Sterrekunde

Hoe kan 'n ster se rotasiesnelheid gemeet word?

Hoe kan 'n ster se rotasiesnelheid gemeet word?


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.

Hoe kan 'n ster se rotasiesnelheid gemeet word?

As sterre opgelos kon word, kan u die Doppler-verskuiwing gebruik om te sien dat die helfte van die ster blouer is en die ander helfte rooier, maar sterre (behalwe ons son) word as puntvoorwerpe gesien. Met slegs een meetpunt, hoe kan die rotasie afgelei word?

In hierdie artikel word genoem dat die rotasiesnelhede van sterre gemeet is, maar dit word nie verduidelik nie.


Die geprojekteerde ekwatoriale snelheid van 'n ster (gewoonlik geskryf $ v sin i $, waar $ i $ is 'n hellingshoek vir die rotasie-as tot die siglyn) word gemeet deur die Doppler-verbredingseffek op spektrale lyne waar te neem.

Dit is nie nodig om die ster op te los nie. Lig van een ledemaat kom nader $ + v sin i $, terwyl die lig van die ander ledemaat afneem $ -v sin i $. Die netto effek is dat die spektrale lyne saamgevoeg is met 'n breër funksie met 'n volle breedte van $ 2 v sin i $.

Met dien verstande dat hierdie rotasieverbreding 'n beduidende bydrae lewer tot die algehele lynwydte, kan dit gemeet word (met direkte aanpassing, Fourier-transformasie of kruiskorrelasiemetodes).

Ware rotasiesnelheid vereis dat die rotasietydperk gemeet word en kennis van die sterradius. Alhoewel eersgenoemde bekend is, is dit gewoonlik nie.

Let op in u artikel, ek vermoed dat die rotasiesnelhede eintlik die omgekeerde van rotasieperiodes is. Hoeksnelhede word dikwels rotasiesnelhede genoem en kan sonder spektroskopie afgelei word deur periodieke ligvariasies van oppervlakinhomogeniteite op 'n ster te meet.


17.4: Met behulp van Spectra om sterradius, samestelling en beweging te meet

  • Bydrae deur Andrew Fraknoi, David Morrison, & amp Wolff et al.
  • Afkomstig van OpenStax

Aan die einde van hierdie afdeling is u in staat om:

  • Verstaan ​​hoe sterrekundiges oor 'n ster en rsquos radius en samestelling kan leer deur die spektrum daarvan te bestudeer
  • Verduidelik hoe sterrekundiges die beweging en rotasie van 'n ster kan meet met behulp van die Doppler-effek
  • Beskryf die regte beweging van 'n ster en hoe dit verband hou met 'n ster en rsquos ruimtesnelheid

Deur die spektrum van 'n ster te ontleed, kan ons allerhande dinge leer, benewens die temperatuur daarvan. Ons kan die gedetailleerde chemiese samestelling daarvan sowel as die druk in sy atmosfeer meet. Uit die druk kry ons leidrade oor die grootte daarvan. Ons kan ook die beweging daarvan na of van ons af meet en die rotasie daarvan skat.


Hoe kan 'n ster se rotasiesnelheid gemeet word? - Sterrekunde

Die roterende Aarde

Vanuit 'n verwysingsvlak wat aan die oppervlak van die aarde raak, kom die son op en die son sak. Gesien vanaf die ster-polaris draai die verwysingsvlak wat aan die aarde geheg is om die rotasie-as deur die aarde, dit laat die son opkom en op hierdie vlak sak. Albei sienings word deur natuurkundiges gebruik, maar laerskoolonderwysers noem die siening dat die son opkom of sak as verkeerd.

Hoe lank is 'n dag?

Hoe vinnig draai die aarde? Lineêre spoed teenoor hoeksnelheid.

Met behulp van benaderde metings is die ekwatoriale omtrek van die aarde 24.000 myl en die aarde draai een keer in 24 uur, dus die rotasiesnelheid by die ewenaar is

24,000 mi./24 uur = 1,000 mi / hr.

Maar ons kan ook die hoeksnelheid van die rotasie meet.

360 grade / 24 uur = 15 grade per uur.

Die son ondergaan is 1/2 graad hoe lank neem dit voordat die son beweeg deur 'n hoek gelyk aan sy hoekdeursnee?

(Die hoek wat deur die son onderdruk word, is die hoek van die een rand van die son na die teenoorgestelde rand)

(Die son is ongeveer dieselfde hoekgrootte as 'n ertjie wat op die armlengte gehou word.) (Die hoekgrootte van die maan)

1/2 graad / 15 grade / uur = 1/30 uur = 2 minute.

As die bodem van die son dus die horison raak terwyl dit naby die ewenaar sak, sal dit binne 2 minute verdwyn.

U kan die rotasie van die aarde meet deur na 'n verre ster te kyk en met behulp van 'n horlosie te bepaal hoe lank dit die ster neem om die lug te omring en na dieselfde plek terug te keer. Ek neem gewoonlik 'n ster waar as dit agter 'n noord-suid kraglyn. Dit staan ​​bekend as 'n sterre dag.

U kan verbaas wees oor die antwoord. Dit is nie 24 uur nie.

Waarom sê ons dan dat die lengte van die dag 24 uur is?

