Sterrekunde

Die oorheersing van Gravity vs Strength en die afhanklikheid daarvan van die kratergrootte

Die oorheersing van Gravity vs Strength en die afhanklikheid daarvan van die kratergrootte


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.

Ek probeer dus 'n navorsingsartikel (ongeveer 3700 woorde) vir hoërskool skryf oor die onderwerp "Die oorheersing van swaartekrag vs sterkte en die afhanklikheid daarvan van die kratergrootte" of iets soortgelyks.

Ek het die volgende inligting gevind wat ek sukkel om te verstaan ​​en het my daarvan weerhou om die navorsing voort te sit: (Kan iemand verduidelik wat oorheersing is en hoe kan ek nadink om meer oor hierdie onderwerp te lees?)

  • Om 'n krater te maak, moet die materiële sterkte van die teiken en die swaartekrag oorkom word.
  • watter van hierdie oorheers, hang af van die grootte van die krater

$$ rho g d = frac {1} {5} rho g D = Y $$

Waar Y die opbrengsterkte is, is ρ die digtheid van die teikenmateriaal, d die diepte van die krater en D die deursnee.

'N Verwante grafiek vir hierdie onderwerp is die volgende (Holsapple 1993):

Kan iemand dus eenvoudig verduidelik wat dit alles beteken?


Dominansie is nie 'n tegniese term nie. Om 'n ander voorbeeld te gee, as ons vinnig op 'n gelyk fiets ry, kan ons sê dat windweerstand die oorheersende krag is, maar as u stadig opwaarts ry, is die swaartekrag dominant.


Ek dink die punt is dat daar twee maniere is om te bereken hoe groot 'n krater 'n gegewe impak sal skep. Die een is gebaseer op die berekening van hoeveel rots die impak-energie kan verpletter, sodat die hoofbeperking die sterkte van die rots is) en die ander bereken hoeveel dit kan oplig (die belangrikste beperking is die gewig van die rots). Vir klein impakte is die eerste die belangrikste oorweging ("domineer") vir groot impak, dit is die tweede en die formule identifiseer die punt waarheen dit verander.


Europa: feite oor Jupiter se ysige maan en sy oseaan

Europa is een van die Galilese mane van Jupiter, saam met Io, Ganymedes en Callisto. Sterrekundige Galileo Galilei kry die eer dat hy hierdie mane ontdek het, een van die grootste in die sonnestelsel. Europa is die kleinste van die vier, maar dit is een van die meer intrigerende satelliete.

Die oppervlak van Europa is gevries, bedek met 'n laag ys, maar wetenskaplikes dink daar is 'n oseaan onder die oppervlak. Die ysige oppervlak maak die maan ook een van die weerkaatsendste in die sonnestelsel.

Navorsers wat die Hubble-ruimteteleskoop gebruik, het in 2012 'n moontlike straler van die waterpluim uit die suidpoolgebied van Europa raakgesien. 'N Ander navorsingspan het, na herhaalde pogings om die waarnemings te bevestig, skynbare pluime in 2014 en 2016 gesien. Die navorsers waarsku dat die pluime nie nogtans volledig bevestig, maar dit gee 'n voorstel dat daar water in die Europa se oseaan na die oppervlak is.

Verskeie ruimtetuie het vlieëvliegtuie van Europa gedoen (insluitend Pioneers 10 en 11 en Voyagers 1 en 2 in die 1970's). Die Galileo-ruimtetuig het 'n langtermyn-sending by Jupiter en sy mane gedoen tussen 1995 en 2003. Beide NASA's en die Europese Ruimteagentskappe beplan missies na Europa en ander mane wat die aarde in die 2020's sou verlaat.


Getye en watervlakke

Die aantrekkingskrag tussen die aarde en die maan is die sterkste aan die kant van die aarde wat toevallig na die maan kyk, bloot omdat dit nader is. Hierdie aantrekkingskrag veroorsaak dat die water aan hierdie en die tweede kant van die aarde na die maan getrek word. Aangesien gravitasiekrag werk om die water nader aan die maan te trek, probeer traagheid die water op sy plek hou. Maar die swaartekrag oorskry dit en die water word na die maan getrek, wat aan die nabye kant na die maan 'n & ldquobulge & rdquo van water veroorsaak (Ross, D.A., 1995).

Aan die oorkant van die aarde, of aan die & ldquofar-kant, & rdquo, is die aantrekkingskrag van die maan minder omdat dit verder weg is. Hier oortref traagheid die gravitasiekrag, en probeer die water in 'n reguit lyn voortgaan, wegbeweeg van die aarde, en vorm ook 'n bult (Ross, D.A., 1995).

