Astronomía

Tasa de pérdida de masa del viento solar

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Este es el problema 1-4 de Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis de Clayton:

Suponiendo en la Tierra una velocidad característica de 400 km / sy una densidad de 10 amu / cm $ ^ {3} $ para el viento solar, calcule la tasa de pérdida de masa del sol.

No había ninguna fórmula sobre esto en la sección, así que lo intenté con el análisis dimensional.

$$ frac {dM} {dt} = frac { rho V} { Delta t} = rho v A $$ $$ frac {dM} {dt} = left ( frac {10 amu} {cm ^ {3}} right) left ( frac {400km} {s} right) left ( frac {4 pi (6.96e10 cm) ^ {2}} {1} right) izquierda ( frac {10 ^ {5} cm} {km} derecha) izquierda ( frac {10 ^ {- 24} g} {1 amu} derecha) izquierda ( frac {M _ { odot} } {2 times 10 ^ {33} g} right) left ( frac {3600s} {hr} right) left ( frac {24 hr} {día} right) left ( frac { 365 días} {año} derecha) $$ $$ frac {dM} {dt} = 3.84 times 10 ^ {- 19} M _ { odot} / año $$

Sin embargo, la respuesta dada en el libro es $ 0.4 times 10 ^ {- 13} M _ { odot} / año $. Entonces, estoy fuera de aproximadamente cinco magnitudes. ¿Alguien puede señalar dónde me equivoqué y / o señalarme en la dirección correcta?


$$ left ( frac {4 pi (6.96e10 , text {cm}) ^ {2}} {1} right) $$

Ésta es la fuente principal de su error. Su valor de 6,96 × 1010 cm es el radio del sol. El problema dijo específicamente "Asumiendo en la Tierra ... ". Necesita calcular el flujo a través de la superficie de una esfera cuyo radio es aproximadamente una unidad astronómica en lugar de un radio solar. La unidad astronómica es 149597870700 metros (exactamente), o aproximadamente 1,5 × 1013 cm. Este error por sí solo hace que su valor sea bajo en un factor de aproximadamente 50000. El factor restante de dos resulta principalmente del uso de 10-24 gramos por uma.

El análisis dimensional solo puede llevarlo tan lejos. Si bien su resultado es dimensionalmente correcto, no pensó lo suficiente en la naturaleza del problema.


La velocidad y la densidad están en la posición de la Tierra, por lo que el término de área debe incluir la distancia Tierra-Sol en lugar del radio solar.


Tasa de pérdida de masa del viento solar - Astronomía

Consideremos ahora el momento angular llevado por el viento solar. La pérdida de momento angular es un tema de crucial importancia en astrofísica, ya que solo perdiendo el momento angular los objetos grandes y difusos, como las nubes de gas interestelares, colapsan bajo la influencia de la gravedad para producir objetos pequeños y compactos, como estrellas y protoestrellas. Los campos magnéticos generalmente juegan un papel crucial en la pérdida de momento angular. Este es ciertamente el caso del viento solar, donde el campo magnético solar fuerza la co-rotación con el Sol en el radio Alfv & # 233n,. Por lo tanto, el momento angular arrastrado por una partícula de masa es, en lugar de. La escala de tiempo de pérdida de momento angular es, por lo tanto, más corta en un factor que la escala de tiempo de pérdida de masa, lo que hace que la escala de tiempo de pérdida de momento angular sea comparable a la vida útil solar. Está claro que los vientos estelares magnetizados representan un vehículo muy importante para la pérdida de momento angular en el Universo. Investiguemos la pérdida de momento angular a través de los vientos estelares con más detalle.

Bajo el supuesto de simetría esférica y flujo constante, se escribe la ecuación de evolución del momento azimutal para el viento solar, teniendo en cuenta la influencia del campo magnético interplanetario

La constancia del flujo de masa [ver Ec. (744)] y la dependencia de [ver Eq. (763)] permiten la integración inmediata de la ecuación anterior para dar

donde es el momento angular por unidad de masa transportado por el viento solar. En presencia de una velocidad del viento azimutal, el campo magnético y los componentes de la velocidad están relacionados por una expresión similar a la Ec. (761):

El supuesto fundamental de la física que subyace a la expresión anterior es la ausencia de un campo eléctrico en el marco de referencia que co-rota con el Sol. Usando la ecuación. (772) para eliminar de la Ec. (771), obtenemos (en el plano de la eclíptica, donde)

es el número de Mach radial Alfv & # 233n. El número radial Alfv & # 233n Mach es pequeño cerca de la base de la corona, y alrededor de 10 a 1 AU: pasa por la unidad en el radio Alfv & # 233n, que está a aproximadamente AU del Sol. El denominador cero en el lado derecho de la ecuación. (773) en implica que es finito y continuo solo si el numerador también es cero en el radio Alfv & # 233n. Esta condición luego determina el contenido de momento angular del flujo de salida a través de

Nótese que el momento angular transportado por el viento solar es de hecho equivalente al que sería transportado si el plasma coronal rotara conjuntamente con el Sol hacia el radio Alfv & # 233n, y posteriormente fluyera a una velocidad angular constante. Por supuesto, el viento solar en realidad no gira rígidamente con el Sol en la región: gran parte del momento angular en esta región se transmite en forma de tensiones electromagnéticas.

