Sterrekunde

Die verband tussen die energie van die ster en die verwarmingseffek

Die verband tussen die energie van die ster en die verwarmingseffek


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.

Omdat die temperatuur van 'n ster 'n aanduiding is van die energie wat deur elke eenheid van sy oppervlak gaan, volg dit dat vir koel rooi en warmblou sterre met dieselfde helderheid die koeler rooi ster aansienlik kleiner moet wees sodat die energie deur 'n verminderde oppervlak ontsnap en het 'n veel groter verhitting effek. Daarom kan kennis van die kleur en helderheid van 'n ster die grootte daarvan openbaar.

Ek kan veral nie die verband tussen energie en die verwarmingseffek verstaan ​​nie. Natuurlik het ek die woord "die verwarmingseffek" in my eie taal gesoek. Ek het ook in Engels gegoogle.

Wat is die verwarmingseffek in hierdie verband? Kan u my verduidelik? As u my hulp verleen, sal dit vir my baie nuttig wees.


Ek is nie seker wat u met 'verwarmingseffek' bedoel nie. Die hoeveelheid wat 'n ander liggaam deur 'n ster met helderheid verhit $ L $ word gekwantifiseer deur die effektiewe temperatuur daarvan: $$ T_ {eff} = left ( frac {L (1-a)} {16 pi sigma D ^ 2 } regs) ^ {1/4} $$ waar $ a $ die albedo is, $ D $ die afstand tot die ander liggaam is, en $ sigma $ die Stefan-Boltzmann-konstante. As die helderheid gegee word, is daar geen direkte afhanklikheid van die grootte van die ster nie.

Die enigste ding wat saak maak, is die helderheid. U het self gesê dat die helderheid dieselfde is, wat beteken dat die betrokke rooi ster waarskynlik 'n rooi superreus is - 'n lid van 'n groep wat baie van die grootste sterre in die heelal bevat.

Waarom is dit wiskundig die geval? Wel, sterre modelle kan ons vertel dat dit die geval is, maar ons kan dit ook uitvind deur middel van die Stefan-Boltzmann-wet deur aan te neem dat die sterre swart liggame is. Vir 'n voorwerp met 'n radius $ R $ en temperatuur $ T $ is die helderheid ongeveer $$ L = 4 pi sigma R ^ 2T ^ 4 $$ As ster 1 'n blou superreus is en ster 2 'n rooi superreus is, dan , om die helderheid gelyk te stel, het ons $$ L_1 = L_2 tot R_1 ^ 2T_1 ^ 4 = R_2 ^ 2T_2 ^ 4 $$ Ons weet dat $ T_2 $ veel minder is as $ T_1 $ - moontlik in 'n orde van grootte - so $ R_2 $ moet baie groter wees om die helderheid dieselfde te hê. Dit stem ooreen met wat ons waarneem en watter modelle voorspel.


Eenvoudig gestel, energie-doeltreffendheid gaan oor die gebruik van minder energie om dieselfde werk te verrig - en in die proses hoë energierekeninge en onnodige besoedeling te vermy. Baie produkte, huise, kommersiële geboue en nywerheidsfasiliteite verbruik baie meer energie as wat nodig is. Byvoorbeeld, energie-doeltreffende gloeilampe wat deur ENERGY STAR gesertifiseer is, gebruik 70 tot 90% minder energie as gloeilampe om dieselfde werk te doen: lig 'n kamer op.

Hoe kan u dus 'n verskil maak deur energie-doeltreffendheid? EPA se ENERGY STAR-program is die beste plek om te begin vir leiding oor hoe om energie te bespaar, geld te bespaar en die omgewing te beskerm. Agter elke blou ENERGY STAR-etiket is 'n produk, gebou of huis wat onafhanklik gesertifiseer is om minder energie te gebruik, wat die uitstoot verminder om lugbesoedeling te verminder en die klimaat te beskerm.

  • Soek na die ENERGY STAR as u nuwe produkte koop. Die ENERGY STAR Product Finder bied al die inligting wat u nodig het om na ENERGY STAR-gesertifiseerde produkte te begin, insluitend produkbesonderhede, kortings en kleinhandelaars in u omgewing.
  • Kom meer te wete oor die vele maniere waarop u in u huis kan spaar en hou u vordering dop met "My ENERGY STAR" - u nuwe instrumentpaneel tot besparing
  • Neem die belofte om energie te bespaar met ENERGY STAR
  • Gebruik die ENERGY STAR Rebate Finder om kortings en spesiale aanbiedings naby u op ENERGY STAR-gesertifiseerde produkte te vind om u gemak te verbeter en u verhitting- en verkoelingskoste te verlaag
  • Soek na ENERGY STAR-gesertifiseerde huise wanneer u 'n nuwe huis koop
  • Verbeter die energieprestasie van kommersiële geboue en nywerheidsaanlegte, terselfdertyd verbeter die finansiële prestasie en verminder die uitstoot deur die ENERGY STAR strategiese benadering tot energiebestuur

Raadpleeg die tegniese verwysing van die portefeuljebestuurder: Amerikaanse nasionale gebruiksintensiteit vir meer inligting oor hoe hierdie nasionale energieverbruiksintensiteite bereken word.

