Sterrekunde

Hoe sou 'n retrograde satelliet die vertraagde vertraging beïnvloed, die rotasie van die primêre?

Hoe sou 'n retrograde satelliet die vertraagde vertraging beïnvloed, die rotasie van die primêre?


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.

Daar is twee algemene scenario's soos hierdie, waar 'n wentelende liggaam stadiger as die primêre draai om die primêre draai, wat daartoe lei dat die wentelende liggaam wegbeweeg en die primêre rotasie vertraag. In teenstelling hiermee draai 'n wentelende liggaam wat vinniger as die primêre draai draai in terwyl die primêre draai vinniger draai.

Ek weet dat 'n retrograde die satelliet sal die getyvertraging ervaar en in die rigting van sy primêre liggaam inloop, maar hoe sal dit die rotasie van die primêre liggaam beïnvloed?


Vir 'n retrograde satelliet is dit reg dat die satelliet na binne na die planeet sal migreer. In teenstelling met 'n baan, sal die primêre rotasie vertraag.

Dink daaraan in terme van hoekmomentum. Laat die primêre positiewe hoekmomentum hê en die satelliet negatief (aangesien dit in teenoorgestelde rigtings draai / wentel). Aangesien die satelliet na binne getrek word, word sy hoekmomentum in grootte verlaag (minder negatief). In daardie geval moet die primêre draai-momentum minder positief word om die totale hoekmoment te behou. Dit beteken dat die primêre rotasie sal vertraag.

'N Voorbeeld met getalle (eenheidloos): Primêr (aanvanklik) = 10 // Satelliet (aanvanklik) = -5 /// Primêr (finaal) = 7 // Satelliet (finaal) = -2 /// Dus 'n oordrag van 3 hoekig momentum-eenhede plaasgevind het.

Uiteindelik sal die satelliet die primêre vertraag totdat die primêr nie meer draai nie (as ons aanvaar dat die satelliet op hierdie punt nie verlore gaan nie). Dan sal die primêre in dieselfde rigting begin draai as wat die satelliet wentel.

Hoop dit help!

WYSIG:

In hierdie vraestel, sien vergelyking (7), die koppel op die primêre as gevolg van die satelliet. As ons net om die teken gee, kan ons daarop let $ N_m textit {~} , (n_m - Omega_p) $ waar $ n_m $ is die wentelfrekwensie van die satelliet en $ Omega_p $ is die rotasiefrekwensie van die primêre. Kom ons neem ons vorige voorbeeld van die $ Omega_p $ positief en $ n_m $ negatief. Dit sou die wringkrag maak $ N_m $ ongeag die grootte van die frekwensies. Gevolglik is die positiewe $ Omega_p $ verminder sou word, wat beteken dat die primêre rotasie vertraag.

$$ N_m = 3 k_2 tau (n_m - Omega_p) frac {GM_m ^ 2 R_p ^ 2} {a_m ^ 6} tag {7} $$

waar die intekeninge $ m $ en $ p $ verwys na die maan en planeet onderskeidelik, $ k2 $ is die liefdesgetal van die planeet wat afhang van sy rigiditeit en $ tau $ is die getye-vertraging van die planeet.


Getyversnelling

Getyversnelling is 'n effek van die getykragte tussen 'n natuurlike satelliet (byvoorbeeld die Maan) en die primêre planeet wat dit wentel (byvoorbeeld die Aarde). Die versnelling veroorsaak 'n geleidelike resessie van 'n satelliet in 'n progressiewe baan weg van die primêre, en 'n ooreenstemmende vertraagde draai van die primêre. Die proses lei uiteindelik tot getyvergrendeling, gewoonlik eers van die kleiner liggaam en later die groter liggaam. Die Aarde-Maan-stelsel is die beste bestudeerde geval.

Die soortgelyke proses van getyvertraging kom voor vir satelliete wat 'n wentelperiode het wat korter is as die rotasieperiode van die primêre, of wat in 'n retrograde rigting wentel.

Die benaming is ietwat verwarrend, want die gemiddelde snelheid van die satelliet is relatief tot die liggaam wat hy wentel afgeneem as gevolg van getyversnelling, en toegeneem as gevolg van getyvertraging. Hierdie raaisel kom voor omdat 'n positiewe versnelling op een oomblik die satelliet gedurende die volgende halwe baan verder na buite laat loop, wat sy gemiddelde snelheid verlaag. 'N Voortdurende positiewe versnelling laat die satelliet na buite draai met 'n dalende snelheid en hoeksnelheid, wat 'n negatiewe versnelling van die hoek tot gevolg het. 'N Voortdurende negatiewe versnelling het die teenoorgestelde effek.