Se demuestra fácilmente que la cantidad es una constante y, por lo tanto, puede evaluarse en para dar

dónde . Las ecuaciones (773), (775) y (776) se pueden combinar para dar

En el límite, tenemos, por lo que la expresión anterior produce

a grandes distancias del sol. Recuerde, de la Secta. 5.7, que si el plasma coronal simplemente rotara conjuntamente con el Sol hacia afuera y no experimentara torque más allá de este radio, entonces esperaríamos

a grandes distancias del sol. La diferencia entre las dos expresiones anteriores es el factor, que es una corrección del momento angular retenido por el campo magnético en general.

El análisis presentado anteriormente fue incorporado por primera vez en un modelo de expansión coronal cuantitativo por Weber y Davis. El modelo de Weber y Davis es muy complicado. Por ejemplo, se requiere que el viento solar fluya suavemente a través de no menos de tres puntos críticos. Estos están asociados con la velocidad del sonido (como en el modelo original de Parker), la velocidad radial Alfv & # 233n, (como se describe arriba) y la velocidad total de Alfv & # 233n,. No obstante, el análisis simplificado descrito anteriormente captura la mayoría de las características esenciales del flujo de salida. Por ejemplo, la Fig. 20 muestra una comparación entre la forma asintótica grande para la velocidad de flujo azimutal predicha anteriormente [ver Eq. (778)] y el calculado por Weber y Davis, mostrando el estrecho acuerdo entre ambos.


Pérdida masiva en estrellas moribundas

Quizás haya escuchado que dentro de cuatro mil millones de años, el Sol se convertirá en una gigante roja con un radio del tamaño de la órbita de la Tierra antes de reducirse eventualmente a una enana blanca del tamaño de la Tierra misma. Además de ser muy pequeña, la enana blanca resultante probablemente solo tendrá la mitad de la masa original del Sol. ¿A dónde va esa masa perdida?

Figura 1: Diagrama de HR que muestra la secuencia principal, la rama gigante roja, la rama horizontal y la rama gigante asintótica. El eje horizontal indica la temperatura, mientras que el eje vertical indica la luminosidad. La flecha traza el camino que tomaría la estrella después de dejar la secuencia principal. De http://www.astronomy.ohio-state.edu/

Durante la evolución posterior a la secuencia principal (MS) de una estrella, perderá gran parte de su masa inicial a través de los vientos estelares. Actualmente, el Sol está perdiendo masa constantemente a través de los vientos solares, material que se expulsa de su superficie, pero cuando el Sol abandona la MS y alcanza la rama gigante roja (RGB), estos vientos solares se volverán aún más fuertes. Después del final de la fase RGB, el Sol continuará evolucionando hasta que alcance la rama gigante asintótica (AGB), llamada así porque luego asintóticamente acercarse a la misma ubicación en el diagrama de Hertzsprung-Russell que lo hace como una estrella RGB (consulte la Figura 1 para ver un ejemplo). Las estrellas AGB tienen vientos estelares aún más fuertes, lo que significa que están perdiendo masa a un ritmo aún más rápido que las estrellas RGB. Se cree que gran parte de la pérdida de masa de una estrella ocurre cuando está en RGB y AGB. Además, todo este exceso de material que sale de la estrella significa que las estrellas AGB a menudo están rodeadas de mucho polvo.

Sin embargo, lo que realmente impulsa este proceso no es algo que comprendamos muy bien. La astrobita de hoy discute algunos de los posibles mecanismos para la pérdida de masa estelar en estrellas AGB, particularmente el papel que juega la pulsación en la pérdida de masa.

Las estrellas pueden pulsar en una variedad de modos pulsantes diferentes. El modo fundamental es probablemente lo que imagina cuando piensa en la pulsación estelar: toda la estrella se mueve radialmente en la misma dirección. Sin embargo, si la estrella tiene nodos radiales, diferentes partes de la estrella se mueven en diferentes direcciones al mismo tiempo (algo así como los nodos de una tubería). A estos modos pulsantes los llamamos modos entonados, y el tipo de modo entonado (primero, segundo, tercero, etc.) indica el número de nodos que existen en la estrella.

Pérdida de masa por encima del período pulsacional crítico de 60 días

Figura 2: Figura 1 del artículo, que muestra el exceso de polvo (dado por el color K- [22]) en el eje vertical representado contra el período en días en el eje horizontal. La línea horizontal punteada marca el criterio de los autores & # 8217 para & # 8216sustancial exceso de polvo & # 8217. Los círculos rojos muestran datos del período tomados de Tabur (2009), los cuadrados verdes del Índice Internacional de Estrellas Variables y los triángulos azules del Catálogo General de Estrellas Variables. Los triángulos azul claro más pequeños indican las estrellas para las que tenían datos GCVS, pero no pudieron detectar con Hipparcos. A partir de un período de 60 días, hay un mayor número de estrellas con mayor exceso de polvo que su criterio. Hay otro aumento alrededor de los 300 días.