Swaartekrag en traagheid tree in teenstelling op die Aarde en die rsquos-oseane op en skep getybulte op teenoorgestelde terreine van die planeet. Aan die & ldquonear & rdquo kant van die Aarde (die kant na die maan), trek die gravitasiekrag van die maan die oseaan & rsquos waters daarheen, en skep een bult. Aan die oorkant van die Aarde oorheers traagheid, wat 'n tweede bult skep.

Op hierdie manier skep die kombinasie van swaartekrag en traagheid twee bultjies water. Die een vorm waar die Aarde en die maan die naaste is, en die ander vorm waar dit die verste van mekaar is. Oor die res van die wêreld is swaartekrag en traagheid in relatiewe balans. Omdat water vloeibaar is, bly die twee uitpuilings in lyn met die maan as die aarde draai (Ross, D.A., 1995).

Die son speel ook 'n belangrike rol, wat die grootte en posisie van die twee getybultjies beïnvloed. Die wisselwerking tussen die kragte wat deur die maan en die son gegenereer word, kan redelik kompleks wees. Aangesien dit 'n inleiding tot die onderwerp van getye en watervlakke is, fokus ons die meeste op die gevolge van die sterker hemelse invloed, die maan.


2 Metode

Impakeksperimente is uitgevoer deur 'n tweestap-liggaspistool by die Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) te gebruik. Sferiese polikarbonaat-projektiele (radius a = 2,38 mm, massa m = 0,06 g, en digtheid δ = 1,1 g cm −3) is deur die geweer versnel. Die vi van die projektiele wissel van 715 tot 6075 m s −1 en die impakhoek was vertikaal op die teikenoppervlak (Tabel 1). Ons het droë sandteikens gebruik met 'n gemiddelde korreldeursnee van 510 μm, 'n groot digtheid van ρ = 1,56 ± 0,07 g cm −3, 'n gemiddelde porositeit van 38%, en 'n rushoek van ∼35 °. Die droë sand, wat 'n vlekvrye wasbak (600 mm deursnee en 200 mm diepte) gevul het, is in die vakuumkamer geplaas (1,5 m deursnee by 2 m hoogte). Al die eksperimente is onder die omgewingsdruk & lt10 Pa gedoen.

Skoot No. vi (m s −1) Dap (mm) γ μ
1509250910 2194 112 0.362 ± 0.008 0.566 ± 0.019
1509251026 3117 117 0.331 ± 0.006 0.494 ± 0.014
1509251124 4058 133 0.321 ± 0.007 0.474 ± 0.015
1509251315 4748 143 0.323 ± 0.013 0.478 ± 0.025
1509251424 5587 155 0.294 ± 0.008 0.416 ± 0.015
1509251525 6075 160 0.297 ± 0.007 0.422 ± 0.013
1509251613 5112 146 0.308 ± 0.009 0.445 ± 0.019
1509251714 2849 121 0.327 ± 0.006 0.486 ± 0.014
1509260854 3754 134 0.313 ± 0.008 0.456 ± 0.017
1509260957 1840 99 0.376 ± 0.012 0.604 ± 0.030
1509261053 1090 94 0.365 ± 0.009 0.576 ± 0.022
1509261151 1520 98 0.367 ± 0.006 0.580 ± 0.015
1509261259 988 88 0.350 ± 0.008 0.539 ± 0.020
1509261345 882 86 0.383 ± 0.006 0.620 ± 0.017
1510271451 2551 118 0.335 ± 0.006 0.505 ± 0.013
1510271600 2731 118 0.324 ± 0.004 0.480 ± 0.009
1510271653 715 70 0.399 ± 0.011 0.663 ± 0.030
1510271745 1171 90 0.380 ± 0.012 0.612 ± 0.031
1510281033 2208 111 0.340 ± 0.006 0.515 ± 0.014
1510281111 1943 108 0.343 ± 0.006 0.522 ± 0.015
1510281202 1621 99 0.364 ± 0.017 0.573 ± 0.043
1510281309 802 81 0.391 ± 0.016 0.643 ± 0.044
1510281354 859 88 0.376 ± 0.019 0.601 ± 0.050
1510281438 1065 91 0.400 ± 0.010 0.666 ± 0.028

