Astronomiya

Yupiter ekliptiki xaricində bir saniyə kub işığı içində Günəş sisteminin sıxlığı nə qədərdir?

Yupiter ekliptiki xaricində bir saniyə kub işığı içində Günəş sisteminin sıxlığı nə qədərdir?

Oort buludundan Günəşə doğru düşən bir miqdar maddənin və Yupiterin cazibə sahəsi ilə təyin olunan Yupiter Ecliptic diskində digər kütlə konsentrasiyalarının olması məntiqli görünür.

Sistemdəki Kütləvi cisimlərlə əlaqəli bu materialın paylanmasını təyin edən bir araşdırma varmı?


Güman edirəm ki, saniyədə bir kub işığı üçün orta kütlə vahidləri ilə ifadə olunan sıxlığı istəyirəm.

Ekliptik təyyarə sonsuz incədir, buna görə bunun sualla əlaqəsiz olduğunu düşünə bilərik. Bəlkə də "Yupiter ecliptikasının bir Yupiter radiusundakı maddələri daxil etməmək" demək istəmisiniz, amma bu sualdan çox aydın deyil.

Günəş sistemi, cazibə qüvvəsi ilə Günəşə bağlı olan bütün cisimlər olaraq təyin olunur, buna görə də öz-özünə bir həcmə sahib deyildir. Məsələn, Oumuamua Günəş tərəfindən seyr edərkən heç vaxt Günəş Sisteminin bir hissəsi deyildi, çünki həmişə qaçma sürətindən böyük idi. Ancaq planetlərarası mühit mükəmməl bir vakum deyil, əksinə hər santimetr kub üçün 5 hissəcikdir. Ulduzlararası mühit belə kifayət qədər boşluq deyil.

Günəş sisteminin kənarının Oort buludunun kənarında olduğunu düşünsək, Günəş sistemi harada bitər? Sualına cavab olaraq 50.000 AU təşkil edir. O zaman Günəş sisteminin həcmi $ 4/3 pi r ^ 3 $ və ya $ 5.24 times 10 ^ {14} $ kub AU və ya $ 6.5 times 10 ^ {22} $ kub saniyə. Günəş sisteminin kütləsi Günəşin və ya təxminən kütləsi ilə yaxşı təqrib olunur $ 2 times 10 ^ {30} $ Kiloqram. Yəni Günəş Sisteminin orta sıxlığı təxminən $ 3.07 times 10 ^ {7} $ kub işığı saniyədə kq.


Yupiter

Yupiter Günəşdən beşinci və Günəş Sistemindəki ən böyük planetdir. Kütləsi Günəş Sistemindəki bütün digər planetlərin kütləsinin iki yarısından çox, lakin Günəş kütləsinin mində birindən bir qədər az olan bir qaz nəhəngidir. Yupiter, dünyanın gecə səmasında Ay və Veneradan sonra üçüncü ən parlaq təbii obyektdir. Tarixə qədərki dövrlərdən bəri müşahidə edilir və müşahidə edilən ölçülərinə görə tanrıların kralı olan Roma tanrısı Yupiterin adını daşıyır.

  • 89% ± 2.0% hidrogen (H
    2 )
  • 10% ± 2.0% helium (He)
  • % 0.3 ±% 0.1 metan (CH
    4 )
  • 0,026% ± 0,004 ammonyak (NH
    3 )
  • 0.0028% ± 0.001 hidrogen deuterid (HD)
  • % 0.0006 ± 0.0002% etan (C
    2 H
    6 )
  • % 0.0004 ± 0.0004 su (H
    2 O)

Yupiter əsasən hidrogendən ibarətdir, lakin helium kütləsinin dörddə birini və həcminin onda birini təşkil edir. Çox güman ki, daha ağır elementlərdən ibarət qayalıq bir nüvəyə sahibdir, [17], lakin digər nəhəng planetlər kimi, Yupiterdə də yaxşı müəyyən edilmiş möhkəm bir səth yoxdur. Daxili hissəsinin davamlı büzülməsi Günəşdən alınan miqdardan çox istilik yaradır. Sürətlə fırlandığı üçün planetin forması ekvator ətrafında yüngül, lakin nəzərə çarpan bir qabarıqlığa sahib olan oblate sferoid şəklindədir. Xarici atmosfer, fərqli enliklərdə, qarşılıqlı təsir sərhədləri boyunca təlatüm və fırtına ilə bir neçə zolağa ayrılır. Bunun ən gözə çarpan nəticəsi, ilk dəfə teleskopla görüldüyü 17-ci əsrdən bəri mövcud olduğu bilinən nəhəng bir fırtınadır.

Ətrafdakı Yupiter zəif bir planet üzük sistemi və güclü bir maqnit atmosferidir. Yupiterin maqnit quyruğu Saturnun orbitinə qədər olan bütün məsafəni əhatə edərək təxminən 800 milyon km uzunluğundadır. Yupiterin 1610-cu ildə Galileo Galilei tərəfindən kəşf etdiyi dörd böyük Qalileyalı ay da daxil olmaqla, demək olar ki, yüzə yaxın bəlkə də çox sayda ayı var [18]. Bunların ən böyüyü olan Ganymede, Merkür planetinin diametrindən daha böyük bir diametrə sahibdir.

Pioner 10 1973-cü ilin dekabrında planetə ən yaxın yanaşmasını edən Yupiter'i ziyarət edən ilk kosmik gəmi idi. [19] Yupiter o vaxtdan bəri robotik kosmik gəmilər tərəfindən bir neçə dəfə tədqiq edilmişdir. PionerVoyager 1973-cü ildən 1979-cu ilə qədər uçuş missiyaları və daha sonra Qalileo 1995-ci ildə Yupiterə gələn orbiter. [20] 2007-ci ildə Yupiter tərəfindən ziyarət edildi Yeni Üfüqlər Yupiterin cazibəsini sürətini artırmaq və trayektoriyasını Plutona doğru əymək üçün istifadə edən prob. Planeti ziyarət edən son araşdırma, Juno, 2016-cı ilin iyul ayında Yupiter ətrafındakı orbitə girdi. [21] [22] Yupiter sistemində kəşfiyyat üçün gələcək hədəflərə Avropanın ayın ehtimal olunan buzla örtülmüş maye okeanı daxildir. [23]


Yupiter ekliptiki xaricində bir saniyə kub işığı içində Günəş sisteminin sıxlığı nə qədərdir? - Astronomiya

a Langley (Ly) əvvəlcə daha çox yayılmış termokimyəvi qram kalorisi deyil, orta qram kalorisi ilə təyin edilmişdir. Bununla birlikdə, mövcud ədəbiyyat termokimyəvi kalorinin langleyi təyin etmək üçün istifadə edilməsini təklif edir (Delinger, 1976). Langley vahidi SI vahidlər sisteminə atıldı.

Günəş sabitinin digər dəyərləri tarixi ədəbiyyatda bir çox nəşrdə 1.353 W / m 2 dəyəri ilə tapılmışdır. İndi ümumiyyətlə tarixi uyğunsuzluqların çoxunun alət kalibrləmə səhvindən qaynaqlandığı düşünülür (White, 1977). Son peyk və raket məlumatları (Duncan et al., 1982) və (Hickey et al., 1982) 1.353 W / m 2 dəyərinin aşağı olduğunu təsdiqlədi. Ayrıca, bu məlumatlar ± 0,25 faizdən çox olmadığına inanılan gündəlik və aylıq dəyişikliklərin olduğunu və 11 illik günəş ləkəsi dövründə təxminən yüzdə 1 dəyişiklik olduğunu təsdiqləyir.

Bu dəyişikliklərin heç biri günəş enerjisi sisteminin dizaynı üçün əsas əhəmiyyətə malik olmasa da, bu dəyişikliklərin iqlimimizə potensial təsirini izah etməyə kömək edən işlər davam edir. Günəşdən çıxan radiasiyada yalnız yüzdə 1 düşməyin yer üzündə orta qlobal temperaturu 1ºC-dən çox azalacağı təxmin edilmişdir. Günəşin radiasiyası yalnız 6 faiz azalsa, bütün dünya buzla örtülmüş olardı.

Günəş diskinin görünən açısal ölçüsü fotosferin diametri və yer-günəş məsafəsindən hesablana bilər. 1 AU-da bu 9,3 mrad (0,553 dərəcə) təşkil edir. Yer-günəş məsafəsi il ərzində dəyişdiyindən günəşin görünən ölçüsü ± 1.7 faiz arasında dəyişir.

