Sterrekunde

Blou kleur van ioon (plasma) komeetsterte

Blou kleur van ioon (plasma) komeetsterte


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 is presies die oorsaak van blou lig van ioon (plasma) sterte van komete? Iewers het ek gelees dat die bron van blou lig CO + -ione is wat pas die ontbrekende elektron verkry het en neutrale molekule CO geword het. Is dit korrek?


Naby, maar nie heeltemal reg nie - die blou lig is wel uitstoot van CO$^+$, maar dit kom van die CO$^+$ ione self, met geen behoefte aan herkombinasie na CO nie; daardie (geïoniseerde) molekule het 'n sterk stel energie-oorgange rondom 425 nm (4250 Angstrome), wat in die blou deel van die sigbare spektrum is:

Spectrum of Comet C / 2016 R2 (Pan-STARRS), Figuur 2 van Cochran en McKay (2018).

Daar is meer oor die fisika van komeetsterte van Chris Mihos hier.


Blou kleur van komeetsterte van ioon (plasma) - Sterrekunde

Alternatiewelik bekend as die & # 8216ion stert & # 8217 of & # 8216plasma stert & # 8217, begin die gasstert van 'n komeet gewoonlik êrens rondom die baan van Mars vorm. Hier begin die son die kern van die komeet verhit wat gas en stof vrystel in 'n tydelike atmosfeer wat die koma genoem word.

Die gasstert is ongeveer honderdmiljoene kilometer en bestaan ​​uit molekules wat deur die son deur ultraviolet lig geïoniseer word. Die sonwind met sy ingeslote magnetiese veld vee hierdie gelaaide ione (hoofsaaklik CO +) uit die koma en in 'n stert wat altyd direk van die son af wys. As gevolg van die vinnige snelheid waarmee die sonwind met die komeet in wisselwerking is, word hierdie plasma in 'n reguit, smal stert uitgedruk, wat interne struktuur kan toon as gevolg van veranderinge in die magneetveld. Dit is selfs moontlik dat dele van die gasstert ontkoppel, die gevolg van 'n verandering in die polariteit van die magneetveld.

Terwyl die stofsterte van komete skyn deur weerkaatsde sonlig en dus geel van kleur is, skyn die gassterte deur fluoressensie. In die besonder absorbeer die dominante CO + -molekule sonlig wat dit dan weer uitstraal met 'n golflengte van 4 200 angstrome, aangesien dit ontspanne. Om hierdie rede is ioonsterte gewoonlik blou van kleur.

Bestudeer sterrekunde aanlyn aan die Swinburne Universiteit
Alle materiaal is © Swinburne Universiteit van Tegnologie, behalwe waar aangedui.


Dit is die rede waarom komete gloei in 'n groen kleur

C / 2014 Q2 (Lovejoy) is 'n lang komeet wat op 17 Augustus 2014 deur Terry Lovejoy ontdek is. Dit. [+] foto is geneem uit Tucson, Arizona, met behulp van 'n 100 mm APO-teleskoop Sky-Watcher en SBIG STL-11000M-kamera.

John Vermette / Wikimedia Commons

Komete sal met gereelde reëlmaat van buite die baan van Neptunus in die binneste sonnestelsel stort. Van ver buite die baan van Saturnus bly hulle koud, bevrore en in 'n rustende toestand, hoewel hulle altyd beweeg, verander daar niks aan nie. Maar as hulle die baan van Jupiter begin nader, verander dit dinge in die nabyheid van die son.

Die buitenste dele van die komeet word warm, die bevrore ys op die oppervlak begin sublimeer en die straling en wind van die son begin die oppervlakmolekules wegstoot. Kort voor lank gloei jou komeet nie net met die weerkaatsde lig van die son nie, maar met twee sterte - een grys, een blou - en 'n griezelige, groen koma rondom die middel. Dit is waarom dit gebeur.

Die komeet wat aanleiding gee tot die Perseid-meteorietbui, Comet Swift-Tuttle, is gedurende geneem. [+] sy laaste pas in die binneste Sonnestelsel in 1992. Hierdie komeet, wat aanleiding gee tot die Perseid-meteoorreën, vertoon ook 'n skouspelagtige groen koma.

NASA, van Comet Swift-Tuttle

Komete bestaan ​​uit 'n mengsel van rotsagtige komponente, soortgelyk aan die aardmantel, stof en ys. Ys beteken nie net water-ys (H2O) nie, maar ook vlugtige komponente soos droë ys (vaste CO2), metaan (CH4), ammoniak (NH3) en koolstofmonoksied (CO). Die volledige reeks kometige ysies is deur die Rosetta-missie ondersoek, maar dit is die vyf grootste. Onder tipiese koue toestande bly die ys gevries, maar namate die komeet naby die son kom, begin dit warm word.