U moet die beweging van die son oor 'n noord-suidlyn bepaal. As u dit doen met behulp van skaduwees of 'n sonkyker en 'n noord-suid-kraglyn, vind u dat dit 24 uur neem (plus of minus 20 sekondes, afhangend van die tyd) van die jaar)

Die dans van die aarde en die son. Laat iemand 'n arm direk voor hulle uitwys en draai dit een voltyds rond, begin met die arm wat na 'n nabygeleë persoon wys en eindig met die arm wat op dieselfde persoon wys. Hulle draai deur 'n volledige sirkel van 360 grade. Hierdie rotasie verteenwoordig een dag.

Laat die persoon wat die aarde voorstel in 'n sirkel om 'n stilstaande persoon loop. Dit word 'n rewolusie genoem, nie 'n rotasie nie, en verteenwoordig een jaar.

Kombineer nou die bewegings wat in 'n sirkel om die sentrale persoon, die son, loop, en draai terselfdertyd. Begin met een arm wat na die son wys, loop antikloksgewys terwyl u antikloksgewys draai. Voltooi een volle rotasie terwyl u 1/4 van die sirkel draai. Hoeveel dae is daar in 'n jaar in hierdie model sonnestelsel?

Meet nou die hoek waardeur die aarde persoon draai as die arm die eerste keer na die son wys. Die antwoord is meer as 360 grade. Dit is eintlik 360 + 90 of 450 grade. Die lengte van die sondag is dus groter as die lengte van die dag van die son. Die sondag is 1 + 1/4 omwenteling, wat 125% van 'n sterre dag neem.

Die aarde draai elke jaar 365 keer. Die aarde moet dus op een dag 1 + 1/365 draai. wat ongeveer 1/365 van 24 uur duur, wat 4 minute is. Daarom is die sondag langer as die sterre dag.

Om dinge om te skakel as jy na die son kyk teen die agtergrond van sterre (OK om dit te doen, moet jy wag op 'n totale sonsverduistering wat elke 300 jaar sal plaasvind as jy net staan ​​en wag.) Jy sal sien dat die son blyk te wees beweeg. rondom my in my model met 1/4 van die sirkel elke dag.

Die ou Babiloniërs het geweet dat die son elke dag ongeveer 1/365 van 'n sirkel in die sterveld rondbeweeg. http://en.wikipedia.org/wiki/Degree_(angle)

Die Sumeriërs en die Babiloniërs het 'n seksigesimale getallestelsel gebruik wat gebaseer was op die getal 60. http://en.wikipedia.org/wiki/Sexagesimal

Dit het gelyk asof hulle breuke haat en hulle het 12 liefgehad, omdat dit deur 2,3,4,6 gedeel kan word, sonder enige breukreste, was hulle ook lief vir 60 omdat dit eweredig gedeel kan word deur 2,3,4,6,10,12 . en hulle het 360 liefgehad om die verdelers self uit te vind.

Hulle het 360 grade gekies vir die sirkel, wat 'n benadering is van die beweging van die son deur die sterre elke dag. Die sirkel van 360 grade is aan die Grieke en aan ons oorgedra. Ons gebruik dit om sirkels en tyd te verdeel.

Toe hulle een van die 360 ​​grade van 'n sirkel in kleiner, of minuut, dele wou verdeel, breek hulle dit in 60 dele wat boogminute genoem word.
Beskou dag en nag, die Egiptenare het dae in 12 dele verdeel en nagte in 12 dele, wat ons die moderne 24 reise per dag gegee het. Ons klokvlakke is in 12 gelyke dele verdeel.

En ons wil 'n mate van boog in kleiner stukke verdeel, ons deel dit in 60 boogminute. Ons verdeel ook 'n uur in 60 minute.

Ons verdeel 'n boogminuut in 60 boogsekondes en deel een minuut tyd in 60 sekondes, wat ons tot sekondes verkort het.

Daar is derde miniete, maar dit word selde gebruik, interessant genoeg is 'n derde minuut 1/60 van 'n sekonde. Die frekwensie van elektriese kraglyne in die VS is 60 hertz.

Die ware sondag

Die lug word gekruis deur 'n meridiaan wat noord-suid direk oor u kop loop, ons kan ons daglengte-timer begin as die son die meridiaan kruis. Voordat die son die meridiaan kruis, is dit AM, ante meridiaan en nadat dit oorsteek, is dit PM post-meridiaan. Terwyl dit kruis, is dit sonmiddag. Die tyd van middag tot middag is die lengte van die ware sondag.

Die aarde se baan is nie sirkelvormig nie, dit is ellipties met die son op een fokus. Op 4 Januarie is die aarde die naaste aan die son, by perihelion, op 4 Julie is dit die verste van die son af, by aphelion. In 'n elliptiese baan beweeg planete vinniger as hulle nader aan die son is, en wanneer planete nader aan die son is, strek 'n vaste boogafstand meer van 'n hoek. Dus by die perihelium beweeg die aarde deur 'n groter hoek in sy baan, dit beteken dat dit 'n bietjie hoek moet draai om die son weer oor die meridiaan te laat kom. Een dag by perihelion is dus langer as een dag by aphelion.

Die gemiddelde sondag

Elke dag van die jaar het 'n effens ander lengte van die ware sondag. Om 'n horlosie te maak is moeilik genoeg, maar om een ​​te maak wat gedurende die jaar versnel en vertraag, is nog moeiliker. Klokkemakers laat dus 'n horlosie draai sodat een dag 'n lengte het wat gemiddeld is gedurende 'n hele jaar van die ware sondag. Dit staan ​​bekend as die gemiddelde sondag.