La pérdida de masa en las estrellas RGB y AGB parece aumentar en un período de 60 días. Tanto las estrellas RGB como las AGB pueden pulsar (de hecho, hay evidencia de que todas estrellas pulsan & # 8230 si solo pudiéramos estudiarlas lo suficientemente bien para verlo), pero los autores encuentran que a pesar de habitar aproximadamente la misma área en el diagrama HR, las estrellas del período de 60 días con fuerte pérdida de masa parecen ser solo estrellas AGB y no Estrellas RGB. Este período de 60 días también se corresponde aproximadamente con el punto en el que las estrellas AGB pasan del segundo y tercer modo de pulsación armónica al primer modo de pulsación armónica. Los nodos adicionales también darán como resultado una amplitud pulsante más baja (un cambio más pequeño en el brillo y el radio durante un período) para la estrella, lo que hará que las estrellas AGB tengan amplitudes más grandes en este punto. Las estrellas RGB parecen pulsar solo en el segundo y tercer modo de sobretono. Es muy probable que esto sea responsable de por qué producen mucho menos polvo y experimentan menos pérdida de masa en el mismo período que sus homólogos estelares AGB.

Figura 3: Esto es parte de la Figura 2 del documento, que muestra la amplitud en la banda V graficada contra el período. En ambas subtramas, los círculos de colores más oscuros son estrellas con un exceso de polvo sustancial, y los círculos de colores más claros son estrellas sin un exceso de polvo sustancial. Esto parece sugerir que un mayor exceso de polvo se corresponde con una mayor amplitud. Una mayor amplitud también suele indicar menos ganglios radiales. El aumento de 60 y 300 días en la producción de polvo también es visible en ambas parcelas.

La relación entre la producción de polvo y el exceso de infrarrojos, que los autores utilizan como proxy de la cantidad de polvo que está produciendo la estrella, se muestra en la Figura 2. A partir de esta figura, podemos ver que en períodos superiores a 60 días, parece haber ser más estrellas que están produciendo polvo por encima de su criterio de exceso de polvo sustancial. La Figura 3 muestra diagramas de amplitud de período, donde la amplitud de pulsación se representa frente al período de pulsación (donde la amplitud sugiere el modo de pulsación). A partir de este diagrama, podemos ver que las estrellas con menos producción de polvo parecen tener también amplitudes de pulsación más bajas. Juntos, estos apoyan la hipótesis de que el modo pulsante juega un papel crítico en la producción de polvo y en la pérdida de masa. Estos resultados también confirman el aumento en la pérdida de masa a los 300 días, que corresponde aproximadamente con la transición de las estrellas desde la primera pulsación armónica al modo fundamental.

¿Qué es lo siguiente? Bueno, como era de esperar, el seguimiento de la ciencia suele ser & # 8230 más ciencia. Los autores señalan que será necesario realizar más estudios para obtener evidencia concluyente de exactamente qué papel cumple este período crítico y cómo el modo pulsante puede afectarlo. ¿Es realmente un cambio en la tasa de pérdida de masa estelar, o es el viento estelar preexistente, y el período de 60 días simplemente coincide con un aumento en la condensación de polvo? Estudios similares que se centren en estrellas con diferentes metalicidades también serán una buena prueba para ver si estos períodos críticos son universales.


¿Eso es métrico o toneladas cortas? Hay una diferencia.

Probablemente se base en la luminosidad del sol, o en el poder irradiado. También hay eyecciones de masa coronal (CME) ocasionales en las que una gran masa es expulsada del sol.

Supongamos toneladas métricas, por lo que el sol pierde 4 MT / seg o 4 Gkg / s (4 mil millones de kg / s)

Poniéndolo en perspectiva, la masa solar es de aproximadamente 2 x 10 30 kg, por lo que el sol pierde (4 E9) / (2 E 30) o 2 E-21 de su masa por segundo.

3.156 E 7 segundos, el sol perdería 6.31 E-14 de su masa, y en 5 mil millones de años, el sol perdería solo, 0.0003156 de su masa, excluyendo las CME.