Mark sektor Eiendom tipe Bron EUI (kBtu / ft2) Werf EUI (kBtu / ft2)
Bankdienste / Finansiële Dienste Banktak 209.9 88.3
Bankdienste / Finansiële Dienste Finansiële kantoor 116.4 52.9
Onderwys Kollege / Universiteit 180.6 84.3
Onderwys K-12 Skool 104.4 48.5
Onderwys Voorskool / dagsorg 131.5 64.8
Onderwys Beroepsskool / Volwassene-onderwys 110.4 52.4
Openbare Vergadering Konvensiesentrum / vergaderingsaal 109.6 56.1
Openbare Vergadering Ontspannings- / Atletieksentrums 112.0 50.8
Openbare Vergadering Vermaak 112.0 56.2
Openbare Vergadering Aanbiddingsfasiliteit 58.4 30.5
Voedselverkope en diens Gerieflikheidswinkel 592.6 231.4
Voedselverkope en diens Kroeg / nagklub 297 130.7
Voedselverkope en diens Kitskos restaurant 886.4 402.7
Voedselverkope en diens Restaurant 573.7 325.6
Voedselverkope en diens Supermark / kruidenierswinkel 444 196
Voedselverkope en diens Groothandelklub / super sentrum 120 51.4
Gesondheidssorg Ambulatoriese Chirurgiese Sentrum 138.3 62.0
Gesondheidssorg Hospitaal (algemene medies en chirurgies) 426.9 234.3
Gesondheidssorg Ander / Spesiale hospitaal 433.9 206.7
Gesondheidssorg Mediese kantoor 121.7 51.2
Gesondheidssorg Buitepasiënt-rehabilitasie / fisiese terapie 138.3 62.0
Gesondheidssorg Dringende sorg / kliniek / ander buitepasiënte 145.8 64.5
Verblyf / Residensieel Kaserne 107.5 57.9
Verblyf / Residensieel Hotel 146.7 63.0
Verblyf / Residensieel Multifamily Behuising 118.1 59.6
Verblyf / Residensieel Gevangenis / opsluiting 156.4 69.9
Verblyf / Residensieel Koshuis / slaapsaal 107.5 57.9
Verblyf / Residensieel Residensiële versorgingsfasiliteit 213.2 99.0
Gemengde gebruik Gemengde gebruikseiendom 89.3 40.1
Kantoor Mediese kantoor 121.7 51.2
Kantoor Kantoor 116.4 52.9
Kantoor Veeartsenykantoor 145.8 64.5
Openbare dienste Geregshof 211.4 101.2
Openbare dienste Brandweer / Polisiestasie 124.9 63.5
Openbare dienste Biblioteek 143.6 71.6
Openbare dienste Possentrum / poskantoor 96.9 47.9
Openbare dienste Vervoerterminal / stasie 112.0 56.2
Kleinhandel Motorhandelaar 124.1 55.0
Kleinhandel Toegeboude winkelsentrum 170.7 65.7
Kleinhandel Strip Mall 228.8 103.5
Kleinhandel Winkel 120.0 103.5
Tegnologie / Wetenskap Laboratorium 318.2 115.3
Dienste Droogskoonmaak, Skoenherstelwerk, Slotmaker, Salon, ens. 96.9 47.9
Nuts Drinkwaterbehandeling en verspreiding 5.9 2.3
Nuts Energie / Kragstasie 89.3 40.1
Pakhuis / stoor Selfopbergingsfasiliteit 47.8 20.2
Pakhuis / stoor Verspreidingsentrum 52.9 22.7
Pakhuis / stoor Nie-verkoelpakhuis 52.9 22.7
Pakhuis / stoor Verkoelpakhuis 235.6 84.1

Vir meer inligting oor nasionale intensiteite vir energieverbruik in Kanada, sien:


Sterrekunde sonder 'n teleskoop en wette vir sterrevorming

Neem 'n wolk van molekulêre waterstof, voeg 'n bietjie onstuimigheid by en u kry stervorming - dit is die wet. Die doeltreffendheid van stervorming (hoe groot en hoe bevolk hulle word) is grotendeels 'n funksie van die digtheid van die aanvanklike wolk.

Op 'n galaktiese vlak of sterretros, sal 'n lae gasdigtheid 'n yl bevolking lewer van gewoonlik klein, dowwe sterre, en 'n hoë gasdigtheid moet 'n digte bevolking van groot, helder sterre tot gevolg hê. Die oorweging van dit alles is egter die belangrikste kwessie van metallisiteit - wat die doeltreffendheid van stervorming verminder.

Eerstens, die sterk verband tussen die digtheid van molekulêre waterstof (H2) en die doeltreffendheid van stervorming staan ​​bekend as die Kennicutt-Schmidt-wet. Atoomwaterstof word nie beskou as die vorming van sterre nie, omdat dit te warm is. Eers as dit afkoel om molekulêre waterstof te vorm, kan dit aanmekaar begin saamtrek & # 8211 waarna ons kan verwag dat stervorming moontlik sal word. Natuurlik skep dit 'n bietjie raaisel oor hoe die eerste sterre in 'n digter en warmer oer-heelal kon gevorm het. Miskien het donker materie daar 'n sleutelrol gespeel.

Nietemin kan ongebonde gas in die moderne heelal makliker afkoel tot molekulêre waterstof as gevolg van die teenwoordigheid van metale wat deur die vorige bevolking van sterre tot die interstellêre medium gevoeg is. Metale, wat enige elemente swaarder as waterstof en helium is, kan 'n wyer verskeidenheid stralingsenergievlakke absorbeer, wat waterstof minder blootstel aan verhitting. Daarom is dit meer geneig om 'n metaalryke gaswolk molekulêre waterstof te vorm, wat dan sterker vorming sal ondersteun.

