|
|
|
Polski Serwis Naukowy - OnLine od 1999 roku
 RSS
Dodaj do:
Warto przeczytać: W poniedziałek wieczorem Księżyc zakryje stosunkowo jasną gwiazdę z konstelacji Strzelca - poinformował PAP dr hab. Arkadiusz Olech z Centrum Astronomicznego PAN w Warszawie. Księżyc na swojej drodze na sferze niebieskiej przesuw... We wtorek 17 kwietnia jeden z największych obiektów transneptunowych, Quaoar, zakryje gwiazdę. O gratce dla miłośników obserwacji astronomicznych przy pomocy teleskopu - informuje Sekcja Obserwacji Pozycji i Zakryć Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii. Bę... Naukowcy europejscy odkryli, że ozon wpływa na rolę oceanu jako biotopu pochłaniającego dwutlenek węgla, czyli zbiornika, który absorbuje i przechowuje dwutlenek węgla pochodzący z innego etapu obiegu węgla. Czterema takimi pochłaniaczami są atmosfera, biosfera ziemska, oc... Międzynarodowy zespół naukowców przeprowadził sekwencjonowanie genomu lucerny, członka dużej grupy bobowatych roślin kwitnących, który wykorzystywany jest od dawna jako organizm modelowy na potrzeby badań w dziedzinie biologii roślin strączkowych. Naukowcy zm... Finansowane ze środków unijnych badania, przeprowadzone przez zespół fizyków niemieckich, francuskich i węgierskich, wykazały w sposób rozstrzygający, że model standardowy w fizyce cząstek elementarnych - teoria opisująca podstawowe interakcje pomiędzy c...
Ostatnio na Forum:
Dyskusje
8
odp.
4
odp. Reklama:
 Wiatr gwiazdowyCzy wiesz że...? Jasność Eddingtona - jasność gwiazdy lub innego obiektu o sferycznej symetrii, przy której ciśnienie promieniowania działające na atmosferę gwiazdy w kierunku zewnętrznym jest dokładnie równoważone przez jego przyciąganie grawitacyjne. Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze. Gwiazdy Wolfa-Rayeta odkryli w 1867 roku francuscy astronomowie Charles Joseph Étienne Wolf i Georges Rayet. Gwiazdy te charakteryzuje występowanie szerokich linii w widmach emisyjnych. Tłumaczy się to przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną powłokę gazową, rozszerzającą się z dużą prędkością (od 1000 km/s do nawet 3000 km/s). Hipoteza ta została sformułowana przez kanadyjskiego astronoma C.S. Bealsa oraz niezależnie od niego amerykańskiego astronoma Menzela.
Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas swego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie. Różne rodzaje wiatru spotykamy w różnych typach gwiazd. Najsilniejsze wiatry, o tempie utraty masy przez gwiazdę przekraczającym nawet 0,001 masy Słońca na rok, występują na etapie formowania się gwiazdy oraz w końcowych stadiach ewolucji gwiazd, na gałęzi olbrzymów. Wiatry takie są powolne, o prędkościach rzędu dziesiątek km/s, a powstają w wyniku działania ciśnienia promieniowania na pył powstający w stosunkowo chłodnej i rozdętej atmosferze gwiazdy. Przykładem młodej gwiazdy o silnym wietrze gwiazdowym jest T Tauri, a gwiazdy zaawansowanej ewolucyjnie – Gwiazda Wolfa-Rayeta. Wiatr słoneczny – strumień cząstek wypływających ze Słońca, składających się przede wszystkim z protonów i elektronów o dużej energii. Protony spokojnej fazy wiatru mają energię około 0,5 keV, zaś podczas rozbłysków rejestrowane są cząstki o energii do 1 GeV. Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Badania sondy Ulysses wykazały, że w płaszczyźnie słonecznego równika prędkość wiatru jest średnio ponad dwukrotnie mniejsza, niż na szerokościach heliograficznych obszaru polarnego. Podczas szczytu aktywności słonecznej, gdy zanikają polarne dziury koronalne, prędkość wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Słońca zmniejsza się.
Słońce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi. W przypadku gwiazdy typu G (takiej jak Słońce), wiatr jest wynikiem dyssypacji pola magnetycznego w górnych warstwach atmosfery, co prowadzi do powstania korony słonecznej i wiatru słonecznego. Prędkości takiego wiatru osiągają wartości kilkaset km/s, a wypływ masy jest stosunkowo niewielki. Dyssypacja (dysypacja) energii, rozpraszanie energii – przekształcanie energii uporządkowanego ruchu makroskopowego w energię chaotycznie rozłożoną na wiele stopni swobody, najczęściej – energię ruchów termicznych cząstek.
Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze karły to czerwone karły. Młode gwiazdy ciągu głównego typu O i B charakteryzują się dość intensywnymi i szybkimi wiatrami (prędkości powyżej tysiąca km/s) wywołanymi ciśnieniem promieniowania. Tempo wypływu to poniżej 0,000001 masy Słońca na rok. Gwiazda (zwłaszcza masywna) w trakcie ewolucji może utracić ponad połowę swojej masy. LiteraturaPole magnetyczne — stan przestrzeni, w której siły działają na poruszające się ładunki elektryczne, a także na ciała mające moment magnetyczny niezależnie od ich ruchu. Pole magnetyczne, obok pola elektrycznego, jest przejawem pola elektromagnetycznego. W zależności od układu odniesienia w jakim znajduje się obserwator, to samo zjawisko może być opisywane jako objaw pola elektrycznego, magnetycznego lub obu.
Ciśnienie promieniowania – ciśnienie wywierane na powierzchnię przez promieniowanie elektromagnetyczne. Po zaabsorbowaniu, odbiciu lub rozproszeniu wytwarza ono ciśnienie odpowiadające gęstości energii strumienia pola podzielonej przez prędkość światła. Przykładowo promieniowanie słoneczne docierające do Ziemi ma gęstość energii strumienia pola równą 1370 W/m2, więc ciśnienie promieniowania wynosi 4,6 µPa.
Czy wiesz że...? beta Olbrzym - krótkotrwałe stadium ewolucji gwiazdy mającej średnią masę. Moc promieniowania takiego olbrzyma jest kilkaset razy większa od mocy promieniowania Słońca (nasza gwiazda za około 5 mld lat stanie się olbrzymem i jego średnica wzrośnie ponad stukrotnie, a moc promieniowania tysiąckrotnie). Powyższa treść oraz zamieszczone w niej powiązane definicje/pojęcia - udostępniane są na licencji Creative Commons: uznanie autorstwa, na tych samych warunkach, z możliwością obowiązywania dodatkowych ograniczeń.
Zobacz szczegółowe informacje o warunkach korzystania
Wszystkie hasła znajdujące się w naszym mirrorze Wikipedii mają znaczenie informacyjne i edukacyjne. Nie mogą być traktowane jako porady. |
