Sterrekunde

Watter elemente en verbindings sal in 'n rooi gasreus voorkom?

Watter elemente en verbindings sal in 'n rooi gasreus voorkom?


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.

Wat gee 'n gasreus 'n rooi kleur (donker of lig)?


Dit is 'n ingewikkelder vraag as wat dit voorkom. Daar is ook 'n paar punte in orde.

Eerstens dink u daaraan dat die gasreusekleur verkeerd is. Dit is nie net die bestanddele soos die temperatuur nie. Die bestanddele verander nie soveel nie. Hulle verander sommige, maar die gasreusekleur het meer te make met temperatuur.

Twee, kleur is 'n baie nou perspektief. Ons sien, net 'n nou band van die spektrum.

NASA bring 'n verskeidenheid kameras op hul missies, infrarooi, radio, UV sowel as sigbare lig. Kyk hier.

Baie foto's wat ons van planete sien, word ook gedokter om die variasies meer duidelik te laat uitstaan, en ek vind dit wonderlik dat NASA dit doen.

En drie, die ster van die planeet kan die kleur beïnvloed. Kleur verskil onder 'n blou ster in vergelyking met 'n rooi dwerg, dus daar is twee kleure om in ag te neem, kleur onder 'n wit lig en kleur onder die ster van die planeet.

Al gesê, kleur is nog steeds interessant en lekker en dit vertel ons iets. As u slegs sigbare lig gebruik, is baie gasse grotendeels deursigtig, maar dit beteken nie dat hulle kleurloos is nie. Enige gas sal sonlig weerkaats en afbreek, en gasreuse het duisende kilometers se atmosfeer. Daar bestaan ​​nie iets soos 'n deursigtige gasreuseplaneet met 'n aardeagtige atmosfeer waardeur jy kan sien nie.

Waterstof en Helium is albei baie deursigtig vir sigbare lig, maar blouerig as dit dik genoeg is. (Neptunus kry sy blou kleur uit 'n kombinasie van waterstof en helium en spoorhoeveelhede metaanys).

Die boonste atmosfeer is ook baie belangrik. Saturnus, Uranus en Neptunus is koud genoeg dat die kleur meestal deur ys gedefinieer word, wat meer reflektief is, wat hulle ligter en algemeen "mooier" kleure gee. Uranus en Neptunus se metaanys gee hulle hul blou / groen en suiwer blou kleure. Saturnus is 'n bietjie te warm vir metaan-ys, maar dit het ammoniak-ys wat dit 'n ligter kleur gee en ander gasse in die boonste atmosfeer wat donkerder geel en oranje kleure gee.

Jupiter se bande kan volgens kleur verskil tussen die ys in die atmosfeer en die hoeveelheid gas. Die donkerder bande is warmer en sirkuleer gewoonlik opwaarts van dieper in die planeet, soos Hadley-selle op die aarde, gedeeltelik aangedryf deur Jupiter se vinnige rotasie en sterk Coriolis-effek en beduidende interne hitte. Dit is ligter bande kouer, waar ysrefleksie die belangrikste faktor is in die kleur daarvan. Jupiter het ook 'n paar ingewikkelde koolwaterstowwe in die boonste atmosfeer as gevolg van chemie, intense weerlig en atmosferiese vermenging.

Daar is dus 'n hele paar probleme om dit te beantwoord, want die kleur van 'n gasreusplaneet hang af van baie faktore: Hoe goed die boonste atmosfeer sirkuleer, die temperatuur en watter ys, indien enige, in die boonste atmosfeer kan vorm. Enige spoorelemente wat kleur kan dra, selfs 'n deel uit tienduisende, kan voldoende wees vir 'n dominante kleur as die ander gasse meestal deursigtig is. Neem die aarde byvoorbeeld - wolke is 'n baie klein deel van die atmosfeer volgens massa, maar dit verander die kleur van die lug (gesien vanuit die ruimte). Dit maak die voorspelling van die kleur van 'n gasreusplaneet baie lastig en raaiwerk omdat een spoorgas genoeg kan wees om dit te verander.

Gasreuse is meestal waterstof en helium in hul boonste atmosfeer, maar soos hierbo genoem, is dit dikwels die ander gasse, ys of spoorgasse, nie die waterstof en helium wat hulle kleur gee nie.

Ek het altyd gedink dat Jupiter se "groot rooi kol" verkeerd benoem is. Dit lyk vir my meer soos 'n oranje-bruin. Maar as dit rooi is, kan rooi relatief algemeen voorkom.

Dit kan UV-strale en 'n spoorgas, ammonium-hidro-sulfied, wees wat Jupiter se kleur gee. Sien die artikel hier. Ek kom agter daar is nog 'n bietjie debat oor die vraag.

Hier is 'n vraag met 'n mooi antwoord oor die kleure van die planete. Venus is buitengewoon helder van die weerkaatsende SO2 hoog in sy atmosfeer.


Acksblog

Fig. 1. Die band van Jupiter se atmosfeer wat om sy ewenaar gedraai word, verhoog die skynbare ekwatoriale deursnee.

Oblatheid
Benewens hul lae digthede, glo planetêre wetenskaplikes dat Jupiter en Saturnus & # 8216 gasreuse & # 8217 is vanweë hul oblatness. Sikliese katastrofisme verklaar egter hul hoë oblatnesses in die konteks van hul hoogs deuterate metaangashidraat-samestelling (MGH). Oblatness O = (ekwatoriale deursnee (DE) & # 8211 polêre deursnee (DP)) / (ekwatoriale deursnee (DE)). Die platvormigheid van die buitenste planete is:

Jupiter = 0,06487, Saturnus = 0,09796, Uranus = 0,02293, Neptunus = 0,01708, Pluto = 0,0000

Die verskil tussen die hoë oblatenheid van Jupiter en Saturnus teenoor Uranus, Neptunus en Pluto het daartoe gelei dat planetêre wetenskaplikes besluit het dat eersgenoemde & # 8216gasreuse & # 8217; en die ander drie & # 8216 ysreuse & # 8217; Hulle is egter almal ysreuse & # 8211 metaangashydraat (MGH) is 'n vorm van ys wat in die teenwoordigheid van genoeg metaan vorm. Die impak op Jupiter, 6 000 jaar BP, het veroorsaak dat beide Jupiter en Saturnus gasagtig lyk.