Tasa de pérdida de masa del viento solar - Astronomía


Objetivos: Se estudian las observaciones de la emisión de radio del continuo libre libre de cuatro estrellas jóvenes de tipo solar de secuencia principal (EK Dra, π 1 UMa, χ 1 Ori y κ 1 Cet) para detectar vientos estelares o al menos para colocar límites superiores. en su emisión de radio térmica, que está dominada por el viento ionizado. Las estrellas de nuestra muestra son miembros del programa The Sun in Time y cubren edades de 0,1-0,65 Gyr en la secuencia principal. Son similares en actividad magnética al Sol y, por lo tanto, son excelentes sustitutos para representar al Sol joven. Los límites superiores de las tasas de pérdida de masa para esta muestra de estrellas se calculan utilizando su emisión de radio de observación. Nuestro objetivo es volver a examinar la paradoja del Sol joven y débil asumiendo que el Sol joven era más masivo en su pasado y, por lo tanto, encontrar una posible solución para este famoso problema.
Métodos: Las observaciones de nuestra muestra se realizan con el Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) de excelente sensibilidad, utilizando el receptor de banda C de 4-8 GHz y la banda Ku de 12-18 GHz. Las observaciones de Atacama Large Millimeter / Submillitmeter Array (ALMA) se realizan a 100 GHz. El paquete Common Astronomy Software Application (CASA) se utiliza para la preparación, reducción, calibración y generación de imágenes de datos. Para la estimación de los límites de pérdida de masa, se suponen vientos de simetría esférica y vientos estacionarios, anisotrópicos e ionizados. Comparamos nuestros resultados con 1) estimaciones de la tasa de pérdida de masa de los modelos teóricos de evolución rotacional y 2) con los resultados de la técnica indirecta para determinar las tasas de pérdida de masa: absorción de Lyman-α.
Resultados: Somos capaces de derivar los límites superiores directos más estrictos sobre la pérdida de masa hasta ahora a partir de observaciones de radio. Dos objetos, EK Dra y χ 1 Ori, se detectan a 6 y 14 GHz hasta un nivel de ruido excelente. Estas estrellas son muy activas y se detectaron emisiones de radio adicionales identificadas como emisiones no térmicas, pero aún se derivan los límites para las tasas de pérdida de masa de estos objetos. La emisión de χ 1 Ori no proviene del objetivo principal en sí, sino de su compañera M-enana. Las estrellas π 1 UMa y κ 1 Cet no se detectaron ni en la banda C ni en la banda Ku. Para estos objetos, damos límites superiores a su emisión libre de radio y calculamos los límites superiores a sus tasas de pérdida de masa. Finalmente, reproducimos la evolución del Sol y obtenemos una estimación de la masa solar del Sol a una edad más temprana.


Tasa de pérdida de masa del viento solar - Astronomía

Al igual que el Sol, otras estrellas arrojan masa y flujo magnético a través de un viento casi constante ubicuo y eyecciones episódicas de masa coronal estelar (CME). Investigamos la tasa de pérdida de masa a través del viento solar y las CME como una función de la variabilidad magnética solar representada en términos de número de manchas solares y luminosidad de fondo de los rayos X solares. Estimamos la contribución de las CME al flujo total de masa del viento solar en la eclíptica y más allá, y su variación en las diferentes fases de los ciclos de actividad solar. El estudio explota el número de manchas solares observadas, observaciones coronarias de CME cerca del Sol por SOHO / LASCO, observaciones in situ del viento solar a 1 AU por VIENTO y flujo de rayos X del GOES durante los ciclos solares 23 y 24. Observamos que la luminosidad de fondo de rayos X, la tasa de ocurrencia de CME e ICME, el flujo de masa del viento solar y las tasas de pérdida de masa asociadas del Sol no disminuyen tan fuertemente como el número de manchas solares desde el máximo del ciclo solar 23 hasta el próximo máximo. Nuestro estudio confirma un aumento físico real en la actividad de CME en relación con el número de manchas solares en el ciclo 24. Demostramos que la tasa de ocurrencia de CME y la tasa de pérdida de masa asociada pueden predecirse mejor mediante la luminosidad de fondo de rayos X que el número de manchas solares. La tasa de pérdida de masa del viento solar, que es un orden de magnitud mayor que la tasa de pérdida de masa de CME, no muestra una dependencia obvia de la variación cíclica en el número de manchas solares y la luminosidad de fondo de los rayos X solares. Estos resultados tienen implicaciones para el estudio de estrellas de tipo solar.


Pregúntele a Ethan: ¿Orbita la Tierra alrededor del Sol más lentamente con cada año nuevo?

La Tierra, moviéndose en su órbita alrededor del Sol y girando sobre su eje, parece hacer un cerrado. [+] órbita elíptica inmutable. Sin embargo, si miramos con una precisión lo suficientemente alta, encontraremos que nuestro planeta en realidad se está alejando del Sol en espiral, lo que hace que su velocidad orbital disminuya muy ligeramente con el tiempo.

Larry McNish, RASC Calgary

Cada año, el planeta Tierra completa una revolución alrededor del Sol mientras gira sobre su eje. Año tras año, nuestros cambios orbitales son tan minúsculos que son prácticamente imperceptibles, ya que la duración de una sola revolución (1 año) es minúscula en comparación con el tiempo que el planeta ha estado girando alrededor del Sol (

4.5 mil millones de años). Y, sin embargo, nuestro conocimiento del Universo es lo suficientemente vasto y nuestros instrumentos modernos son lo suficientemente sensibles como para que no solo sepamos que la órbita de la Tierra cambia ligeramente con el tiempo, sino que podemos cuantificar y afirmar con seguridad exactamente cuáles serán esos cambios. ¿Qué significa esto para la velocidad de la Tierra alrededor del Sol? Eso es lo que Frank Wirtz quiere saber, escribiendo para preguntar:

“Leí uno de sus artículos que decía que (por ahora) la órbita de la Tierra se está alejando muy lentamente del Sol. ¿Se está produciendo una órbita terrestre más rápidamente o más lentamente? ¿Puedes aclararme? "

Es una pregunta fascinante de explorar y la respuesta corta es sí. Cada año, la Tierra se aleja ligeramente del Sol y también tarda un poco más en completar una revolución completa. Aquí está la ciencia detrás de esto.