Sekulêre getyveranderings in maanbaan en rotasie van die aarde

Klein getykragte in die Aarde / Maan-stelsel veroorsaak waarneembare veranderinge in die baan. Gety-energie-dissipasie veroorsaak sekulêre snelhede in die maanbeweging n, half as a, en eksentrisiteit e. Aardverspreiding veroorsaak die grootste getyverandering in n en a, maar die verspreiding van die maan verminder die eksentrisiteitstempo. Aardverspreiding van die getye vertraag ook die rotasie van die aarde en verhoog die skuinsheid. 'N Getyversnellingsmodel word gebruik vir die integrasie van die maanbaan. Analise van data oor maanlaserreeks (LLR) bied twee of drie aard- en twee maanverspreidingsparameters. Bykomende parameters kom uit geofisiese kennis van aardse getye. Wanneer die parameters omgeskakel word na sekulêre tariewe vir wentelelemente, verkry 'n mens dn/ dt = (- 25.97 pm 0.05 '/ ) sent (^ <2> ), da/ dt = 38,30 ± 0,08 mm / jaar, en di/ dt = −0,5 ± 0,1 ( upmu ) as / jaar. Oplossing vir twee vertragings op die aarde en 'n ekstra de/ dt van ongespesifiseerde oorsake gee ( sim ) (3 maal 10 ^ <-12> ) / jaar vir laasgenoemde oplossing vir drie LLR gety-vertragings sonder die ekstra de/ dt gee 'n groter fasevertraging van die N2-gety sodat die totale de/ dt = ((1.50 pm 0.10) keer 10 ^ <-11> ) / jaar. Vir totaal dn/ dt, is daar ( le ) 1% verskil tussen geofisiese modelle van gemiddelde getyverspreiding in oseane en vaste Aarde- en LLR-resultate, en die grootste deel van die verskil is afkomstig van daggetye. Die geofisiese model voorspel dat getyvertraging van Aardrotasie (- 1316 '' ) / sent (^ <2> ) of 87,5 s / sent (^ <2> ) is vir UT1-AT, 'n 2.395 ms / sent toename in die lengte van die dag, en 'n skuinsyfer van 9 ( upmu ) as / jaar. Vir evolusie gedurende die afgelope tyd van stadige resessie, kan die eksentrisiteitskoers negatief wees.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


Q in die sonnestelsel

Sekulêre veranderinge teweeg gebring deur getywrywing in die sonnestelsel word hersien. Die aan- of afwesigheid van spesifieke veranderinge word gebruik om die waardes van V (die spesifieke dissipasie-funksie) wat geskik is vir die planete en satelliete. Daar word aangetoon dat die waardes van V skei skerp in twee groepe. Waardes in die omgewing van 10 tot 500 word gevind vir die aardplanete en satelliete van die belangrikste planete. Aan die ander kant, V vir die belangrikste planete is dit altyd groter as 6 × 10 4. Skattings van die getyverlies in die atmosfeer van die Joviese planete lei tot waardes van V wat ooreenstem met die wat ons bereken het aan die hand van sekulêre veranderinge in die satelliete en # x27-wentelbane. Dit is egter moeilik om hierdie groot te versoen V& # x27s met die veel kleiner waardes wat in laboratoriumtoetse vir vaste stowwe verkry word. Lyttleton se hipotese dat Pluto 'n ontsnapte satelliet van Neptunus is, word krities ondersoek. Gebruik die V& # x27s wat ons vir die belangrikste planete en hul satelliete verkry, wys ons dat enige eksentrisiteit wat die baan van Triton & # x27s moontlik gehad het ná 'n nabye ontmoeting met Pluto, later gedemp sou word, en sodoende die huidige byna-sirkelvormige baan in ag geneem word.

Nou by die Centre for Radiophysics and Space Research, Cornell University, Ithaca, New York.


Aarde en die planete

Al agt planete in ons sonnestelsel wentel om die son in die rigting waarop die son draai, wat linksom gekyk word bo die son se noordpool. Ses van die planete draai ook in dieselfde rigting om hul as. Die uitsonderings — die planete met retrograde rotasie — is Venus en Uranus. Venus se aksiale kanteling is 177 grade, wat beteken dat dit amper presies in die teenoorgestelde rigting van sy baan draai. Uranus het 'n aksiale kanteling van 97,77 grade, en die rotasie-as is dus ongeveer parallel met die vlak van die sonnestelsel.

Binne die atmosfeer

Retrograde beweging, oftewel retrogressie, binne die atmosfeer van die aarde verwys na weerstelsels wat van oos na wes deur die westelike lande of van wes na oos deur die oostelike handelswind beweeg.