Fig. 2 IR-beeld van Jupiter
met Great Red Spot aan die linkerkant en die fusiebron aan die regterkant.

'N Fusiereaksie, waarin protone en deuterone saamsmelt om kaal kerne te produseer van 'n ligte isotoop van helium, 'n helion genoem, met 'n kinetiese energie van 5 MeV (uitgedruk as p + d → 3 He ++ + 4.98 MeV), gemerk deur die Groot Rooi Vlek 50.000 km na die weste vorm voortdurend die sigbare atmosfeer van Jupiter. Die plaaslike hitte van die samesmeltingsreaksie stel die volle omvang van die bekende elemente vry wat in die klatraat MGH vervat is. Planetêre wetenskaplikes het slegs 'n paar geïdentifiseer, soos stikstof, suurstof en swael, wat volgens hulle komete is wat Jupiter beïnvloed het. Waarom word die normale elemente nie geïdentifiseer nie? Omdat hulle hoë temperatuurverbindings vorm in die warm draaikolk van 10 32 helions / sekonde wat styg tot by die Groot Rooi Vlek, wat ons gewoonlik nie in Aardagtige toestande vind nie. Terwyl die draaikolk opstyg en afkoel, kondenseer en kristalliseer hierdie verbindings en vorm dit vaste deeltjies-aërosols, wat opwaarts gedra word binne die draaikolk wat deur die helions gevorm word en in die boonste atmosfeer uitgespuit word, in ooreenstemming met die Galileo-atmosferiese sonde-bevindings dat die atmosfeer bokant die wolkbome is digter en warmer as wat 'verwag' word. Een so 'n verbinding is CS (koolstofsulfied) wat klein rooi kristalle vorm, die rooi tintjies veroorsaak en die GRS kleur. Hierdie aërosols vorm die getinte wolke wat ons sien, Jupiter se Jujitsu-gordel, wat nie met spektroskopie geïdentifiseer kan word nie. Wetenskaplikes van 'gasreus' beweer dat die wolke & # 8216 dalk vorms van ammoniak sneeu kan wees.

Hierdie sigbare atmosfeer word voortdurend vervaardig deur die voortdurende samesmeltingsreaksie en die vrygestelde aerosole sak voortdurend op die oppervlak. JunoCam het aan die lig gebring dat hierdie wolke net so ver noord en suid strek tot by

70 grade breedtegraad, waarskynlik omdat hulle gedeeltelik omhoog gehou word deur die sentrifugale krag van Jupiter se vinnige rotasie. JunoCam toon die ware vaste oppervlak van Jupiter aan die voorkant van hierdie grense, met siklone wat draai op laedruksentrums, soos op aarde, wat beklemtoon word deur die veel groter Coriolis-effek op Jupiter. Hierdie rotasie is teenoor die van die Groot Rooi Vlek, wat nie 'n storm is nie. Aangesien die samesmeltingsreaksie in die verlede sterker was, kan 'n strook woestynagtige terrein bedek met atmosferiese deeltjies net voor in die Jiu Jitsu-gordel gesien word. Omdat die samesmeltingsreaksie, die oorsprong van die getinte aërosolatmosfeer, die Groot Rooi Vlek, op 22 grade Suid-breedte is, strek die atmosfeer verder suid as noord (Figuur 3.), en die suidpoolgebied is waarskynlik warmer as die noord.

Fig. 3. & # 8216Comet & # 8217 67P, is eintlik 'n & # 8216Juno-asteroïde & waarvan baie miljoene regdeur die sonnestelsel voorkom, die grootste is Pluto.

'N Fusiereaksie wat stadigaan afneem in die krater van die enorme impakontploffing op Jupiter 6000 jaar gelede, het 'n ontelbare aantal liggame in alle dele van die sonnestelsel uitgestoot. Baie miljoene hiervan bestaan ​​uit die hoof-asteroïedegordel, die Kuiper-gordel, die Jupiter-trojans en die Kreutz-sonbaaiers. Dit is gevorm uit 'n warm samesmeltingspluim op Jupiter in 'n gewiglose omgewing en kondenseer tot liggame met 'n lae digtheid, waarvan 'n komeet '67 P Churyumov Gerasiamento is. Dit is nie komete nie, maar wel asteroïdes, wat die oorvloed van sonnestelselelemente bevat wat, omdat hulle almal uitwaarts van die pluim af was met soortgelyke snelhede en rigtings, 'gespat' en vasgehou het om groter liggame te vorm, soos waargeneem in 67P.

Fig. 4. NASA Cassini-sonde afgebeeld & # 8216spokes & # 8217 wat toon dat nuwe materiaal wat nog van Saturnus af in die ringe geblaas word.

Aangesien Saturnus die naaste massiewe planeet aan Jupiter is, is dit die afgelope 6 000 jaar met duisende van hierdie asteroïdes gebombardeer. Die vaste liggaam van Saturnus bevat ook hoogs deuterate metaangashidraat, sodat hierdie impak op die oppervlak sekondêre fusie-ontploffings oplewer, soortgelyk aan dié wat veroorsaak word deur die impak van die groter Shoemaker-Levy 9-fragmente op Jupiter, hoewel die moderne wetenskap nog nie besef dat fusie-ontploffings nie betrokke was (REF). Hierdie materiaal ontplof die lug in, hoofsaaklik water, wat die dikte van die atmosfeer en die ruimte vergroot, wat tot die ringe tot vandag toe bydra. Wetenskaplikes, wat Saturnus se deursnee aan die hand van die wolkbome beoordeel, bereken die skuinsheid daarvan met behulp van die enorme uitgebreide ekwatoriale deursnee en bereken 'n baie lae digtheid, (δ = 0.7), baie minder as MGH (δ = 0.9), wat lei tot die klassifikasie daarvan as 'n gasagtige planeet.