Un modelo preciso de cómo los planetas orbitan alrededor del Sol, que luego se mueve a través de la galaxia en a. [+] diferente dirección de movimiento. Tenga en cuenta que los planetas están todos en el mismo plano y no se arrastran detrás del Sol ni forman una estela de ningún tipo. Los planetas cambian de posición entre sí, lo que los hace cambiar sus posiciones aparentes y brillos en el cielo visto desde la Tierra.

Cuando pensamos en la Tierra orbitando alrededor del Sol, normalmente hacemos algunas suposiciones simplificadoras. Pensamos en la Tierra girando sobre su eje y moviéndose a través del espacio, siendo la gravitación del Sol la única fuerza que actúa sobre ella. Consideramos que el Sol y la Tierra tienen cada uno su propia masa fija y constante pensamos que el espacio por el que se mueve la Tierra está vacío Pensamos que el Sol permanece en el mismo lugar mientras la Tierra orbita en una elipse a su alrededor Descuidamos el efectos de la Luna, los otros planetas y los efectos que son exclusivos de la Relatividad General, etc.

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En realidad, no solo sabemos que todas estas suposiciones son falsas, sino que podemos, si estamos dispuestos a ser lo suficientemente precisos, cuantificar estos efectos y determinar cuáles son importantes, cuán importantes son y qué cambios causan. sobre la aproximación más simplista. Si todo lo que tuviéramos fuera la Tierra y el Sol y los tratáramos como dos masas puntuales inmutables, la Tierra simplemente haría una elipse cerrada e invariable en su órbita: exactamente lo que predijo Kepler. Pero si queremos ser más precisos, debemos profundizar en esos detalles sangrientos.

Este corte muestra las diversas regiones de la superficie y el interior del Sol, incluido el. [+] núcleo, que es el único lugar donde se produce la fusión nuclear. A medida que pasa el tiempo, la región que contiene helio en el núcleo se expande y la temperatura máxima aumenta, lo que hace que aumente la producción de energía del Sol.

USUARIO DE WIKIMEDIA COMMONS KELVINSONG

El primer efecto que tenemos que considerar es el hecho de que el sol brilla. En este Universo, no existe la energía libre, y eso incluso se aplica a algo como el Sol, que emite la friolera de 4 × 10 26 W de potencia continua. ¿De dónde viene la energía para eso? De la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno (comenzando con protones) en helio-4 (con dos protones y dos neutrones), que ocurre en una reacción en cadena que libera energía.

Cada vez que cuatro protones se fusionan, culminando en la producción de un núcleo de helio-4, se libera un total de 28 MeV (donde un MeV es un millón de electronvoltios) de energía. Si convertimos eso en masa, que es la ecuación más famosa de Einstein, E = mc 2 , nos permite hacer - aprendemos que el Sol pierde un total de aproximadamente 4 millones de toneladas de masa debido a la fusión nuclear con cada segundo que pasa. Durante la vida de nuestro Sistema Solar, la masa del Sol ha disminuido en aproximadamente 95 masas terrestres debido a la fusión nuclear, o aproximadamente la masa de Saturno.

Una llamarada solar de nuestro Sol, que expulsa materia desde nuestra estrella madre hacia el Solar. [+] El sistema, se ve empequeñecido en términos de 'pérdida de masa' por la fusión nuclear, que ha reducido la masa del Sol en un total de 0.03% de su valor inicial: una pérdida equivalente a la masa de Saturno. E = mc ^ 2, cuando lo piensas, muestra cuán energético es esto, ya que la masa de Saturno multiplicada por la velocidad de la luz (una gran constante) al cuadrado conduce a una enorme cantidad de energía producida.

OBSERVATORIO DE DINÁMICA SOLAR DE LA NASA / GSFC

Además de perder masa por la radiación energética que sale del Sol, nuestra estrella madre también emite partículas: el viento solar. Las partículas en la misma extremidad del Sol se mantienen muy sueltas en el borde de la fotosfera. Las partículas como electrones, protones e incluso núcleos más pesados ​​pueden ganar suficiente energía cinética para ser expulsadas del Sol por completo, creando una corriente de partículas que llamamos viento solar. Además, las erupciones solares, las eyecciones de masa coronal y otros eventos intensos ocurren de manera periódica e irregular, lo que contribuye aún más a la pérdida de masa del Sol.

Se extienden por todo el Sistema Solar y la inmensa mayoría terminan en el medio interestelar, transportando aproximadamente 1,6 millones de toneladas de masa por segundo en la actualidad. Durante la vida del Sol, esto da como resultado la pérdida de aproximadamente 30 masas terrestres debido al viento solar. Cuando combinamos la pérdida de viento solar con la pérdida de masa de fusión nuclear, descubrimos que el Sol de hoy está a punto de

10 27 kg más ligero que el Sol hace unos 4.500 millones de años, justo después del nacimiento de nuestro Sistema Solar.

Marte, el planeta rojo, no tiene un campo magnético que lo proteja del viento solar, lo que significa que pierde. [+] cantidades mucho más significativas de atmósfera que la Tierra. Sin embargo, el efecto del viento solar que golpea nuestro planeta sigue siendo importante, ya que el impacto de

Con el tiempo, se pueden acumular 18.000 toneladas de materia por año.