2.1.2 Yerdən kənar Günəş Spektri

Günəşin yer atmosferindən keçməzdən əvvəl radiasiya spektri Şəkil 2.4-də göstərilmişdir. Müqayisə üçün günəş spektral şüalanması ilə birlikdə çəkilmiş bir qara cisimdən 6 050 K (10,430º F) səviyyəsində olan spektral şüalanma. Şəkil 2.4-də, ən qısa dalğa boyu ilə absissa dəyəri arasında dalğa boylarında yayılan enerjinin məcmu miqdarını göstərən spektral günəş axınının sıxlığının inteqrasiya olunmuş dəyəri göstərilir. Bu məlumatlar günəş sabitinin əvvəlki dəyərinə (1.353 W / m 2) əsaslanır.

Şəkil 2.4 Yerdən kənar standart günəş spektral şüalanma əyrisi. Döngənin altındakı ərazi 1353 W / m2 olan əvvəlki günəş sabitinə əsaslanır (Thekaekara, 1976).

Maraqlıdır ki, günəş enerjisinin təxminən 45 faizi bizə görünən spektrdə dalğa boylarında gəlir (nominal olaraq 0,3 ilə 0,7 mikrometr arasında). Ayrıca, daha qısa dalğa boylarında (UV və X-günəş radiasiyası) və qalan hissəsinin (yüzdə 54) günəş enerjisinin yüzdə 1-dən bir qədər çoxunun infraqırmızı (IR) bölgəsində olduğunu unutmayın. Günəşin radiasiya spektri, yerin atmosferindən keçərkən bir qədər dəyişir, bu da sonrakı hissədə müzakirə olundu.

Fərqli dalğa uzunluğundakı günəş işığı içərisində olan nisbi enerji miqdarı haqqında məlumat mühəndisin dalğa boyu hadisələrinin ümumi enerji toplanmasına təsirini qiymətləndirməyə imkan verir.

Nümunə: Günəşin enerjisinin yüzdə 90-ı dalğa uzunluğunda 1 mikrometrenin altına ötürən və daha uzun dalğa uzunluğunda enerji olmayan bir şüşə örtük istifadə edən qəbuledici diyaframdan istifadə edən müəyyən bir kollektor konsepsiyasını nəzərdən keçirin. Şəkil 2.4-ə müraciət edərək günəşdən gələn enerjinin yüzdə 69,5-inin dalğa uzunluğunun 1 mikrometrdən daha qısa olduğunu təyin edə bilərsiniz. Sadə bir hesablama əvvəllər bəhs edilən şüşə qəbuledici örtüyünün günəş enerjisinin 62,5 faizini qəbulediciyə keçirəcəyini göstərəcəkdir.

Dalğa uzunluğundan asılı parametrləri (yəni şüşə keçiriciliyi, səthi udma qabiliyyəti və ya fotoelement reaksiyası) nəzərdən keçirmək üçün bu parametrin günəş işığı içərisində olan enerjinin faizini və daha qısa dalğa uzunluğunu əks etdirən bir miqyasla müqayisədə tez-tez əyani şəkildə faydalıdır. Bu döngənin altındakı sahə daha sonra bütün dalğa boylarına inteqrasiya olunan enerjinin ümumi faizini təmsil edir. Şəkil 2.5-də göstərilən günəş enerjisi ilə dalğa uzunluğu arasındakı əlaqə əsasında dalğa uzunluğunu təmsil edən ikinci, qeyri-xəttli bir miqyas daxil edilə bilər. Bu, dalğa uzunluğundan asılı parametrlərin vizual olaraq təqdim edilə bilməsi üçün edilir.

Şəkil 2.5 Təhrif olunmuş dalğa uzunluğu şkalasının nümunəsi. Bir silikon fotovoltaik hüceyrənin nisbi spektral reaksiyası göstərilir ki, bu da günəş enerjisinin 58 faizindən istifadə edə bilər.

Misal: Şəkil 2.5 bir silikon günəş hüceyrəsinin nisbi reaksiyasını göstərir (bəzən günəş şüalanmasını ölçmək üçün istifadə olunur). Vizual olaraq hüceyrənin ümumi günəş spektrinin yalnız yüzdə 58-nə cavab verdiyini görə bilərik, daha qısa dalğa uzunluğunda enerjinin yüzdə 11'ini və daha uzun dalğa uzunluğunda günəş enerjisinin yüzdə 31'ini itirir.

2.1.3 Yerdən kənar Günəş şüalanması

Yerin orbiti bir az eliptik olduğundan, yer atmosferinin xaricində alınan günəş radiasiyasının intensivliyi yer-günəş məsafəsinin kvadratı olaraq dəyişir. Günəş şüalanması, perihelionda, yəni günəşə ən yaxın torpaqda (3-5 yanvar) baş verən maksimum şüalanma ilə və aphelyondakı minimumda (5 iyul) yüzdə ± 3,4 ilə dəyişir. Bu dəyişiklik təxminən aşağıdakılara yaxınlaşdırıla bilər:

burada I o, yer atmosferinin xaricindəki yerdən kənar günəş şüalanmasıdır və N gün nömrəsidir (1 yanvardan başlayaraq).

Təlimat konsepsiyası və günəş şüalanma modellərində tez-tez istifadə edilən bir şey, üfüqi bir səthə düşən yerdən kənar günəş şüalanmasıdır. Yer atmosferinin kənarında və aşağıda yer səthinə paralel düz bir səthi düşünün. Bu səth günəşlə üzləşdikdə (normal bir mərkəzi şüaya qədər), üzərinə düşən günəş şüalanması maksimum I o olacaqdır

mümkün günəş şüalanması. Səth günəşə normal deyilsə, üzərinə düşən günəş şüalanması səth normal ilə günəşdən gələn bir şüa arasındakı bucağın kosinusu ilə azalacaq.

Bu konsepsiya Şəkil 2.6-da şəkilli şəkildə təsvir edilmişdir. Hər iki səthə düşən günəş enerjisinin nisbətinin eyni olduğu görülür. Bununla birlikdə, A səthinin sahəsi proyeksiya hipotetik səthindən B daha böyükdür və vahid sahə üzrə günəş enerjisinin nisbətini (yəni günəş şüalanması) A səthinə B səthindən daha az düşür.

Şəkil 2.6 Yer kürəsindən kənar üfüqi şüalanma anlayışına aid kosinus effekti.

Yerə paralel bir səthə düşən yerdən kənar günəş şüalanmasıdır

burada I o, yer kürəsindən kənar günəş şüalanmasıdır və iki səth arasındakı bucaqdır; bu da Fəsil 3-də daha da müəyyənləşdiriləcək günəş zenit bucağıdır, şüalanmanın günəş şüası ilə səth arasındakı bucağın kosinüs tərəfindən azaldılması kosinus effekti adlanır. Kosinüs effekti günəş kollektorlarının istiqamətinin optimallaşdırılmasında son dərəcə vacib bir konsepsiyadır və 4-cü fəsildə geniş müzakirə olunur.

Kosinüs təsiri səbəbiylə, bir üfüqdəki yer kürəsindən kənar günəş şüalanması, yer öz oxunda fırlandıqca dövri olaraq dəyişir. Atmosfer xaricindəki üfüqi bir səthdə alınan günəş radiasiyasının miqdarı, yer atmosferinin altındakı üfüqi bir səthə düşəcək radiasiya miqdarının yuxarı həddini təşkil edir. Həm də hava kütləsi və bulud örtüyü komplikasiyasız kosinus təsirini təsvir edir.

Müəyyən bir gündə müəyyən bir gündə müəyyən bir yerdən yuxarıda o o, h dəyərləri Zenit bucağını təyin etmək üçün (3.17) və (3.8) Tənliklər tətbiq edərək (2.2) Tənlikdən və yerdən kənarları təyin etmək üçün Tənlikdən (2.1) istifadə edilə bilər. radiasiya.

2.1.4 Səthdə yerdən kənar Günəş Radiasiyası

Müəyyən bir müddət ərzində bir səthə yığılmış ümumi enerji miqdarı, həmin müddət ərzində günəş şüalanmasının inteqrasiyası (və ya cəmlənməsi) yolu ilə tapılır. Bu cəmi günəş radiasiyası adlanır və vahid sahəyə görə enerji vahidlərinə malikdir (J / m 2 və ya Btu / ft 2). Günəş radiasiyasına bu mətndə H işarəsi verilir.