Beelde van Saturnus wat deur die Cassini-sonde geneem is (Figuur 4), toon eintlik skaduwees van nuwe materiaal wat onlangs in die ruimte geblaas is deur die impak van Jupiter-asteroïdes op die oppervlak. Die grootste deel van die massa wat van die oppervlak af geblaas word, word vertraag deur die dik atmosfeer en blaas dit nog verder op, wat dit die hoogste oblatheid van al die planete in die sonnestelsel gee.

Skuins
Baie impak van groot asteroïdes van Jupiter is ook die oorsaak van die groot skuinshede (grade) van die reuse-planete, is die hoek van hul draai-as relatief tot loodreg op die ekliptiese vlak, terwyl die van Jupiter minimaal is.
Jupiter 3.1, Saturnus 26.7, Uranus 97.8, Neptunus 28.3, Pluto 122.5.


Содержание

Gasreuse kan 'n rotsagtige of metaalagtige kern hê - daar word gedink dat so 'n kern nodig is vir die vorming van 'n gasreus - maar die grootste deel van die massa is in die vorm van gasvormige waterstof en helium, met spore water, metaan, ammoniak en ander waterstofverbindings.

Planetêre eienskappe [править]

Gasreuse het nie 'n goed gedefinieerde oppervlak nie, en hul atmosfeer word geleidelik digter na die kern toe, miskien met vloeibare of vloeistofagtige toestande tussenin.

  • Hierdie diep binnegebiede kan bestaan ​​uit metaalwaterstof of metaalhelium, soorte ontaarde materiaal wat nog vloeibaar is, maar soos elektriese geleiers optree.

As praktiese gebruik word die deursnee van 'n gasreus gewoonlik gemeet op die gemiddelde hoogte waar die atmosferiese druk gelyk is aan 1000 millibars. Dit stem ooreen met die gemiddelde oppervlaktedruk van Terra se atmosfeer, wat as maatstaf gebruik word. Hierdie prosedure is baie arbitrêr: die atmosferiese druk van 'n gasreus verskil baie van streek tot streek, en selfs die kleinste gasreus sal duisende kilometers komplekse, gelaagde "boonste" atmosfeer bo die meetpunt hê.

  • Terme soos deursnee, oppervlakte, volume, oppervlaktemperatuur en oppervlakdigtheid verwys dus effektief slegs na die buitenste laag wat vanuit die ruimte sigbaar is.
  • Die derde syfer van die "PBG" -element van die Universal World Profile dui aan hoeveel gasreuse in die sterstelsel voorkom.

Gas Giant Life [править]

Dit is moontlik dat lewensvorms (en selfs NIL's) by gasreuse ontstaan

Waarskynlike planetêre baan en klimaat [править]

As gevolg van die meganika van stelselvorming, wat verband hou met die verspreiding van materiaal binne die protoplanetêre skyf, vorm gasreusewêrelde meestal binne die bewoonbare sone en die buitenste streke van 'n sterstelsel. Hulle kom gewoonlik in daardie streke voor.

  • Soms kan hemelmeganika en gravitasiekragte veroorsaak dat 'n gasreusewêreld deur die sterrestelsel na binne migreer. Sommige plaas eerder in 'n ster se fotosfeer of word uit die stelsel geslinger, maar plaas hulle eerder in 'n stabiele baanposisie naby die ster. Hierdie wêrelde word Hot Jupiters.

Die kleur van 'n gasreus hang grootliks af van die chemiese komponente daarvan en die verskillende verbindings en stowwe wat daarin vorm, bevlek die atmosfeer. Kleure bevat gewoonlik wit, grys en skakerings van blou, groen, geel, oranje, bruin, bruin en rooi. Gasreuse lyk baie anders as dit in verskillende spektra soos IR gesien word. Gasreuse is meestal monochroom, gevlek of geband. 'N Warm jupiter kan gloei.

Die boonste lae van die atmosfeer van 'n gasreus lyk soortgelyk aan die hemelruim in 'n aardse wêreld: die gasmengsel is oor die algemeen deursigtig, met uitgestrekte oewers van bergagtige wolke, gedeel deur afgrond, en sporadies verlig deur die flitse van enorme weerligstrale. Die gasmengsel word digter en ondeursigtig met diepte.

  • Stralingsgordels, gevorm deur magnetiese velde, omring gasreuse-wêrelde. As u deur stralingsbande reis, kan dit blootgestel word aan gevaarlike vlakke van bestraling.
  • Groot, skouspelagtige auroras kan bo die poolgebiede gesien word.
  • Baie gasreuse produseer baie elektromagnetiese geraas oor 'n breë spektrum. Dit kan sensorbedrywighede en kommunikasie ernstig belemmer.
  • Windsnelhede binne die boonste atmosferiese lae van 'n gasreus kan meer as 600 km / u wees: in sommige atmosferiese lae kan die plaaslike windsnelheid die klanksnelheid oorskry. Verskillende atmosferiese lae het heersende winde wat in verskillende rigtings beweeg: die konvergensiesones tussen verskillende atmosferiese lae kan uiters onstuimig wees.
  • Verskillende chemikalieë en verbindings kan op verskillende dieptes, temperature en druk uit die atmosfeer neerslaan. Dit manifesteer as mis, reën, sneeu, sneeu of swaarder vaste stowwe (gewoonlik ys en sout).
  • Individuele weersomstandighede, soos groot storms, kan miljoene km² beslaan en dekades of eeue duur.

Sterstof van rooi reuse

'N Rooi reus (AGB-ster) produseer swaar elemente soos molibdeen en palladium, wat stof vorm (rooi vierkante), terwyl elemente soos kadmium en sommige palladium as gas ontsnap. Supernova-ontploffings lewer ook swaarder elemente op en werp dit in die ruimte as stof (blou driehoeke) en gas. In die interstellêre medium meng die sterrestof met stofkorrels wat daar gevorm word. Op die skyf van gas en stof word meer vlugtige stofkorrels naby die warm, jong son vernietig. Sterrestof van rooi reuse is veerkragtiger as die ander stof en hoop dus op in gebiede nader aan die son. Die jong Jupiter dien as 'n versperring om die vermenging van materiaal uit die binneste en streke te voorkom. Krediet: Mattias Ek / Maria Schönbächler

Sommige navorsers van ETH Zurich het van die Aarde se boumateriaal sterrestof van rooi reuse gevind. Hulle het ook verduidelik waarom die aarde meer van hierdie sterrestof bevat as die asteroïdes of die planeet Mars, wat verder van die son af is.