Por supuesto, la existencia del viento solar no solo afecta la masa del Sol y la fuerza gravitacional que une la Tierra con nuestro Sol, sino que una fracción de esas partículas también choca contra nuestro planeta, causando una variedad de efectos. Estas partículas cargadas son canalizadas por el campo magnético de la Tierra hacia nuestros polos, donde producen auroras al chocar contra la atmósfera. Algunas de las partículas que chocan con nuestro planeta pueden lanzar partículas atmosféricas al espacio, haciendo que escapen de la Tierra por completo.

Y, relevante para el problema del cambio de la órbita de la Tierra, también podemos hacer que estas partículas de viento solar colisionen de manera inelástica con el planeta Tierra, cambiando nuestro movimiento, masa y nuestro momento lineal y angular. Un total de alrededor de 18.000 toneladas de material golpean nuestro planeta cada año, tardando aproximadamente 3 días en viajar desde el Sol a la Tierra. Al igual que los dos efectos anteriores, la pérdida de masa del Sol debido a la fusión nuclear y la emisión de partículas, este también cambia la órbita de la Tierra, muy levemente, con el tiempo.

Los planetas se mueven en las órbitas que lo hacen, de manera estable, debido a la conservación de los angulares. [+] impulso. Sin forma de ganar o perder momento angular, permanecen en sus órbitas elípticas arbitrariamente en el futuro. Sin embargo, los cambios debidos a las colisiones de partículas, las fuerzas gravitacionales de otros planetas o la masa cambiante del Sol no solo pueden empujar a la Tierra a distancias más lejanas, sino también a velocidades más lentas.

Estos tres efectos son los únicos que importan en este momento, por lo que podemos calcular lo que está sucediendo en la órbita de la Tierra a largo plazo como resultado de ellos.

  • El efecto del viento solar que golpea la Tierra nos empuja ligeramente hacia afuera, pero la enorme masa de la Tierra comparada con la pequeña cantidad de viento solar que nos golpea asegura que este efecto sea pequeño. En el transcurso de cada millón de años, empuja la órbita de la Tierra hacia afuera en aproximadamente el ancho de un protón: 1 Å, o aproximadamente medio micrón durante la vida útil de nuestro Sistema Solar.
  • Sin embargo, las dos causas de la pérdida de masa del Sol: la

30 masas terrestres de la producción de viento solar y la

Si queremos, podemos usar esto para calcular cuánto ha cambiado nuestra velocidad orbital.

Aunque la órbita de la Tierra sufre cambios oscilatorios periódicos en varias escalas de tiempo, también los hay. [+] cambios muy pequeños a largo plazo que se acumulan con el tiempo. Si bien los cambios en la forma de la órbita de la Tierra son grandes en comparación con estos cambios a largo plazo, estos últimos son acumulativos y, por lo tanto, importantes.

La Tierra, en promedio, gira alrededor del Sol a una velocidad de aproximadamente 29,78 km / s (18,51 mi / s), o alrededor del 0,01% de la velocidad de la luz. En realidad, esto varía ligeramente, ya que la Tierra hace una órbita elíptica alrededor del Sol: se mueve más rápido en el perihelio (más cercano al Sol) y más lento en el afelio (más alejado del Sol). La diferencia es pequeña, pero computable. A nuestra velocidad más rápida, nos movemos a través del espacio a 30,29 km / s (18,83 mi / s), mientras que a nuestra velocidad más lenta, nos movemos a 29,29 km / s (18,20 mi / s).

Aunque todavía no tenemos la precisión para medir cómo ha cambiado nuestra velocidad a través del espacio, nuestra comprensión de la física en juego (la dinámica orbital, el comportamiento del momento angular y cómo funciona la gravitación) nos permite calcular cómo cambia nuestro Sistema Solar. ha afectado (y sigue afectando) nuestra velocidad. Con cada año que pasa, la Tierra se ralentiza aproximadamente 3 nanómetros por segundo con respecto a la rapidez con la que se movía el año anterior. Durante los 4.500 millones de años de historia del Sistema Solar, extrapolando nuestras matemáticas anteriores, nuestro planeta se ha ralentizado en aproximadamente 10 metros por segundo, o alrededor de 22 millas por hora.

Cuando colocamos los objetos conocidos en el Sistema Solar en orden, cuatro mundos rocosos internos y cuatro,. [+] se destacan los mundos gigantes externos. Sin embargo, cada objeto que orbita alrededor del Sol se aleja en espiral del centro masivo de nuestro Sistema Solar a medida que quema su combustible y pierde masa. Aunque no hemos observado directamente esta migración, las predicciones de la física son extremadamente claras.

Así es como la órbita de la Tierra está cambiando hoy, fíjate, y cómo ha cambiado con el tiempo hasta ahora. Este mismo análisis se aplica tanto a nuestro pasado reciente como a nuestro futuro a corto plazo. Pero a medida que miramos hacia escalas de tiempo cada vez más largas, y el futuro muy lejano de nuestro Sistema Solar, podemos identificar tres efectos futuros que podrían cambiar nuestra órbita drásticamente cuando finalmente se vuelvan importantes.