Inhoud

Ontdekkingsgeskiedenis van die sekulêre versnelling

Edmond Halley was die eerste wat in 1695 [1] voorgestel het dat die gemiddelde beweging van die maan blykbaar al hoe vinniger word, in vergelyking met antieke verduisteringswaarnemings, maar hy het geen gegewens gegee nie. (Dit was in Halley se tyd nog nie bekend dat wat 'n vertraging van die Aarde se rotasietempo is, vertraag word nie: sien ook Ephemeris-tyd - Geskiedenis. As dit gemeet word as 'n funksie van gemiddelde sontyd eerder as eenvormige tyd, lyk die effek as 'n positiewe versnelling.) In 1749 bevestig Richard Dunthorne die vermoede van Halley nadat hy antieke rekords opnuut ondersoek het, en lewer die eerste kwantitatiewe skatting vir die grootte van hierdie skynbare effek: [2] 'n hoofspoed van +10 ″ (boogsekondes) in maanlengte, wat 'n verrassende akkurate resultaat vir sy tyd is, wat nie baie verskil van waardes wat later beoordeel is nie, bv. in 1786 deur de Lalande, [3] en om te vergelyk met waardes van ongeveer 10 ″ tot byna 13 ″ wat ongeveer 'n eeu later afgelei is. [4] [5]

Pierre-Simon Laplace het in 1786 'n teoretiese ontleding opgestel wat die basis bied waarop die maan se gemiddelde beweging moet versnel in reaksie op verstorende veranderinge in die eksentrisiteit van die wentelbaan van die aarde om die son. Die aanvanklike berekening van Laplace het die hele effek verreken, en dit lyk asof dit die teorie netjies met moderne en antieke waarnemings verbind. [ aanhaling nodig ]

In 1854 het J C Adams egter die vraag laat heropen deur 'n fout in Laplace se berekeninge te vind: dit blyk dat slegs ongeveer die helfte van die oënskynlike versnelling van die Maan op Laplace se grondslag bereken kan word deur die verandering in die Aarde se orbitale eksentrisiteit. [6] Adams se bevinding het 'n skerp astronomiese kontroversie uitgelok wat enkele jare geduur het, maar die korrektheid van sy resultaat, waaroor ander wiskundige sterrekundiges, waaronder C. E. Delaunay, ooreengekom het, is uiteindelik aanvaar. [7] Die vraag was afhanklik van die korrekte ontleding van die maanbewegings, en het 'n verdere komplikasie gekry met 'n ander ontdekking, ongeveer dieselfde tyd, dat 'n ander belangrike langdurige versteuring wat vir die maan bereken is (vermoedelik as gevolg van die werking van Venus ) was ook verkeerd, is by herondersoek byna weglaatbaar gevind en moes prakties uit die teorie verdwyn. 'N Deel van die antwoord is in die 1860's onafhanklik voorgestel deur Delaunay en William Ferrel: die getyvertraging van die rotasietempo van die aarde verleng die tydseenheid en veroorsaak 'n maanversnelling wat net duidelik was. [ aanhaling nodig ]

Dit het 'n rukkie geneem voordat die astronomiese gemeenskap die werklikheid en die omvang van gety-effekte aanvaar. Maar uiteindelik het dit duidelik geword dat drie effekte betrokke is, gemeet aan die gemiddelde sontyd. Behalwe die gevolge van verstoringsveranderinge in die wentel-eksentrisiteit van die aarde, soos gevind deur Laplace en reggestel deur Adams, is daar twee gety-effekte ('n kombinasie wat eers deur Emmanuel Liais voorgestel is). Eerstens is daar 'n werklike vertraging van die maan se wenteltempo van die wentelbaan as gevolg van die getye-uitruiling van die hoekmomentum tussen die aarde en die maan. Dit verhoog die maan se hoekmomentum rondom die aarde (en beweeg die maan na 'n hoër baan met 'n laer wentelsnelheid). Tweedens is daar 'n skynbare toename in die maan se wenteltempo van die wentelbaan (gemeet in terme van die gemiddelde sontyd). Dit is die gevolg van die verlies aan die momentum van die aarde en die gevolglike toename in lengte van die dag. [8]

Effekte van maan se swaartekrag

Omdat die massa van die maan 'n aansienlike fraksie van die aarde s'n is (ongeveer 1:81), kan die twee liggame as 'n dubbele planeetstelsel beskou word, eerder as as 'n planeet met 'n satelliet. Die vlak van die maan se baan om die aarde lê naby die planeet van die aarde se baan om die son (die ekliptika), eerder as in die vlak loodreg op die rotasie-as van die aarde (die ewenaar), soos gewoonlik die geval is met planetêre satelliete. Die massa van die maan is voldoende groot en is naby genoeg om getye op te hef in die aard van die aarde. In die besonder bult die oseaanwater na en weg van die maan af. Die gemiddelde getybult word gesinchroniseer met die baan van die Maan, en die aarde draai binne net meer as 'n dag onder hierdie getybult. Die rotasie sleep egter die posisie van die getybult voor die posisie direk onder die Maan uit. As gevolg hiervan bestaan ​​daar 'n aansienlike hoeveelheid massa in die bult wat vanaf die lyn deur die middelpunte van die Aarde en die Maan verreken word. As gevolg van hierdie verrekening is 'n gedeelte van die aantrekkingskrag tussen die getybulte van die aarde en die maan loodreg op die aarde-maanlyn, dit wil sê daar bestaan ​​'n wringkrag tussen die aarde en die maan. Dit verhoog die maan in sy baan en vertraag die rotasie van die aarde.