Kantel is die rede vir die seisoene

Dit word erger. Die rotasie-as van die aarde is nie loodreg op die vlak van sy omwenteling nie. Dit is 23,5 grade vanaf die loodregte kantel. In die loop van 'n jaar bly die rotasie-as van die aarde gerig op die noordelike hemelpool, naby die ster-polaris. Terwyl die aarde om die son draai, hou dit sy as naby polaris. Dit beteken dat die noordelike halfrond vir 'n gedeelte van die jaar in die rigting van die son, somer, en vir 'n ander deel van die jaar, die winter, gekantel word.

Dit beteken dat die opkomende en ondergaande punte van die son op die horison rondbeweeg, en dat die hoogte van die son bo die horison van dag tot dag verander. Die lengte van die dag van sonop tot sononder verander gedurende die jaar. Antieke kulture het die opkomende en ondergaande punte van die son gevolg om 'n kalender te maak. Stonehenge kan byvoorbeeld as kalender gebruik word.

Dit word nog erger.

Die son en die maan oefen kronkelende kragte uit op die ekwatoriale bult van die aarde. Hierdie draaikragte, bekend as wringkragte, veroorsaak dat die as van die roterende gyroscoop wat die aarde genoem word, voortdurend verander het deur die loop van 19 600 jaar deur 'n groot sirkel. Gedurende hierdie tye is ander sterre die noordster. Baie van die tyd is daar glad geen noordster nie, net soos tans geen suidster nie.

Die maan sirkel die aarde en hou een gesig na die aarde. Beskryf hoe die maan draai terwyl dit om die aarde draai.


Vasgevang: Klop die vinnigste draai bruin dwerge

Sterrekundiges aan die Western University het die snelste roterende bruin dwerge ontdek wat bekend is. Hulle het drie bruin dwerge gevind wat elkeen ongeveer een keer elke uur 'n volle omwenteling maak. Daardie tempo is so ekstreem dat as hierdie "mislukte sterre" vinniger sou draai, dit naby kon wees om hulself uitmekaar te skeur. Die bruin dwerge is geïdentifiseer deur die Spitzer-ruimteteleskoop van NASA, en is daarna bestudeer deur teleskope op die grond, waaronder Gemini North, wat hul verbasend vinnige rotasie bevestig het.

Drie bruin dwerge is ontdek wat vinniger draai as enige ander voorheen. Sterrekundiges aan die Western University in Kanada het die rotasiesnelheid van hierdie bruin dwerge eers met behulp van NASA se Spitzer-ruimteteleskoop gemeet en bevestig met opvolgwaarnemings met die Gemini-Noord-teleskoop op Maunakea in Hawaii en die Carnegie Institution for Science se Magellan Baade-teleskoop in Chili. . Gemini North is een van die paar teleskope waaruit die internasionale Gemini-sterrewag bestaan, 'n program van NSF se NOIRLab.

"Dit lyk asof ons 'n spoedbeperking op die rotasie van bruin dwerge teëgekom het," het Megan Tannock, die afgestudeerde student in fisika en sterrekunde aan die Wes-Universiteit, wat die ontdekking gelei het, gesê. "Ondanks uitgebreide soektogte, deur ons eie span en ander, is daar gevind dat geen bruin dwerge vinniger roteer nie. In werklikheid kan vinniger draaiings daartoe lei dat 'n bruin dwerg hom uitmekaar skeur."

Bruin dwerge is, eenvoudig gestel, mislukte sterre. Hulle vorm soos sterre, maar is minder massief en meer soos reuse-planete [1].

Tannock en die Western University-sterrekundige Stanimir Metchev het saam met internasionale medewerkers gewerk om drie vinnig draaiende bruin dwerge te vind wat een keer per uur om hul asse draai. Dit is ongeveer 10 keer vinniger as normaal [2], en ongeveer 30 persent vinniger as die vinnigste rotasies wat voorheen in sulke voorwerpe gemeet is.

Die sterrekundiges het groot teleskope op die grond, Gemini-Noord in Hawaii en Magellan Baade in Chili, gebruik om die vinnige rotasies te bevestig. Dit het hulle gedoen deur die veranderinge in die lig van die bruin dwerge wat deur die Doppler-effek veroorsaak is, te meet en 'n rekenaarmodel te gebruik om die veranderinge aan te pas by draaistempo's [3]. Die navorsers het bevind dat hierdie bruin dwerge met 'n snelheid van ongeveer 350 000 kilometer per uur (ongeveer 220 000 myl per uur) draai by hul ewenaar, wat 10 keer vinniger is as Jupiter.

"Hierdie ongewone bruin dwerge draai teen duiselingwekkende snelhede," het Sandy Leggett, 'n sterrekundige by Gemini North, wat bruin dwerge bestudeer, gesê. "Teen ongeveer 350 000 kilometer per uur hou die bruin dwerge se relatiewe swak swaartekrag hulle skaars bymekaar. Hierdie opwindende ontdekking deur die Tannock-span het rotasiegrense geïdentifiseer waarbinne hierdie voorwerpe moontlik nie bestaan ​​nie."

Die span het eers die vinnige rotasiesnelheid geïdentifiseer deur die Spitzer-ruimteteleskoop van NASA te gebruik om te meet hoe vinnig die helderheid van die voorwerpe wissel. "Bruin dwerge, soos planete met atmosfeer, kan groot weerstorms hê wat hul sigbare helderheid beïnvloed," het Metchev verduidelik. "Die waargenome helderheidsvariasies wys hoe gereeld dieselfde storms gesien word as die voorwerp draai, wat die bruin dwerg se draai-periode openbaar."