Maar dit beteken nie dat stervorming doeltreffender is in die moderne heelal nie, en dit is weer eens te danke aan metale. In 'n onlangse artikel oor die afhanklikheid van stervorming van metallisiteit word voorgestel dat 'n groep sterre uit H ontwikkel2 wat in 'n gaswolk saamtrek, vorm eers voorste kern wat meer materie via swaartekrag intrek totdat dit sterre word en dan sterwind begin produseer.

Verwantskap tussen die krag van sterwinde en sterremassa (dit wil sê die groot ster het 'n groot wind) - met die effek van metaal oorgetrek. Die soliede lyn is die metaalagtigheid van die son (Z = Zsol). Hoë metallisiteit lewer kragtiger winde vir dieselfde sterre massa. Krediet: Dib et al.

Kort voor lank begin die sterwind & # 8216terugvoer & # 8217 genereer, wat die toename van verdere materiaal teëwerk. Sodra die uitwaartse druk van sterwind eenheid met die inwaartse swaartekrag bereik, staak verdere stergroei & # 8211 en groter O- en B-klassterre verwyder alle oorblywende gas uit die trosstreek, sodat alle stervorming geblus word.

Die afhanklikheid van die doeltreffendheid van die vorming van sterre van die metallisiteit is die gevolg van die effek van metaal op die sterwind. Hoëmetaalsterre het altyd kragtiger winde as enige ekwivalente massa, maar laermetaalsterre. Dus sal 'n sterregroep & # 8211 of selfs 'n sterrestelsel & # 8211 gevorm uit 'n gaswolk met 'n hoë metaalvermoë sterre-vorming hê. Dit is omdat alle sterre en groei groei word belemmer deur hul eie sterre wind terugvoer in laat stadiums van groei en enige groot O- of B-klassterre sal alle oorblywende ongebonde gas vinniger uit die weg ruim as hul lae metaal-ekwivalente.


Meteoriete, komete en planete

A.M. Davis, F.M. Richter, in Verhandeling oor geochemie, 2007

1.15.4.2.4 Herverhitingsmeganismes vir die tipe B CAI's

Die twee mees algemene voorstelle vir die smelt en verdamping van silikon en magnesium uit die tipe B CAI's behels verwerking deur die x-wind (sien Shu et al., 1996, 2001) of skokverhitting (sien Desch en Connolly, 2002). Shu en kollegas het voorgestel dat CAI's tot hoë temperature verhit kon word, aangesien hulle baie naby aan die jong ster gebring is en dan afgekoel het terwyl hulle teruggeslinger is op die protoplanetêre skyf deur 'n x-wind. Die herverhitting en daaropvolgende verkoeling van CAI's in die x-wind-model is nog nie gekwantifiseer tot die punt dat dit getoets kan word in terme van die mate van elementêre en isotopiese fraksies wat geproduseer word nie. Daarteenoor bied die neweskokmodel van Desch en Connolly (2002) voldoende gedetailleerde temperatuur- en drukgeskiedenis om in 'n CAI-verdampingsmodel in te voer. Figuur 18 toon die berekende trajek in temperatuur-samestellingsruimte vir 'n tipe B CAI wat onderworpe is aan die temperatuur- en drukgeskiedenis wat Desch en Connolly (2002) gee vir hul 'kanonieke' skok (Richter et al., 2006b). Die voorloper in hierdie voorbeeld het begin met die samestelling op die kondensasiekurwe soos getoon in Figuur 15. Die temperatuur-samestellingstrajek word bereken deur gebruik te maak van Vergelyking (20) tesame met die naskokdruk van 5 × 10 −4 bar gegee deur Desch en Connolly (2002) en lei daartoe dat meliliet kristalliseer by 1.380 ° C met Åk25 en magnesium-isotope met 2,6 action gefractioneer. Die berekende bulkamestelling, δ 25 Mg (2.6 ‰), en die åkermanitiese inhoud van die eerste meliliet wat gekristalliseer het, is dié van 'n tipiese CAI-tipe B.

Figuur 18. Die blou kurwe gee die eksperimentele bepaling van ewewigskristallisatietemperatuur (of ekwivalente oplossingstemperatuur) van meliliet in 'n CaO – MgO – SiO2–Al2O3 smelt gestip as 'n funksie van die molverhouding van die som van die meer vlugtige oksiede MgO en SiO2 tot die som van die meer vuurvaste oksiede CaO en Al2O3. Die molfraksie van åkermaniet in die eerste meliliet wat kristalliseer, wissel stelselmatig met hierdie parameter (Mendybaev et al., 2006). Die roete is die baan van die voorloper op die kondensasiekurwe soos getoon in Figuur 15, onderhewig aan die termiese geskiedenis (getoon as 'n inlas) en druk, (P= 5 × 10 −4 bar) bereken deur Desch en Connolly (2002) vir die verhitting van gekondenseerde vaste stowwe deur die gang van 'n 'kanonieke' neweskok. Dit het 'n baie tipiese CAI van tipe B tot gevolg wat die samestelling van magnesium, isotopiese fraksionering van magnesium en åkermaniet-inhoud van die eerste meliliet wat kristalliseer. Gereproduseer met toestemming van Meteoritical Society van Richter et al. (2006b).