Die hoëspoed-profilometer (KEYENCE) is 'n 1-D laser-meetinstrument wat 'n lynprofiel vir 'n horisontale lengte van ~ 14 cm op die teikenoppervlak kan verkry met 'n ruimtelike resolusie van 300 μm (Figuur 1). Die profilometer neem die tydelike verandering van die vorm van die kraterholte en die uitwerpgordyn kwantitatief waar tydens die kortstondige kratergroei teen 2000 rame per sekonde sonder 'n vinnige videokamera. Ten einde data met 'n hoë resolusie vir die verbygaande kratergroei te verkry, stel ons die profielmeter aanliggend aan die trefplek bo die teikenoppervlak binne die vakuumkamer (Figuur 1c). Voor die eksperimente het ons 'n kalibreringstoets gedoen om die lineariteit van die laserprofiel soos volg te kontroleer: Ons het 'n gipsteiken gebruik, omdat die gips bekwaam is sodat die gedetailleerde kraterprofiel behou word nadat dit gevorm is. Ons het eers 'n verwysingsprofiel van die krater gemeet met 'n grootte van ~ 10 cm wat in die gipsdoel gevorm is deur 'n skaal en 'n digitale remklauw en daarna die profiel wat deur die profilometer bepaal is, vergelyk met die verwysingsprofiel. Aangesien die krater in die gipsdoel onreëlmatige vorms met terrasse, 'n kuil en vellings het, kan ons verskillende soorte lengte-skale vanaf die profiel nagaan. Vanuit hierdie kalibrasietoets het ons die lineariteit van die profilometer vir verskillende lengtes bevestig. Daarbenewens het ons ook die finale kraterranddiameters met die hand gemeet by elke skoot en vergelyk met die met die profilometer. Die resultate van die profielmeter stem ooreen met die met die hand.

Ons stel 'n drijfgasdeflektor in wat bestaan ​​uit 'n dun akrielplaat met 'n gat daardeur geboor om die projektiel op ~ 1 m hoogte bo die teikenoppervlak te laat deurgaan. Daar is 'n groot spasie (~ 1 m lengte) tussen die snuit en die gasafleier. Die sanddoel is omring deur vier akrielplate. Aangesien die vier akrielplate en die gasafleidingsplaat met mekaar verbind is, kon die gasontploffing na die snuit nie die sanddoel bereik nie. Daarbenewens toon skote met hierdie gasafleierstelsel geen bewyse van die steuring van die gasontploffing in die uitwerpgordyn nie, terwyl skote sonder die gasafleidingstelsel aantoon dat die uitwerpgordyne afgebuig word as gevolg van die gasontploffing, veral vir die hoë spoed skote. Dit is dus onwaarskynlik dat die gasontploffing die kratervorming in die metings beïnvloed.

Uit elke profiel wat deur die profilometer verkry word (bv. Figuur 2a), meet ons die skynbare deursnee d (t) van die kraterholte op 'n tydstip t na impak soos volg. Ons bepaal eers die gemiddelde hoogte van die oppervlak voor die impak. Die gemiddelde hoogte is ingestel op y = 0 in Figuur 2a. Ons bepaal dan die snypunt xy = 0, waar xy = 0 is x by y = 0 in elke profiel. Ons neem aan dat d (t) = 2·(xy = 0xbl), waar xbl is die middelpunt van die trefplek. Om vas te stel xbl, het ons voor elke impak kalibreringstoetse gedoen, waarin ons die laserlig, wat deur die loop van die gaspistool gaan, gebruik het om die middelpunt van die slagplek te skat. Omdat die projektiel eerder 'n breedte (deursnee 4,76 mm) het as 'n puntlose punt, is die radius van die projektiel met a = 2,38 mm word in aanmerking geneem vir die fout in die skatting van xbl, wat lei tot die onsekerheid in d (t). Ons neem ook die klein skommeling van die hoogte van die teikenoppervlak in ag wanneer ons bepaal xy = 0. Daarbenewens stel ons die foutbalk in t as gevolg van die onsekerheid Δt van die tydresolusie in 2 kHz (d.w.z.t = 1/2000 s = 0,5 ms).

Alhoewel die dieptegroeidata nuttig sou wees om die dinamika van die kratergroei met betrekking tot die puntbronbenadering te ondersoek, het ons gevind dat die profiele in die streek net onder die impakperseel grotendeels onderbreek is. Ons kan dus nie die dieptegroei van die kraterholte met behulp van die profilometer bepaal nie.


Impakkratering

I Inleiding

Inslagkraters kom relatief skaars op aarde voor, en die debat was oorspronklik gerig op die oorsprong van maankraters wat deur die teleskoop waargeneem is. Die tekort aan in situ 'n ondersoek tesame met 'n natuurlik dowwe begrip van die planeetoppervlak en evolusieprosesse, het baie twyfelagtige scenario's laat vermaak. Die enkele relatief goed bewaar impakstrukture op aarde word as vulkanies beskou, maar omdat daar geen bewyse vir lawa of ander vulkaniese materiale was nie, word dit kriptovolkanies genoem. Selfs G. K. Gilbert, 'n beroemde geoloog wat 'n impak van oorsprong vir maankraters voorgestaan ​​het en oorvloedige meteoriese yster gevind het by Meteor Crater, Arizona (albei in 1891), het tot die gevolgtrekking gekom dat die Meteor-krater vulkanies van oorsprong was.