As gevolg van hierdie proses word die gemiddelde sondag, wat normaalweg 86400 sekondes lank is, eintlik langer as dit in SI-sekondes gemeet word met stabiele atoomhorlosies. (Die SI-sekonde, toe dit aangeneem is, was al 'n bietjie korter as die huidige waarde van die tweede van die gemiddelde sontyd. [9]) Die klein verskil versamel oor tyd, wat lei tot 'n toenemende verskil tussen ons kloktyd (Universele Tyd) enersyds, en Atoomtyd en Ephemeris-tyd andersyds: sien ΔT. Dit maak dit nodig om 'n skrefiesekonde met ongereelde tussenposes in te voeg. [ aanhaling nodig ]

Benewens die effek van die oseaangetye, is daar ook 'n getyversnelling as gevolg van die buiging van die aardkors, maar dit beslaan slegs ongeveer 4% van die totale effek as dit uitgedruk word in terme van hitteverspreiding. [10]

As ander effekte geïgnoreer word, sou die getyversnelling voortduur totdat die rotasieperiode van die aarde ooreenstem met die wentelperiode van die Maan. Op daardie tydstip sou die maan altyd bokant 'n enkele vaste plek op aarde wees. So 'n situasie bestaan ​​reeds in die Pluto-Charon-stelsel. Die verlangsaming van die Aarde se rotasie vind egter nie vinnig genoeg plaas sodat die rotasie tot 'n maand kan duur voordat ander effekte dit irrelevant maak nie: ongeveer 2,1 miljard jaar van nou af, sal die voortdurende toename van die sonstraling waarskynlik veroorsaak dat die Aarde se oseane verdamp, [ 11] verwyder die grootste gedeelte van die getywrywing en versnelling. Selfs hiersonder sou die verlangsaming tot 'n maandlange dag nog nie 4,5 miljard jaar vantevore voltooi gewees het nie, wanneer die son waarskynlik in 'n rooi reus sal ontwikkel en die aarde en die maan waarskynlik sal vernietig. [12] [13]

Getydversnelling is een van die min voorbeelde in die dinamika van die sonnestelsel van sg sekulêre versteuring van 'n baan, dit wil sê 'n versteuring wat voortdurend toeneem met tyd en nie periodiek is nie. Tot 'n hoë orde van benadering, veroorsaak onderlinge gravitasieversteurings tussen hoof- of kleinplanete slegs periodieke variasies in hul wentelbane, dit wil sê, parameters wissel tussen maksimum- en minimumwaardes. Die gety-effek gee aanleiding tot 'n kwadratiese term in die vergelykings, wat lei tot onbegrensde groei. In die wiskundige teorieë van die planeetbane wat die basis vorm van efemere, kom kwadratiese en hoërorde sekulêre terme voor, maar dit is meestal Taylor-uitbreidings van baie lang tydperke. Die rede waarom getyeffekte verskil, is dat wrywing, in teenstelling met versteende swaartekragversteurings, 'n wesenlike deel van die getyversnelling is en dat dit lei tot permanente verlies aan energie deur die dinamiese stelsel in die vorm van hitte. Met ander woorde, ons het nie 'n Hamilton-stelsel hier nie. [ aanhaling nodig ]

Hoekmomentum en energie

Die swaartekrag tussen die maan en die getybult van die aarde veroorsaak dat die maan voortdurend tot 'n effens hoër baan bevorder word en dat die aarde vertraag word. Soos in enige fisiese proses binne 'n geïsoleerde stelsel, word totale energie en hoekmomentum behoue ​​gebly. Effektief word energie en hoekmomentum oorgedra vanaf die rotasie van die Aarde na die wentelbeweging van die Maan (die meeste energie wat die Aarde verloor (-3.321 TW) word egter omgeskakel na hitte deur wrywingsverliese in die oseane en hul interaksie met die vaste aarde, en slegs ongeveer 1 / 30ste (+0,121 TW) word na die maan oorgedra). Die maan beweeg verder van die aarde af (+ 38.247 ± 0.004 & # 160mm / j), sodat sy potensiële energie (in die aarde se swaartekragput) toeneem. Dit bly in 'n wentelbaan en uit Kepler se 3de wet volg dit dat sy hoeksnelheid daadwerklik afneem, dus veroorsaak die getywerking op die maan 'n hoekvertraging, dit wil sê 'n negatiewe versnelling (-25,858 ± 0,003 "/ eeu 2) van sy rotasie Aarde. Die werklike spoed van die Maan neem ook af, hoewel die kinetiese energie afneem, verhoog die potensiële energie met 'n groter hoeveelheid.