Y hay algunos. Con el tiempo, los efectos gravitacionales de los planetas que se tiran entre sí potencialmente harán que nuestras órbitas se vuelvan caóticas. Aunque, por ejemplo, los planetas interiores están a salvo durante los próximos mil millones de años, hay alrededor de un

1% de probabilidad de que uno de los cuatro (Mercurio, Venus, Tierra o Marte) se vuelva inestable en las órbitas de nuestro Sistema Solar. Si eso ocurre, la órbita de la Tierra podría cambiar significativamente, posiblemente incluso arrojando nuestro planeta al Sol o expulsándolo del Sistema Solar por completo. Este es el componente más impredecible de nuestra órbita planetaria.

A medida que el Sol se convierte en un verdadero gigante rojo, la Tierra misma puede ser tragada o engullida, pero lo hará. [+] definitivamente se asará como nunca antes. Las capas externas del Sol aumentarán a más de 100 veces su diámetro actual, pero los detalles exactos de su evolución, y cómo esos cambios afectarán las órbitas de los planetas, todavía tienen grandes incertidumbres en ellos.

Además, el Sol evolucionará rápidamente hacia el final de su vida, expulsando grandes cantidades de masa e hinchándose hasta convertirse en una gigante roja. En esta etapa, la órbita de la Tierra se desplazará en espiral hacia afuera de manera significativa, aumentando entre un 10 y un 15%, mientras que nuestra velocidad orbital disminuye aproximadamente en el mismo porcentaje. Mientras tanto, el Sol se expande, donde se predice que engullirá a Mercurio y Venus, y se volverá más grande que la órbita actual de la Tierra, pero no mucho. El destino final de la Tierra sigue siendo desconocido.

Hay encuentros aleatorios que ocurren que no podemos predecir muy lejos en el futuro: el paso de estrellas rebeldes, enanas marrones y otras masas a través de nuestro Sistema Solar. Cualquiera de ellos tiene el potencial de expulsar la Tierra o perturbar nuestra órbita, pero estos cambios son impredecibles.

Por último, hay ondas gravitacionales. Si todo lo demás falla, la Tierra irradiará su energía orbital en forma de radiación gravitacional, lo que hará que nuestra órbita se descomponga y la Tierra se mueva en espiral hacia lo que quede del Sol tras otro.

10 26 años. Esto no es relevante en las escalas de tiempo de hoy, pero lo suficientemente lejos en el futuro, puede ser el único efecto orbital de alguna consecuencia.

Una mirada animada a cómo responde el espacio-tiempo cuando una masa se mueve a través de él ayuda a mostrar exactamente cómo,. [+] cualitativamente, no es simplemente una hoja de tela. En cambio, todo el espacio 3D en sí se curva por la presencia y las propiedades de la materia y la energía dentro del Universo. Múltiples masas en órbita una alrededor de la otra causarán la emisión de ondas gravitacionales.

En total, la Tierra se aleja en espiral del Sol a una velocidad de aproximadamente 1,5 cm cada año, lo que hace que su velocidad orbital disminuya en aproximadamente 3 nanómetros por segundo durante esa escala de tiempo. Si suma todos los pequeños cambios que se han producido a lo largo de la historia de nuestro Sistema Solar, encontrará que ahora estamos a unos 50.000 km más lejos en nuestra órbita de lo que estábamos hace 4.500 millones de años, y nos movemos aproximadamente a

10 meters-per-second slower around the Sun than we did way back when. As time goes on, we’ll continue to spiral away and slow down, as the Sun continues to lose mass due to nuclear fusion and the solar wind.

This might seem counterintuitive, but it makes more sense if you think about the Earth orbiting the Sun the same way you might hold a ball on a string and spin it around. If your string is short and the force you exert is large, the ball will spin very fast. If your string is long and the force is small, the ball spins more slowly. As we lengthen the proverbial string representing the Earth-Sun distance, the gravitational force gets a little bit weaker, and hence the Earth has no choice but to move more slowly. The effect may be small on a year-to-year basis, but the Universe, as best we can tell, has infinite patience. Enjoy your most recent journey around the Sun, because we’ll never have one that goes by this fast again.


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy


Aims: We study the evolution of stellar rotation and wind properties for low-mass main-sequence stars. Our aim is to use rotational evolution models to constrain the mass loss rates in stellar winds and to predict how their properties evolve with time on the main-sequence.
Methods: We construct a rotational evolution model that is driven by observed rotational distributions of young stellar clusters. Fitting the free parameters in our model allows us to predict how wind mass loss rate depends on stellar mass, radius, and rotation. We couple the results to the wind model developed in Paper I of this series to predict how wind properties evolve on the main-sequence.
Results: We estimate that wind mass loss rate scales with stellar parameters as Ṁ ⋆ ∝ R ⋆ 2 Ω ⋆ 1.33 M ⋆ -3.36 . We estimate that at young ages, the solar wind likely had a mass loss rate that is an order of magnitude higher than that of the current solar wind. This leads to the wind having a higher density at younger ages however, the magnitude of this change depends strongly on how we scale wind temperature. Due to the spread in rotation rates, young stars show a large range of wind properties at a given age. This spread in wind properties disappears as the stars age.
Conclusions: There is a large uncertainty in our knowledge of the evolution of stellar winds on the main-sequence, due both to our lack of knowledge of stellar winds and the large spread in rotation rates at young ages. Given the sensitivity of planetary atmospheres to stellar wind and radiation conditions, these uncertainties can be significant for our understanding of the evolution of planetary environments.