Die eerste ding wat met 'n komeet gebeur, as dit die son nader, is dat die hoeveelheid ultravioletlig wat dit tref, groot genoeg word dat dit die swakste molekule daar kan begin ioniseer: koolstofmonoksied. Dit skep 'n oorvloed van die CO + -ioon wat direk vanaf die son stroom. Dit word 'n blou ioonstert en is die eerste komeetagtige kenmerk wat verskyn as 'n komeet begin opwarm.

Toe komeet ISON dieselfde afstand van die son as Jupiter was, was daar net 'n ioonstert (in blou). [+] aanwesig. Namate die son verder naderkom, het addisionele funksies ontwikkel.

NASA, ESA, J.-Y. Li (Planetary Science Institute) en die Hubble Comet ISON Imaging Science Team

Die ioonstert wys altyd direk van die son af, en is altyd blou van kleur. Namate die komeet nog nader aan die son kom, word dit egter êrens rondom die baan van Mars warm. Namate die kern van die komeet warm word, smelt meer ys en versprei weg van die oppervlak af, wat 'n groot, diffuse stel deeltjies rondom die kern skep. Hierdie diffuse streek staan ​​bekend as die koma van 'n komeet en is gemaak van 'n mengsel van gas en stof.

Sodra hierdie koma geskep is, kan dit nie deur sonlig getref word nie. Die druk deur die sonlig wat die koma tref, stoot die stofdeeltjies uit die koma en weg van die son, en skep 'n tweede, geel / wit stert: 'n stofstert. Alhoewel die blou ioonstert altyd direk van die son af wys, buig die stofstert, terwyl die komeet in sy elliptiese baan om die son beweeg.

Komeet McNaught, soos in 2006 van Victoria, Australië, afgebeeld. Die stofstert is wit en diffus (en. [+] Geboë), terwyl die verre flouer ioonstert dun, smal, blou is en direk van die son af wys.

Soerfm / Wikimedia Commons

Die ioonstert is smal, aangesien al die ione van 'n spesifieke soort ewe groot is. Die stofstert is wyd, want stofdeeltjies wissel in grootte en kry dus verskillende snelhede. En laastens kan groot deeltjies van die komeet geskeer word, wat 'n puinstroom word. Hierdie stroom sal voortgaan in dieselfde elliptiese baan as wat 'n komeet volg, maar sal mettertyd langs die pad versprei. Wanneer 'n planeet (soos die Aarde) deur die puinstroom beweeg, skep dit 'n meteoorreën. Ja, die aarde is nie die enigste planeet wat hulle ervaar nie, selfs wêrelde soos Mercurius sonder 'n atmosfeer kan meteoriese buie hê!

Terwyl hulle om die Son wentel, kan komete en asteroïdes 'n bietjie opbreek, met puin tussen die. [+] brokkies langs die baan word mettertyd uitgerek en veroorsaak die meteoriese buie wat ons sien as die aarde deur daardie puinstroom loop.

NASA / JPL-Caltech / W. Reach (SSC / Caltech)

Maar die koma is meer as stof. Daar is ook gas wat geskep word uit die gesublimeerde verbindings wat deel uitmaak van die komeet. Daar is nie bloot ysies en gesteentes aan hierdie liggaam nie, maar meer komplekse molekules wat bestaan ​​uit hierdie fundamentele boustene: meestal waterstof, suurstof, koolstof en stikstof. Twee molekules wat veral van belang is, is sianied / sianogeen (CN: 'n koolstof-stikstofbinding) en diatomiese koolstof (C2: 'n koolstof-koolstofbinding).

Die groen kleur van die koma van Comet ISON het die lug in 2013 verlig. Die groen kleur is nie 'n seldsaamheid nie. [+] maar vertel ons eerder van die gassamestelling en die ultravioletliginhoud wat die komeet tref as dit naby die son nader.

Adam Block / Mount Lemmon SkyCenter / Universiteit van Arizona

Hierdie groenblauwe of blougroen kleur ontstaan ​​omdat hierdie gasse gestimuleer word deur die ultraviolet lig wat in sonlig voorkom, en hul gebonde elektrone word na hoër energievlakke geskop: 'n basiese reël van atoomoorgange. Maar elektrone bly nie vir ewig in 'n hoër energietoestand nie, maar daal tot laer energievlakke. En as dit gebeur, lei sommige van hierdie oorgange tot 'n emissielyn wat val in 'n deel van die elektromagnetiese spektrum waarvoor die mens se oë sensitief is.

Elektronoorskakelings in die waterstofatoom, tesame met die golflengtes van die resulterende fotone,. [+] toon die effek van bindingsenergie en die verband tussen die elektron en die proton in die kwantumfisika. Elke atoom en molekule het sy eie unieke spektrumlyne, en 'n opgewekte atoom sal sy elektrone in energievlakke laat daal en soms sigbare lig vrystel.