Die roterende hoekmomentum van die aarde neem af en gevolglik neem die lengte van die dag toe. Die netto gety wat deur die maan op die aarde opgewek word, word voor die maan gesleep deur die vinniger rotasie van die aarde. Gety wrywing is nodig om die bult voor die maan te sleep en in stand te hou, en dit versprei die oortollige energie van die uitruil van rotasie- en orbitale energie tussen die aarde en die maan as hitte. As die wrywing en hitteverspreiding nie teenwoordig was nie, sou die gravitasiekrag van die maan op die getybult vinnig (binne twee dae) die gety weer in sinchronisasie met die maan bring en sou die maan nie meer terugsak nie. Die meeste verspreiding vind plaas in 'n onstuimige ondergrenslaag in vlak see soos die Europese rak rondom die Britse eilande, die Patagoniese rak buite Argentinië en die Beringsee. [14]

Die verspreiding van energie deur getywrywing is gemiddeld ongeveer 3,75 terawatt, waarvan 2,5 terawatt afkomstig is van die hoof M2 maankomponent en die res van ander komponente, beide maan- en sonkrag. [15]

'N ewewig gety bult bestaan ​​nie regtig op Aarde nie omdat die vastelande nie toelaat dat hierdie wiskundige oplossing plaasvind nie. Oseaangetye draai eintlik om die oseaanbekkens as groot gyres rondom verskeie amfidromiese punte waar geen gety bestaan ​​nie. Die maan trek elke golwing aan terwyl die aarde draai - sommige golwings lê voor die maan, ander agter dit, terwyl ander weer aan weerskante is. Die "uitpuilings" wat wel bestaan ​​vir die maan om aan te trek (en wat op die maan trek) is die netto resultaat van die integrasie van die werklike golwings oor al die wêreldse oseane. Aarde s'n netto (of ekwivalent) die ewewig van die ewewig slegs 'n amplitude van 3,23 & # 160cm, wat heeltemal oorstroom word deur oseaangetye wat een meter kan oorskry.

Historiese bewyse

Hierdie meganisme werk al 4,5 miljard jaar sedert die oseane die eerste keer op die aarde ontstaan ​​het. Daar is geologiese en paleontologiese bewyse dat die aarde vinniger gedraai het en dat die maan in die afgeleë verlede nader aan die aarde was. Getydritmes is afwisselende lae sand en slik wat aan die kus neergelê word vanaf riviermondings met groot getyvloei. Daaglikse, maandelikse en seisoenale siklusse kan in die deposito's gevind word. Hierdie geologiese rekord stem ooreen met hierdie toestande 620 miljoen jaar gelede: die dag was 21,9 ± 0,4 uur, en daar was 13,1 ± 0,1 sinodiese maande / jaar en 400 ± 7 sondae / jaar. Die gemiddelde resessie van die maan tussen toe en nou was 2.17 ± 0.31 & # 160cm / jaar, wat ongeveer die helfte van die huidige koers is. [16]

Kwantitatiewe beskrywing van die Aarde – Maan geval

Die beweging van die maan kan met 'n akkuraatheid van 'n paar sentimeter gevolg word deur maanlaserafstand (LLR). Laserpulse word van die spieëls op die maanoppervlak afgespring, geplaas tydens die Apollo-missies van 1969 tot 1972 en deur Lunokhod 2 in 1973. [17] [18] Meting van die retoertyd van die pols lewer 'n baie akkurate maatstaf van die afstand . Hierdie metings word aangepas by die bewegingsvergelykings. Dit lewer numeriese waardes op vir die sekulêre vertraging van die maan, dit wil sê negatiewe versnelling, in lengte en die tempo van verandering van die half as van die aarde-maan-ellips. Vanaf die tydperk 1970–2012 is die resultate:

−25,82 ± 0,03 boogsekonde / eeu 2 in ekliptiese lengte [19] + 38,08 ± 0,04 mm / jr in die gemiddelde afstand Aarde – Maan [19]

Dit stem ooreen met die resultate van satellietlaser-reeks (SLR), 'n soortgelyke tegniek wat toegepas word op kunsmatige satelliete wat om die aarde wentel, wat 'n model lewer vir die swaartekragveld van die aarde, insluitend die getye. Die model voorspel die veranderinge in die beweging van die Maan akkuraat.

Uiteindelik gee antieke waarnemings van sonsverduisterings op daardie oomblik redelik akkurate posisies vir die Maan. Studies van hierdie waarnemings gee resultate wat ooreenstem met die bostaande waarde. [20]

Die ander gevolg van getyversnelling is die vertraging van die rotasie van die Aarde. Die rotasie van die aarde is ietwat wisselvallig op alle tydskale (van ure tot eeue) as gevolg van verskillende oorsake. [21] Die klein gety-effek kan nie in 'n kort tydperk waargeneem word nie, maar die kumulatiewe effek op die Aarde se rotasie, gemeet met 'n stabiele horlosie (kortstondige tyd, atoomtyd) van 'n tekort van selfs 'n paar millisekondes elke dag, word in 'n paar eeue. Sedert 'n gebeurtenis in die afgeleë verlede, het meer dae en ure verbygegaan (soos gemeet in volle rotasies van die aarde) (Universele tyd) as wat gemeet sou word deur stabiele horlosies wat gekalibreer is tot die huidige, langer lengte van die dag (kortstondige tyd). Dit staan ​​bekend as ΔT. Onlangse waardes kan verkry word vanaf die International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS). [22] 'n Tabel met die werklike lengte van die dag in die afgelope paar eeue is ook beskikbaar. [23]