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy

The solar wind is a stream of charged particles (a plasma) released from the Sun. This stream constantly varies in speed, density and temperature. The most dramatic difference in these three parameters occur when the solar wind escapes from a coronal hole or as a coronal mass ejection. A stream originating from a coronal hole can be seen as a steady high-speed stream of solar wind as where a coronal mass ejection is more like an enormous fast-moving cloud of solar plasma. When these solar wind structures arrive at Earth they encounter Earth’s magnetic field where solar wind particles are able to enter our atmosphere around our planet’s magnetic north and south pole. The solar wind particles collide there with the atoms that make up our atmosphere like nitrogen and oxygen atoms which in turn gives them energy which they slowly release as light.


Image: Artist impression of the solar wind as it travels from the Sun and encounters Earth’s magnetosphere. This image is not to scale.

The speed of the solar wind

The speed of the solar wind is an important factor. Particles with a higher speed hit Earth’s magnetosphere harder and have a higher chance of causing disturbed geomagnetic conditions as they compress the magnetosphere. The solar wind speed at Earth normally lies around 300km/sec but increases when a coronal hole high speed stream (CH HSS) or coronal mass ejection (CME) arrives. During a coronal mass ejection impact, the solar wind speed can jump suddenly to 500, or even more than 1000km/sec. For the lower middle latitudes a decent speed is required and values higher than 700km/sec are desirable. This is however not a golden rule and strong geomagnetic storming can also occur during lower speeds if the interplanetary magnetic field values are favorable for enhanced geomagnetic conditions. On the data plots you can easily see when a coronal mass ejection shock has arrived: the solar wind speed increases with sometimes several 100km/sec. It will then take about 15 to 45 minutes (depending on the solar wind speed at impact) before the shock wave passes Earth and the magnetometers start to respond.


Image: The arrival of a coronal mass ejection in 2013, the difference in speed is obvious.

The density of the solar wind

This parameter shows us how the dense the solar wind is. The more particles in the solar wind, the more chances we get for an auroral display as more particles collide with Earth’s magnetosphere. The scale used in the plots on our website is particles per cubic centimeter or p/cm³. A value above 20p/cm³ is a good start for a strong geomagnetic storm but it is no guarantee that we get to see any aurora as the solar wind speed and the interplanetary magnetic field parameters also need to be favorable.

Measuring the solar wind

The real-time solar wind and interplanetary magnetic field data that you can find on this website come from the Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) satellite which is stationed in an orbit around the Sun-Earth Lagrange Point 1. This is a point in space which is always located between the Sun and Earth where the gravity of the Sun and Earth have an equal pull on satellites meaning they can remain in a stable orbit around this point. This point is ideal for solar missions like DSCOVR, as this gives DSCOVR the opportunity to measure the parameters of the solar wind and the interplanetary magnetic field before it arrives at Earth. This gives us a 15 to 60 minute warning time (depending on the solar wind speed) as to what kind of solar wind structures are on their way to Earth.


Image: The location of a satellite at the Sun-Earth L1 point.

There is actually one more satellite at the Sun-Earth L1 point that measures solar wind and interplanetary magnetic field data: the Advanced Composition Explorer. This satellite used to be the primary data source up until July 2016 when the Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) mission became fully operational. The Advanced Composition Explorer (ACE) satellite is still collecting data and now operates as a backup to DSCOVR.


Density of the Solar Wind

The Sun is a huge, luminous ball of gas. It is composed of about 90% hydrogen and 10% helium with a small fraction of other elements, such as carbon, oxygen, and iron. The solar wind is located on the outer atmosphere of the Sun, known as the Corona (which is Latin for Crown).

It is the supersonic outflow into interplanetary space of plasma from the outer atmosphere of the Sun. Its is composed of positive ions and electrons, with the ions being almost entirely composed of protons, about 95% to be exact. The elements that make up the Solar Wind are Hydrogen (95%), Helium (4%) and a mixture of Carbon, Nitrogen, Oxygen, Neon, Magnesium, Silicon and Iron at < 1%.

The average density of the Solar Wind is 4.0 atoms per cubic centimeter. Which is pretty small if you think about it, especially since the Solar Wind is responsible for deflecting the tails of comets away from the Earth.

The Solar Wind is constantly being blown off from the Sun at speeds of about 400-500 km per second. If you were to travel at 450 km per second you could travel around the entire world in 85 seconds! That's crazy!

Little is known about the affect of the Solar Wind on the Earth. Solar storms that do develop on the outer atmosphere of the Sun occasionally come in contact with the Earth which may damage electrical equipment.


Ver el vídeo: Qué es el viento solar explicado de forma sencilla (Octubre 2022).