Die uitslae van die span verskyn in 'n komende uitgawe van Die Astronomiese Tydskrif.

[1] Daar is vier reuse-planete in die Sonnestelsel bekend: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.

[2] Sterre, bruin dwerge en planete draai gewoonlik een keer elke 10 uur of stadiger om hul as. Die aarde draai byvoorbeeld een keer elke 24 uur om sy as, terwyl Jupiter en Saturnus ongeveer 10 uur neem. Die Son draai gemiddeld elke 27 dae om sy as. Die son se rotasiesnelheid wissel met breedtegraad, met sy ekwatoriale gebiede wat ongeveer 25 dae draai en die poolgebiede een keer in ongeveer 35 dae.

[3] Terwyl elke bruin dwerg draai, lyk die lig van die halfrond wat na ons draai bluesverskuiwd terwyl die lig van die halfrond wat van ons af wegdraai, rooi verskuif word as gevolg van die Doppler-effek. Dit veroorsaak dat absorpsielyne in die spektrum van die bruin dwerg verbreed lyk (gestrek na die rooi punt van die spektrum en die blou punt van die spektrum). Deur hierdie verbreding aan te pas by 'n rekenaarmodel, het die sterrekundiges vasgestel hoe vinnig elke bruin dwerg draai.


Terme en konsepte

  • Lengtegraad en breedtegraad
  • Universele tyd (UT)
  • Basiese feite oor die son (grootte, temperatuur, afstand)
  • Sonvlekke
  • Magnetiese velde
  • Sonsiklus
  • Sonnelem verdonker
  • Carrington rotasies
  • Waarom vertoon die son differensiële rotasie?
  • Waar is die SOHO-satelliet in die ruimte en hoe is dit gelanseer?
  • Wat is die MDI? Wat is die EIT?
  • As u die omtrek van die son ken, hoe sou u bereken hoe vinnig 'n funksie op die oppervlak aan die ewenaar draai (in kilometer / uur)?

Deur die grootste deel van die skyf verower sterre en gas aan die binnekant sterre en gas aan die buitekant => onreëlmatighede word natuurlik in spiraalpatrone gerek.

Hipotese 1: "materiële arms"

'N Spiraalarm bestaan ​​oor dieselfde tyd uit dieselfde sterre en gas.

Hierdie hipotese misluk, omdat so 'n arm oor baie rotasietydperke te styf sou draai.

Hipotese 2: "digtheidsgolwe"

Sterre en gas word stadiger as hulle deur die spiraalarm beweeg as gevolg van die verbeterde swaartekrag.

Die arm word geproduseer deur 'n menigte sterre en gas, soos 'n verkeersknoop.

Hipotese 2 blyk te werk, hoewel die besonderhede steeds 'n onderwerp van aktiewe navorsing is.

Stervorming kom hoofsaaklik in spiraalarms voor, waar die gas saamdrom, sodat die jong, blou sterre die sterkste spiraalpatrone vertoon.


Meet die Son & # x27s Rotasietydperk

Om die eenvoudige vergelyking vir die gemiddelde spoed toe te pas op 'n werklike astronomiese verskynsel, om die rotasieperiode van die son te bepaal.

  • Definieer die rotasietydperk van 'n voorwerp.
  • Pas die kinematiese definisie van gemiddelde spoed toe op 'n 'werklike geval' (waar invoerwaardes nie in 'n probleemstelling gegee word nie, maar gemeet moet word)
  • Onderskei tussen meetfoute en modelaannames.
  • Herken die son as 'n voortdurend veranderende en dinamiese hemelse voorwerp op grond van waarneembare oppervlakkenmerke en sy draaiende beweging.

Om te toets of die studente die Kinematics-konsepte van gemiddelde spoed en rotasietydperk na die aktiwiteit kan toepas, kan 'n mens 'n ander voorwerp gee om aan te werk, soos die planeet Jupiter, en die groot rooi kol gebruik.

Voorbeeld: skat Jupiter se rotasietydperk met 'n plastiese liniaal met behulp van hierdie twee beelde van sy Giant Red Spot. Die beelde is op dieselfde dag om 16h08 en 17h27 geneem.

Behalwe vir die lewendige klasbesprekings, stel ons die volgende alternatiewe voor om te evalueer hoe studente die wetenskaplike metodologie agter hierdie ondersoekgebaseerde aktiwiteit verstaan ​​het.

  • Padkaart op 'n A3-bladsy (plakkaat) wat die verskillende stappe van hul ondersoek saamvat, insluitend illustrasies.
  • Laboratoriumverslag.

Die eerste opsie bied die voordeel dat dit in die klas uitvoerbaar is en bevorder meer interaksie tussen studentegroepe.

Papier weergawe: Ideaal gesproke sal studente die aktiwiteit twee-twee uitvoer. Dus, voorsien vir elke paar een stel van:

  • PDF-lêer van tekeninge van sonvlekke deur Galileo Galilei & lsquoastroedu1801_Galileo_drawings & rsquo, om die verhaal van Galileo se meting in Inleiding te vertel
  • PDF- of PPT-lêer met beelde van die Son deur Solar Dynamics Observatory (SDO) & lsquoastroedu1801_SDO_images & rsquo (ten minste een bladsy met twee opeenvolgende beelde per studentepaar, sien Beskrywing van die aktiwiteit: Meting van die snelheid van 'n sonvlek)
  • Plastiek liniaal.