Vanuit die waargenome verandering in die baan van die maan kan die ooreenstemmende verandering in die lengte van die dag bereken word:

Die volgende gemiddelde waarde word egter uit historiese verslae oor die afgelope 2700 jaar gevind:

Die ooreenstemmende kumulatiewe waarde is 'n parabool met 'n koëffisiënt van T 2 (tyd in eeue in kwadraat) van:

Teen die getyvertraging van die Aarde is 'n meganisme wat die rotasie inderdaad versnel. Aarde is nie 'n sfeer nie, maar eerder 'n ellipsoïed wat aan die pole platgeslaan word. SLR het getoon dat hierdie afplatting afneem. Die verklaring is dat gedurende die ystydperk groot massas ys by die pole versamel is en die onderliggende gesteentes onderdruk het. Die ysmassa het meer as 10000 jaar gelede begin verdwyn, maar die aardkors is steeds nie in hidrostatiese ewewig nie en is steeds besig om weer terug te kom (die ontspanningstyd word na raming ongeveer 4000 jaar). As gevolg hiervan neem die polêre deursnee van die aarde toe, en omdat die massa en digtheid dieselfde bly, bly die volume dieselfde, dus neem die ekwatoriale deursnee af. As gevolg daarvan beweeg massa nader aan die rotasie-as van die Aarde. Dit beteken dat sy traagheidsmoment afneem. Omdat die totale hoekmomentum gedurende hierdie proses dieselfde bly, neem die rotasiesnelheid toe. Dit is die bekende verskynsel van 'n draaiende skater wat al vinniger draai as sy haar arms terugtrek. Vanuit die waargenome verandering in die traagheidsmoment kan die rotasieversnelling bereken word: die gemiddelde waarde gedurende die historiese periode moes ongeveer -0,6 ms / eeu gewees het. Dit verklaar grootliks die historiese waarnemings.


Getyversnelling

Getyversnelling is 'n effek van die gety- en # 8197-kragte tussen 'n natuurlike & # 8197-satelliet (byvoorbeeld die Maan) en die primêre planeet wat dit wentel (bv. Aarde). Die versnelling veroorsaak 'n geleidelike resessie van 'n satelliet in 'n baan en # 8197 baan weg van die primêre, en 'n ooreenstemmende verlangsaming van die rotasie van die primêre. Die proses lei uiteindelik tot gety & # 8197 vergrendeling, gewoonlik eers van die kleiner liggaam en later die groter liggaam. Die Aarde-Maan-stelsel is die beste bestudeerde geval.

Die soortgelyke proses van getyvertraging kom voor vir satelliete wat 'n wentelperiode het wat korter is as die rotasieperiode van die primêre, of wat in 'n retrograde rigting wentel.

Die benaming is ietwat verwarrend, want die gemiddelde snelheid van die satelliet is relatief tot die liggaam wat hy wentel afgeneem as gevolg van getyversnelling, en toegeneem as gevolg van getyvertraging. Hierdie raaisel kom voor omdat 'n positiewe versnelling op een oomblik die satelliet gedurende die volgende halwe baan verder na buite laat loop en die gemiddelde spoed verlaag. 'N Voortdurende positiewe versnelling laat die satelliet na buite met 'n dalende snelheid en hoeksnelheid draai, wat 'n negatiewe versnelling van die hoek tot gevolg het. 'N Voortdurende negatiewe versnelling het die teenoorgestelde effek.