Wikimedia Commons-gebruikers Szdori en OrangeDog

As u die groen kleur sien, is dit 'n aanduiding van 'n kombinasie van dinge:

  • dat die koma groot hoeveelhede CN- en C2-molekules bevat,
  • dat die komeet aktief (uitgasend) en warm (naby die son) is, en
  • dat die potensiaal vir 'n skeuring of uitbarsting op sy hoogste is.

Vanaf 9 Augustus is daar 'n betreklik nabye komeet op slegs 113 miljoen kilometer van die aarde af: Komeet C / 2017 S3 (PANSTARRS). Dit het 'n groen skynsel, dit is tans relatief helder en is steeds op pad na die son. Dit word die "Incredible Hulk" komeet genoem vanweë sy groen kleur.

Alhoewel dit besig is om te disintegreer, is daar steeds 'n kans vir 'n finale, skouspelagtige. [+] uitbarsting van Comet PanSTARRS C / 2017 S3, bekend as die 'Incredible Hulk' komeet.

Bence Gubear / Twitter-gebruiker @ Vivstoitsis

Maar dit is nie kwaad nie en ook nie ongewoon nie. Alhoewel die 7ste / 8ste Augustus die naaste aan die aarde was, sal die son die naaste aan die son eers op 15 Augustus wees, en dit is waarskynlik dat sy yskoue kern waarskynlik uitmekaar sal verdeel, wat soms gebeur. Wanneer 'n gebeurtenis soos hierdie plaasvind, is daar die skouspelagtige geleentheid dat die komeet geweldig verhelder. Alhoewel dit relatief naby die son is, is dit steeds sigbaar in die naghemel vanaf die meeste plekke op aarde.

As dit so 'n uitbarstingsgebeurtenis ervaar, kan dit ondanks die nabyheid van die son, met die blote oog sigbaar word.

'N Teleskopiese close-up van Comet Lovejoy (C / 2014 Q2) vanaf 17 Januarie 2015, wat die struktuur in die. [+] ioongasstert, in die vorm van streamers en diskontinuïteite. Die groen kleur in die koma is onmiskenbaar en is dikwels 'n teken van 'n skouspelagtige uitbarsting. (Alan Dyer / VW PICS / UIG via Getty Images)

Net voor dagbreek die oggend van 15 Augustus is dit die beste kans om dit te sien, as ons gelukkig genoeg is om 'n verhelderende gebeurtenis te kry, van oral op aarde. (Die Suidelike Halfrond ingesluit!)

Op sy naaste punt aan die aarde in die 3D-ruimte sal die komeet PanSTARRS C / 2017 S3 113 miljoen [+] miljoen km weg wees, maar hy moet nog nie sy naaste benadering tot die son bereik nie. Hierdie kiekie weerspieël waar die komeet die nag van 7/8 Augustus is.

The Sky Live, via https://theskylive.com/c2017s3-info

Maar al lyk dinge nie besonder goed vir hierdie komeet nie, is daar altyd 'n kans dat dit ons sal verbaas. Verder is die funksies wat u vir hierdie komeet kan verwag - die ioonstert, die stofstert, die koma en die kern - is algemeen vir feitlik alle komete wat ons innerlike sonnestelsel binnedring. Wanneer 'n komeet warm genoeg word, skep dit 'n uitgebreide, gasryke wolk wat as 'n koma bekend staan ​​om sy kern. As die koma koolstof-stikstof- en koolstof-koolstofbindings bevat, sal die son se ultravioletlig die elektrone daarin opwek, wat veroorsaak dat hulle 'n groen skynsel uitstraal wanneer hulle in energie sak. En wanneer u die groen skynsel sien, weet dan dat die kans dat die komeet uitmekaar spat. Dit mag miskien nie hierdie keer of selfs die meeste keer gebeur nie, maar daar is 'n kans vir 'n skouspelagtige vertoning. As dit by skywatching kom, is dit moeilik om meer te vra.


Blou kleur van ioon (plasma) komeetsterte - Sterrekunde

Die stofstert is die skouspelagtigste deel van die komete wat ons soms in die naghemel sien. Hulle bereik tipiese lengtes van tienmiljoene kilometers en bestaan ​​hoofsaaklik uit stofdeeltjies met rookgrootte met 'n gemiddelde deursnee van ongeveer 'n mikrometer en is geel van kleur as dit deur weerkaatsde sonlig skyn.