Ongeveer 4,5 miljard jaar gelede het 'n interstellêre molekulêre wolk in duie gestort. In die middel daarvan het die son daar rondom gevorm, 'n skyf van gas en stof verskyn waaruit die aarde en die ander planete sou vorm. Hierdie deeglik gemengde interstellêre materiaal het eksotiese stofkorrels ingesluit: "Sterrestof wat rondom ander sonne gevorm het," verduidelik Maria Schönbächler, 'n professor aan die Instituut vir Geochemie en Petrologie aan ETH Zurich en lid van die NCCR PlanetS. Hierdie stofkorrels het slegs 'n klein persentasie van die hele stofmassa uitgemaak en is ongelyk deur die skyf versprei. "Die sterrestof was soos sout en peper," sê die geochemikus. Terwyl die planete gevorm het, het elkeen sy eie mengsel geëindig.

Danksy uiters presiese metingstegnieke kan navorsers nou die sterrestof opspoor wat by die geboorte van ons sonnestelsel aanwesig was. Hulle ondersoek spesifieke chemiese elemente en meet die oorvloed van verskillende isotope - die atoomgeure van 'n gegewe element, wat almal dieselfde aantal protone in hul kerne deel, maar wat die aantal neutrone wissel.

"Die wisselende verhoudings van hierdie isotope werk soos 'n vingerafdruk," sê Schönbächler. "Stardust het baie ekstreme, unieke vingerafdrukke - en omdat dit oneweredig deur die protoplanetêre skyf versprei is, het elke planeet en elke asteroïde sy eie vingerafdruk gekry toe dit gevorm is."

Ystermeteoriet wat ontleed is by die Instituut vir Geochemie en Petrologie by ETH Zurich. Krediet: Windell Oskay / Flickr / CC BY 2.0

Bestudeer palladium in meteoriete

Oor die afgelope tien jaar kon navorsers wat steenmonsters van die aarde en meteoriete bestudeer, hierdie sogenaamde isotopiese anomalieë vir meer en meer elemente demonstreer. Schönbächler en haar groep het meteoriete gekyk wat oorspronklik deel was van asteroïdekerne wat lank gelede vernietig is, met die fokus op die element palladium.

Ander spanne het al naburige elemente in die periodieke tabel ondersoek, soos molibdeen en ruthenium, sodat die span van Schönbächler kon voorspel wat hul palladium-uitslae sou toon. Maar hul laboratoriummetings bevestig nie die voorspellings nie. "Die meteoriete bevat veel kleiner palladiumafwykings as wat verwag is," sê Mattias Ek, postdoktor aan die Universiteit van Bristol, wat die isotoopmetings gedoen het tydens sy doktorale navorsing aan ETH.

Nou het die navorsers 'n nuwe model bedink om hierdie resultate te verduidelik, soos hulle in die joernaal berig Natuursterrekunde. Hulle voer aan dat sterretjie hoofsaaklik bestaan ​​het uit materiaal wat in rooi reuse-sterre vervaardig is. Dit is verouderende sterre wat uitbrei omdat hulle die brandstof in hul kern uitgeput het. Ook ons ​​son sal 'n rooi reus word oor 4 of 5 miljard jaar van nou af.

In hierdie sterre is swaar elemente soos molibdeen en palladium geproduseer deur wat bekend staan ​​as die stadige neutron-vangproses. "Palladium is effens vlugtiger as die ander elemente wat gemeet word. As gevolg daarvan het minder daarvan tot stof rondom hierdie sterre gekondenseer, en daarom is daar minder palladium van sterrestof in die meteoriete wat ons bestudeer het," sê Ek.

Die ETH-navorsers het ook 'n aanneemlike verklaring vir nog 'n sterretjie-legkaart: die hoër hoeveelheid materiaal van rooi reuse op aarde in vergelyking met Mars of Vesta of ander asteroïdes verder in die sonnestelsel. Hierdie buitenste gebied het 'n opeenhoping van materiaal van supernova-ontploffings gesien.

"Toe die planete gevorm het, was die temperature nader aan die son baie hoog," verduidelik Schönbächler. Dit het veroorsaak dat onstabiele stofkorrels verdamp, byvoorbeeld dié met 'n ysige kors. Die interstellêre materiaal bevat meer van hierdie soort stof wat naby die son vernietig is, terwyl sterrestof van rooi reuse minder geneig is tot vernietiging en dus daar gekonsentreer is. Dit is denkbaar dat stof wat ontstaan ​​uit supernova-ontploffings ook makliker verdamp, omdat dit ietwat kleiner is. "Dit stel ons in staat om te verduidelik waarom die aarde die grootste verryking van sterrestof van rooi reuse-sterre het, vergeleke met ander liggame in die sonnestelsel," sê Schönbächler.


Waarvan is Jupiter gemaak?

Die massiewe Jupiter, wat hoofsaaklik uit waterstof en helium bestaan, is baie soos 'n klein sterretjie. Maar ondanks die feit dat dit die grootste planeet in die sonnestelsel is, het die gasreus net nie die nodige massa om dit in sterrestatus te plaas nie.

Die oppervlak van Jupiter

As wetenskaplikes Jupiter 'n gasreus noem, oordryf hulle nie. As u in Jupiter valskermspring in die hoop om die grond te tref, sal u nooit 'n vaste landing vind nie. Die atmosfeer van Jupiter is 90 persent waterstof. Die oorblywende 10 persent bestaan ​​amper uit helium, alhoewel daar klein spore van ander gasse binne is.

Hierdie gasse stapel mekaar op en vorm lae wat afwaarts strek. Omdat daar geen vaste grond is nie, word die oppervlak van Jupiter gedefinieer as die punt waar die atmosferiese druk gelyk is aan die van die aarde. Op hierdie stadium is die aantrekkingskrag byna twee en 'n half keer sterker as op ons planeet.