3 Resultate en bespreking

3.1 Ontmoeting Desorpsie van H2

In die eerste plek het ons ons model met Hincelin et al. (2015). In Figuur 1 het ons ons resultate vergelyk met die resultate wat in Hincelin et al. (2015). Vir hierdie vergelyking, na aanleiding van Hincelin et al. (2015), het ons T & # x0003d 10 & # x000a0K, ED (H 2, H 2 O) & # x0003d 440 & # x02002 K, ED (H, H 2 O) & # x0003d 450 & # x02002 K, ED (H 2, H 2) & # x0003d 23 & # x02002 K, en R & # x0003d 0.5. Soliede kurwes in Figuur 1 stel die gevalle voor wat hier verkry word, en die res word uit Hincelin et al. (2015) deur die aanlyn-instrument van Rohatgi (2020) te gebruik. Ons resultate met en sonder desorpsie van die ontmoeting toon 'n uitstekende pasmaat met Hincelin et al. (2015). Tans word in die KIDA-databasis (kida.astrophy.u-bordeaux.fr) meer opgedateerde BE-waardes gelys. Dit dui daarop dat E D (H, H 2 O) & # x0003d 650 & # x02002 K. Die resultate verkry uit ons kwantumchemiese berekeninge wat in Tabel 1 getoon word, verteenwoordig die geskatte BE-waardes met die H2 substraat. In die volgende afdeling het ons hierdie opgedateerde energiewaardes gebruik, en die gevolge van die veranderinge daarvan word bespreek.

FIGUUR 1. Die vergelyking tussen Figuur 2 van Hincelin et al. (2015) en die sake wat hier verkry is. Ons het Figuur 2 van Hincelin et al. (2015) deur die aanlyn-instrument van Rohatgi (2020) te gebruik. Drie gevalle word getoon: (A) geen ontmoeting desorpsie word oorweeg met E D (H 2, H 2 O) & # x0003d 440 & # x02002 K, (B) geen ontmoeting desorpsie word oorweeg met E D (H 2, H 2) & # x0003d 23 & # x02002 K, (C) desorpsie van H teëkom2 is oorweeg met E D (H 2, H 2 O) & # x0003d 440 & # x02002 K, en E D (H 2, H 2) & # x0003d 23 & # x02002 K. Ons het 'n uitstekende pasmaat opgemerk tussen ons berekende (soliede kurwes) bestendige toestand-oorvloed van H2 op korreloppervlak en dit verkry in Hincelin et al. (2015) (onderbroke kurwes).

3.1.1 gH2

Figuur 2 toon die tydsevolusie van gH2 deur n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en R & # x0003d 0,35 & # x02212 0,80 te oorweeg. Interessant genoeg is die oorvloed van gH2 blyk onveranderlik te wees met die veranderinge van R & # x02019, terwyl dit sterk afhang van R in desorpsie. R & # x02019 se laer waarde beteken 'n vinniger springtempo, terwyl 'n hoër waarde 'n vertraagde springtempo verteenwoordig. Met die toename in R, gH2 oorvloed verhoog vir die geval van desorpsie-desorpsie. Dit beteken dat wanneer ons die waarde van R & # x02019 verhoog, die desorpsie-effek verswak. Die linkerpaneel van Figuur 5 wys dat met die toename in R & # x02019-waarde, 'n bestendige afname in die verhouding tussen die gH2 oorvloed met geen ontmoeting desorpsie geval (NE) en met ontmoeting desorpsie geval (EN) word verkry. Die waarskynlikheid van die desorpsie van die ontmoeting is omgekeerd eweredig aan die diffusietempo (Vgl. 5) of huppel (Vgl. 7). Aangesien die toename in die waarde van R vinniger diffusie en huppel veroorsaak, verlaag dit die kans op desorpsie van H2 soos verwag. Figuur 3 toon die tydsevolusie van gH2 met NE en EN wanneer ons R & # x0003d 0.35, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en n H & # x0003d 10 4 & # x02013 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3 gebruik het. In beide gevalle is daar oorvloed van gH2 vermeerder met die digtheid. Die middelste paneel van Figuur 5 toon die gH2 oorvloedverhouding tussen NO en EN met digtheid. Dit beeld uit dat die effek van ontmoeting desorpsie meer duidelik is vir hoër digtheid. Figuur 4 toon die gH2 oorvloed wanneer ons n H & # x0003d 10 7, R & # x0003d 0,35 en T & # x0003d 5 & # x0201320 & # x000a0K. In die regterpaneel van Figuur 5 het ons die gH getoon2 oorvloedverhouding verkry tussen NE en EN met die temperatuurveranderings. Uit die figure kan gesien word dat die effek van die desorpsie van die ontmoeting maksimaal is teenoor die laer temperatuur (& # x0223c10 & # x000a0K), en dit staak ongeveer 20 & # x000a0K. Die kromme is soortgelyk aan die H2 formasie-doeltreffendheid bespreek in Chakrabarti et al. (2006a), Chakrabarti et al. (2006b) vir olivienkorrels. Met die daling in temperatuur neem die H-atome & # x02019 mobiliteit af. Dus neem die vormingstempo af. Met die toename in temperatuur neem die hupsnelheid toe, wat die vormingsdoeltreffendheid kan verhoog, maar terselfdertyd neem die verblyftyd van H-atome af wat die H beïnvloed.2 vormingsdoeltreffendheid. As gevolg hiervan het die H2 formasie-doeltreffendheid is maksimum op ongeveer & # x0223c10 & # x000a0K, en die ontmoetings-desorpsie-effek word uitgespreek by die piek van waterstofvorming.