Die stofstert van 'n komeet begin êrens rondom die baan van Mars vorm. Hier begin die son die kern van die komeet verhit wat gas en stof vrystel in 'n tydelike atmosfeer wat die koma genoem word. As sonlig die stofdeeltjies in die koma tref, oefen dit 'n druk uit (wat stralingsdruk genoem word) wat die stofdeeltjies uit die koma stoot en in 'n stofstert in. Aangesien elke stofdeeltjie 'n ander grootte het, eindig dit met 'n unieke snelheid in 'n individuele baan om die son, wat die breë stofstert tot gevolg het.

Hierdie stert wys weg van die son, maar omdat die stofdeeltjies stadiger uit die koma gedryf word as die ione waaruit die gasstert bestaan, behou hulle meer van hul oorspronklike beweging vorentoe en die stofstert is geneig om meer geboë te wees as die gas stert.

Alhoewel al die stof in die stert van 'n komeet uit rookgrootte korrels bestaan, kan groot korrels ook van die kern af geskeer word. In plaas daarvan om die stofstert aan te sluit, vorm hierdie korrels 'n meteoriese stroom wat steeds op die son as die komeet wentel. As die aarde hierdie stroom kruis tydens sy wentelbaan, sien ons 'n meteoorreën.

Bestudeer sterrekunde aanlyn aan die Swinburne Universiteit
Alle materiaal is © Swinburne Universiteit van Tegnologie, behalwe waar aangedui.


Tales of Comet Tails

(Hierdie inskrywing maak my Facebook & # 8220fun feite & # 8221-reekse van my studie vir 'n wrede omvattende eksamen vir die nagraadse skool af, en is geïnspireer deur 'n ou probleem op Comet Hyakutake. En dit is 'n verskoning om na soveel mooi prente van komete. Geniet!)

As ons terugdink na die vroeë dae van die opgetekende geskiedenis, was die mensdom nog altyd gefassineer deur komete. Ten spyte van hul ongelooflike skoonheid, is hulle amper altyd gesien as slegte voortekens. Groot gebeure kan teruggevoer word na gebeure van komeetbesigtiging en # 8230, en dan is daar komete in die populêre kultuur. Oor die algemeen is komete 'n groot bron van verwondering vir mense van alle ouderdomme, maar het u al ooit afgevra waarom hulle so mooi lyk? Wat veroorsaak daardie lang, majestueuse sterte? En het u al opgemerk dat komete dit eintlik het twee sterte? Dit is reg - komete het twee sterte! Elke stert word veroorsaak deur 'n ander proses en die een word deur die son se lig veroorsaak, terwyl die ander deur die sonwind veroorsaak word.

Laat ons eers na 'n komeet en stofstert kyk. Komete is in wese groot yskogels met lang, elliptiese wentelbane - terwyl hulle na binne in die sonnestelsel vee, word die ysige materiaal op hul oppervlak verhit en begin sublimiseer (gaan van vaste stof na gas) van die oppervlak af. Dit vorm 'n gaswolk van gasvormige water, koolstofdioksied en ander ysige molekules rondom die komeetkern. Hierdie wolk word die komeet & # 8217s genoem koma. As u onthou van my inskrywing op die Crookes Radiometer, oefen lig 'n druk uit en kan dit dinge aandring. Soortgelyk aan hoe dit op die radiometerruite gedruk het, druk die stralingsdruk die gasse van die koma uit, sowel as die stof op die komeet en die stofstert! Die stofstert is gewoonlik rooier van kleur, want dit weerspieël by voorkeur rooi sonlig. Hierdie stralingsdruk skep nie net die stofstert nie, maar druk dit ook in 'n geboë vorm!

Lig is egter nie die enigste ding waarmee komete te doen het as hulle na die binneste sonnestelsel gooi nie. Benewens sonlig, werp ons geliefde ster voortdurend energetiese gelaaide deeltjies na buite met 'n snelheid van ongeveer 250 myl / sekonde! Komete word dus gestamp deur hierdie energieke sonwind, en dit gaan nie ongesiens verby nie. Terwyl sonkragwinddeeltjies in die komeet en die koma krap, ondergaan hulle 'n proses met die gas genaamd hef ruil, waarin die gelaaide winddeeltjie 'n elektron uit 'n neutrale gasdeeltjie steel. Die nou neutrale winddeeltjie vlieg af as 'n energieke neutrale deeltjie word nie meer deur elektromagnetiese kragte beïnvloed nie, maar die nou gelaaide gasdeeltjie word opgesweep in die sonwind!

Die sonwind is 'n ware ionspeler wat al die ione optel.

Omdat hierdie gelaaide deeltjies in die sonwind opgeswaai word, en nou om die interplanetêre magnetiese veldlyne gaan draai (ja, daar is 'n magnetiese veld wat die sonnestelsel deurdring!), Die nuwe optel-ione van die komeet vorm 'n duidelike, gebeeldhouwde stert genaamd die ioonstert!