Om op die oppervlak te probeer staan, sou onmoontlik wees, want dit is bloot nog 'n laag gasse. Ruimtetuie en ruimtevaarders sou net in die modder sak. 'N Sonde of ruimtetuig wat verder na die middelpunt van die planeet beweeg, sal slegs dik wolke vind totdat dit die kern bereik.

Jupiter se kern

Besonderhede oor Jupiter se kern bly 'n uitdaging om te vind. Wetenskaplikes dink dat die digte sentrale kern omring kan word deur 'n laag metaalwaterstof, met 'n ander laag molekulêre waterstof bo-op.

Wetenskaplikes weet nie hoe stewig die kern van Jupiter kan wees nie. Terwyl sommige teoretiseer dat die kern 'n warmgesmelte bal vloeistof is, dui ander navorsing aan dat dit 'n vaste rots van 14 tot 18 keer die massa van die Aarde kan wees. Die kerntemperatuur word ongeveer 35 000 grade Celsius (63 000 grade Fahrenheit) geskat.

Besprekings oor die kern van Jupiter het eers in die laat negentigerjare begin toe gravitasiemetings aan die lig gebring het dat die middelpunt van die gasreus ongeveer 12 tot 45 keer die massa van die aarde was. En net omdat dit 'n kern in die verlede gehad het, beteken dit nie dat dit vandag nog sal wees nie en nuwe bewyse dui daarop dat die kern van die gasreus kan smelt.

Nie 'n ster nie

Net soos die son bestaan ​​Jupiter hoofsaaklik uit waterstof en helium. Maar in teenstelling met die son, het dit nie die nodige hoeveelheid om samesmelting te begin nie, die proses wat 'n ster aanwakker. Jupiter sal 75 tot 80 keer massiewer moet wees as wat hy tans as ster beskou word. As al die planete in die sonnestelsel gevorm het as deel van die gasreus, sou dit steeds nie voldoende massa gehad het nie. Op sigself is Jupiter nog twee en 'n half keer groter as al die ander planete in die sonnestelsel saam.


Reuse-storms op reuse-planete

Op die gereelde atmosferiese sirkulasiepatrone wat ons so pas beskryf het, is baie plaaslike versteurings — weerstelsels of storms, om die term wat ons op Aarde gebruik, te leen. Die belangrikste hiervan is groot, ovaalvormige hoëdrukstreke op Jupiter (Figuur 10) en Neptunus.

Figuur 10: Storms op Jupiter. Twee voorbeelde van storms op Jupiter illustreer die gebruik van verbeterde kleur en kontras om dowwe kenmerke na vore te bring. (a) Die drie ovaalvormige wit storms onder en links van Jupiter se Groot Rooi Vlek is baie aktief en het gedurende sewe maande tussen 1994 en 1995 nader aan mekaar beweeg. (b) Die wolke van Jupiter is onstuimig en altyd -verandering, soos getoon in hierdie Hubble-ruimteteleskoop-beeld vanaf 2007. (krediet a: wysiging van werk deur Reta Beebe, Amy Simon (New Mexico State Univ.), en NASA-krediet b: wysiging van werk deur NASA, ESA en A Simon-Miller (NASA Goddard Space Flight Centre)) Figuur 11: Jupiter's Great Red Spot. Dit is die grootste stormstelsel op Jupiter, soos gesien tydens die Voyager-ruimtetuigvlieg. Onder en regs van die Rooi Vlek is een van die wit ovale, wat soortgelyke maar kleiner hoëdrukkenmerke is. Die wit ovaalvorm is ongeveer die grootte van die planeet Aarde om u 'n idee te gee van die groot omvang van die weerpatrone wat ons sien. Die kleure op die Jupiter-beeld is hier ietwat oordrewe, sodat sterrekundiges (en sterrekundestudente) hul verskille meer effektief kan bestudeer. Sien Figuur 1 in Verkenning van die buitenste planete om 'n beter gevoel te kry van die kleure wat u oog naby Jupiter sou sien. (krediet: NASA / JPL)

Die grootste en bekendste van Jupiter se storms is die Groot rooi kol, 'n rooierige ovaal in die suidelike halfrond wat stadig verander, dit was 25 000 kilometer lank toe Voyager in 1979 aankom, maar dit het teen die einde van die Galileo-missie in 2000 tot 20 000 kilometer gekrimp (Figuur 11). Die reuse-storm het in Jupiter se atmosfeer voortgeduur vandat sterrekundiges dit vir die eerste keer kon waarneem na die uitvinding van die teleskoop, meer as 300 jaar gelede. Dit het egter bly krimp, wat die bespiegeling laat ontstaan ​​dat ons binne 'n paar dekades die einde daarvan sal sien.

Benewens die lang lewensduur, verskil die Rooi Vlek van aardse storms omdat dit 'n hoëdrukstreek op ons planeet is, en sulke storms is streke met laer druk. Die Rooi Vlek se antikloksgewys draai het 'n tydperk van ses dae. Drie soortgelyke, maar kleiner versteurings (ongeveer so groot soos die aarde) het in die dertigerjare op Jupiter ontstaan. Hulle lyk soos wit ovale, en een kan duidelik onder en regs van die Groot Rooi Vlek in Figuur 11 gesien word. In 1998 het die Galileo-ruimtetuig toegekyk hoe twee van hierdie ovale bots en in een saamsmelt.

Ons weet nie wat die Groot Rooi Vlek of die wit ovale veroorsaak nie, maar ons het 'n idee hoe dit so lank kan hou sodra dit vorm. Op aarde is die lewensduur van 'n groot oseaan-orkaan of tifoon gewoonlik 'n paar weke, of selfs minder as dit oor die vastelande beweeg en wrywing met die land ervaar. Jupiter het geen vaste oppervlak om 'n atmosferiese versteuring te vertraag nie, maar die groot grootte van die versteurings verleen stabiliteit aan hulle. Ons kan bereken dat op 'n planeet sonder soliede oppervlak die leeftyd van enigiets so groot soos die Rooi Vlek in eeue gemeet moet word, terwyl die leeftyd vir die wit ovale in dekades gemeet moet word, dit is ongeveer wat ons waargeneem het.