Gilbert is om die bos gelei deur 'n onvolledige begrip van kraterasie-meganika. Hierdie situasie het begin verander na die Tweede Wêreldoorlog, toe analogieë met groot ontploffingskraters ontwikkel is, veral deur R. B. Baldwin en E. M. Shoemaker. Hul argumente het gehelp om vroeë planetêre wetenskaplikes H. C. Urey en G. P. Kuiper en ander te oortuig dat maankraters deur impak geskep is. Geologiese bewyse versamel wat die impakhipotese ondersteun, soos die ontdekking van geskokte polimorfe van kwarts en ander minerale op kraterplekke, maar dit was eers in die vroeë 1960's, met die terugkeer van ruimtetuigbeelde van die maan wat 'n oorvloed kraters op elke skaal toon. , dat die vulkaniese hipotese ter ruste gelê is. Selfs in hierdie tyd was die waardering van impakkratering as 'n algemene verskynsel onvolledig. Toe Mariner 4 in 1965 beelde van die gekratreerde hooglande van Mars teruggee, was navorsers verbaas. Daarteenoor is kraterale terreine verwag in beelde van die satelliete van die buitenste planete wat van 1979 tot 1989 deur Voyagers 1 en 2 teruggestuur is. Analise van kratermorfologieë, ruimtelike verspreidings en groottefrekwensieverspreidings is nou 'n belangrike hulpmiddel om die geologiese geskiedenis te verstaan. van planetêre liggame, insluitend die aarde.

V.A.3 Kraters

Selfs as dit met 'n verkyker of 'n klein teleskoop waargeneem word, lyk die maan bedek met kraters: ongeveer 30 000 is sigbaar vanaf die aarde. Volgens 'n tradisie wat Riccioli in 1651 begin het, is kraters vernoem na bekende wetenskaplikes. Maankraters wissel in grootte van klein millimetergrootte kuile ​​wat veroorsaak word deur mikrometeoriete tot groot strukture wat honderde kilometers in deursnee is (sien Fig. 5).

FIGUUR 5. Die gestraalde gekraterde Copernicus, met 'n uitgebreide uitwerpdeken, sekondêre impak en sentrale piek. Die krater Erastosthenes is regs bo in die middel. Verskeie ouer kraters op die foto is deur lawa ingevul.

Voor die periode van maanverkenning in die sestigerjare was een van die belangrikste vrae in die maanwetenskap of die kraters van vulkaniese oorsprong was of deur impakte veroorsaak is. Op grond van morfologiese bewyse het die meeste geoloë vasgestel dat kraters deur impakte veroorsaak is. Hierdie bewyse sluit in die bestaan ​​van uitgestote materiaal (bekend as uitwerpkleppe) rondom kratervelde, die skepping van sekondêre impakte in die omgewing van groot kraters, en die bestaan ​​van sentrale pieke, wat te wyte is aan die terugslag van materiaal na 'n groot impak.

Gedurende sy geskiedenis is die maan gebombardeer deur meteoroïede wat wissel van enkele mikron tot 'n paar kilometer. Die meeste kraters, veral die grotes, dateer uit die tydperk van swaar bombardement, wat sy intense fase ongeveer 3,9 miljard jaar gelede beëindig het en tot 3,1 miljard jaar gelede afgeneem het. Sedertdien het die maan slegs af en toe 'n impak gehad. Aangesien geologiese prosesse op die maan nie wind- of waterserusie of plaattektoniek insluit nie, wat byna al die kraters van die aarde uitgewis het, dra die gesig van die maan die littekens van sy geskiedenis. Van die jongste kraters, soos Tycho (0,27 miljard jaar oud), is daar helder strale wat veroorsaak word deur die versteuring en blootstelling aan vars, helderder ondergrondse materiaal.

Geoloë gebruik krater-telmetodes om maanoppervlaktes te dateer. Alhoewel die tegnieke in die praktyk ingewikkeld is en baie aannames behels, is die beginsel daaragter eenvoudig: as ons 'n spesifieke vloed (nie noodwendig konstant) aanneem van impakende voorwerpe in die geskiedenis van die maan nie, is die ouderdom van 'n oppervlak (dws wanneer dit gestol) is eweredig aan die aantal kraters daarop.