Elektroniese weergawe: Hierdie aktiwiteit kan ook op rekenaars uitgevoer word deur daaglikse beelde van die Son op die webwerf www.solarmonitor.org te open en met 'n liniaal op die skerm te meet. Alternatiewelik kan hulle ook die .png-formaat beelde in die astronomiesagteware SalsaJ oopmaak en die metings in die sagteware neem.

  • Al die beelde in .png-formaat en .jpg in die lêergids & lsquoastroedu1801_SDO_images_set & rsquo-lêer
  • Liniaal op die skerm (Edge web-liniaal-app vir Chrome)
  • SalsaJ-sagteware: http://eu-hou.net/index.php/salsaj-software-mainmenu-9?task=view&id=7
  • 'N Film van die SDO-datastel saamgestel met die SalsaJ & lsquoastroedu1801_dataset_movie & rsquo-lêer
  • 'N Film van Galileo se tekeninge & lsquoastroedu1801_Galileo_drawings_movie & rsquo-lêer

As u 'n geanimeerde film wil wys van die rotasie van die son op grond van die datastel wat u gebruik, het u SalsaJ en 'n rekenaar met beamer nodig (sien Inleiding in die beskrywing van die aktiwiteit).

Opmerking oor SDO-beelde: Die beeldstel wat ons verskaf, is direk van die webwerf-sonmonitor afgelaai (http://www.solarmonitor.org). Hierdie datastel was betyds naby aan die laaste sonmaksimum (2013) en is noukeurig gekies om (1) 'n groot aantal sonvlekke te vertoon, sodat studente na verskillende sonvlekke kon kyk om hul resultate te kyk en te vergelyk, en (2) die sonekwator te hê kwasi horisontaal (loodreg op die siglyn van die waarnemer), wat die skynbare beweging van die sonvlekke kwasi-lineêr maak (meetfoute met 'n reguit liniaal minimaliseer).

Kies gerus enige ander stel beelde vanaf hierdie webwerf, mits u genoeg agtereenvolgende dae kies om ten minste 'n sonrotasie te dek.

Onderwysers moet bewus wees van Galileo & rsquos-dilemma oor die aard van sonvlekke, die later ontdek magnetiese aard van sonvlekke sowel as die differensiële (nie-rigiede) rotasie van die son.

Hier bied ons 'n kort oorsig van die struktuur van die son, die historiese waarnemings van Galileo, die aard van sonvlekke, die nie-rigiede rotasie van die son en 'n inleiding tot die satellietmissie wat die data wat in hierdie aktiwiteit gebruik is, opgelewer het. Aan die einde van elke onderafdeling het ons skakels verskaf waar onderwysers meer oor hierdie onderwerpe kan lees.

Die samestelling van die Son

The Sun is 'n reuse gasagtige bal wat meestal uit waterstof en helium bestaan. As gevolg van die buitengewone hoë temperature in die son, kan die elektrone van hul atoom se kerne losmaak en is hulle vry om te beweeg. Hierdie toestand word 'plasma' genoem.

Die son kan in vyf lae verdeel word: die kern, die stralingsone, die konvektiewe sone, die fotosfeer en die atmosfeer. Die kern is die binneste laag en dit is die plek waar energie geproduseer word deur kernfusie (

15 miljoen ° C). Die stralingsone strek vanaf die kern tot ongeveer 70% van die sonstraal en hier word die energie hoofsaaklik deur straling vervoer (fotone word voortdurend uitgestraal, geabsorbeer en weer uitgestraal). In die volgende laag, die konvektiewe sone, word energie vervoer deur konveksie (opwaartse beweging van warm materie en afwaartse beweging van koue materiaal, soortgelyk aan die kook van 'n sop). Die fotosfeer, by

6000 ° C, sit reg bokant die konvektiewe sone. Aangesien dit die laag is waaruit die meeste lig kom, noem ons dit die sonoppervlak, alhoewel ons nie daarop sou kon staan ​​nie.

Buiten die fotosfeer vind ons die sonatmosfeer, wat uit twee ander lae bestaan: die chromosfeer en die korona. Die chromosfeer is 'n dun, rooierige gaslaag, direk bokant die oppervlak. Die korona is die baie dun plasma-atmosfeer van die Son, wat miljoene kilometers die ruimte in strek.

Galileo se sonvlek waarnemings

In 1612 rig Galileo Galilei 'n teleskoop op die Son. Hy was een van die eerstes om dit te doen, voorafgegaan deur Thomas Harriott en Johannes Fabricius. Galileo het geweet dat hy sy oog sou verbrand as hy direk deur die teleskoop kyk. In plaas daarvan het hy die beeld op 'n skerm geprojekteer om noukeurige tekeninge te maak. In Galileo se tyd het mense geglo dat die son 'n stil, volkome onberispelike voorwerp was. Tot sy groot verbasing sien hy donker kolle op die son. Hy was baie geïntrigeerd oor die aard van hierdie kolle, en daarom het hy dit daagliks waargeneem en geskets om dit te bestudeer.

