuchen sie, für Starts die Rotation der Erde zu nutzen (und für Expeditionen im Sonnensystem und darüber hinaus – und die Bewegung des Planeten im Orbit um die Sonne). Darüber hinaus ist es für Flüge zu äußeren Planeten ratsam, Gravitationsmanöver zu verwenden – die Raumschiffe Voyager-1, Voyager-2, Pioneer-10, Pioneer-11 und New Horizons verließen die Umgebung der Erde mit viel geringerer Geschwindigkeit als die dritte Raum eins und beschleunigte dann hinter Jupiters Anziehungskraft.

kosmische Strahlung


Victor Franz Hess nach einem weiteren Flug

1896 entdeckte der französische Physiker Antoine Henri Becquerel das Phänomen Radioaktivität. Danach hat sich unter Wissenschaftlern für einige Zeit die Idee durchgesetzt, dass die atmosphärische Elektrizität, die Luftionisation, eine Folge der Strahlung von in der Erde enthaltenen radioaktiven Elementen oder von ihnen erzeugten radioaktiven Gasen ist. Und dass die Ionisation der Luft mit zunehmender Höhe zunimmt, könnte durch die Absorption ionisierender Strahlung durch die Luft erklärt werden.

1909 entwickelte der deutsche Physiker und Jesuitenpriester Theodor Wolf das Elektrometer, ein Gerät, mit dem die Ionisationsrate in einem versiegelten Behälter gemessen werden kann. Mit seiner Hilfe stellte er fest, dass die Strahlung an der Spitze des Eiffelturms stärker ist als an seinem Fuß – doch die veröffentlichten Ergebnisse dieses Experiments passten nicht allen Physikern. Dann maß der italienische Physiker Dominico Pacini 1911 die Ionisation über einem See, über dem Meer und in 3 m Tiefe und stellte fest, dass die Radioaktivität unter Wasser merklich abnimmt, woraus er schloss, dass nicht nur die Radioaktivität der Erde dafür verantwortlich ist zur Ionisation.

Von 1911 bis 1913 führte der österreichisch-amerikanische Physiker Victor Franz Hess eine Reihe von Messungen des Strahlungspegels durch, der in Ballons auf eine Höhe von 5300 m aufstieg, unter Gefahr für Gesundheit und Leben. Es stellte sich heraus, dass die Strahlung bei einer Höhe von bis zu 1 km allmählich abnimmt und dann zuzunehmen beginnt. In 5 km Höhe war es etwa das Vierfache der Strahlung auf Meereshöhe. Hess schloss die Sonne als Strahlungsquelle aus, die nachts und auch während einer fast totalen Sonnenfinsternis in die Luft aufsteigt.

Er kam zu dem Schluss, dass diese Strahlung kosmischen Ursprungs ist, was 1925 vom amerikanischen Physiker Robert Andrews Milliken bestätigt wurde, der dieses Phänomen „kosmische Strahlung“ nannte.

Der russische und sowjetische Physiker Sergei Nikolaevich Vernov war 1935 während seiner Doktorarbeit der erste auf der Welt, der Höhenstudien der kosmischen Strahlung durchführte, indem er Radiosonden in verschiedenen geomagnetischen Breiten startete und das Magnetfeld der Erde als Spektrometer verwendete. In diesen Studien wurde erstmals das Spektrum des Hauptteils der kosmischen Strahlung erhalten. Als Ergebnis von Experimenten haben Wissenschaftler herausgefunden, dass die meisten kosmischen Strahlen Protonen sind.

Seit der Entdeckung der kosmischen Strahlung gibt es Diskussionen über ihre Quellen. 1934 der amerikanische Astrophysiker Fritz Zwicky empfohlendass ihre Quelle Supernova-Explosionen sind. Der amerikanische Astronom Horace Welcomb Babcock stellte 1948 fest Annahmeaus der sie kommen katastrophale Variablen magnetische Sterne. 1951 wurde festgestellt, dass kosmische Strahlen vom Krebsnebel ausgehen. Seitdem wurden viele Vorschläge zu möglichen Quellen kosmischer Strahlung gemacht, darunter aktive galaktische Kerne, Quasare und Gammastrahlenausbrüche. Nach den Entdeckungen der letzten zehn Jahre zu urteilen, könnten Supernovae in unserer Galaxie sein eines aus Quellen kosmische Strahlung, aber höchstwahrscheinlich werden einige von ihnen irgendwo außerhalb der Milchstraße geboren.

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