Mangekraters van meter is dikwels eenvoudige komvormige depressies. Namate die grootte van die krater toeneem, word 'n aantal ingewikkelde verskynsels gesien. Dit sluit in verhoogde kratervelde, die vorming van sentrale pieke, sekondêre impakkraters wat veroorsaak word deur groot stukke wat uitgegooi word, die materiaal teen die kraterwalle neergesak het en verhewe dekens van uitgestote materiaal wat die krater omring (Fig. 5). Oor die algemeen het groter kraters 'n kleiner diepte-tot-deursnee-verhouding as klein kraters. Die grootste gevolge vorm die wasbakke, waarvan sommige deur lawastrome gevul is.

Een soort intrigerende maanfunksie is die donker stralekrater, wat 'n klein struktuur met lae rande is, met dele van donkerder materiaal wat vanaf die rand strek. Bewyse dat die donker materiaal tydens 'n uitbarsting neergelê is, word getoon deur die neiging om met splete gepaard te gaan.


3 Bepaling van die kritieke impakhoek

[8] In hierdie studie het ons 'n wye verskeidenheid verskillende teikenkonfigurasies (wrywingskoëffisiënt) oorweeg f en kohesie Ycoh) en trefkragenergieë (projektieldiameter L en impaksnelheid U). Vir 'n gegewe opstelling het ons tot nege simulasies met verskillende impakhoeke uitgevoer om die kritieke impakhoek te bepaal. Dit het tot gevolg dat 'n groot aantal 800 3-D-simulasies nodig is om die kritieke hoek vir die oorgang van sirkelvormige na elliptiese kraters vir verskillende opstellings te bepaal (verskillende kombinasies van f, Ycoh , L , en U). Die kratergroei is aangeteken om verskille in die uitgrawingsvloei tydens die vorming van sirkelvormige en elliptiese kraters op te spoor. As voorbeeld toon ons die impak van 'n projektiel van 1 en 5 km in deursnee teen 8 km / s in 'n kohesielose teiken (bv. Sand) met 'n wrywingskoëffisiënt van f = 0.3.

[9] Figuur 1 toon kiekies van kratervorming na 'n slag van 20 °. As gevolg van die skuins inslaghoek vorm aanvanklik 'n elliptiese krater (Figuur 1a – 1c). Namate die krater groei, word dit toenemend simmetries totdat dit 'n min of meer sirkelvormige vorm aanneem (Figuur 1d – 1f).

[10] Hierdie waarneming verander teen selfs vlakker slaghoeke. Figuur 2 illustreer die kratervorms aan die einde van die simulasie vir impakhoeke van 20 °, 15 °, 10 ° en 5 °. Alle simulasies is gestaak toe die uitgrawingsproses opgehou het om die berekeningstyd vir elke lopie te verminder. Die rame wat in Figuur 2 getoon word, vertoon dus nie die finale kraters nie. Dit blyk ook uit die onvolledige neerslag van ejecta wat nog nie op die grond neergedaal het nie. Na die tydstip in Figuur 2, verander die hoofstruktuur van die holte en veral die elliptisiteit daarvan nie meer nie. Dit is geverifieer deur verskeie modelle te laat loop totdat die finale krater gevorm is (sien byvoorbeeld Figuur 11). Let daarop dat die projektielmateriaal verwyder is van die visualisering wat in Figuur 2 getoon word om die vorm van die krater vroeg te beklemtoon. Klaarblyklik genereer die beweging van dele van die projektiel sekondêre strukture in onderrang vir baie vlak slaghoeke (5 ° en 10 °). Die effek van die lot van die projektiel vir baie vlak impak word in afdeling 7 bespreek.

[11] Ellipticiteit ε word gedefinieer as die lengte van 'n krater gedeel deur sy breedte. Om 'n sirkel van 'n elliptiese vorm te onderskei, moet 'n soort drempelwaarde vir ε gedefinieer word. Dit is 'n betreklik arbitrêre keuse, maar om in lyn te bly met vorige studies oor hierdie onderwerp, volg ons die definisie deur Bottke et al. [2000], wat kraters as ellipties beskou as die elliptisiteit ε groter of gelyk is aan 1.1.