FIGUUR 2. Tydsevolusie van die oorvloed van gH2 met n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3 en T & # x0003d 10 & # x02002 K word getoon vir R & # x0003d 0,35, 0,5 en 0,8. Die pers gestippelde pers kurwe stel die tydsevolusie van gH voor2 oorvloed met die desorpsie sonder ontmoeting [met E D (H, H 2 O) & # x0003d 450 & # x02009 K]. Dit beeld uit dat die gH2 oorvloed bly ongeveer onveranderlik met die veranderinge in R. Wanneer ontmoeting desorpsie word ingebring, gH2 oorvloed neem toe met die R. Die tydsevolusie van die gH2 oorvloed met E D (H 2, H 2) & # x0003d 23 & # x02002 K en E D (H, H 2 0) & # x0003d 450 & # x02002 K word met die groen stippellyn getoon wanneer die metode van Hincelin et al. (2015) word gebruik en 'n blou stippellyn wanneer die metode van Chang et al. (2012) word gebruik. gH2 oorvloed verkry met ons geskatte BE-waarde [d.w.z. E D (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K] word met 'n soliede geel lyn getoon. Vir hierdie geval het ons E D (H, H 2 O) & # x0003d 450 & # x02002 K gebruik en die metode gebruik in Chang et al. (2021). Met die swart stippellyn, die tydsevolusie van gH2 oorvloed word getoon met E D (H, H 2 O) & # x0003d 650 & # x02002 K en metode van Chang et al. (2021). Ons het beduidende verskille gesien wanneer ons verskillende energieversperrings en verskillende metodes gebruik het (Hincelin et al., 2015 Chang et al., 2021). Verkreë waardes van gH2 word verder in Tabel 3 opgemerk vir beter begrip.

FIGUUR 3. Tydsevolusie van gH2 met R & # x0003d 0,35 en verskillende n H (10 4, & # x02009 10 5, 10 6 en 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3) word getoon. Dit dui aan dat die effek van ontmoeting desorpsie toeneem met die toename in digtheid.

FIGUUR 4. Tydsevolusie van gH2 met R & # x0003d 0,35, n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, en verskillende temperature (5, 10, 15, en 20 & # x000a0K) word getoon. Dit toon aan dat die effek van ontmoeting desorpsie afneem met die toename in temperatuur.

FIGUUR 5. Die verhouding tussen die finale oorvloed van gH2 verkry met die geen ontmoeting (NE) desorpsie en ontmoeting desorpsie (EN) word getoon. Van links na regs wys dit die variasie van hierdie verhouding met onderskeidelik R, n H en temperatuur.

Vir 'n beter illustrasie: die verkregen oorvloed met R & # x0003d 0,35, T & # x0003d 10 & # x000a0K, en n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3 word in Tabel 3 aangeteken aan die einde van die totale simulasietyd (& # x0223c10 6 & # x000a0jaar). Chang et al. (2021) beskou die kompetisie tussen springtempo en desorpsiesnelheid van H2 (Vgl. 7), terwyl (Hincelin et al., 2015) die stryd tussen die diffusie- en desorpsietempo van H2 (Vgl. 5). Hierdie verskil in oorweging lei tot & # x0223c twee keer hoër oorvloed aan gH2 met inagneming van Chang et al. (2021) in vergelyking met Hincelin et al. (2015) (sien geval 2 en 3 van Tabel 3 en Figuur 2). Ons kwantiese chemiese berekening lewer ED (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K, wat hoër is as wat dit gebruik is in die vorige literatuurwaarde van 23 & # x000a0K (Cuppen en Herbst, 2007 Hincelin et al., 2015 Chang et al., 2021). Die berekende adsorpsie-energie word verder verhoog na 79 & # x000a0K as ons die IEFPCM-model oorweeg het. Tabel 3 toon dat toename in die BE [E D (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K, en 79 & # x000a0K, geval 4 en 5 van Tabel 3] opeenvolgend hoër oppervlakbedekking van gH tot gevolg het2 as wat dit was met E D (H 2, H 2) & # x0003d 23 & # x02002 K (geval 3 van Tabel 3). In geval 5 van Tabel 3 het ons kennis geneem van die oorvloed van gH2 wanneer geen ontmoetingsdesorpsie-effek oorweeg word nie, maar 'n hoër adsorpsie-energie van H-atoom gebruik word [E D (H, H 2 O) & # x0003d 650 & # x02002 K]. Geval 6 van Tabel 3 het ook hierdie adsorpsie-energie van H-atoom saam met E D (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K, en die metode van Chang et al. (2021) gebruik word. 'N Vergelyking tussen die oorvloed van gH2 van geval 4 en geval 6 (die verskil tussen hierdie twee gevalle is in ag genome die adsorpsie-energie van gH) lewer 'n marginale afname in die hoeveelheid gH2 wanneer hoër adsorpsie-energie van gH gebruik word.

3.1.2 gH

Die verkregen oorvloed aan gH word aangeteken in tabel 3. Die gH-oorvloed word in Chang et al marginaal verlaag. (2021) in vergelyking met Hincelin et al. (2015). Die gebruik van hoër ED (H 2, H 2) (& # x0223c67 & # x000a0K en 79 & # x000a0K) verlaag die waarde van gH in vergelyking met geval 2. Die gebruik van die H-atoom se hoër adsorpsie-energie (650 & # x000a0K ) kan die gH-oorvloed met 'n paar orde van grootte verhoog (sien geval 7 van Tabel 3).