Tez-tez yer atmosferinin xaricində bir gün ərzində bir səthə düşən ümumi enerjinin miqdarını təyin etmək maraq doğurur. Üfüqi bir səthdə gündəlik yer üzündən çıxan günəş radiasiyası H o, h, yerdən kənar günəş şüalanmasının ani dəyərlərindən hesablana bilər.

t vaxtının (saniyələrlə) gün doğandan gün batana qədər qiymətləndirildiyi yerdir.

Fəsil 3-də yerlə günəşə paralel bir səth arasındakı bucağı təsvir etmək üçün hazırlanmış konsepsiyalardan istifadə edərək yer üzünə paralel bir səthə düşən gündəlik dünya xaricindəki günəş radiasiyasının aşağıdakı ifadəsini inkişaf etdirə bilərik.

Açılar (enlik və meyl) Bölmə 3.1-də təsvir edilmişdir. Gün batma saat bucağı, (3.22) tənlikdə bu bucaqların funksiyası olaraq hesablanır və bu tənlikdə ‘radian’ vahidləri olmalıdır. Sabit 86.400, yerdən kənar günəş şüalanmasının vahidləri olan saniyə "saniyə" vahidlərinə sahib olduğundan, mən kvadrat metrə görə vat olmalıdır (W / m 2).

Tənlik (2.4) istifadə edərək üç enlikdə bir il ərzində hesablanan üfüqi səthdə gündəlik yerdən kənar günəş radiasiyasının dəyərləri Şəkil 2.7-də verilmişdir. Bu rəqəm günəş enerjisi girişimizlə bağlı bir sıra maraqlı məqamları göstərir. Bir gündə baş verən ən böyük enerji miqdarı ən şimal enliyində baş verdiyini unutmayın. Bu yüksək günəş radiasiya dəyəri günəşin heç batmadığı yazda baş verir.

Ayrıca, ekvatorda ən yüksək günəş radiasiyasının yazda və payızda (ekinokslarda) baş verdiyini, gözlənildiyi kimi yayda olmadığını unutmayın. Yay maksimumu yalnız 23,5 dərəcədən yuxarı enliklərdə baş verir. Bir il ərzində yığılmış ümumi enerji miqdarı Şəkil 2.7-də orta günəş radiasiyası kimi göstərilir. Gözlənildiyi kimi, üfüqi səthdə gündəlik günəş radiasiyasının cəmi ekvatorda ən yüksəkdir. Daha yüksək (qütb) enliklərdə olan səthlər yuxarıda müzakirə olunan kosinus effekti nəticəsində mövcud enerjinin çox hissəsini itirir.

Şəkil 2.7 Şimal yarımkürəsində yer atmosferinin xaricindəki üfüqi bir səthə düşən gündəlik yerdən kənar günəş radiasiyasının (şüalanma) mövsümi dəyişməsi.

Bir səth həmişə günəşə tərəf yönəldilirsə (lakin hələ də yer atmosferinin xaricindədirsə), səthdəki gündəlik yerdən kənar günəş radiasiyası Şəkil 2.8-də göstərildiyi kimi dəyişəcəkdir. Enlem şimala doğru artdıqca, yayda daha çox, qışda daha az enerji var.

Şəkil 2.8 Bir səthə düşən gündəlik yerdən kənar günəş radiasiyasının mövsümi dəyişməsi həmişə şimal yarımkürəsində yer atmosferinin xaricindəki günəş şüalarına normal işarə edirdi.

Şəkil 2.8-də göstərilən maraqlı nəticə budur ki, günəş şüaları ilə normal saxlanılan bir səthdə illik ümumi günəş radiasiyası genişlikdən asılı olmayaraq eynidir. Bunun səbəbi budur ki, yer üzündə hər yerdə 4380 saat gün işığı var və ya bir il ərzində çəkilən gün işığının orta uzunluğu 12 saatdır. Bu səbəbdən, qış xaricindəki günəş şüalanmasının yay günəş şüalanmasından yüzdə 6 daha çox olması səbəbiylə meydana çıxan cüzi fərq xaric, yer üzündə normal normal günəş şüalanması dünyanın hər yerində eyni dərəcədədir.

Gündəlik normal günəş radiasiya dəyərlərinin illik ortalamasının günəş sabitinin 12 (gün işığının orta uzunluğu) qatının məhsuluna çox yaxın olduğunu və 59.1 MJ / m 2 verdiyini nəzərə alın. Şəkil 2.7 (üfüqi səth) ilə Şəkil 2.8 (normal səth) müqayisə edilərkən qeyd edək ki, kosinüs təsiri il ərzində üfüqi səthdə günəş radiasiyasını ekvatorda yüzdə 39 azaldır, halbuki günəş radiasiyası 52 azalır. 40 dərəcə enlikdə yüzdə 74, 80 dərəcə enlemde yüzdə 74.

Yer atmosferinin üstündəki hipotetik səthlərdə yer üzündən gələn günəş radiasiyasının bu anlayışı oxucuya günəş enerjisi mənbəyi və yer-günəş sistemi mexanikasının təsiri barədə bir az fikir vermək üçün müzakirə edilmişdir. Aşağıdakı hissədə yer atmosferinin atmosferdən aşağıda qəbul olunan günəş radiasiyasına əlavə təsirlərini (su buxarı, karbon qazı, buludlar, duman, hissəciklər) müzakirə edirik.

2.2 Yer səviyyəsində Günəş Radiasiya Xüsusiyyətləri

Günəş şüaları yerin atmosferindən keçərkən, sorulur (bəzi atmosfer istiliyinin səbəbi) əks olunur (astronavtların dünyanı kosmosdan görə bilməsi səbəbi), dağınıq olur (bu kitabı altındakı kölgədə oxuya bilərsiniz bir ağac) və birbaşa ötürülür (kölgələrin olması səbəbi). Yerin səthində günəş atmosferin üzərində müşahidə ediləndən daha az intensivliyə, fərqli bir rəngə və fərqli bir forma sahibdir.

Atmosfer, yerdən kənar günəş girişinin çox açıq bir gündə yüzdə 30 nisbətində, çox buludlu bir gündə yüzdə 90-a enməsinə səbəb olur. Şəkil 2.9 atmosferin müxtəlif komponentlərinin yaratdığı udma və səpələnmə (irəli və geri) aralığının göstəricisini verir.

Şəkil 2.9 Aydın səmanın udma nominal diapazonu və düşən günəş enerjisinin səpələnməsi. Dəyərlər ümumiyyətlə bir hava kütləsi üçündür (Watt, 1978).

Yerin səthində birbaşa günəşin diskindən gələn bir şüa və ya d irekt günəş şüalanmasını və bütün səmanın hər tərəfindən gəldiyi görünən dağınıq və ya səpələnmiş günəş şüalanmasını qəbul edirik. Bu mətndə birbaşa günəşin diskindən gələn günəş şüalanmasını ifadə etmək üçün birbaşa termini və digər istiqamətlərdən gələn günəş şüalanmasını göstərmək üçün diffuz termini istifadə edəcəyik. Günəş şüalanmasının birbaşa komponentini təmsil etmək üçün ənənəvi alt b və diffuz komponenti göstərmək üçün d alt yazısını istifadə edirik. Doğrudan və diffuz günəş şüalanmasının cəminə qlobal və ya ümumi günəş şüalanması deyilir və ənənəvi alt yazı ilə müəyyən edilir. Bu kitabda bu cəmi göstərmək üçün qlobal terminindən istifadə edəcəyik.

Açıq bir gündə birbaşa günəş şüalanması yer üzünə çatan günəş enerjisinin ümumi miqdarının təxminən 80 və ya 90 faizini təşkil edir. Günəş şüalanmasının birbaşa komponentinin lokal tıxanması kölgələr yaradır.Buludlu və ya dumanlı bir gündə "günəşi görə bilmədiyiniz" günəş şüalanmasının birbaşa komponenti əslində sıfırdır və kölgələr yoxdur. Günəş şüalanmasının birbaşa komponenti yüksək temperaturlu günəş enerjisi sistemlərinin dizaynerləri üçün ən çox maraq doğurur, çünki güzgü və ya linzalardan istifadə edərək kiçik ərazilərdə cəmləşə bilər, diffuz komponent isə bunu edə bilməz.

