|
|
|
Polski Serwis Naukowy - OnLine od 1999 roku
 RSS
Dodaj do:
Warto przeczytać: Ponad jeden gigawat energii mogą już wytworzyć zainstalowane w Polsce elektrownie wiatrowe. Takich instalacji jest obecnie 347 - poinformowała PAP Agnieszka Głośniewska z Urzędu Regulacji Energetyki. Najwięcej instalacji (pojedyncze wiatra... Naukowcy z Centrum Badań Kosmicznych PAN, w artykule opublikowanym w najnowszym numerze prestiżowego czasopisma Astrophysical Journal Letters, starają się wyjaśnić naturę Wstęgi - rozcinającej niebo struktury w kształcie pierścienia, którą satelita IBEX odkrył w zeszłym roku. Autorzy publikac... W ramach finansowanego ze środków unijnych projektu udało się zbudować specjalne elektrownie słoneczne do chłodzenia łatwo psujących się produktów w tunezyjskiej wytwórni win oraz w marokańskiej mleczarni, wykazując ekonomiczną opłacalność systemów chłodze... Słoneczna pogoda i brak opadów deszczu opóźniają rozpoczęcie okresu godowego salamandry plamistej w Bieszczadach i Beskidzie Niskim - poinformował rzecznik Regionalnej Dyrekcji Lasów Państwowych w Krośnie, Edward Marszałek. "Zazwyczaj w połowie września moż... Na posiedzeniu Komitetu Doradczego ds. Nauki o Kosmosie Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA), które odbyło się 17 i 18 października, pojawił się wyraźniejszy pogląd na kolejne cele europejskich wypraw w kosmos. Wybrano kilka propozycji przyszłych misji, w tym badanie układu Jowisza, ...
Ostatnio na Forum:
Dyskusje
8
odp.
4
odp. Reklama:
 Wiatr słonecznyCzy wiesz że...? Elektronowolt (eV) – jednostka energii stosowana w fizyce. Jeden elektronowolt jest to energia, jaką uzyskuje elektron, który jest przyspieszany napięciem równym 1 woltowi: Burza magnetyczna – nagłe i intensywne zaburzenia pola magnetycznego Ziemi (magnetosfery). Zaburzenia te są związane ze słonecznymi koronalnymi wyrzutami masy i burzami słonecznymi, które wywołują gwałtowne zmiany natężenia wiatru słonecznego, a te docierają do magnetosfery Ziemi w ciągu 20-70 godzin od rozbłysku na Słońcu. Tylko wyrzuty w kierunku Ziemi wywołują burze magnetyczne. Wiatr słoneczny wywołuje zmiany w polu magnetycznym, zmiany te indukują prądy w jonosferze zmieniając jej własności oraz wywołując zmiany pola magnetycznego. Burza magnetyczna możne trwać około dwóch dni. Rozróżnia się początkową fazę dodatnią i następującą potem bardziej długotrwałą ujemną. Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot). 
 Wiatr słoneczny – strumień cząstek wypływających ze Słońca, składający 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. Magnetopauza – powierzchnia ograniczająca magnetosferę planety (np. Ziemi), na której ciśnienie wiatru słonecznego równoważy ciśnienie pola magnetycznego planety.
Jon – atom lub grupa atomów połączonych wiązaniami chemicznymi, która ma niedomiar lub nadmiar elektronów w stosunku do protonów. Obojętne elektrycznie atomy i cząsteczki związków chemicznych posiadają równą liczbę elektronów i protonów, jony zaś są elektrycznie naładowane dodatnio lub ujemnie. Ruch cząstek deformowany jest przez pole magnetyczne przede wszystkim samego Słońca oraz wiatr z pobliskich gwiazd, w wyniku czego nie jest zachowana symetria sferyczna wypływu (przestrzeń "wypełniana" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Spiralny kształt linii pola magnetycznego Słońca powoduje, że wiatr słoneczny propaguje się z większą prędkością, niż wielkość składowej radialnej, a zasięg tej emisji ograniczony jest przez wiatr gwiazdowy innych gwiazd. Proton, p <(gr.) πρῶτον – "pierwsze" (l.poj., rodz. nijaki)> - trwała cząstka elementarna z grupy barionów o ładunku +1 i masie spoczynkowej równej ok. 1 u. Protony są głównym składnikiem pierwotnego promieniowania kosmicznego. Protony wraz z neutronami (→ nukleony) tworzą jądra atomowe pierwiastków chemicznych. Liczba protonów w jądrze danego atomu jest równa jego liczbie atomowej, która z kolei jest podstawą uporządkowania atomów w układzie okresowym pierwiastków.
Płaszcz Układu Słonecznego - część heliosfery pomiędzy szokiem końcowym a heliopauzą. Jest to obszar, w którym wiatr słoneczny wieje z prędkościami poddźwiękowymi. Otacza cały Układ Słoneczny oprócz hipotetycznego obłoku Oorta. Wiatr słoneczny odkształca magnetosferę Ziemi, zaś obłoki plazmy emitowane podczas rozbłysków, będące formą zaburzenia np. gęstości i prędkości wiatru, powodują burze magnetyczne. Właściwości wiatru słonecznegoSkład ilościowy jonów w wietrze słonecznym jest taki sam jak korony słonecznej. W pobliżu Ziemi prędkość wiatru słonecznego waha się od 200 do 889 km/s, a wartość średnia wynosi 450 km/s. Wiatr słoneczny unosi ze Słońca materię w tempie 1×10 kg/s. Promieniowanie kosmiczne – promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.
Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne mają kolor czarny. Zasięg wiatruNa granicy heliosfery cząstki wiatru słonecznego oddziałują z cząstkami promieniowania kosmicznego, wytwarzając stacjonarną falę uderzeniową, jeżeli prędkość propagacji cząstek docierających z zewnątrz jest większa niż lokalna prędkość dźwięku. Obszar ten nazywany jest szokiem końcowym, otaczającym heliopauzę, którego istnienie zostało potwierdzone na początku lat 90. poprzez zarejestrowanie emisji w zakresie 2-3 kHz. Za heliopauzą ciśnienie wiatru od innych gwiazd przewyższa ciśnienie wiatru słonecznego, ale część cząstek może przedostawać się w obydwu kierunkach. Cząstki o bardzo dużych energiach są przyspieszane przez pole galaktyczne w zakresie energii innym, niż spokojnej fazy wiatru słonecznego czy gwiazdowego, nie zaburzanej przez rozbłyski. Korona jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej, rozciągającą się miliony kilometrów od Słońca, widzianą najlepiej podczas całkowitego zaćmienia Słońca.
Dziura koronalna (nazywana dawniej M-centrum) – ciemniejsze obszary w koronie słonecznej, związane są z "otwartymi" liniami pola magnetycznego i są często spotykane w pobliżu biegunów Słońca. Dziury koronalne są źródłami wiatru słonecznego o dużej prędkości. Obszar między heliopauzą a łukową falą uderzeniową to tzw. płaszcz Układu Słonecznego. Jednoznaczne stwierdzenie, czy fala ta ogranicza heliosferę Słońca, czy taką sferę u pobliskiej gwiazdy, może być problematyczne. Wpływ na pole magnetyczne ZiemiWiatr słoneczny deformuje dipolowy kształt pola magnetycznego Ziemi, które zyskuje warkocz w kierunku odsłonecznym. Pogoda kosmicznaSilna i szybka zmienność wiatru słonecznego powoduje znaczne zaburzenia w warunkach okołoziemskich. Przykładowo, poziom promieniowania jonizującego może ulegać zmianie o czynnik sto czy tysiąc, a zmienny kształt i położenie magnetopauzy może powodować okresowe narażenie satelitów geostacjonarnych na bombardowanie przez cząsteczki wiatru. To zjawisko jest ogólnie nazywane pogodą kosmiczną. Te warunki pogodowe istotnie zależą od fazy aktywności słonecznej, manifestującej się w zmiennej liczbie plam na Słońcu. Ciśnienie to wielkość skalarna określona jako wartość siły działającej prostopadle do powierzchni podzielona przez powierzchnię na jaką ona działa, co przedstawia zależność:
Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy. Zobacz teżLinki zewnętrzne
Czy wiesz że...? beta 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.
Ulysses – sonda kosmiczna NASA i ESA, przeznaczona do badania rejonów biegunowych Słońca, wyniesiona w kosmos na pokładzie promu kosmicznego Discovery w locie STS-41 w dniu 6 października 1990 roku. Sondzie nadano prędkość 15,25 km/s [potrzebne źródło] (w tym czasie była to największa prędkość osiągnięta przez zbudowany ręką człowieka obiekt, nową rekordzistką w 2006 została sonda New Horizons). W lutym 1992 roku sonda Ulysses przeleciała w pobliżu Jowisza. Był to już piąty przelot sondy kosmicznej w pobliżu tej największej planety Układu Słonecznego. To spotkanie zostało wykorzystane do zmiany trajektorii sondy przy pomocy asysty grawitacyjnej tak, że weszła ona na orbitę heliocentryczną, prostopadłą do płaszczyzny ekliptyki.
Ziemskie pole magnetyczne – pole magnetyczne występujące naturalnie wewnątrz i wokół Ziemi. Odpowiada ono w przybliżeniu polu dipola magnetycznego z jednym biegunem magnetycznym w pobliżu geograficznego bieguna północnego i z drugim biegunem magnetycznym w pobliżu bieguna południowego. Linia łącząca bieguny magnetyczne tworzy z osią obrotu Ziemi kąt 11,3°. Pole magnetyczne rozciąga się na kilkadziesiąt tysięcy kilometrów od Ziemi, a obszar w którym ono występuje nazywa się ziemską magnetosferą.
Szok końcowy - powierzchnia, otaczająca Układ Słoneczny, na której wiatr słoneczny zwalnia do prędkości mniejszej od prędkości dźwięku w otaczającym ośrodku międzygwiazdowym. Prędkość ta jest równa około 100 km/s; jest ona zmienna i zależy od chwilowej gęstości ośrodka.
Pole 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.
Genesis (grec. Genesis , pol. początek) – bezzałogowa sonda kosmiczna zbudowaną w celu zebrania oraz dostarczenia na Ziemię próbek wiatru słonecznego. Misja statku kosmicznego Genesis stała się pierwszą próbą przywiezienia materii z przestrzeni pozaziemskiej od czasu Programu Apollo. Celem misji było zdobycie próbek materii, z której pierwotnie powstało Słońce oraz Układ Słoneczny. Sonda roztrzaskała się o Ziemię 8 września 2004 podczas nieudanego lądowania (zawiodły spadochrony) na pustyni w Utah, co doprowadziło do klęski całej misji. 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. |