Gassleep in oer-planeet-omhulsels: 'n meganisme vir satellietopvang

Sommige natuurlike satelliete is moontlik vasgelê weens die gassleep wat hulle ervaar deur die oer-planetêre newels. Hierdie referaat modelleer so 'n ontmoeting en lei die toetsbare parameters uit die bekende eienskappe van huidige sonnestelselvoorwerpe en Bodenheimer & # x27s (1977, Icarus. 31) model van die vroegste fases van Jupiter & # x27s evolusie. Ons stel voor dat die trosse van progressiewe en retrograde onreëlmatige satelliete van Jupiter ontstaan ​​het toe twee ouerliggame vertraag en gefragmenteer is deurdat hulle deur 'n uitgebreide Joviese newel beweeg. Fragmentasie het voorgekom omdat die gas dinamiese druk die ouerliggame & # x27 sterktes oorskry het. Hierdie gebeure moes eers plaasgevind het kort voordat die oernevel hidrodinamiese ineenstorting ondervind het, sodat die fragmente daarna slegs 'n beperkte wentel evolusie ondergaan het. Aangesien die swaartekrag die relatiewe trekkrag oorskry, het die fragmente aanvanklik bymekaar gebly, om later op 'n botsing met 'n verdwaalde liggaam te versprei. Voorspellings van hierdie hipotese, soos die baanafstand van die onreëlmatige satelliete en die grootte van die moederliggame, is gevind dat dit ooreenstem met die waargenome eienskappe van onreëlmatige satelliete van Jupiter. Daarbenewens kan newesleep op 'n later tydstip veroorsaak het dat die binneste drie Galilese satelliete 'n matige mate van wentelbaanontwikkeling ondergaan het, en hul huidige baanresonansie in ag geneem het. Gassleep van Saturnus & # x27s Phoebe en Iapetus en Neptun & # x27s Nereid en Triton is moontlik ook moontlik. Redelike verskille in eienskappe kan verklaar waarom hierdie satelliete, in teenstelling met die Joviaanse, nie gebreek het tydens vang nie. Die huidige onreëlmatige satelliete verteenwoordig slegs 'n klein fraksie van die liggame wat deur oernewels gevang is. Die dominante fraksie sou in die middel van die newel gedraai het as gevolg van voortgesette gassleep en dus een bron bied vir die swaar elementkerne van die buitenste planete. As 'n mens bereid is om die teenwoordigheid van 'n massiewe gasnevel rondom die oer-Mars te plaas, kan die gassleep van die oorsprong van die Marsmane verantwoordelik wees. Ons veronderstel dat 'n enkelouerliggaam gevang is in 'n gebied van die newel waar die gassnelheid die Kepleriaanse waarde nader, dat dit na die vertraging gefragmenteer is in ten minste twee liggame, Phobos en Deimos, en dat die voortgesette nevelweefsel gelei het tot die lae eksentrisiteit en helling wat die satelliete en # x27 stroombane kenmerk. Na die verdwyning van hierdie newel het die meer massiewe Phobos gety ontwikkel tot sy huidige posisie.


Aan die brand om tien

David A. Randall,. David O'C. Starr, in Advances in Geophysics, 1996

5.5.6 Afstandswaarneming

Die sterk vooruitgang van FIRE 91 op satellietgebaseerde afstandwaarneming word in afdeling 8 en vroeër in hierdie afdeling uiteengesit. Alhoewel lidar 'n steunpilaar bly vir navorsing oor FIRE-cirrus (bv. Sassen et al., 1994 en verskillende satellietstudies soos uiteengesit in Afdeling 8), is 'n baie belangrike hoogtepunt van FIRE 91 die getoonde hoë nut van radimeter waarnemings van cirrus in millimeter-golflengte. In teenstelling met die resultate van tegnieke wat waarnemings in die sigbare deur infrarooi gedeeltes van die spektrum gebruik. Matrosov (1992) het 'n tegniek ontwikkel wat die radar-waarnemings met radiometriese waarnemings op 11 m kombineer om 'n effektiewe parameter vir yskristalgrootte te haal wat redelik nou ooreenstem met die in-situ mikrofisiese waarnemings. Dit maak gebruik van die hoër radarsensitiwiteit vir groter ysdeeltjies. Matrosov et al. (1993) ontwikkel hierdie metode verder om vertikale profiele van deeltjiegrootte, yswaterinhoud en deeltjie konsentrasie op te spoor. Die resultate is nogal bemoedigend.

Orr en Kropfli (1993b) rapporteer ook 'n nuwe analise van die radardata waar die vertikale profiele van die vertikale ysmassaflux afgelei word (Fig. 32). Hierdie ontledings berus op die hoë radarsensitiwiteit in terme van beide ysmassa (Sassen, 1987 Matrosov et al., 1993) en Doppler-beramings van deeltjies se vallingsnelhede (Orr en Kropfli, 1993a) tot die groter kristalle wat die totale wolkmassa oorheers. Die vertikale vloedprofiel van die ysmassa is veral van belang vir die begrip van die rol van sirrus in die bo-troposferiese waterbegroting. Boonop bied hierdie waarnemings 'n redelike direkte manier om wolkmodelle in hierdie baie belangrike aspek te assesseer (bv. Starr en Cox, 1985a, b).

Fig. 32. Genormaliseerde ysmassavloeiprofiel afgelei van waarnemings met die NOAA-ETL Doppler-radar van 8,67 mm op 28 November 1991 tydens die veldveldtog FIRE 91 Yswatermassa word afgelei van die gereflekteerde intensiteit en deelsnelheid van deeltjies word afgelei van die Doppler-sein. Massavloei van yswater word genormaliseer volgens die piekwaarde, en die afstand in die wolk word genormaliseer deur die totale wolkdiepte. Kurwes wat in verskillende gevalle afgelei word, het almal baie dieselfde vorms, veral vir die lyn wat die beste pas. Piekwaardes kom gewoonlik voor op 'n hoogte van 0,1–0,3 bo die wolkbasis relatief tot die totale wolkdiepte.