Günəş şüalanmasının dağınıq və ya dağınıq komponenti kölgədə görməyimizə imkan verən şeydir. Günəş şüalanmasının diffuz bir hissəsi olmasaydı, göy gecə olduğu kimi qara görünür və gün boyu ulduzlar görünəcəkdi. İlk kosmonavtlar bu fenomeni günəş radiasiyasının dağılması üçün atmosferin olmadığı Aydan bizə canlı şəkildə izah etdi.

Şəkil 2.9-da göstərildiyi kimi, diffuz radiasiya atmosferdəki azot, oksigen və su molekulları, su damlaları və toz hissəcikləri ilə günəş şüalanmasının aşağıya doğru səpələnməsinin nəticəsidir. Bu səpələnmənin miqdarı atmosferdəki su və toz miqdarına və müşahidəçinin dəniz səviyyəsindən yüksəkliyinə bağlıdır.

Diffüz günəş şüalanması cəmlənə bilmədiyindən, yalnız düz lövhəli (konsentrasiya olunmayan) günəş kollektorları və bəzi aşağı temperaturlu konsentrat tipləri (geniş qəbul açılarına malik) diffuz günəş şüalanmasını toplaya bilər. Sənaye tətbiqetmələrində istifadə olunan bir neçə kollektor günəş radiasiyasının diffuz komponentindən istifadə edə bilər.

Bu amillərin, xüsusən də birbaşa komponenti zəiflədən və dağınıq komponenti dəyişdirdikləri üçün su damcılarının (yəni buludların) dəyişməsi günəş enerjisini toplamaq üçün sistemlərin dizaynında əsas bilinməyən parametrdir. Nəticədə, bu effektləri proqnozlaşdırmaq üçün analitik modellərin ölçülməsi, kataloqlaşdırılması və inkişaf etdirilməsində xeyli səy sərf edilmişdir və sərf olunur.

Günəş radiasiyasının spektri Bölmə 2.1.2-də təsvir edilmişdir. Şiddətin azalmasına əlavə olaraq yerin səthinə çatan günəş radiasiyasının spektri də atmosferdən keçərkən dəyişdirilir. Baş verən proseslər arasında Rayleigh və partikül (toz və su) dağılımı və ozon, su buxarı və karbon qazı ilə udulması daxildir. Bütün bu proseslər yalnız atmosferin müvəqqəti vəziyyətinə deyil, eyni zamanda günəş işığının atmosferin nə qədər hissəsindən keçməsinə də bağlıdır.

Bu son faktor hava kütləsi ilə ölçülür ki, bu da sadəcə günəş radiasiyasının yerin atmosferindən keçdiyi məsafənin (yol uzunluğu), günəş birbaşa hava üstündə olsaydı gedəcəyi məsafəyə (yol uzunluğuna) nisbətidir.

Buna görə birbaşa yuxarıdan gələn radiasiyanın dəniz səviyyəsində 1,0 hava kütləsindən keçdiyi deyilir. 60 dərəcə bir zenit bucağından çıxan günəş şüalanması, yol uzunluğunun təxminən iki qatından və beləliklə 2,0 hava kütləsindən keçəcəkdir. Hər hansı bir zenit bucağında hava kütləsini təqribən aşağıdakı ifadə Kasten və Young (1989) tərəfindən hazırlanmışdır

burada zenit açısı dərəcə ilə verilir. Gün batımında (= 90º) bu ifadə 37.92 dəyərinə malikdir və bu səbəbdən gün batarkən yer üzünə çox az günəş radiasiyası düşür.

Dəniz səviyyəsindən başqa yüksəkliklər üçün yuxarıda hesablanan hava kütləsi yerli atmosfer təzyiqinin standart dəniz səviyyəsində atmosfer təzyiqinə nisbəti ilə azalır.

Günəş radiasiyası spektrinə yer atmosferində təsiri Thekaekara'dan (1976) çəkilən Şəkil 2.10-da çox təmiz, dəniz səviyyəli havanın müxtəlif hava kütlələri üçün göstərilmişdir. Yerdəki günəş spektri məlumat dəstləri bu bölmənin sonunda istinad edilən NREL internet saytında mövcuddur

Şəkil 2.10 ABŞ Standart atmosferini, 20 millimetr hiss olunan su buxarını, 3,4 millimetr ozon və çox təmiz havanı qəbul etdikdə fərqli hava kütləsi dəyərləri üçün günəş spektral şüalanma (Thekaekara, 1976).

Şəkil 2.10-da İQ bölgəsindəki güclü su buxarı və karbon dioksid udma zolaqlarının təsirlərinə (dalğa uzunluğu və gt 0,7 mikrometr) diqqət yetirin. Mavi və bənövşəyi işığın (dalğa uzunluğu 0,3-0,4 mikrometr) hissəcik və Rayleigh səpələnməsindən və UB işığındakı azalmalardan (dalğa uzunluğu 0,3-0,4 mikrometr) azaldığına da diqqət yetirin.

Günəş istiqamətindən gələn enerjini nəzərə alaraq, yüksək konsentratlı kollektorlardan istifadə edilərkən iki amilə diqqət yetirilməlidir: (1) günəşin diski boyunca intensivlik dəyişməsi (ətraf qaralması) və (2) aydın radiasiya günəş diskindən yalnız bir neçə dərəcə uzaqlıqda (dairəvi radiasiya) əhəmiyyətli bir enerji tərkibi ola bilər.

Mərkəzi qəbuledici sistemlərin və günəş sobalarının dizaynerləri ətraf qaranlığı ilə maraqlanırlar, çünki günəş görüntüsünün mərkəzi bölgəsi ümumi ortalamadan daha yüksək axını olan isti bir nöqtə istehsal edir. Səthi şüalanmanın (atmosfer səpilməsindən qaynaqlanan) tədqiqatı əhəmiyyət qazandı, çünki bir çox konsentratlar süni şüa deyil, yalnız günəş diskindən gələn radiasiyanı qəbul etmək üçün nəzərdə tutulmuşdur və bununla da konsentratın potensial enerji tutma qabiliyyətinin bir hissəsinin azalmasına səbəb olur. Nəticə, nisbətən aydın bir gündə belə, 5 dərəcə qəbul açısına sahib normal bir düşmə pireliometri ilə ölçülən (növbəti hissədə müzakirə olunan) şüalanma ilə şüalanma qəbul edən bir kollektor tərəfindən cəmlənə bilən şüalanma arasında bir fərq var. yalnız nominal günəş diskindən gəlir (dərəcə qəbul açısı). Bendt və Rabl (1980), Lawrence Berkeley Laboratories tərəfindən bir sıra ərazilərdə aparılmış geniş ölçmələrə əsaslanaraq bu təsirin tam xülasəsini təqdim edirlər.

Günəş şəkli məlumatları ümumiyyətlə vahidlərə (W / m 2 sr) sahib olan parıltı paylanması baxımından təqdim olunur. Bu, parlaq bir səthin (yəni günəşin) müəyyən bir bölgəsindən gələn və yerdəki bir müşahidəçiyə tabe olduğu bərk bucaq baxımından təyin olunan parlaqlıq olaraq təyin olunur. Mötərizədəki bucaq parlaqlığın günəşin mərkəzindən ölçülən əyilmiş bucağın bir funksiyası olduğunu göstərir.

Bir steradianın (sr) qatı bir bucağı, bir sferanın səthindəki bir sahəni bu kürənin radius-kvadratına bərabər bir şəkildə ayıran bucaq olaraq təyin olunur. Bir yarımkürədə sr var və 1 sr, l.144 radian (65.54 dərəcə) bir təpə bucağına sahib olan bir konusun yaratdığı bərk bucaqdır. Möhkəm bir bucağın altına qoyulmuş konusun yuxarı nöqtəsini tapmaq üçün aşağıdakı əlaqə tətbiq olunur:


Addım 2: Bir disk düzəldin və mərkəzinə bir ulduz qoyun

Dumanlıq içərisindəki kiçik yamaq kondensasiya edildikdə, yamağın mərkəzinə çəkilmiş materialdan bir ulduz əmələ gəlməyə başlayır və qalan toz və qaz ulduz ətrafında fırlanan bir diskdə yerləşər. Disk nəhayət planetlərin meydana gəldiyi yerdir, buna görə a protoplanet disk . Şəkil 22.3.3-də yuxarı sol tərəfdəki bir şəkil bir sənətkarın protoplanetary disk haqqında təəssüratını və yuxarıdakı şəkildəki HL Tauri ulduzunu əhatə edən həqiqi bir protoplanetary diskini göstərir. Protoplanet diskdəki tünd üzüklərə diqqət yetirin. Bunlar planetlərin yaranmağa başladığı boşluqlardır. Üzüklər oradadır, çünki başlanğıc planetləri öz orbitlərində toz və qaz toplamağa başlayır. Bunun üçün öz günəş sistemimizdə bir bənzətmə var, çünki qaranlıq halqalar Saturnun halqalarındakı boşluqlara bənzəyir (şəkil 22.3.3, solda aşağıda), burada aylar tapıla bilər (şəkil 22.3.3, sağ alt) .