[12] Die gestippelde lyn in Figuur 2, wat die binnegrens van die kraterholte op die voor-impakoppervlak aandui, toon duidelik dat (onder die voorwaardes vir die gegewe voorbeeld, sien figuur byskrif) 'n impak op α = 20 ° 'n sirkelvormige resultaat het kratervorm. By α = 15 ° begin die kratervorm afwyk van sirkelsimmetrie met 'n gemete elliptisiteit ε van 1,14. Volgens die vorige definisie is die impak by α = 15 ° die benaderde oorgang van 'n sirkelvormige na 'n elliptiese krater. Die impakkraters vir α = 10 ° (ε = 1.3) en α = 5 ° (ε = 2.02) vertoon 'n uitgesproke elliptiese morfologie.

[13] Figuur 3 toon die evolusie van elliptisiteit ε as 'n funksie van tyd vir impakhoeke van α = 30 °, 20 °, 15 ° en 10 °. In alle gevalle word 'n elliptiese holte vroeg gevorm. Die maksimum elliptisiteit word vroeg tydens die uitgrawingsfase bereik. Hoe vlakker die slaghoek, hoe groter is die maksimum waarde van elliptisiteit en hoe later vind die maksimum tyd plaas. Die maksimum elliptisiteit is egter altyd aansienlik laer as die elliptisiteit van die projeksie van die impak op die teikenoppervlak (gegee deur 1 / sin α). In die verdere loop van kratervorming neem die elliptisiteit af en vir matige skuins impakhoeke (α = 30 °, rooi lyn), benader die elliptisiteit 'n waarde van 1 wat perfekte sirkelsimmetrie verteenwoordig. By 'n impakhoek van α = 20 ° is die finale elliptisiteit tussen 1 en 1.1, wat die oorgang van 'n sirkelvormige na 'n elliptiese kratervorm aandui, maar volgens die vorige definisie tel die 20 ° impak nie as 'n elliptiese krater nie. Met 'n dalende impakhoek (15 ° en 10 °), val die elliptisiteit nie onder die drempelwaarde van 1.1 nie, en die gevolglike kraters word as elliptiese kraters beskou. Soortgelyke ontledings is gedoen vir modelreekse met verskillende teikenkonfigurasies en impak-energieë om die kritieke impakhoek te bepaal.


Swaartekrag op Uranus

[/ onderskrif]
As u op die oppervlak van Uranus kon staan ​​(u kan nie om soveel redes nie), sou u die swaartekrag wat u op aarde ervaar, 89% ervaar. 'N Ander manier om daarna te kyk, is dat voorwerpe wat in die rigting van Uranus neergeslaan is, teen 8,69 m / s 2 na die planeet sal versnel.

Lyk dit vir u 'n bietjie vreemd dat 'n planeet soos Uranus, met die aarde soveel as 14 keer, met minder swaartekrag na u sou trek as u op sy oppervlak kon staan? Die massa is belangrik, maar dit hang alles af van hoe naby die massa bymekaar gehou word. Uranus is die tweede minste digte planeet in die sonnestelsel (na Saturnus). Dit het genoeg volume om 63 Aarde te bevat, maar dit het net 14 keer ons massa.

So as jy op die oppervlak van die planeet kan staan ​​& # 8211 kan jy nie, probeer nie & # 8211, sal jy 'n moeilike tyd hê om die laer swaartekrag van Uranus raak te sien. Dit sal baie soos die aarde se swaartekrag voel.

Hoe sou dit wees om op ander planete te loop? Hier is die erns van Mercurius, en hier is die erns van Jupiter.

Ons het 'n episode van Astronomy Cast omtrent Uranus opgeneem. U kan dit hier besoek: Episode 62: Uranus.


Definisie:

Om dit af te breek, is swaartekrag 'n natuurlike verskynsel waarin alle dinge wat massa besit, na mekaar gebring word & # 8211, dws asteroïdes, planete, sterre, sterrestelsels, supergroepe, ens. Hoe meer massa 'n voorwerp het, hoe meer swaartekrag het dit op voorwerpe rondom dit sal uitoefen. Die gravitasiekrag van 'n voorwerp is ook afhanklik van afstand & # 8211, d.w.s. die hoeveelheid wat dit op 'n voorwerp uitoefen, neem af met toenemende afstand.

Swaartekrag is ook een van die vier fundamentele kragte wat alle interaksies in die natuur beheer (tesame met swak kernkrag, sterk kernkrag en elektromagnetisme). Van hierdie kragte is swaartekrag die swakste, ongeveer 10 38 keer swakker as die sterk kernkrag, 10 36 keer swakker as die elektromagnetiese krag en 10 29 keer swakker as die swak kernkrag.

As gevolg hiervan het swaartekrag 'n onbeduidende invloed op materie op die kleinste skaal (dws subatomiese deeltjies). Op makroskopiese vlak & # 8211 die van planete, sterre, sterrestelsels, ens. Is swaartekrag egter die dominante krag wat die wisselwerking van materie beïnvloed. Dit veroorsaak die vorming, vorm en trajek van sterrekundige liggame, en beheer astronomiese gedrag. Dit het ook 'n belangrike rol gespeel in die evolusie van die vroeë Heelal.