Anders as die stofstert, weerspieël 'n komeet & # 8217; s ioonstert by voorkeur blou lig, so dit sal blou van kleur wees. En aangesien die vorming en beweging daarvan afhang van heeltemal ander prosesse as die stofstert (ligdruk versus deeltjie-ram / magnetiese interaksies), is dit dikwels 'n bietjie geskei van die stofstert. As gevolg hiervan sal die meeste komete wees twee baie duidelike sterte wat jy kan onderskei. Hierdie sterte is groot en kan tot 'n hele astronomiese eenheid in grootte wees (1 sterrekundige eenheid is ongeveer 93 miljoen myl lank en dit is die afstand tussen die son en die aarde).

Maar daar is 'n laaste stuk vir ons skitterende verhaal van komete. Komete word dikwels met meteore verwar, en om goeie rede — albei is voorwerpe in die lug wat relatief klein is en lang strepe het. Die enigste verskil (visueel) is dat meteore regtig vinnig verdwyn, aangesien dit eintlik stukke stof / rots / ys is wat die aarde se atmosfeer binnedring en opbrand, terwyl komete nie eintlik in die aarde se atmosfeer is nie, maar net fisies groot en helder. Maar hierdie twee oënskynlik nie-verwante voorwerpe deel 'n baie intieme verband en meteorietbuie is eintlik die puin van komete!

Hoe is dit moontlik? Wel, ons het al die komeetsterte bespreek en hoe dit vorm, maar wat gebeur eintlik met die materiaal in die stert nadat dit van die komeet afgewaai word? Die ioonstert is die maklikste - aangesien dit die sonwind ingevee het, doen dit wat alle sonwinddeeltjies doen - volg die magneetveldlyne en vee uit na die uithoeke van die sonnestelsel. Maar wat van die stofstert? Die stofstert is neutraal, en dus gaan al die stof, rots en ys wat uit die komeet uitgegooi word, net om die son wentel, agter die komeet. Aangesien die stert so lank is, reik hierdie stof tot in die baan van die aarde en verder.

U kan aan komete dink soos vuil kinders wat die huis binnekom nadat hulle in vuil rondrol. Toe hulle inhardloop en verwoesting begin saai, spuit hulle vuil oor die vloer. U kan opspoor waar hulle & # 8217; ve gewees deur die spoor van vuil wat hulle agterlaat. So wat doen jy? Jy maak dit skoon! In 'n sekere sin is die aarde soos 'n reuse-stofsuier. Terwyl dit sy wentelbaan om die son volg, sal al die komeetreste in die atmosfeer val en opbrand - wat 'n meteoorreën veroorsaak! As u dus hierdie meteoorbuie sien, sien u eintlik net die verbranding van komete-puin. Alhoewel meteore nie komete is nie, kom hulle wel van komete af!

Laat ons eerlik wees & # 8230komete is wonderlik. En alhoewel dit 'n groot bedreiging vir ons bestaan ​​kan wees (hulle kan die dinosourusse vermoor het), is ons in elk geval lief vir hulle. Volgende keer as 'n komeet by die Aarde en die omgewing verbygaan (en dit doen dit ook gereeld), moet u 'n teleskoop gebruik!


Interaksie tussen sonwind en komeet

Kometêre magnetosfere word veroorsaak deur die interaksie van die interplanetêre magnetiese veld (IMF) met sy ionosfeer. Ver van die son, verhit sonstralingsenergie die komete se kerne. Aangesien hul baan hulle nader aan die son bring, word die oppervlaklae genoeg warm om sublimasieprosesse onder die mantel te veroorsaak. Die bevrore vlugtige stowwe ontsnap supersonies van die kometêre oppervlak en die kern. Stofkorrels word meegesleur as gasstrale die komeet se oppervlak verlaat, wat 'n atmosfeer van neutrale molekules en gas skep. Water is die hoofbestanddeel van die koma, gevolg deur koolstofmonoksied en koolstofdioksied, wat konsentrasie betref.

Die koma word uiteindelik ten volle geïoniseerd tydens die ontmoeting met die sonwind deur 'n kombinasie van fotodissosiasie van molekules via ekstreme ultraviolette sonstraling (EUV), ladinguitwisseling met energieke sonwindprotone en elektronimpakte. Die ione word deur die IMF opgetel via die Lorentz-mag en gyrate rondom die ingevriesde magneetveldlyne. Dit kulmineer in 'n massalading van die sonwindveldlyne met swaar water en suurstofione. Om die behoud van die momentum te laat geld, moet die snelheid van die interplanetêre magnetiese veldlyne afneem namate die massa op die sonwind toeneem. Die grootste deel van die massa word nader aan die kern gevoeg, wat 'n snelheidsafskeiding langs die veldlyn veroorsaak. Die ingevriesde helioferiese magnetiese veldlyne hang rondom die magnetotail-struktuur en vang plasma binne, soos voorgestel deur Alfvén (1957). Die ioonstert werk soos 'n deursigtige windkous wat die rigting van die sonwind aandui.