Şəkil 22.3.3 Protoplanet disklər və Saturnun üzükləri. Yuxarı solda: Yeni bir ulduzu əhatə edən, qaz və toz ehtiva edən bir protoplanet disk haqqında sənətkar təəssüratı. Sağ yuxarıda: HL Tauri ətrafındakı protoplanetary diskin bir fotoşəkili. Diskin içindəki qaranlıq üzüklərin yeni meydana çıxan planetlərin toz və qazı süpürdüyü boşluqlar olduğu düşünülür. Sol alt: Saturnun üzüklərindəki oxşar boşluqları göstərən bir fotoşəkili. Altındakı parlaq nöqtə Yerdəki şimal işıqlarına bənzər bir avroradır. Sağ aşağıda: Saturnun üzüklərindəki kiçik bir ayı ağ nöqtə kimi göstərən bir boşluğun yaxın görünüşü.


Yupiter ekliptiki xaricində bir saniyə kub işığı içində Günəş sisteminin sıxlığı nə qədərdir? - Astronomiya


Adınızı testə və Scantron formasına yazın. Tələbə şəxsiyyət nömrənizi müvafiq əraziyə yazın və Scantron formasına uyğun nömrələrə balon yazın.

İmtahanı bitirdikdən sonra testi və ön masadakı Scantron formasını verin.


Birdən çox seçim sualı (50 sual - hər suala 2 bal). Ən yaxşı cavabı seçin.

    a. bürcləri öyrənmək, yetkinlik üçün bir ayin rolunu oynadı
    b. "qədim astronavtlar" axtarırdılar
    * c. səma cisimlərinin hərəkətləri saat kimi xidmət edirdi
    d. tanrıların səmavi aləmdə yaşadığına inanırdılar

    a. ümumi Günəş tutulması zamanı Ayın verdiyi kölgə əyri olmuşdur
    b. dolun ay dəyirmi idi
    c. şimaldan cənub yarımkürələrə gedərkən fəsillər tərs oldu
    d. obyektlər həmişə ekvatora doğru yuvarlandı
    * e. bir müşahidəçi yer üzündə şimala və ya cənuba doğru irəlilədikcə göyün görünüşü dəyişdi

    a. axşam 8 radələrində
    * b. axşam 9 radələrində
    c. gecə yarısı
    d. axşam saat 10 radələrində
    e. axşam saat 11 radələrində
    a. Əsrlər boyu yavaş və davamlı inkişaflar
    b. Qeyri-sabit, ekssentrik dahilərin anadan olması ilə idarə olunurdu
    c. Son bir neçə onilliyə qədər, kosmik proqramın azalması ilə çox az şey öyrəndik
    * d. Son bir neçə onillikdə bütün əvvəlki tarixlərdən daha çox şey öyrəndik
    a. Aristotel
    * b. Aristarx
    c. Ptolemey
    d. Kopernik
    e. Qalileo
    * a. Sıxlıq
    b. Fırlanma dərəcəsi
    c. İnqilab dərəcəsi
    d. Atmosfer təzyiqi
    e. Planetin sahib olduğu ay sayı
    a. Yerin fizikasını anlamağımıza kömək edir
    b. Günəş sisteminin necə meydana gəldiyini anlamağımıza kömək edir
    c. hansı planetlərin uyğun olduğunu öyrənməyimizə kömək edir bildiyimiz kimi həyat
    d. planet fizikasını başa düşməyimizə kömək edir
    * e. Yuxarıda deyilənlərin hamısı doğrudur.
    * a. Planetlərin orbitləri arasındakı boşluğun təsviridir
    b. planetlərin niyə eliptik orbitlərə sahib olduğunu izah edir
    c. Xarici planetlərin niyə daxili planetlərdən daha yavaş hərəkət etdiyini izah edir
    d. P 2 = a 3 olduğunu sübut edir
    a. qədim Eqiptlər
    b. Amerika hinduları
    * c. qədim yunanlar
    d. Avstraliyanın erkən sakinləri
    e. 1918-ci ildə Beynəlxalq Astronomiya Birliyinin fərmanı
    a. Onlar kiçikdir və astronomlar tərəfindən məhəl qoyulmur.
    * b. Bunlar əsas modeli təsir etmir, ancaq nəzəriyyələrin pozuntuları nəzərə alacaq qədər çevik olmasını tələb edir
    c. Günəş sisteminin əmələ gəlməsi nəzəriyyələri tamamilə pozuntuları izah etmək qabiliyyətinə əsaslanır.
    d. Günəş Sistemində forma baxımından mükəmməl bir pozuntu yoxdur.
    * a. daha sürətli fırlandı və azaldıqca düzəldi
    b. daha sürətli fırlanır və azaldıqca material üzüklərini tökürdü
    c. qayalı materiallardan hazırlanmış möhkəm, dönən bir disk meydana gətirərək soyudulur
    d. Spin sıx materialların fırlanma oxuna doğru batmasına və yüngül materialların üzməsinə səbəb oldu
    * a. toz hissəciklərinin toqquşması və birləşməsi
    b. bir çox protoplanetin birləşməsi
    c. toz hissəcikləri ilə Günəş Dumanından qazın alınması
    d. protoplanetlər tərəfindən Günəş Dumanından qazın alınması
    a. Ay birinci və üçüncü rübdür
    b. Ay təzədir
    c. Ay doludur
    * d. Ay yeni və doludur
    e. Ay ekliptik müstəvidən keçir
    a. günorta
    b. gün batması
    * c. gecə yarısı
    d. gündoğumu
    e. bu fəsildən asılıdır
    * a. çünki uzunluğu artır
    b. çünki uzunluğu azalır
    c. təsirlənmir
    d. periyodik olaraq uzunluğu 23h 56 min ilə 24 h arasında dəyişir
    a. Mars inqilabının sidereal dövründə
    * b. Marsın sinodik dövründə
    c. Yerin çevrilməsinin sidereal dövründə
    d. altı ayda bir
    e. hər sıçrayış ili
    a. anomal olaraq böyük müşahidə olunan illik trigonometrik paralaks
    b. elmi ictimaiyyətin özlərini elm yox, siyasət idarə etmələrinə icazə verdi
    c. qədim yunanların ibtidai və elmə qadir olmadığı düşünülürdü
    * d. illik trigonometrik paralaks müşahidə edilmədi!
    e. ki Coğrafi Günəş sistemi nəzəriyyəsi müşahidələrə nisbətən daha çox uyğun gəldi Heliosentrik nəzəriyyə
    a. Venera, Yer olmadığı müddətdə böyük bir karbon dioksid atmosferi ilə doğuldu
    b. Veneranın dünyaya gələndə suyu yox idi, Yer üzündə doğulanda bol su vardı
    * c. maye okeanlar Yer kürəsində ola bildikləri müddətdə Venerada meydana gələ bilməzdi
    d. Yer kürəsində günəş işığını səmərəli şəkildə əks etdirən qütb buzlaqları var, Venera əks etdirmir
    e. Yer kürəsi ilk tarixində karbondioksidi qaynayan Mars böyüklüyündə bir cisim tərəfindən vuruldu
    a. Ay
    * b. Venera
    c. Mars
    d. Yupiter
    e. Saturn
    a. Yer ekvatorunun Göy sferasına proyeksiyası
    b. səma kürəsində Yerin fırlanma oxunun işarələri
    c. Ayın ulduzlar arasındakı aydın yolu
    * d. ulduzların arasından Günəşin aydın yolu
    e. Cığır Günəş ətrafında qovşaq xəttinin yavaş hərəkəti ilə izlənildi
    a. nə vaxt Ay dolursa
    b. Ay nə vaxt təzədirsə
    * c. yalnız qovşaq xətti Günəşə tərəf yönəldikdə
    d. yalnız qovşaq xətti Günəş istiqamətinə doğru bir bucaq yaratdıqda
    e. yüksək bir gelgit olduqda
    a. yay gündönümü
    b. qış gündönümü
    * c. ağız bərabərliyi
    d. 29 fevral (yəni yalnız sıçrayış ili ərzində)
    e. 1 yanvar
    a. sidereal il
    b. sinodik ay
    * c. tropik il
    d. Saros dövrü
    e. gündəlik dövr
    a. ilə müqayisədə yeni məlumatlar onu cəlbedici etdi Coğrafi model
    b. trigonometrik paralaks 1500-cü ildə aşkar edilmişdir
    * c. estetik baxımdan onun üçün xoş idi
    d. Kainatın əvvəllər düşünüləndən daha böyük olduğunu kəşf etdi
    e. günündə başa düşüldüyü kimi fizika qanunları a Heliosentrik Günəş sistemi

    a. Ayın Yer üzündə tətbiq etdiyi gelgit qüvvələrinin
    b. Yerin fırlanma oxu yavaş-yavaş irəliləyir
    c. Ay yavaş-yavaş Yer ətrafında dövr edir
    d. düyünlər xətti yavaş-yavaş qabaqlayır
    * e. Yer Günəş ətrafında dövr edir