Die magnetiese aard van sonvlekke

Die aard van sonvlekke het 'n raaisel gebly tot in 1905, toe die sterrekundige George Ellery Hale intense magnetiese velde in hierdie donker streke bespeur het. Met behulp van 'n spektroheliografie het hy gevind dat 'n sekere eienskap van die lig (polarisasie) wat deur die son uitgestraal word, verander word op 'n manier wat spesifiek deur magnetiese velde veroorsaak word. Vandag is satelliete soos Solar Dynamics Observatory (SDO) toegerus met spesiale instrumente om die ligging van magnetiese velde op die son op te spoor en die intensiteit daarvan af te lei. Figuur 1 toon twee beelde van dieselfde dag, verkry deur SDO: 'n sigbare ligbeeld van die hele sonskyf en 'n kaart van die oriëntasie en intensiteit van die magnetiese velde wat op die sonskyf voorkom (magnetogram).

Sonvlekke word in die fotosfeer gesien as donker kenmerke in teenstelling met die res van die sonoppervlak, want die materie daarin is ongeveer 2000 ° C koeler as hul omgewing

6000 ° C. Die intense magnetiese velde is verantwoordelik vir hierdie verkoeling. Aangesien magnetiese velde druk produseer, word plasma binne sonvlekke uitgedwing om die drukewewig tussen die sonvlek (gasdruk plus magnetiese druk) en die omliggende plasma (gasdruk) te handhaaf. Daarom is die plasma binne die sonvlek minder dig en 'n bietjie koeler.

Sonvlekke klomp gewoonlik in groepe saam en het 'n leeftyd tussen 'n paar dae en weke. Sonvlekke is dinamies en ontwikkel saam met die magneetveld: dit verskyn, verander, verdwyn. Hulle aantal wissel periodiek met die tyd saam met die hoeveelheid magnetiese veld van die Son, na aanleiding van die sogenaamde 11-jarige sonvlek-siklus: elke 11 jaar bereik die sonvlekgetal en die hoeveelheid magnetiese veld 'n maksimum (genaamd 'sonmaksimum' ), gevolg deur 'n minimum met amper geen kolle op die son nie. Die datastel wat in hierdie aktiwiteit voorgestel word, word naby die maksimum van die son gekies om 'n groot aantal sonvlekke te vertoon.

Sonvlekke word in kolle soos storms op die aarde aangetref en is gewoonlik in bande in die noordelike en suidelike halfrond geleë. Die bande waarin sonvlekke vorm, beweeg gedurende die 11-jarige sonvlek-siklus van middelbreedte tot byna die ewenaar. Let daarop dat individuele sonvlekke nie veel in breedtegraad dryf nie, aangesien dit slegs enkele weke bestaan ​​- net die breedtegrade waar nuwe kolle na die ewenaar beweeg.


Fig. 1: Magnetogram en sigbare ligbeeld van die sonskyf op dieselfde dag (sien teks vir meer besonderhede).

Besoek https://www.nasa.gov/content/goddard/how-sdo-sees-the-sun vir meer inligting oor sigbare ligbeelde van die son.

Die rotasie van die son

Soos gesien vanaf die aarde, draai die son in ongeveer 27 dae om sy as. Die Sun & rsquos-ewenaar is amper in die vlak van die Aarde & rsquos-baan, dus is die Sun & rsquos-noordpool in dieselfde rigting as die Aarde & rsquos-noordpool. Vanuit die noordpool van die son gesien, draai die son linksom. Die meeste moderne beelde van die son is so georiënteer dat die sonkrag noord is en op die oppervlak van die son beweeg, en beweeg dan van links na regs as die son draai. Let daarop dat Galileo & rsquos-tekeninge van sonvlekke (Fig. 3) nie so georiënteer is nie.

Die nie-rigiede rotasie van die son

Vaste voorwerpe verander nie van vorm nie (dit wil sê hulle is nie vervormbaar nie). As rigiede voorwerpe draai, draai elke deel dus op dieselfde ritme. Dit beteken dat elke deel van die voorwerp ewe veel tyd neem om 'n draai te voltooi. Dit word rigiede rotasie genoem. Dit is die rede waarom elke plek op aarde 24 uur neem om 'n draai te voltooi.

In nie-rigiede voorwerpe, dit wil sê vervormbare voorwerpe, is rotasie in verskillende dele van die voorwerp verskillend. Dit is die geval van die son, aangesien dit bestaan ​​uit 'n gasvormige stof genaamd plasma. Soos die Aarde, het die son 'n noordpool en 'n suidpool en draai dit om sy as. Die plasma van die Son naby die ewenaar voltooi egter 'n volle draai in net minder as 27 dae, terwyl plasma naby die pole 'n volle draai binne soveel as 35 dae kan voltooi. Dit beteken dat plasma teen verskillende snelhede kan draai, afhangend van die breedtegraad waarop hulle is: dit wil sê vinniger aan die ewenaar as aan die pole. Dit word differensiële rotasie genoem.

As u die Aarde & rsquos rotasie meet deur winde of die beweging van wolke te meet, kom u agter dat die rotasie van die Aarde & rsquos atmosfeer ook wissel met breedtegraad. Dit is omdat die aarde se atmosfeer 'n gas is en nie 'n vaste stof nie. Soos gesien vanuit die ruimte, draai die atmosfeer in minder as 24 uur op middelbreedte en binne 24 uur naby die ewenaar. Ons noem dit onderskeidelik die & ldquoWesterlies & rdquo en & ldquoTrade winde & rdquo. Differensiële rotasie is nie 'n unieke aspek van die son nie; dit is algemeen dat roterende liggame soos ander sterre en gasplanete verskillende rotasiesnelhede op verskillende breedtegrade het.