Die beweging van gelaaide deeltjies in 'n magnetiese veld veroorsaak 'n stertstroomvel in die vlak loodreg op die IMF-oriëntasie stroomopwaarts. Anders as die meeste planetêre magnetosferiese sterte, soos Saturnus en Aarde, is die komeet se huidige oriëntasie van die komeet baie wisselvallig, meer soos dié van Venus of Titan. Die geïnduseerde magneetstert van 'n komeet kan maklik op afstand waargeneem word as die komeet se ioonstert. Die ioonstert reageer dinamies op sy omgewing en weerspieël veranderinge, dikwels as skielike diskontinuïteite, in die plaaslike IMF.

Die morfologie, struktuur en oriëntasie van die ioonstert van 'n komeet word hoofsaaklik deur die plaaslike sonwindtoestande beheer. Die kometêre ioonstert wys langs die antisonwaartse rigting, wat die ware antisonnerigting met 'n paar grade agterbly. Die aberrasiehoek ontstaan ​​as gevolg van 'n kombinasie van die baansnelheid van die komeet en plaaslike sonwindsnelheid (figuur 1). As die meetkundige meetkunde ideaal is, kan waarnemings op afstand van die komeet se ioonstert uitgebreide inligting oplewer oor die veranderlikheid van die sonwindsnelheid naby die komeet. Afgesien van snelheidsmetings, kan die voortdurend wisselende morfologie en stertdinamika, insluitend oriëntasie, gebruik word om die skommelinge van sowel grootskaalse as kleinskaalse strukture in die sonwind uit te beeld. Ontkoppelingsgebeurtenisse van die stert van die ioonstert word beskou as die belangrikste merkers van interaksies tussen sonwindverskynsels, soos koronale massa-uitwerpings en heliosferiese stroomkruisings. Ontmoetings met koronale massa-uitwerpings kan ook lei tot vinnige herkonfigurasies van stertkenmerke en -oriëntasies (Jones en Brandt 2004). Plekke van samewerkende wisselende streke, waar vinnige en stadige sonwindstreke op mekaar inwerk, en oorgange tussen verskillende sonwindstelsels kan akkuraat geïdentifiseer word uit kinkels in die ioonstert, dit wil sê groot en vinnige veranderinge in die aberrasiehoek.

Beeld van komeet Machholz, deur Jhemann en Reiger, wat die belangrikste kenmerke beskryf. Die waterstofwolk word nie op hierdie afbeelding voorgestel nie, aangesien dit nie met die blote oog vanaf die aarde waargeneem kan word nie.


Komeetsterte

Die ioonstert is dun, blou en liniêr - wys direk weg van die son af.

Die stofstert is wit, breed en wys in die algemeen (maar nie presies nie) van die son af

Wat gebeur?

Fisika van die Ionestert

Die ioonstert bestaan ​​uit ione ( verras!) - meestal CO +, N2 + , CO2 + . Namate die komeet in die binneste sonnestelsel kom, verhit die son se bestraling die kern, "kook" af en ioniseer hierdie gasse.

Hierdie ione is elektries gelaaide deeltjies en wissel met die son se sonwind (gelaaide deeltjies wat van die son af kom). Die interaksie tussen die komeet en die sonwind verdraai magnetiese veldlyne, wat veroorsaak dat a kometiese magnetotail wat wegwys van die Son af. Die gelaaide ione stroom langs die magneetveldlyne in die magnetotail, sodat die ioonstert altyd van die son af wegwys.

CO + absorbeer sonlig en bloeisels en gee energie uit met 'n golflengte van 4200 Angstrome, dit wil sê blou lig .


Blou kleur van komeetsterte van ioon (plasma) - Sterrekunde

Breëveldbeeld van komeet Hale-Bopp se ioonstert Hierdie skynkleurbeeld van komeet Hale-Bopp (1995 O1) is op 9 April 1997 deur 'n Takahashi 8-duim-wyeveldteleskoop by Lowell Observatory verkry deur David Schleicher en Tony Farnham . Die Takahashi, wat op die Hall 42-duim (1,1 m) teleskoop gemonteer is, lewer 'n aantal grade gesigskyk in kombinasie met 'n 2048x2048 CCD. Geknip soos getoon, is die beeld 2,6 grade by 3,1 grade groot of 9,7 miljoen km by 11,6 miljoen km (5,9 miljoen myl by 7,1 miljoen myl) op die afstand van die komeet van die Aarde af. 'N Smalbandfilter is gebruik om lig wat deur koolstofmonoksiedione (CO +) uitgestraal word, met 'n golflengte van 4266 Angstrome te isoleer. Dit is die blou ioon- of plasma-stert van die komeet, wat wegwys van die son omdat die sonwind wat uit die son vloei, vasgelê en gelaaide deeltjies saamneem. Let op die verskillende gedetailleerde strukture wat sigbaar is in die ioonstert wat veroorsaak word deur die veranderende sonwind. 'N Dowwe, diffuse stofstert is ook sigbaar, veroorsaak deur sonlig wat deur stofkorrels weerkaats word. Ander opmerkings: Die heliosentriese afstand van die komeet (afstand van die son) was 0,925 AU (139 miljoen km of 86 miljoen myl). Die geosentriese afstand (afstand vanaf die aarde) was 1.432 AU (215 miljoen km of 133 miljoen myl). Die sonfasehoek is 44 grade (die son is tussen ons en Hale-Bopp, met die sterte wat van ons af wys). Kredietgrens moet 'Lowell Observatory Photograph' aandui.