3.1.3 gH2O en gCH3OH

Die effek van desorpsie op die ander hoofoppervlakspesies (gH2O en gCH3OH) word ook getoon in Tabel 3. In die hakie-term het ons kennis geneem van die persentasie toename in hul oorvloed vanaf die geval waar geen ontmoeting desorpsie oorweeg is nie [vir ED (H, H 2 O) & # x0003d 450 & # x02002 K en onderskeidelik 650 & # x000a0K]. Tabel 3 toon dat die oorweging van ontmoeting desorpsie van H2 kan die metanol-oorvloed (geval 3 en geval 7) aansienlik verander (verkry met & # x0223c27 & # x0201330%) van wat verkry is met die geen ontmoeting desorpsie (geval 1 en geval 6). Die veranderinge in die oppervlakte-oorvloed van water is egter minimaal (& # x0223c & # x000b11%) vir die toevoeging van die desorpsie van H2. Hierdie veranderinge (toename of afname) is baie afhanklik van die adsorpsie-energie van H, temperatuur, digtheid en die waarde van R (& # x0223c0.35 in Tabel 3 opgemerk). Die veranderinge in E D (H 2, H 2) van 23 tot 67 & # x000a0K kan die oppervlakte-oorvloed van metanol en water beïnvloed. Tussen geval 3 en geval 4 van tabel 3 kan ons byvoorbeeld sien dat daar 'n beduidende toename is (& # x0223c15%) in die oorvloed van gH2O wanneer hoër adsorpsie-energie [E D (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K] gebruik word. Hierdie hoër adsorpsie-energie kan egter die metanol op die graan effens onderproduseer. Kortom, uit Tabel 3, is dit duidelik dat die desorpsie van die ontmoeting die oorvloed van oppervlakspesies aansienlik kan verander. Tog is hierdie veranderinge baie afhanklik van die aangenome adsorpsie-energie met die water en H2 ys en fisieke parameters aangeneem (n H, R, T).

3.2 Ontmoet Desorpsie van ander spesies

Die idee om desorpsie teë te kom Hincelin et al. (2015) het hoofsaaklik ontstaan ​​om die verbeterde oppervlakbedekking van H uit te skakel2 in die relatief digter en kouer medium. Aangesien H2 het laer adsorpsie-energie met die wateroppervlak (& # x0223c440 & # x000a0K), kan dit baie vinnig op die oppervlak beweeg en 'n posisie bo-op 'n ander H inneem2 molekule. In die digter en kouer streek vergroot die kanse dat dit voorkom. Aangesien die H2 molekuul op H2 het weglaatbare BE [23 & # x000a0K gebruik in Cuppen en Herbst (2007), Hincelin et al. (2015)], kan dit maklik terugdors na die gasfase. Ander oppervlakspesies kan natuurlik H ontmoet2, maar die idee van hierdie ontmoeting desorpsie ontstaan ​​wanneer die spesie 'n posisie op die bokant van die H kan inneem2 molekule. Byvoorbeeld, 'n koolstofatoom het 'n BE van 10.000 & # x000a0K (Wakelam et al., 2017). H2 vinnig een C-atoom op die korreloppervlak kon ontmoet, maar as gevolg van die laer beweeglikheid van atoomkoolstof by 'n lae temperatuur, elke keer as H2 sal bo-op die koolstofatoom wees. Aangesien die hele C-H2 stelsel aan die watersubstraat geheg is, sal dit nie die kans op desorpsie-desorpsie bevredig nie. Onder die verskillende sleutelelemente wat in hierdie studie oorweeg word, het gH, gN en gF die BE van 650 & # x000a0K (Wakelam et al., 2017), 720 & # x000a0K (Wakelam et al., 2017) en 800 & # x000a0K (gelys) in die oorspronklike OSU-gaskorrelkode van Eric Herbst-groep in 2006), onderskeidelik, met die waterys. Dit lewer 'n redelike tydskaal om selfs by lae korreltemperature te spring (& # x0223c10 & # x000a0K). Aangesien die aanvanklike elementêre oorvloed van F weglaatbaar is, kan ons die bydrae daarvan verwaarloos. Die springtydskaal is sterk afhanklik van die veronderstelde waarde van R. Deur byvoorbeeld R & # x0003d 0,35, by 10 & # x000a0K te oorweeg, is die springtydskaal vir gH en gN 1,12 & # x000d7 10 4 jaar [met ED (H, H 2 O) & # x0003d 650 & # x02002 K ] en 4.61 & # x000d7 10 & # x02212 3 jaar [met ED (N, H 2 O) & # x0003d 720 & # x02002 K], onderskeidelik. Dit verander na 1.9 en 226 & # x000a0jaar vir onderskeidelik H- en N-atome, vir R & # x0003d 0.5. Aangesien die tipiese leeftyd van 'n donker wolk & # x0223c10 6 & # x000a0jaar is, word die kriterium wat verband hou met die desorpsie van die ontmoeting dikwels bevredig. Onder die di-atoomsoorte is H2 het net 'n vinniger omruilsnelheid (met BE 440 & # x000a0K, wat ooreenstem met 'n springtydskaal van & # x0223c 1.24 & # x000d7 10 & # x02212 onderskeidelik 7 jaar en 9 & # x000d7 10 & # x02212 5 jaar, met R & # x0003d 0,35 en R & # x0003d 0,5). As ons kyk na die vinniger springtempo en hul oorvloed op die graanoppervlak, het ons die oorweging van die ontmoeting desorpsie van hierdie spesies uitgebrei. Ons het gX & # x0002b gH 2 & # x02192 X & # x0002b gH 2 oorweeg, waar X na H verwys2, H en N.