(van Orr en Kropfli, 1993a, b).


As sterre bots: LIGO- en swaartekraggolfsterrekunde

Die Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) is 'n ambisieuse projek. Die eksperiment is ontwerp om swaartekraggolwe op te spoor en te karakteriseer wat gegenereer word deur energieke en massiewe gebeure in die kosmos. Wat meer is, aangesien LIGO twee stasies het wat 3000 kilometer (1870 myl) van mekaar geleë is, deur 'n driehoek, kan die ligging van 'n sterbotsing of 'n swartgat-gebeurtenis in die lug afgelei word. Twee jaar gelede voltooi, neem LIGO sedertdien data op en die tyd het nou aangebreek om die resultate te analiseer, om te sien of die teoretiese swaartekraggolf werklik waargeneem kan word, wat ons in 'n nuwe era van sterrekunde bring. gravitasiegolf-sterrekunde

Net soos rimpelings in 'n ruimtetyddam, word daar verwag dat gravitasiegolwe in die hele heelal versprei. Dit word geskep deur enige massiewe voorwerp, wat ossilleer, wentel of bots, enige beweging wat die weefsel van ruimtetyd versteur. Gravitasiegolwe is 'n gevolg van Einsteins se algemene relatiwiteitsteorie, en sou dit opgespoor word, is 'n direkte waarneming van die skommeling in ruimtetyd ontdek. Dit is waar projekte soos LIGO nodig is.

Tot dusver kan sterrekundiges elektromagnetiese bestraling waarneem (hetsy opties, infrarooi, X-straal of ultraviolet) en het dit sedert Galileo Galilei se konsep van die teleskoop in die 17de eeu gedoen. Present day, we have a whole host of observatories (Earth-based and space-borne) detecting this electromagnetic radiation, probing deep into the Suns atmosphere, seeing through stellar clouds, observing proto-stars and even detecting the faint microwave background radiation created by the Big Bang echoing around the cosmos.

To complement electromagnetic astronomy, we now have neutrino detectors, located deep underground to avoid contamination by cosmic rays and other ambient radiation. Neutrinos very weakly interact with matter, making them notoriously hard to detect. The only practical way to detect these ghostly particles is to create a very big target – in this case millions of gallons of fluid (water or some other reactive agent). As the neutrinos hit the target, a few may interact with the fluid molecules, generating a flash of Cherenkov radiation. Neutrinos are an important part of observing the conditions inside our Sun and also, due to the entire Universe being bathed in neutrinos, hold a vast quantity mass and therefore a source of dark matter.

Now, scientists hope to begin a new type of astronomy, adding to electromagnetic and neutrino observations: the observation of gravity, more precisely, the detection of gravitational waves as they ripple through space-time.

In a new report by Maria Alessandra Papa, results from the LIGO Scientific Collaboration (LSC) are reviewed, and generally the data is very exciting. The LIGO system has surpassed all sensitivity expectations. Having just completed a fifth science run, LIGO and other associated detectors have been pooling their data in the hope of detecting compact binary systems (a compact binary white dwarf star system is visualized by this superb NASA animation – gravitational waves included). LIGO is sensitive to waves of between 50 Hz and 1500 Hz, the expected frequency range of such a system.

The two LIGO installations in Washington and Louisiana are approximately 3000 km apart, and both are in an L-shaped configuration. Each “leg” of the L is 4 km long, encasing an ultra high vacuum where lasers can pass unhindered. Interferometers at the L joint are targeted by the lasers. Interferometery is a technique to compare the phase of two waves and to understand what conditions may affect the nature of the light if the phase changes. As LIGO has such a long baseline (i.e. a long distance for the laser to travel), any changes in the laser will be amplified at the interferometer. In the case of a gravitational wave, should it propagate through local space, the laser light will be influenced, changing the signal at the detector. In theory, as a gravitational wave travels through a LIGO laser, its path will be varied (after all, even laser photon paths can be effected by a ripple in space-time), creating an interferometer signal.

Gravitational waves travel at the speed of light, so once a signal is picked up by one LIGO station, it will be a matter of milliseconds before it is received at the second station 3000 km away. Also, as there are two stations, triangulation may be used to derive the location of the gravitational disturbance.

But there’s a catch. This is all very well and good in theory, but we are not entirely sure what the signature of a gravitational wave looks like, so much more data will need to be acquired before a pattern may begin to form. According to Papa, two years of data acquisition will increase the volume of the gravitational Universe that we can observe by a factor of eight. After six years, this will increase to a factor of 1000. The data collected so far, although encouraging, does not challenge our understanding of the cosmos quite yet as we simply don’t have enough data to understand what a gravitational wave looks like, let alone whether it was generated by a black hole, binary system or a supernova. If in six years, definitive proof of a gravitational wave has not been found, we may have to re-think the nature of gravitational waves and go back to the space-time textbooks…

Share this:

Like this:

Verwante


Kyk die video: 7 Watches You Should NEVER Buy (November 2022).