Komeet NEOWISE verras sommige sterrekykers met twee sterte

Ruimtevaarders Bob Behnken, Doug Hurley en Chris Cassidy, ISS-bevelvoerder, praat met Bill Hemmer.

Terwyl sterrekykers 'n blik op NEOWISE probeer inslaan terwyl dit oor die naghemel sweef, kan sorgvuldige kykers sien dat die komeet twee sterte agter het.

Die hoofstert of stofstert van die komeet, wat altyd witterig van kleur is omdat sy deeltjies maklik sonlig op elke golflengte weerkaats, is gemaak van fragmente uit die komeet wat uit sy kern en krommes buite die baan van die komeet se baan gebring is, volgens Forbes.

Die stof wat die hoofstert opmaak, word deur drie kragte getrek: die son, die komeet self en die krag van die sonstraling.

Deeltjies met verskillende groottes word almal aan dieselfde swaartekragversnelling onderwerp, maar kleiner stofkorrels word deur sonstraling meer as groter geraak en beweeg teen verskillende snelhede, wat die stert wyer laat lyk.

Die tweede effens smaller stert word volgens Forbes egter prominent voor die hoofstofstert.

Op 'n sekere punt in die baan van die komeet word die ultraviolet lig wat uit die son uitstraal sterk genoeg om op te warm en ioniseer die komeet se koolstofmonoksied - volgens die tydskrif is die swakste molekule op ys gebaseer.

Die koolstofmonoksied absorbeer die sonlig en floreer by 4200 Angstroms, die golflengte vir blou lig, sodat dit blou lyk, volgens 'n artikel van die Case Western Reserve University.

Die hoofstofstert is altyd 'n gryswit, dieselfde kleur as die komeet self.

Die ioonstert wys altyd in 'n reguit lyn van die son af omdat dit volgens die universiteit magnetiese veldlyne verwring, aangesien dit met gelaaide winddeeltjies in wisselwerking is.

Die ioonstert bestaan ​​uit enkele molekules wat almal ewe groot is, wat beteken dat hulle gelyktydig deur die kragte rondom hulle beïnvloed word en dieselfde, nouer weg volg, volgens Forbes.

In vroeë foto's van komete is die blou ioonstert die enigste sigbare.

NEOWISE, die helderste komeet aan die lug sedert Hale-Bopp in 1997, is in Maart ontdek en kan vandeesmaand met die blote oog gesien word vir die meeste kykers in die Noordelike Halfrond.

Alhoewel baie komete twee sterte het, insluitend alle "groot komete", is dit ook moontlik dat NEOWISE 'n ekstra ioonstert het.

"Dit lyk asof die beelde van Parker Solar Probe 'n kloof in die ioonstert toon," het NASA oor NEOWISE gesê. "Dit kan beteken dat komeet NEOWISE twee ioonsterte het, benewens sy stofstert, alhoewel wetenskaplikes meer data en ontleding benodig om hierdie moontlikheid te bevestig."


Ultraklank vir hoë hoogte navorsing

Peter J. Fagenholz,. N. Stuart Harris, in Ultraklank in medisyne en amp biologie, 2012

Opkomende tegnieke

Die B-lyn tegniek

Monitering van longoedeem is van belang beide in die studie van openlike HAPE en in subkliniese vorme wat oksigenasie op groot hoogte kan beïnvloed. Konvensionele radiografie is ongevoelig geblyk vir subkliniese longoedeem en vroeë HAPE en laat nie die opeenhoping of resolusie van longoedeem maklik op nie (Vock et al. 1989 Halperin et al. 1985). Tegnieke wat hierdie tekortkominge oorkom, soos CT of MRI, is moeilik om in die veld te gebruik. 'N Reeks artikels het die gebruik van ultraklank vir die identifisering en monitering van longoedeem by pasiënte wat in die hospitaal opgeneem is, beskryf (Agricola et al. 2005 Jambrick et al. 2004). Ons het die gebruik daarvan vir die diagnose en monitering van HAPE beskryf, en dit is onlangs gebruik om subkliniese longoedeem op groot hoogte te evalueer (Fagenholz et al. 2007 Pratali et al. 2010).