In Figuur 6 het ons die tydsontwikkeling van die oorvloed van gH, gH getoon2, gN, gD en gHD met n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en R & # x0003d 0,35. Die ontmoeting desorpsie van H2 en sonder die ontmoeting word desorpsie-effek getoon om die verskille aan te toon. Figuur 6 toon dat die oorvloed van gN, gH en gH2 'n redelike hoë oppervlakbedekking het. Aangesien hierdie spesies 'n redelike springtempo by die lae temperatuur het, moet desorpsie van hierdie spesies in die chemiese model oorweeg word. Hier het ons die ontmoeting desorpsie van hierdie spesies opeenvolgend ingesluit om die effek daarvan op die finale oorvloed van sommige van die belangrikste oppervlakspesies (gH2O, gCH3OH, en gNH3). Om die effek van ontmoeting desorpsie van die ander spesie te kontroleer, het ons die ontmoeting desorpsie van H agtereenvolgens ingesluit2, H en N. Figuur 7 toon die tydsevolusie van die ontmoeting desorpsie van gH2O, gCH3OH, en gNH3. Ons het reeds die ontmoeting desorpsie van gH bespreek2 in Afdeling 3.1. Figuur 7 wys dat wanneer ons die ontmoeting desorpsie van die H-atoom en die N-atoom insluit, die evolusie van die oorvloed gedurende die tyd betekenisvolle veranderinge in oorvloed toon. Dit beeld uit dat die oorweging van gH aansienlik kan verhoog as die effek van die desorpsie van die N-atoom in ag geneem word2O, gCH3OH, en gNH3 vir die fisiese toestand wat hier beskou word (n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en R & # x0003d 0,35). Verder het ons die ontmoeting desorpsie van D en HD ingesluit deur dieselfde BE te beskou as wat dit vir H en H verkry is2 met die H2 substraat. Die kumulatiewe effek (deur die ontmoeting desorpsie van H, H2, N, D en HD saam) op die oorvloed word getoon met die stippelkromme. Ons het opgemerk dat die oorvloedprofiel, met inagneming van die kumulatiewe effek, 'n noemenswaardige verskil toon van die verkryging met die desorpsie-geval sonder ontmoeting. Maar die kumulatiewe effek verskil effens van die ontmoetingsdesorpsie-effek van H2. In Figuur 8 het ons die temperatuurvariasie van die finale hoeveelhede water, metanol en ammoniak getoon ten opsigte van totale waterstofkerne in alle vorme. Dit toon dat die ysfase-oorvloed van metanol, water en ammoniak sterk kan afwyk van die geval van desorpsie sonder ontmoeting. Soos in figuur 7, het ons ook gesien dat die kumulatiewe effek van die ontmoeting desorpsie marginaal afwyk van die ontmoeting desorpsie van H2. Ongeveer 20 & # x000a0K het ons 'n wonderlike pas opgemerk tussen die kumulatiewe desorpsie-geval (sip-streep-siaanlyn), H2 ontmoeting met desorpsie geval (soliede rooi lyn), en geen desorpsie geval (soliede swart lyn) nie. Die regterpaneel van Figuur 5 toon dat, aangesien ons die temperatuur hoër as 10 & # x000a0K verhoog het, die effek van die ontmoeting desorpsie van H2 begin afneem. Ongeveer 20 & # x000a0K verminder dit ongeveer. Aangesien die kumulatiewe effek die aard van H volg2 desorpsie teëkom, stem dit ook ooreen met die geval van geen ontmoeting met desorpsie by & # x0223c20 & # x000a0K.

FIGUUR 6. Tydsevolusie van die oorvloed van H, H2, D, HD en N verkry uit ons simulasie word getoon. Soliede kurwes stel die gevalle voor deur die ontmoeting desorpsie [met E D (H 2, H 2) & # x0003d 67 & # x02002 K] van H te oorweeg2 en geen desorpsie (onderbroke kurwes) met ED (H, H 2 O) & # x0003d 650 & # x02002 K, n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en R & # x0003d 0,35.

FIGUUR 7. Die tydsevolusie van die oorvloed ysfase water (eerste paneel), metanol (tweede paneel) en ammoniak (derde paneel) word getoon vir n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3, T & # x0003d 10 & # x02002 K, en R & # x0003d 0,35. Dit toon 'n beduidende verskil tussen die oorweging van ontmoeting desorpsie (vaste groen lyn vir H2, soliede rooi lyn vir H, en soliede blou lyn vir N) en sonder ontmoeting desorpsie (swart lyn). Die ontmoeting desorpsie van H, N, H2, D en HD word gesamentlik beskou (bruin stippellyn) en toon aan dat dit effens afwyk van die ontmoeting desorpsie van H2.

FIGUUR 8. Temperatuurvariasie van die oorvloed ysfase water (eerste paneel), metanol (tweede paneel) en ammoniak (derde paneel) word getoon vir n H & # x0003d 10 7 & # x02002 cm & # x02212 3 en R & # x0003d 0,35 . Dit toon 'n beduidende verskil tussen die oorweging van ontmoeting desorpsie en sonder ontmoeting desorpsie (swart lyn). Die ontmoeting desorpsie van H, N, H2, D en HD word gesamentlik beskou, en soos in figuur 7, wissel dit effens van die ontmoeting desorpsie van H2.