    * a. Şimal qütbü
    b. Eugene, OR (və ya Eugene, OR)
    c. ekvator
    d. Santiago yaxınlığında, Çili (enlem = 30 o S)
    e. yuxarıdakı saytlardan hər hansı biri.

    a. Merkuri, Yupiter və Uran
    b. Yupiter, Uran, Neptun və Pluton
    c. Merkuri, Yer, Venera və Mars
    * d. Yupiter, Saturn, Neptun və Uran
    e. Saturn, Pluton, Yupiter, Uran və Neptun
    a. planetlərin orbital qanunauyğunluqları
    b. üç ümumi planet planının mövcudluğu
    c. kometaların mənşəyi və təbiəti
    d. Jovian planetlərinin kimyəvi tərkibi
    * e. Hər hansı bir nəzəriyyə yuxarıdakıların hamısını izah edə bilməlidir.
    a. Planetlər Bürc bürcləri arasında hərəkət edir.
    * b. Yalnız orbitləri Yerin ölçüsündən daha böyük olan planetlərdə geriyə doğru hərəkət edilir
    c. Planetlər təxminən ekliptik müstəvidə dövr edirlər.
    d. Yalnızca orbitləri Yerin ölçüsündən kiçik olan planetlərdə sərgilənir a yeni mərhələ Yer üzündə və ya yaxınlığında olan müşahidəçilər üçün.
    e. Planetlər şərqdə yüksəlir və geriyə doğru hərəkət etdikdə belə qərbdə qurulur.
    a. yalnız ulduzlar dünyaya çox yaxın olsaydı başa düşülə bilərdi
    b. planetin epikiklik hərəkəti ilə əlaqədar idi
    * c. daha sürətli hərəkət edən bir daxili planet daha yavaş hərəkət edən bir xarici planeti tutub keçdikdə meydana gələcək
    d. Yerin fırlanma oxunun süründürmə səbəb olduğu yavaş sürüşməsi səbəbindən meydana gəldi
    e. heliosentrik bir modeldə asanlıqla başa düşülə bilməz
    a. Bütün planetlər Günəş ətrafında eyni istiqamətdə fırlanır.
    b. Bütün planetlər Günəş ətrafında təxminən ekliptik müstəvidə dövr edirlər.
    c. Bütün planetlər eliptik orbitlərdə Günəş ətrafında fırlanır.
    * d. Yuxarıda deyilənlərin hamısı planetlərin hərəkəti ilə bağlı doğru ifadələrdir.
    a. Keplerin ellips qanunu
    b. Keplerin bərabər sahələr qanunu
    c. Keplerin harmonik qanunu
    d. Keplerin ellips qanunu ilə harmonik qanunun birləşməsi
    * e. Keplers ellips qanunu ilə bərabər sahələr qanununun birləşməsi

    a. Yerüstü
    b. Jovian
    c. Uran / Neptunian
    * d. Buzlu
    e. Günəşə bənzəyir

    a. Venera
    b. Yer
    c. Uran
    * d. Pluton
    e. Yupiter

    a. Kub santimetr başına 1 qramdan santimetrə qədər 10 qramdan çox çox sıxlıq nümayiş etdirirlər.
    b. Bunlar qayalı materialdan ibarətdir və Jovian planetlərinə nisbətən daha kütləlidir.
    * c. Jovian planetlərinə nisbətən kiçik diametrlərə malikdirlər.
    d. Kütləvi karbon dioksid atmosferlərinə sahibdirlər.
    e. Yuxarıda deyilənlərin hamısı Yer kürəsindəki planetlərin xüsusiyyətləridir.

    * a. Günəşə
    b. Veneraya aiddir
    c. Yerinki
    d. Marsınki
    e. Merkuma aiddir

    a. Jovian planetlərinin atmosferi əsasən azot və oksigendən ibarətdir
    b. Bütün Jovian planetləri orbital pozuntuları nümayiş etdirir
    * c. Bütün Jovian planetlərinin hamısının sıxlığı azdır, hər santimetr üçün 1 qram sıxlıq var
    d. Jovian planetləri Şimal Göy Qütbündə dövr etdikləri Günəş ətrafında dövr etmirlər
    e. Heç bir Jovian planetinin geniş bir peyk sistemi yoxdur


Bir planet suda üzə bilərmi?

2007-ci ilin avqust ayının əvvəlində elm adamları Trans-Atlantik Ekzoplanet Tədqiqatı (TrES) kainatdakı bilinən ən böyük planetin kəşfini elan etdi. Planet adlanır TRES-4 çünki Kanar adaları, Arizona və Kaliforniyada fəaliyyət göstərən üç teleskopdan ibarət bir şəbəkə olan TrES tərəfindən kəşf edilən dördüncü planet idi. TrES alimləri əvvəlcə planetimizi 2007-ci ilin yazında Yerdən 1435 işıq ili uzaqlıqdakı Herakl bürcündə gördülər [mənbə: BBC News].

Space Exploration Image Gallery

TrES-4, GSC02620-00648 adlı bir ulduzun ətrafında dövr edir və bir inqilabı bitirmək üçün yalnız 3.55 Dünya günü çəkir. Planet daha çox hidrogendən ibarətdir və a kimi təsnif edilir qaz nəhəngi, günəş sistemimizdəki Yupiter, Saturn, Neptun və Uran kimi.

TrES-4 ilə bağlı həyəcan yalnız onun ölçüsünə görə deyil - bəzi alimlərin planetin o qədər böyük, lakin o qədər yüngül olduğuna inandığına görə, ümumiyyətlə mövcud olmamalıdır. TrES-4 Günəş sisteminin ən böyük planetimiz olan Yupiterdən yüzdə 70 daha böyükdür, lakin kütləsi yüzdə 25 daha azdır [mənbə: National Geographic]. Planetin kəşfini elan edən jurnal məqaləsinin aparıcı müəllifi Georgi Manduşev, planetlərin & nəzəri modellərinin bunu izah edə bilməyəcəyini söylədi [mənbə: ABC News Australia]. Buraya & quot; tüklü planetlərin & quot; qrupu deyilir, lakin bu qədər böyük və hələ sıxlığı olmayan bir planet tapılmadı [mənbə: Scotsman].

Manduşev, National Geographic News-a bildirib ki, planetin bir kub santimetrə 0,2 qramlıq sıxlığı son dərəcə yüngül olduğu və model təyyarələrdə istifadə edilən balsa ağacına bənzəyir [mənbə: National Geographic].TrES-4-ün aşağı sıxlığı, bəzilərinin planetin suda üzə biləcəyini söyləməsinə səbəb oldu [mənbə: Guardian]. (Suyun sıxlığı kub santimetrə 1 qram, Jüpiterin kub santimetrinə 1,33 qramdır.)

Ancaq suyun üzərində üzən bir planetin təsəvvürləri yalnız nəzəri bir şeydir. Əslində, bütün bir planetin sözün əsl mənasında su üzərində üzməsi qeyri-mümkün olardı. Birincisi, TrES-4, tədqiqatçılardan birinin dediyi kimi səthində heç bir möhkəm sahə olmadığını söyləyən qazlı bir planetdir [mənbə: Scotsman]. TrES-4 bir şəkildə daha az kütləvi bir planetlə yolları keçsəydi, TrES-4, ehtimal ki, daha kiçik planeti udacaq, daha böyük bir planet isə daha böyük cazibə qüvvəsi sayəsində TrES-4'ü parçalaya bilər. Buna baxmayaraq, suyun üzərində üzən bir planet konsepsiyası, TrES-4-ün nə qədər qeyri-adi olduğunu vurğulayır.