Die Solar Dynamics Observatory

Die Solar Dynamics Observatory (SDO) is 'n satellietmissie van NASA. Dit is in 2010 in 'n baan om die aarde gelanseer en sedertdien neem hy die son waar. SDO se hoofdoel is om die sonatmosfeer te bestudeer om die verband tussen die sonmagnetiese velde en energieke korttermynverskynsels soos sonfakkels en koronale massa-uitwerpings beter te verstaan.


"Mislukte sterre" word vinnig gevang: sterrekundiges kyk na die vinnigste bruin dwerge

Bruin dwerge word dikwels 'mislukte sterre' genoem. Hulle vorm soos sterre, maar is nie massief om waterstof in helium te smelt soos sterre dit doen nie. Meer as reuse-planete, kan bruin dwerge dikwels storms in hul atmosfeer hê, soos in hierdie illustrasie uitgebeeld. Sterrekundiges het onlangs drie bruin dwerge ontdek wat vinniger draai as wat enige ander ooit ontdek is. Elkeen voltooi 'n enkele rotasie in ongeveer 'n uur, ongeveer tien keer vinniger as normaal. Krediet: NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva

Sterrekundiges aan die Western University het die snelste roterende bruin dwerge ontdek wat bekend is. Hulle het drie bruin dwerge gevind wat elkeen ongeveer een keer elke uur 'n volle omwenteling maak. Daardie tempo is so ekstreem dat as hierdie 'mislukte sterre' vinniger sou draai, dit naby kon wees om hulself uitmekaar te skeur. Die bruin dwerge is geïdentifiseer deur die Spitzer-ruimteteleskoop van NASA en is daarna bestudeer deur teleskope op die grond, waaronder Gemini North, wat hul verrassend vinnige rotasie bevestig het.

Drie bruin dwerge is ontdek dat hulle vinniger draai as enige ander voorheen. Sterrekundiges aan die Western University in Kanada het die rotasiesnelheid van hierdie bruin dwerge eers met behulp van NASA se Spitzer-ruimteteleskoop gemeet en bevestig met opvolgwaarnemings met die Gemini-Noord-teleskoop op Maunakea in Hawaii en die Carnegie Institution for Science se Magellan Baade-teleskoop in Chili. . Gemini North is een van die paar teleskope waaruit die internasionale Gemini Observatory bestaan, 'n program van NSF se NOIRLab.


Sterrekundiges aan die Western University het die snelste roterende bruin dwerge ontdek wat bekend is. Hulle het drie bruin dwerge gevind wat elkeen ongeveer een keer elke uur 'n volle omwenteling maak. Die tempo is so ekstreem dat as hierdie "mislukte sterre" vinniger sou draai, dit naby kon wees om hulself uitmekaar te skeur. Die bruin dwerge is geïdentifiseer deur die Spitzer-ruimteteleskoop van NASA en is daarna bestudeer deur teleskope op die grond, waaronder Gemini North, wat hul verrassend vinnige rotasie bevestig het. Krediet: International Gemini Observatory / NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva, P. Marenfeld, NASA / JPL-Caltech, R. Hurt (IPAC)

"Dit lyk asof ons 'n spoedbeperking op die rotasie van bruin dwergies teëgekom het," het Megan Tannock, 'n gegradueerde student in fisika en sterrekunde aan die Wes-Universiteit, wat die ontdekking gelei het, gesê. 'Ondanks uitgebreide soektogte deur ons eie span en ander, is daar nie gevind dat bruin dwerge vinniger roteer nie. In werklikheid kan vinniger draaiings daartoe lei dat 'n bruin dwerg hom verskeur. '

Bruin dwerge is, eenvoudig gestel, mislukte sterre. Hulle vorm soos sterre, maar is minder massief en meer soos reuseplanete. [1]

Tannock en die Western University-sterrekundige Stanimir Metchev het saam met internasionale medewerkers gewerk om drie vinnig draaiende bruin dwerge te vind wat een keer per uur om hul asse draai. Dit is ongeveer 10 keer vinniger as normaal [2] en ongeveer 30 persent vinniger as die vinnigste rotasies wat voorheen in sulke voorwerpe gemeet is.

Die sterrekundiges het groot teleskope op die grond, Gemini-Noord in Hawai‘i en Magellan Baade in Chili, gebruik om die vinnige rotasies te bevestig. Hulle het dit gedoen deur veranderinge in die lig van die bruin dwerge te meet wat deur die Doppler-effek veroorsaak is, en 'n rekenaarmodel te gebruik om die veranderinge aan te pas by die spin-tariewe. [3] Die navorsers het bevind dat hierdie bruin dwerge met 'n snelheid van ongeveer 350 000 kilometer per uur (ongeveer 220 000 myl per uur) draai by hul ewenaar, wat 10 keer vinniger is as Jupiter.


Hierdie animasie vergelyk die rotasiesnelhede van Jupiter en Saturnus met die van die vinnigste draaiende bruin dwerg wat nog ontdek is (genaamd 2MASS J0348-6022). Brown dwarfs are more massive than any of the giant planets in our solar system but less massive than stars. This brown dwarf is actually about the same size as Jupiter, but it has about 43 times more mass and spins almost 10 times faster. This rapid rotation causes the brown dwarf to “flatten,” or become wider around its equator. Jupiter and Saturn are flattened as well. The brown dwarf’s faster rotation is balanced by its larger mass, giving it a shape similar to that of the slower-rotating Jupiter and Saturn. The shapes of these three objects are compared to perfect circles (drawn in white) in this animation. Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC)

“These unusual brown dwarfs are spinning at dizzying speeds,” said Sandy Leggett, an astronomer at Gemini North who studies brown dwarfs. “At about 350,000 kilometers per hour, the relatively weak gravity of the brown dwarfs is barely holding them together. This exciting discovery by the Tannock team has identified rotational limits beyond which these objects may not exist.”