Waarnemingsgetuienis van aktiewe terugvoering van die galaktiese kern

Bestraling, winde en strale van die aktiewe kern van 'n massiewe sterrestelsel kan interaksie met sy interstellêre medium hê, en dit kan lei tot uitstoot of verhitting van die gas. Dit beëindig die vorming van sterre in die sterrestelsel en verstik die aanwas in die swart gat. Sulke terugvoer oor aktiewe galaktiese kerne (AGN) kan die waargenome eweredigheid tussen die sentrale swart gat en die gasheermassa verklaar. Dit is moeilik om direkte waarnemingsbewyse te kry vir die stralings- of kwasarwyse van terugvoer, wat plaasvind wanneer AGN baie helder is, maar dit samel uit enkele uitsonderlike voorwerpe. Terugvoer vanaf die kinetiese of radio-modus, wat die meganiese energie gebruik van radio-stralende stralers wat dikwels gesien word as AGN op 'n laer vlak werk, is algemeen in massiewe elliptiese sterrestelsels. Hierdie modus word goed direk waargeneem deur middel van X-straalwaarnemings van die sentrale sterrestelsels van koel kerngroepe in die vorm van borrels in die warm omliggende medium. Die energievloei, wat ongeveer deurlopend is, verhit die warm intraklustergas en verminder die verkoeling van die straling en die daaropvolgende stervorming met 'n orde van grootte. Terugvoer blyk 'n lang verwarmings- / verkoelingsbalans te handhaaf. Powerful, jetted radio outbursts may represent a further mode of energy feedback that affects the cores of groups and subclusters. New telescopes and instruments from the radio to X-ray bands will come into operation over the next several years and lead to a rapid expansion in observational data on all modes of AGN feedback.


Greenhouse gases and climate change

Greenhouse gases include several naturally occurring molecules — like water vapor, carbon dioxide, methane, nitrous oxide and ozone — as well as several manufactured ones, like chlorofluorocarbons, according to the Australian Department of the Environment and Energy. Over the past century or so, human activities — such as the burning of fossil fuels, intensive agriculture, livestock raising and land clearing — have dramatically increased the concentrations of greenhouse gases in Earth's atmosphere, to the point where it's changing our planet's climate.

Since the middle of the 20th century, greenhouse gases produced by humans have become the most significant driver of climate change, according to the U.S. Environmental Protection Agency. Carbon dioxide levels in the atmosphere have increased by more than 40% since the start of the Industrial Revolution, from roughly 280 parts per million (ppm) to more than 400 ppm today.

The last time Earth's atmosphere had similar carbon dioxide concentrations was during the Pliocene epoch, between 3 million and 5 million years ago, according to the Scripps Institution of Oceanography in San Diego. That's at least 2.8 million years before modern humans roamed the planet. Fossils show that forests grew in the Canadian Arctic during the Pliocene, and savannas and woodlands spread over what's now the Sahara desert.

While some people still doubt the reality of human-induced climate change, the evidence for it is overwhelming. Since the 1850s, the average global surface-air temperature has risen by around 1.4 F (0.8 C), and ocean temperatures are now at the highest levels ever recorded.

Increases in greenhouse gases in the coming decades are expected to harm human health, increase droughts, contribute to sea level rise, and decrease national security and economic well-being throughout the world.


Types of Doors

One common type of exterior door has a steel skin with a polyurethane foam insulation core. It usually includes a magnetic strip (similar to a refrigerator door magnetic seal) as weatherstripping. If installed correctly and not bent, this type of door needs no further weatherstripping.

The R-values of most steel and fiberglass-clad entry doors range from R-5 to R-6, excluding a window. For example, a 1-1/2 inch (3.81 cm) thick door without a window offers more than five times the insulating value of a solid wood door of the same size.

Glass or "patio" doors, especially sliding glass doors, lose much more heat than other types of doors because glass is a very poor insulator. Most modern glass doors with metal frames have a thermal break, which is a plastic insulator between inner and outer parts of the frame. Models with several layers of glass, low-emissivity coatings, and/or low-conductivity gases between the glass panes are a good investment, especially in extreme climates. When buying or replacing patio doors, swinging doors generally offer a tighter seal than sliding types. Look at NFRC labels to find air leakage ratings. A door with one fixed panel will have less air leakage than a door with two operating panels.

It's impossible to stop all the air leakage around the weatherstripping on a sliding glass door and still be able to use the door. In addition, after years of use the weatherstripping wears down, so air leakage increases as the door ages. If the manufacturer has made it possible to do so, you can replace worn weatherstripping on sliding glass doors.


ENERGY STAR and equity

Beyond the emissions reductions benefits noted above, ENERGY STAR relies on several pathways to help disadvantaged consumers access the program and save money. For example, ENERGY STAR prioritizes outreach to low-income populations on products that have the greatest opportunity to save energy and dollars. And for products that may be cost-prohibitive, such as replacement windows, the ENERGY STAR program looks for alternatives. In the case of windows, EPA recently added storm windows as a new ENERGY STAR product category, giving consumers a lower-cost option that is easier to install. Paired with carefully researched bilingual messaging, utility-sponsored rebates, and geo-targeted advertising to encourage purchases, ENERGY STAR certified products can deliver significant cost savings for low-income families.

ENERGY STAR is also focused on increasing the energy efficiency of affordable homes across all sectors. Roughly 20% of ENERGY STAR builder partners work in the affordable housing space, including 550 Habitat for Humanity affiliates who have constructed more than 18,000 ENERGY STAR certified homes. ENERGY STAR also partners with 80 manufactured housing plants that have built more than 66,500 ENERGY STAR certified manufactured homes. Within the multifamily sector, more than 75 percent of ENERGY STAR multifamily high-rise projects are identified as affordable housing. In addition, ENERGY STAR home certification is used as criteria by more than 30 state government housing finance programs that provide low-income housing tax credits.

For additional details about ENERGY STAR achievements see ENERGY STAR Impacts. For ENERGY STAR facts and figures broken down geographically by state, see ENERGY STAR State Fact Sheets. For achievements by ENERGY STAR Award Winners, see the ENERGY STAR Award Winners Page.


Kyk die video: zwaarte energie kinetische energie 1 (November 2022).