Transatlantik Ekzoplanet Araşdırmasının alimləri, TrES-4'ün yüksək temperaturu - 2300 dərəcə Fahrenhayt dərəcəsi olduğu üçün kütləsinə görə bu qədər böyük bir ölçüyə sahib olduğunu fərz edirlər. Planetin sonrakı tədqiqatı, ana ulduzunu yaxından əhatə edərkən bir anda necə böyük və bu qədər yüngül ola biləcəyinə diqqət yetirəcəkdir.

Növbəti səhifədə elm adamlarının TrES-4 kimi planetləri necə tapdıqlarını və TrES-4 kimi təəccüblü bir planet haqqında məlumatları araşdıracağıq.

220-dən çox ekzoplanetlər - günəş sistemimizin xaricindəki planetlər - TrES-4-ün elan edildiyi dövrdə aşkar edilmişdir. Tez-tez çağırılan elm adamları qrupları planet ovçuları, kəşf edilməmiş səma cisimlərini axtarmaq üçün dünyanın hər yerindəki teleskop şəbəkələrindən istifadə edin.

Planet ovçularının istifadə etdiyi iki üsul var. Ən çox ekzoplanetlər kəşf edilmişdir yırğalanma metodu. Yırğalanma metodundan istifadə edən astronomlar, dövr edən planetlərin cazibə qüvvəsi səbəbindən ulduzları & quotwobbling & quot axtarırlar. Bu texnika həm də alimlərə bir planetin kütləsini çıxarmaq imkanı verir.

İkinci texnika tranzit metodu. Bir planet Yer kürəsi ilə ana ulduzundan gələn işıq yolu arasından keçəndə bu işığın görünmə qabiliyyəti qismən pozulur. Elm adamları bu pozuntuları nəzərə alaraq planetlərin yerini müəyyənləşdirmək üçün istifadə edirlər. Tranzit metodu elm adamlarına sarsıntı üsulu ilə bildiklərindən daha çox məlumat öyrənməyə imkan verir. Elm adamları bir planetin kütləsini tapmaqla yanaşı bir planetin ölçüsü, kimya və orbit haqqında da məlumat əldə edə bilərlər. TrES alimləri TrES-4-ü tapmaq üçün tranzit metodundan istifadə etdilər. (Planet ovu haqqında daha çox məlumat üçün Planet Hunting How Works-ə baxın.)

TrES-4 bu günə qədər kəşf edilən ən böyük planet olsa da, ən kütləvi deyil. Bu şərəf XO-3b-yə məxsusdur, Yupiterdən 13 qat daha böyük bir küre. TrES-4 kimi, XO-3b də elm adamlarını tapmaca edir. Gözlənilən dairəvi orbitdən çox çox qısa, eliptik bir orbitə malikdir və dörd gündən az bir dövrdə bir inqilabı başa çatdırır, yəni ana ulduzuna çox yaxındır. Əslində, bu qədər böyük bir ulduzun ətrafında dövr edən başqa bir planet tapılmadı.

Bəzi elm adamları XO-3b-nin ümumiyyətlə bir planet olub olmadığını sual edirlər. Əslində bir ola bilər qəhvəyi cırtdan. Məsələ mübahisəlidir, çünki qəhvəyi cırtdan təsnifatları ən azından çox böyük bir planetin kiçik bir qəhvəyi cırtdanı ayırd etməsi ilə bağlı mübahisələrə səbəb olur. Ulduzlar ümumilikdə Yupiterin kütləsindən 80 qat çox olan hər hansı bir cisim və ya hidrogen birləşməsini həyata keçirə bilən hər hansı bir cisim hesab olunur. Alimlər ümumiyyətlə qəhvəyi cırtdanları ulduzlara nisbətən daha az, lakin planetlərdən daha çox - ya da ən azı 13 Yupiter kütləsi olan cisimlər olaraq təyin edirlər. Ancaq bəziləri kütlənin qəhvəyi bir cırtdanın ən vacib təyin edici xüsusiyyəti olmadığını söyləyirlər [mənbə: Space.com]. Qəhvəyi bir cırtdanın inkişaf planı - bir qrup planetin bir hissəsi və ya müstəqil olaraq - ən vacib amil ola bilər.

XO-3B həqiqətən qəhvəyi bir cırtdandırsa, ən böyük planetin adı, ehtimal ki, Herakl bürcündə yaşayan başqa bir planetə keçir. Tranzit metodu ilə kəşf edilən HAT-P-2, ağırlığı səkkiz Yupiter qədərdir.

Ekzoplanetlər, planet ovu və digər əlaqəli mövzular haqqında daha ətraflı məlumat üçün növbəti səhifədəki linklərə baxın.


Atmosfer:

1995-ci ildə Qalileo Missiya, Europa'nın əsasən molekulyar oksigendən (O.) ibarət olan nazik bir atmosferə sahib olduğunu ortaya qoydu2). Europa & # 8217s atmosferinin səth təzyiqi 0,1 mikro Paskal və ya Yer kürəsindən 10-12 dəfə çoxdur. Sıx bir ionosferin (yüklü hissəciklərin yuxarı atmosfer təbəqəsi) mövcudluğu 1997-ci ildə təsdiqləndi Qalileo, günəş radiasiyası və Yupiter & # 8217s magnetosphere-dən enerjili hissəciklər tərəfindən yaradıldığı ortaya çıxdı.

Dünyadakı atmosferdəki oksigendən fərqli olaraq, Europa & # 8217; s bioloji mənşəli deyil. Bunun əvəzinə, Jovian maqnitosferindən ultrabənövşəyi şüalanmanın buzlu səthlə toqquşduğu və suyun oksigen və hidrogenə bölündüyü radioliz prosesi ilə əmələ gəlir. Eyni radiasiya eyni zamanda bu məhsulların səthdən toqquşma atışları yaradır və bu iki prosesin tarazlığı bir atmosfer meydana gətirir.

Yupiterin bir ayı olan Europa, NASA & # 8217s Galileo kosmik gəmisinin bu inkişaf etmiş rəngli görüntüsündə qalın bir aypara kimi görünür. Kredit: NASA

Səthin müşahidələri nəticəsində məlum olub ki, radioliz nəticəsində əmələ gələn bəzi molekulyar oksigen səthdən atılmır və kütləsi və planetin cazibə qüvvəsi sayəsində saxlanılır. Səth yeraltı okeanla qarşılıqlı əlaqədə ola bildiyindən, bu molekulyar oksigen bioloji proseslərdə kömək edə biləcəyi okeana gedə bilər.

Bu arada hidrogen, atmosferin bir hissəsi kimi saxlanılması üçün lazım olan kütlədən məhrumdur və əksəriyyəti kosmosa itir. Bu, atılan atom və molekulyar oksigen hissələri ilə birlikdə hidrogendən qaçaraq, Avropanın və Yupiter ətrafındakı orbit ətrafında bir qaz torusu meydana gətirir.

Bu & # 8220nötr bulud & # 8221, hər ikisi tərəfindən təsbit edildi CassiniQalileo kosmik gəmi və Yupiter & # 8217s daxili ay Io ətrafındakı neytral buluddan daha çox tərkibə (atom və molekul sayı) sahibdir. Modellər, Avropanın torusundakı demək olar ki, hər atomun və ya molekulun nəticədə ionlaşdığını və bununla da Yupiterin maqnitosfer plazmasına bir qaynaq təmin etdiyini təxmin edirlər.


Planet nədir?

Bir planet, Günəş ətrafında yörüngədə olan, təxminən dairəvi bir forma (hidrostatik tarazlıq) sahib olmaq üçün kifayət qədər kütləyə sahib olan və öz ətrafındakı ətrafı təmizləmiş və # 8221 olan bir planet cismidir. Tərif, Kaliforniya Texnologiya İnstitutunda astronom Mike Brown tərəfindən kəşf edilən təxminən Plutonun ölçüsündə trans-neptunium cisimlərinin kəşfinə borcludur. Bu kəşf, "Pluto kimi" cisimlərin ümumi olması və səkkiz böyük planetlə eyni adın paylaşılmaması demək idi. Bu cəsədlər "cırtdan planetlər" kateqoriyasına ayrıldı. & # 8221

Planet Yaşayış Laboratoriyası, yaradılan planetlərin elmi cəhətdən ən dəqiq təsnifatlarına malikdir. Planet indeksləri kütlələrə əsaslanır, çünki təsdiqlənmiş ekzoplanetlər üçün ən ölçülmüş planet parametridir. Günəş Sistemimizin planetlərini davam edən kəşfləri ilə ekzoplanetlərlə eyni kateqoriyalara daxil etmək mantiqidir. Habitat Exoplanets Kataloqu planetləri ya Terrans, ya da yer planetləri və Giant planetləri olaraq təsnif edir.