Die tegniek vereis 'n standaard 2,5-5 MHz “kardiale” sonde. Die borskas word in die 2de-5de interkostale ruimtes aan die regterkant en die 2de-4de interkostale ruimtes aan die linkerkant in die middel-oksel-, anterior-oksel-, middelklavikulêre en parasternale lyne (28 totale velde) geskandeer. Die totale aantal ultrasonografiese B-lyne (voorheen komeetsterte genoem), gedefinieer as echogene, samehangende, wigvormige seine met 'n smal oorsprong in die nabye veld van die beeld, wat voortspruit uit die pleurale lyn en strek tot by die rand van die skerm (Fig. 3) word getel om 'n totale B-lyn telling te gee wat korreleer met die mate van longoedeem. Hierdie ondersoek kan betroubaar binne minder as 5 minute voltooi word (Jambrick et al. 2004).

Figuur 3. Beelde van die B-lyn tegniek van bors ultraklank. Deel a toon normale long sonder bewyse van longoedeem. Deel b toon twee B-lyne by 'n pasiënt met longoedeem op groot hoogte.

Optiese senuweeskede ultrasonografie (ONSU)

Daar is lankal veronderstel dat verhoogde ICP met AMS geassosieer word, maar hierdie verhouding is nog nie oortuigend vasgestel nie (Roach en Hackett 2001). Daar is bekend dat verhoogde TKP 'n rol speel in ernstige HACE en is dus lank reeds 'n belangstelling in navorsing op groot hoogtes. Die gebrek aan konsekwente data oor ICP op groot hoogte is hoofsaaklik te wyte aan 'n gebrek aan sensitiewe nie-indringende tegnieke vir die assessering van ICP. Waar indringende maatreëls gebruik is, was die aantal proefpersone te klein om betekenisvolle gevolgtrekkings te maak (Hartig en Hackett 1992). Onlangse data het simptome van AMS gekorreleer met ultrasonografiese assessering ONSD (Sutherland 2008 Fagenholz, 2009).

ONSD, soos gemeet deur ultraklank, is gekorreleer met radiologiese maatstawwe van verhoogde ICP (Galetta et al. 1989 Newman et al. 2002 Blaivas et al. 2003 Tayal et al. 2007) en direkte meting van ICP (Hansen en Helmke 1997 Kimberly 2008). Die fisiologiese basis van hierdie tegniek is dat toenames in ICP deur die serebrospinale vloeistof in die perineurale subarachnoïede ruimte van die optiese senuwee oorgedra word, wat 'n uitbreiding van die senuweeskede veroorsaak wat met ultraklank gemeet kan word. Toenames in TKP veroorsaak toename in ONSD. Unfortunately, to date, this technique has been shown to have significant interobserver variation ( Ballantyne et al. 2002 ) and optimal methods for acquiring and measuring images are still being developed. Nevertheless, a sufficient number of independent studies have documented correlation with radiographic and invasive measures of ICP to allow us to recommend it. It is important to recognize that using ONSU for research purposes is somewhat different than its clinical employment, which has focused of late on identifying the sensitivity and specificity of certain cutoff values for pathologically increased ICP ( Blaivas et al. 2003 Tayal et al. 2007 ). In research, trends during serial measurement in certain patients and trends seen throughout the cohort may be more important than the precise ONSD values. Additionally, for research purposes, small numbers of observers can be quickly trained to minimize problems of inter-observer variation ( Ballantyne et al. 2002 ).

ONSU is usually performed with the subject supine and with eyes closed. We have employed two methods: (1) the application of an adhesive plastic dressing over the closed eyelid, to keep ultrasound gel off the subject’s face and to hold the lid closed or (2) the application of ultrasound gel inside a thin plastic bag, into which the ultrasound probe is placed, and then the external surface of the bag is applied to the subject’s closed eyelid. Using the first technique, conductive ultrasound gel is applied to the dressing and an appropriate machine with a 7–10 MHz transducer is used to acquire a longitudinal, cross-sectional image of the optic nerve posterior to the orbit ( Fig. 4 ). Obtaining three images from each eye may minimize intraobserver variability ( Ballantyne et al. 2002 ). Others have recorded dynamic video clips rather than static images for review ( Sutherland et al. 2008 ). Approximately 20 practice examinations should be adequate for training. The examinations take less than 3 min.

Fig. 4 . Optic nerve sheath ultrasound image. Optic nerve sheath ultrasound image in a patient with high altitude cerebral edema, showing an optic nerve sheath diameter of 7.12 mm.