Dit was verantwoordelik vir materie wat saamgevou het om wolke van gas te vorm wat deur die ineenstorting van swaartekrag ondergaan het en die eerste sterre gevorm het. En binne individuele sterstelsels het dit stof en gas laat saamsmelt om die planete te vorm. Dit beheer ook die wentelbane van die planete om sterre, van mane om planete, die rotasie van sterre om hul sterrestelsel en die middelpunt en die samevoeging van sterrestelsels.


Is dit moontlik dat 'n planeet wat drie keer groter is as die aarde dieselfde swaartekrag het? Indien nie, wat is die laagste moontlike G-krag vir 'n planeet 3 keer die grootte van die aarde? As 'n rotsagtige planeet.

Jammer dat ek hierdie dom vraag gevra het, ek wonder net of dit moontlik is.

Ek het die formule hiervoor 'n ruk gelede gevind. Die oppervlakte-swaartekrag blyk direk eweredig te wees met die radius en digtheid van die planeet, dus as die planeet 3 keer die deursnee van die Aarde is, sal die digtheid daarvan 1/3 van die Aarde moet wees om dieselfde swaartekrag te behou.

Wat bedoel u met & kwotiseer & quot? As u 'n radius praat, is dit lastig, aangesien die digtheid baie laag moet wees, ongeveer 1800 kg / m . As u 'n oppervlakte het, het ons 'n baie meer uitvoerbare scenario - dit blyk dat die digtheid ongeveer 3200 kg / m m sou word, rondom die figuur wat u vir baie mane in die sonnestelsel vind - insluitend Luna.

Ek weet nie veel oor die teorie van die planetêre vorming nie, dus weet ek nie hoe die grootte van 'n planeet verband hou met sy digtheid nie, maar my indruk is dat rotsagtige planete geneig is om groter digtheid te hê, hoe groter dit is - die aarde het die hoogste digtheid van enige planeet in die sonnestelsel, en Venus is nie ver agter nie. Met dit in gedagte lyk dit effens onwaarskynlik dat 'n planeet so laag as 1800 kg / m sal wees, maar die tweede weergawe lyk ietwat meer haalbaar.

Wat die grootte betref, dink ek die skrywers bedoel dit met radius. Sou 'n planeet met die lae digtheid soos u spesifiseer in die eerste plek kon vorm, of sou dit die lewe kon onderhou?

Vorming is nie die probleem nie - gooi stof en gasse saam en jy kry 'n planeet. Die kwessie is hoe dit gaan uitsien nadat dinge reg is, en dit lyk waarskynlik dat 'n planeet met 'n lae digtheid nie in 'n ewewigstoestand sal wees nie.

Onthou dat hoewel die oppervlakte-swaartekrag konstant is in ons voorbeelde, die totale massa van die planeet nie is nie - in die geval van die oppervlakte is dit drie keer groter, maar in die radiusgeval 9 keer groter!

Met soveel massa sal die druk van gravitasiekragte te hoog wees vir die planeet om by die lae digtheid te bly. U kan begin met 'n groot radius en lae digtheid, maar uiteindelik met 'n laer radius en 'n hoër digtheid - en die gevolglike swaartekrag op die oppervlak sal ook hoër wees. Ek kan jou nie vertel wat die resultaat is dat jy sal moet draai na iemand wat meer van my weet as ek nie. My idee is dat die geval met 'n drievoudige area ten minste moontlik is, maar dat die geval met 'n drievoudige radius nie is nie.

Of dit die lewe sal ondersteun of nie - kies maar watter antwoord u wil. Aangesien ons net een planeet het waar daar waargeneem word na die lewe, kan ons nie veel vertel wat op 'n ander planeet sou gebeur nie.

As u 'n regtig vreemde en interessante fiktiewe scenario, ek beveel aan dat jy optel Missie van swaartekrag deur Hal Clement - dit is onlangs weer gepubliseer in 'n bundel genaamd Swaar planeet.

Saturnus, as 'n planeet, het 'n digtheid minder as water. Die oppervlak daarvan is natuurlik nie so groot soos ons s'n nie.

Aan die ander kant, as die boonste lae van die Aarde sou verdwyn, sou dit die swaartekrag op sy oppervlak nie veel verander nie. Ten minste nie eers nie. Die gravitasie sou ongeveer dieselfde wees as nou, tot 'n aarde van die helfte van die radius wat dit nou is.