The team first identified the rapid rotation rates by using NASA’s Spitzer Space Telescope to measure how quickly the brightness of the objects varied. “Brown dwarfs, like planets with atmospheres, can have large weather storms that affect their visible brightness,” explained Metchev. “The observed brightness variations show how frequently the same storms are seen as the object spins, which reveals the brown dwarf’s spin period.”
The team’s results will appear in an upcoming issue of Die Astronomiese Tydskrif.

Notes

  1. There are four known giant planets in the Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.
  2. Stars, brown dwarfs, and planets generally spin around their axis once every 10 hours or more slowly. For example, Earth spins around its axis once every 24 hours while Jupiter and Saturn take about 10 hours. The Sun spins around its axis on average every 27 days. The Sun’s rotation rate varies with latitude, with its equatorial regions completing a rotation in about 25 days and the polar regions rotating once in approximately 35 days.
  3. As each brown dwarf rotates, light from the hemisphere turning toward us appears blueshifted while light from the hemisphere turning away from us appears redshifted because of the Doppler effect. This causes absorption lines in the brown dwarf’s spectrum to appear broadened (stretched both toward the red end of the spectrum and the blue end of the spectrum). By matching this broadening to a computer model, the astronomers determined how fast each brown dwarf is spinning.

More information

This research will be presented in the paper Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs, to appear in Die Astronomiese Tydskrif.

Reference: “Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs” by Megan E. Tannock, Stanimir Metchev, Aren Heinze, Paulo A. Miles-Páez, Jonathan Gagné, Adam Burgasser, Mark S. Marley, Dániel Apai, Genaro Suárez and Peter Plavchan, Accepted, Die Astronomiese Tydskrif.
arXiv: 2103.01990

The team is composed of Megan Tannock (Western University), Stanimir Metchev (Western University and American Museum of Natural History), Aren Heinze (University of Hawai‘i), Paulo A. Miles-Páez (European Southern Observatory), Jonathan Gagné (Planétarium Rio Tinto Alcan and Université de Montréal), Adam Burgasser (University of California, San Diego), Mark S. Marley (NASA Ames Research Center), Dániel Apai (University of Arizona), Genaro Suárez (Western University), and Peter Plavchan (George Mason University).


Riding on a Rotating Sphere

  1. East-West parallel of constant latitude narrows.
  2. The distance covered in 24-hours is less, so the speed is less.

The speed of rotation is greatest at the Equator and gets smaller with increasing latitude. For example, at Columbus (Latitude 40-degrees North): Circumference of the Earth at 40-deg North = 30,600 kilometers Time to complete one Rotation = 24 ure

Speed of Rotation at 40 North = Distance/Time = 30,600 km / 24 hr = 1280 km/hr

[Note: For the more mathematically inclined, the rotation speed at a given Latitude = cos(Latitude) x 1670 km/hr.]


Astronomers Measure Precise Rotation Pattern of Sun-Like Stars

Sun-like stars rotate differentially, with the equator rotating faster than the higher latitudes. The blue arrows in the figure represent rotation speed. Differential rotation is thought to be an essential ingredient for generating magnetic activity and starspots. MPI for Solar System Research/MarkGarlick.com

Researchers at NYU Abu Dhabi reveal that sun-like stars rotate up to two and a half times faster at the equator than at higher latitudes, a finding that challenges current science on how stars rotate.

Until now, little was known about the precise rotational patterns of Sun-like stars, only that the equator spins faster than at higher latitudes, similar to the Sun.

Scientists at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science used observations from NASA’s Kepler mission and asteroseismology — the study of sound waves traveling inside stars — to determine with precision how Sun-like stars rotate, which no other scientific method has been able to achieve.

Their study found that Sun-like stars, characterized as being like the Sun in mass and age, do indeed rotate in a similar manner as the Sun in that their equatorial regions rotate more rapidly than at mid- to high latitudes. But there’s a key difference.

The equator of the Sun rotates about 10 percent faster than its mid latitudes, while equators of Sun-like stars spin up to two and a half times faster than their mid latitudes.

“This is very unexpected, and challenges current numerical simulations, which suggest that stars like these should not be able to sustain differential rotation of this magnitude,” said Othman Benomar, research associate at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science and lead author of the study published in Science.

“Understanding differential rotation — how fast one part of a star spins compared to the rest — is not only important for a complete understanding of how a star works, it will help us gain deeper insights about their magnetic fields,” explained Katepalli Sreenivasan, principal investigator of the NYU Abu Dhabi Center for Space Science.

Magnetic fields on the Sun have been known to cause enormous solar storms that frequently disrupt orbiting space satellites and have knocked out power grids on Earth.

Scientists agree that the rotation of the Sun plays a crucial role in the generation of the solar magnetic field, but the exact details still remain a mystery, despite the Sun having been observed and studied in great detail.

Sreenivasan added, “learning more about how stars rotate and generate their own magnetic fields could help us gain further insight into the solar dynamo, the physical process that generates the Sun’s magnetic field.”