Ten spyte van NeptunusSe kleiner grootte en verskillende wolksamestelling, het Voyager getoon dat dit 'n atmosferiese kenmerk het wat verbasend soortgelyk is aan Jupiter se Great Red Spot. Neptunus se Groot donker kol was byna 10 000 kilometer lank (Figuur 7). Op albei planete het die reuse-storms op 20 ° S-breedte gevorm, dieselfde vorm gehad en ongeveer dieselfde fraksie van die planeet se deursnee ingeneem. Die Great Dark Spot het met 'n tydperk van 17 dae gedraai, teenoor ongeveer 6 dae vir die Great Red Spot. Toe die Hubble-ruimteteleskoop Neptunus in die middel negentigerjare ondersoek, kon sterrekundiges egter geen spoor van die Groot Donkerkol op hul beelde vind nie.

Alhoewel baie van die besonderhede van die weer op die Joviese planete nog nie verstaan ​​word nie, is dit duidelik dat hierdie wêrelde die beste plek is om te kyk as u 'n liefhebber van dramatiese weer is. Ons bestudeer die kenmerke in hierdie atmosfeer, nie net vir wat hulle moet leer oor toestande op die Joviese planete nie, maar ook omdat ons hoop dat dit ons kan help om die weer op aarde beter te verstaan.

Voorbeeld 1: Storm en wind

Die windspoed in sirkelvormige stormstelsels kan op die Aarde en die reuse-planete ontsaglik wees. Dink aan ons groot landelike orkane. As u na hul gedrag kyk in satellietbeelde wat op weerkantore getoon word, sal u sien dat dit ongeveer een dag nodig het om te draai. As 'n storm 'n deursnee van 400 km het en een keer in 24 uur draai, wat is die windspoed?

[onthul-antwoord q = & # 8221538721 & # 8243] Toon antwoord [/ onthul-antwoord]
[verborge-antwoord a = & # 8221538721 & # 8243] Spoed is gelyk aan afstand gedeel deur tyd. Die afstand is in hierdie geval die omtrek (2πR of πd), of ongeveer 1250 km, en die tyd is 24 uur, dus die snelheid aan die rand van die storm sal ongeveer 52 km / uur wees. In die middel van die storm kan die windspoed baie hoër wees.

Kontroleer u leer

Jupiter se Great Red Spot draai in 6 d en het 'n omtrek gelykstaande aan 'n sirkel met 'n radius van 10.000 km. Bereken die windspoed aan die buitekant van die kol.

[onthul-antwoord q = & # 8221141171 & # 8243] Toon antwoord [/ onthul-antwoord]
[verborge-antwoord a = & # 8221141171 & # 8243] Vir die Groot Rooi Vlek van Jupiter is die omtrek (2πR) ongeveer 63.000 km. Ses d is gelyk aan 144 h, wat dui op 'n snelheid van ongeveer 436 km / h. Dit is baie vinniger as windspoed op aarde. [/ Verborge-antwoord]

Belangrike konsepte en samevatting

Die vier reuse-planete het oor die algemeen soortgelyke atmosfeer, wat meestal uit waterstof en helium bestaan. Die atmosfeer bevat klein hoeveelhede metaan en ammoniakgas, wat albei ook kondenseer om wolke te vorm. Dieper (onsigbare) wolklae bestaan ​​uit water en moontlik ammoniumhidrosulfied (Jupiter en Saturnus) en waterstofsulfied (Neptunus). In die boonste atmosfeer word koolwaterstowwe en ander spoorverbindings deur fotochemie vervaardig. Ons weet nie presies wat die kleure in die wolke van Jupiter veroorsaak nie. Atmosferiese bewegings op die reuseplanete word oorheers deur oos-wes sirkulasie. Jupiter vertoon die aktiefste wolkpatrone, met Neptunus tweede. Saturnus is oor die algemeen flou, ondanks die uiters hoë windspoed, en Uranus is kenmerkend (miskien vanweë die gebrek aan 'n interne hittebron). Groot storms (ovaalvormige hoëdrukstelsels soos die Groot Rooi Vlek op Jupiter en die Groot Donker Vlek op Neptunus) kom in sommige van die planeetatmosfere voor.


Ultra-warm interstellêre gas

Alhoewel die temperature van 10 000 K in H II-streke warm kan lyk, is dit nie die warmste fase van die interstellêre medium nie. Sommige van die interstellêre gas is by 'n temperatuur van a miljoen grade, alhoewel daar geen sigbare bron van hitte naby is nie. Die ontdekking van hierdie ultra-warm interstellêre gas was 'n groot verrassing. Voordat astronomiese sterrewagte in die ruimte gelanseer is, wat straling in die ultraviolet- en X-straaldele van die spektrum kon sien, het sterrekundiges aangeneem dat die grootste deel van die gebied tussen sterre gevul was met waterstof by temperature wat nie warmer was as dié wat in H II-streke aangetref is nie. Maar teleskope wat bo die aarde se atmosfeer gelanseer is, het ultraviolet spektra gekry wat interstellêre lyne bevat wat geproduseer word deur suurstofatome wat vyf keer geïoniseer is. Om vyf elektrone van hul wentelbane om 'n suurstofkern te stroop, verg baie energie. Daaropvolgende waarnemings met 'n wentelbaan oor X-straalteleskope het aan die lig gebring dat die Melkweg gevul is met talle borrels van X-straal-emitterende gas. Om X-strale uit te straal en suurstofatome wat vyf keer geïoniseer is, te bevat, moet gas verhit word tot 'n miljoen grade of meer.