Vulkane: hoe om vulkaniese uitbarstings te meet

Hoe bepaal ons die plofbaarheid van 'n vulkaniese uitbarsting? Tradisioneel is die Vulkaniese ontploffingsindeks (VEI) help ons om vulkaanaktiwiteite te meet om toekomstige uitbarstings te voorspel en te voorspel hoe wyd die skade kan lei.

Wat is vulkane?

Die woord 'vulkaan' kom van die Romeinse naam 'Vulcan' - die Romeinse god van vuur. Eenvoudig gestel, 'n vulkaan is 'n opening in die aardoppervlak waaruit gas, warm magma en as kan ontsnap. Magma is die naam wat gegee word aan warm vloeibare rots binne 'n vulkaan. Sodra dit die vulkaan verlaat, staan ​​dit bekend as lawa.

Vandag is daar ongeveer 1 900 vulkane op aarde wat as aktief beskou word. Elke jaar breek ongeveer 50 tot 60 van hierdie vulkane uit. Ongeveer 350 miljoen, of een uit die 20 mense in die wêreld woon binne 'n gevaargebied van 'n aktiewe vulkaan. Die grond naby die hange van vulkane is eintlik baie ryk en vrugbaar.

Vulkaniese uitbarstings het 'n ongelooflike variasie in grootte - wat wissel van stadig bewegende rooi lawa tot verbysterende hewige ontploffings wat die son jare lank uitwis. Hoe bepaal ons dan die "grootsheid" wanneer daar sulke uiterstes is?


Beeld: Lava Flows, Hawaii

Soos u in die onderstaande tabel kan sien, kom klein vulkane meer gereeld voor en werklik kolossale vulkane kom nie baie gereeld voor nie (whew). Selfs ontploffende of sagte uitbarstings kan egter ongelooflik gevaarlik en duur wees, wat tientalle huise vernietig en honderde mense verplaas. Lava kan 1 250 ° C bereik, wat absoluut alles sal verbrand.

Vulkaniese ontploffingsindeks (VEI)

Die VEI word bepaal deur een van meer van die volgende kritieke te gebruik: Volume van uitwerp, Hoogte van die eruptiewe kolom, Kwalitatiewe beskrywings ('sag', 'effusief', 'plofbaar', 'kataklismies', ens.), Styl van aktiwiteite uit die verlede , en Hoogte van die verspreiding van die eruptiewe pluimkop (in troposfeer of stratosfeer). Die onderstaande VEI-nommers stem ooreen met die volgende uitbarstingseienskappe:

Vulkaan Feite

  • Toe Krakatoa, 'n vulkaan op die Indonesiese eiland Rakata, uitbars, het dit 200 megatron energie vrygestel, wat gelykstaande is aan 15 000 kernbomme. die ontploffings wat tydens die uitbarsting gehoor is, bly die hardste geraas op menslike rekord! Die geluid is oor die Indiese Oseaan so ver as Rodriguez-eiland en Australië gehoor.
  • Mauna Loa op Hawaii is die wêreld se grootste aktiewe vulkaan (4 169 meter).
  • Die "Ring of Fire", 'n perdeskoenvormige gebied van 40.000 km in die Stille Oseaan, huisves 90% van alle vulkane op die aarde.
  • In 79 n.C. het die Vesuvius in Pompeii, Italië, uitgebreek. Die asafsettings het die stad en die oorblyfsels van die mense daarin bewaar. U kan hulle vandag nog sien!

Hawaii se Kilauea-opdatering

In Mei 2018 het Kilauea, 'n skildvulkaan in Hawaï, lawa begin vrystel van ongeveer 40 kilometer oos van die kruin van die top, en 26 huise vernietig (en getel) in sy pad.

Die risiko van 'n groot ontploffing styg namate magma langs die flank van die vulkaan na hierdie openinge afloop. As die lawameer in die krater so laag daal dat grondwater in die kanaal kan vloei wat magma na die krater voer, dan sal die magma die water verhit en stoom in die lug stuur wat enige opgehoopte gesteentes uitstoot in 'n ontploffing.

Wetenskaplikes voorspel dat die magma waarskynlik rondom die middel van die maand onder die watertafel sal val, maar hulle weet nie hoe lank daarna 'n ontploffing kan voorkom nie. In afwagting op ontploffings word die gebiede skoongemaak sodat niemand se lewe in gevaar is nie.

Lees alles oor 'The Year Without a Summer', wat veroorsaak is deur die vulkaniese uitbarsting in 1816 in Mt. Tambora.


Kyk die video: SSS3 Physics: Gravitational Field (Desember 2022).