Figuur 5. Vela Supernova-oorblyfsel: Ongeveer 11 000 jaar gelede het 'n sterwende ster in die sterrebeeld Vela ontplof en so helder geword soos die volmaan in die aarde se lug. U kan die dowwe afgeronde filamente van die ontploffing in die middel van hierdie kleurvolle beeld sien. Die rande van die oorblyfsel bots met die interstellêre medium, en verhit die gas waardeur hulle ploeg tot temperature van miljoene K. Teleskope in die ruimte openbaar ook 'n gloeiende sfeer van röntgenstraling van die oorblyfsel. (krediet: Digitized Sky Survey, ESA / ESO / NASA FITS Liberator, Davide De Martin)

Teoretici het nou getoon dat die bron van energie wat hierdie merkwaardige temperature produseer, die ontploffing van massiewe sterre aan die einde van hul lewens is (Figuur 5). Sulke ontploffings, genoem supernovas, sal breedvoerig in die hoofstuk oor The Death of Stars bespreek word. Vir nou sal ons net sê dat sommige sterre, wat die einde van hul lewens nader, onstabiel raak en letterlik ontplof. These explosions launch gas into interstellar space at velocities of tens of thousands of kilometers per second (up to about 30% the speed of light). When this ejected gas collides with interstellar gas, it produces shocks that heat the gas to millions or tens of millions of degrees.

Astronomers estimate that one supernova explodes roughly every 100 years somewhere in the Galaxy. On average, shocks launched by supernovae sweep through any given point in the Galaxy about once every few million years. These shocks keep some interstellar space filled with gas at temperatures of millions of degrees, and they continually disturb the colder gas, keeping it in constant, turbulent motion.


What elements/compounds give Jupiter its colors?

The atmosphere is mostly hydrogren and helium, with some trace elements. What gives color to those swirling bands?

The short answer: Hydrocarbon hazes, Rayleigh scattering, and some unknown compound.

The long answer: For the primary whites and browns that cover most of the planet, you need to realize that almost everything you see when you look at Jupiter is ammonia clouds, which on their own are bright white. Some latitudes are regions of upwelling (zones), and have high ammonia cloud-tops, while other latitudes are regions of downwelling (belts), and have low ammonia cloud-tops. In between these high and low heights sits a thick brown hydrocarbon haze, very chemically similar to smog. The cloud-tops in the zones are sticking up above most of the haze and thus appear fairly white. The cloud-tops in the belts, though, lie below the haze layer, and thus appear colored brown by the overlying haze.

For the occasional bluish regions seen just to the north and south of the equator, these are some of the rare cloud clearings that occur in very strong downwelling regions. We're actually peering through the ammonia top cloud layer, and perhaps even down through the ammonium hydrosulfide middle cloud layer and the bottom water cloud layer. So, in those regions we're looking at just clear air, which has the exact same color as it does one Earth, blue. This is entirely due to Rayleigh scattering, the same reason that Earth's sky is blue.

Then there's the reds, notably in Jupiter's Great Red Spot, although also occasionally seen in another big vortex here and there. As of right now, we don't actually know what makes the Great Red Spot red - this is generally known as the Jovian chromophore problem. Since this color is only seen in very large vortices, it's believed to be caused by some mixture of compounds already present on the planet getting pushed very high in the atmosphere by these vortices. In three dimensions, the Great Red Spot is essentially shaped like a wedding cake, so the cloud-tops at the center of the spot are at very high altitudes where there's a lot more ultraviolet light. You can end up producing all kinds of odd substances through UV photochemistry of trace substances in the atmosphere, and the working hypothesis at this point is that it's some kind of imine.


Meet Pollux, the Red Giant with a Planet

By: Daniel Johnson September 3, 2018 2

Kry sulke artikels na u posbus gestuur

Pollux Vitals

Physical Characteristics

The constellation Gemini is well known by many backyard astronomers and for good reasons. Besides its fame as the radiant of the annual Geminids meteor shower (not to mention the location where Uranus and Pluto were first discovered), Gemini is an easy-to-find constellation that boasts a pair of respectably bright stars: Castor and Pollux. Both are interesting in their own ways, but in this article we’ll explore Pollux.

The Gemini twins overlook Procyon. (The star cluster left of Pollux and above Procyon is M44, the Beehive in Cancer.)
Akira Fujii

Pollux is a red giant star that has exhausted its supply of hydrogen, and is now fusing helium into carbon and other elements. Like other red giants, this process causes Pollux to become cooler than our Sun — hence its orange color — and much larger: 10 times the diameter of the Sun. At magnitude 1.16, Pollux is among the 20 brightest stars in either hemisphere. All of this makes it an interesting object, but another fact that sets Pollux apart is its exoplanet, discovered by its gravitational pull on its host star.

Exoplanets are no longer the rare objects they were decades ago there are now thousands of known (and suspected) exoplanets. But many of them belong to dim or faraway stars. Exoplanets orbiting bright, familiar stars aren’t as common, so the one near Pollux is a delightful exception. Originally known as “Pollux b,” this exoplanet is now called Thestias. A gas giant with at least twice Jupiter’s mass, it orbits Pollux at a distance of 1.65 astronomical units — a little farther from its star than Mars is from the Sun.

While the star is currently twice the Sun’s mass, it’s expected to puff off enough of its outer layers to enable its core to collapse into a white dwarf.

Origin / Mythology

Naturally, the most famous bit of mythology surrounding Pollux is the Greco-Roman story of the twin brothers Pollux and Castor, who sailed with Jason on the voyage for the Golden Fleece. But the idea that the constellation — and the stars Pollux and Castor in particular — depict twins isn’t an exclusively Greek concept the idea was present in Babylonia as well. In India and North America, on the other hand, the two figures of Gemini symbolized a newly married couple rather than twins, while in China, the two stars represented “yin” and “yang.”

How to See Pollux

For easy evening viewing, Pollux is best observed during the winter months, when it sits high in the southern sky above Orion. Gemini is on the ecliptic, so the Moon (as well as the occasional planet) travels through or near the constellation frequently. Anyone familiar with H.A. Rey’s classic constellation drawings will remember that the stars Pollux and Castor represent the heads of each stick-figure twin. Pollux is the one on the left.

Pollux appears to the upper-left of an old barn in this winter-time photo. Note the Twins' sideways appearance relative to Orion.
Daniel Johnson

Pollux is the brightest star in Gemini, but you wouldn’t know if it from its Bayer designation. Originally created by Johann Bayer in 1603, the Bayer system of star naming often attributes the “alpha” designation to the brightest star in a constellation for instance, Alpha Orionis for Betelgeuse in Orion and Alpha Ursae Minoris for Polaris in the Little Dipper. By this standard, Pollux should likewise be known as Alpha Geminorum, but it’s not. For Gemini, Castor is the Alpha star and Pollux is known as Beta Geminorum. Hoekom?

The reason is that the Bayer system isn’t exclusively based on apparent magnitude, and there are many exceptions (Bayer, it seems, didn’t follow strict rules). In the case of Gemini, the name reversal may have to do with the fact that Castor rises earlier than Pollux. In any case, Pollux is the brighter of the two.

So if you’re looking for something a little different to observe during an upcoming clear night, give Pollux a try. While you’re looking, remember that somewhere near that point of light at least one exoplanet is quietly orbiting. It’s a fun idea to keep in mind!


The Chemical Composition of Stars and the Universe

Of what is the universe made? What are the ingredients for the Cosmic Recipe? If we can answer these questions, we may gain some clue to the history of our universe.

People have long known that the stars are far, far away in the nineteeth century, astronomers finally measured the distances to a few nearby stars with reasonable accuracy. The results were so large -- thousand of trillions of miles -- that most people figured we'd never be able to visit them or learn much about them. After all, we can't go to a star, grab a sample, and bring it back to earth all we can do is look at light from the star. In fact, at least one prominent philosopher and scientist went on the record as saying that we'd never be able to figure out their compositions.

Of all objects, the planets are those which appear to us under the least varied aspect. We see how we may determine their forms, their distances, their bulk, and their motions, but we can never known anything of their chemical or mineralogical structure and, much less, that of organized beings living on their surface .

Auguste Comte, The Positive Philosophy, Book II, Chapter 1 (1842)

But just a few decades after this pessimistic statement, astronomers were starting to identify elements in the solar atmosphere. We now have a good idea about the chemical makeup not only of the stars, but of the entire visible universe.

What about the Earth?

It's easy to figure out the chemical composition of the Earth: just dig up some dirt, and analyze it. Well, maybe it's a bit more complicated than that.

  • the atmosphere
    • 78% nitrogen
    • 21% oxygen
    • 1% other stuff (carbon dioxide, water vapor, argon, etc.)
    • water: 2 hydrogen, 1 oxygen
    • 62% oxygen (by number of atoms)
    • 22% silicon
    • 6.5% aluminum
    • bits of iron, calcium, potassium, sodium, etc.

    If we count the total number of atoms in each component, the atmosphere is by far the least important, and the solid crust by far the most important. One could pretty much ignore the air and the water.

    • a central core
      • mainly iron
      • smaller amounts of nickel and cobalt
      • mostly oxygen and silicon
      • some iron, magnesium, etc.

      Overall, since the core and the mantle comprise most of the atoms of the Earth, the chemical composition of our planet is dominated by iron, oxygen, and silicon.

      The chemical composition of the stars

      In the early days of astrophysics, scientists thought that the stars were probably similar to the Earth in chemical composition. When they passed starlight through a prism and examined the resulting spectrum, they found absorption (and occasionally emission) lines of many elements common here on Earth. For example, here's a portion of the spectrum of Arcturus (taken from a paper by Hinkle, Wallace and Livingstone, PASP 107, 1042, 1995):

      Now, different stars have spectra which look very different (click on image to see larger version):

      Does this mean that the chemical composition of stars varies wildly? Initially, scientists thought the answer was "yes."

      • NOT made up of the same mix of elements as the Earth
      • NOT wildly variable in composition
      • almost entirely hydrogen, in almost all stars
      • 90% hydrogen (by number of atoms)
      • 10% helium
      • tiny traces of heavy elements (everything else)

      The chemical composition of interstellar clouds

      Our galaxy contains not only stars, but also clouds of gas and dust. Some glow brightly, lit up by nearby stars:

      Other clouds appear dark, because they absorb and scatter the light which tries to pass through them:

      It is often easier to determine the composition of nebulae than of stars, since we can see into the center of the nebula. The spectra of these objects show that they, too, are almost completely made of hydrogen and helium, with tiny amount of other elements.

      When we look at different galaxies, we find some variation in the amount of heavy elements. The Milky Way, for example, has more iron (relative to hydrogen) than the Large Magellanic Cloud and the Large Magellanic Cloud has more iron (relative to hydrogen) than the Small Magellanic Cloud.

        hydrogen fuses into helium (in all stars)

      Galaxies with lots of heavy elements must have had several generations of stars, some of which have ejected material from their interiors into the interstellar medium and enriched it with helium and heavy elements.

      Astronomers use the letters X, Y en Z to denote the fraction of material (by mass) which made up by hydrogen, helium, and everything else:

      When we analyze the composition of nebulae in different galaxies, we find a slight correlation between the fraction of helium and the fraction of heavy elements:

      • all galaxies started out with only hydrogen and helium (so Z = 0)
      • a first generation of stars created helium and heavy elements in their cores, and ejected some into the interstellar clouds
      • in some galaxies, a second generation of stars has created even more helium and heavy elements
      • in some galaxies, third or fourth generations of stars have spewed even more helium and heavy elements into interstellar space

      If we can find galaxies which have had little star formation since they were formed, we can use them to measure the primordial abundance of helium, relative to hydrogen.

      The primordial abundances

      In our own corner of the Milky Way, this ratio is currently about 10. There has evidently been quite a bit of nuclear processing of hydrogen into helium by previous generations of stars in our galaxy.

      • Is there any particular reason that galaxies should have started out with a mixture of 12.5 hydrogen atoms for every 1 helium atom?
      • Is there any reason why the initial mixture should contain only hydrogen and helium, with (almost) no heavier elements?
      • Whence came the mixture of oxygen, silicon, iron, etc., which make up the Earth and everything on it?
      • Interactive Solar Atlas software by Sergei O. Naumov. This software must be installed on your local computer before you can use it.
      • The classification of stellar spectra with lots of gory details and descriptions of the different classes
      • Sky and Telescope's description of spectral classes
      • How we know the chemical composition of stars, from Padi Boyd and the Ask a High-Energy Astronomer team

      Copyright © Michael Richmond. This work is licensed under a Creative Commons License.


      Kyk die video: Termen atoom, verbinding, element, molecuul (Januarie 2023).