A terran planet, (digər adlara yerüstü planet, tellurik planet və ya qayalı planet daxildir) əsasən silikat qayalardan və metallardan ibarət bir planetdir. & # 8220Terran & # 8221 sözü və ya Yerlə əlaqəli deməkdir. & # 8220Qlobal planet & # 8221 və & # 8220telluric planet & # 8221 terminləri Latınca Yer (Terra və Tellus) sözlərindəndir. Günəş Sistemimiz, eyni zamanda Günəş Sisteminin, Merkuri, Venera, Marsın və dünyamızın Yerin daxili planetləri olan dörd Terran planetindən ibarətdir. Bu planetlərə Günəşə ən yaxın planet olduğu və & # 8220 xarici planetlərdən & Asteroid Kəmər ilə ayrıldığı üçün & # 8220inner planet & # 8221 deyilir. Terran planetlərinin, miniterransların, subterransların, terransların və superterransların üç təsnifatı mövcuddur.

Nəhəng planetlər (bu planetlərin əksəriyyəti qaz olduğu üçün qaz planetləri olaraq da bilinir) Terran planetlərindən əhəmiyyətli dərəcədə daha kütləlidir. Günəş Sistemimizdə dörd nəhəng planet var, Yupiter, Saturn, Uranus və Neptun. Bu nəhəng planetlərin əsas komponentləri Yupiter və Saturnda hidrogen və helium, Uran və Neptun məsələsində su, ammonyak və metandır. Digər ulduzların ətrafında dövr edən bir çox ekstraser nəhəng planet tapdıq. Digər ulduz sistemləri bu qədər uzaqda olduğundan, tapdığımız ekzoplanetlərin böyük əksəriyyəti Nəhəng planetlərdir. Bu planetlər Neptuniyalılar və Jovianlar kimi təsnif edilir. Jovian planetləri, Jupiter və Saturn, tez-tez & # 8220 qaz nəhəngləri & # 8221 və Neptunyalılar planetləri olaraq adlandırılır, bizim vəziyyətimizdə Uranüs və Neptun da & # 8220ice nəhəngləri olaraq adlandırılır. & # 8221


Günəş Rüzgarı

1.2 Parker & # x27s Solar Wind Model

Görünən bu müxtəlif müşahidələrdən və şərhlərdən ilham alan E. Parker, 1958-ci ildə, günəş atmosferinin zahiri istiqamətində daim genişləndiyi günəş tacının kökündən yeni bir modelini formalaşdırdı. Parker & # 27-dən əvvəl, günəş atmosferinin əksər nəzəriyyələri, yüksək günəş aktivliyi dövründə kosmosa materialın ara-sıra çıxması istisna olmaqla, tacı statik və cazibə qüvvəsi ilə Günəşə bağlı olaraq qəbul edirdi. S. Çapman istilik nəqlinin elektron istilik keçiriciliyinin üstünlük təşkil etdiyi statik bir günəş tacının bir modelini qurmuşdu. 10 6 K tac üçün Chapman statik bir günəş tacının belə kosmosa uzanmalı olduğunu tapdı. Bununla birlikdə Parker, statik bir modelin Günəşdən böyük məsafələrdə ulduzlararası plazmadakı təxmin edilən təzyiqlərdən yeddi-səkkiz dərəcə böyük təzyiqlərə yol açdığını başa düşdü. Böyük heliosentrik məsafələrdəki təzyiqdəki bu uyğunsuzluq səbəbindən günəş tacının hidrostatik tarazlıqda ola bilməyəcəyini və bu səbəbdən genişlənməsini lazım olduğunu düşündü. İsti bir günəş tacının kütlə, impuls və enerjinin qorunması üçün hidrodinamik (yəni maye) tənliklərini nəzərdən keçirməsi, onu Günəşin səthinə yaxın olan tac temperaturundan asılı olan tac genişlənməsi üçün bənzərsiz həll yollarına gətirib çıxardı. Parker & # x27s modeli, Günəşə yaxın aşağı axın sürətləri, Günəşdən uzaq səsdən yüksək səs sürətləri və böyük heliosentrik məsafələrdə yoxa çıxan kiçik təzyiqlər meydana gətirdi. Çözümlərin maye xarakterini nəzərə alaraq Parker bu davamlı, səsdən yüksək, tac genişlənməsinə günəş küləyi adını verdi. Günəş küləyi ilə doldurulmuş kosmik bölgə indi heliosfer olaraq bilinir.


3.4 Kosmik mühit

Yer səthindəki mühitin kosmik mühitdən ortaq cəhətləri və fərqləri var, bu atmosfer sərhədləri Karman xətti ilə təyin olunur. Yer atmosferi bizi, torpaq sakinlərini, çox miqdarda kosmik radiasiyadan, plazmadan və mikrometeoroidlərdən qoruyur. Yerin maqnit sahəsi bizi kosmik hava hadisələrinin bir hissəsi olan günəş külək hissəciklərindən qoruyur [NASA]. Kosmik mühitdə və səth mühitimizdə ümumi olan kosmik gəmilər cazibə qüvvəsi, elektromaqnit şüalanma (fərqli dozalarda), atmosfer hissəcikləri (fərqli sıxlıqda) ilə qarşılıqlı əlaqə qurmalıdırlar. Kosmik aparat Karman xəttindən keçən atmosfer hissəcikləri ilə texniki cəhətdən qarşılıqlı əlaqədə olmasına baxmayaraq, kosmik gəmi kosmosa daha uzaq bir gerçək vakuma yaxınlaşaraq yaxın vakuumda işləyir. Bu hissədə hər fiziki hadisəni (tənliklərlə!) Müəyyənləşdirəcəyik, hər fiziki hadisənin kosmik gəmi alt sistemlərinə necə təsir etdiyini müzakirə edəcəyik və orbital rejimlərdə hər fenomenin üstünlüyünü araşdıracağıq.

Ətrafımızla oxşarlıqlar Kosmik mühit üçün unikaldır
Ağırlıq Kosmik radiasiya
Elektromaqnit şüalanması Plazma
Atmosfer hissəcikləri Mikrometeoroidlər
Günəş küləyi hissəcikləri
Tozsoran
Planet səthi albedo

Kosmik mühitin öyrənilməsi

Məlumat toplayan, qiymətləndirən və “Kosmik Hava” haqqında məlumat verən çox sayda peyk var. Budur bir neçəsi:

Müdafiə Meteoroloji Uydu Proqramı (DMSP). NASA-nın izni ilə. Qabaqcıl Kompozisiya Kəşfiyyatçısı (ACE). NASA-nın izni ilə. Keçid Bölgəsi və Coronal Explorer (TRACE). NASA və Lockheed Martin-in izni ilə. Günəş və Heliosferik Rəsədxanası (SOHO). NASA-nın izni ilə. Geostasionar Əməliyyat Ətraf Peyki (GOES). Təsvir NOAA-nın nəzakəti. Günəş Maksimum Missiyası (SMM). NASA-MSFC-nin nəzakəti.

Günəş

Kosmik mühitə və kosmik havaya ən böyük təsir Günəşdir. Dünyanı və kosmik aparatları təsir edən günəş fəaliyyəti Günəşdəki maqnitlə qızdırılan xarici atmosferdə baş verən təbii hadisələrdən qaynaqlanır. Bu fenomenlər günəş küləyi, radio dalğa axını, günəş alovları, tac kütləsi ejeksiyası (CME) və ya günəş püskürmələri, tac isitmə və günəş ləkələri kimi enerji partlayışları da daxil olmaqla bir çox formada olur. Günəşin fəaliyyəti müntəzəm 11 illik günəş fəaliyyət dövrü keçir.

Günəşin quruluşu. NASA-nın izni ilə.

Günəş haqqında bəzi statistika:

  • Çap: 1.4 & # 215106 km
  • Kütlə: 2 & # 2151030 km
  • Səth (Photosphere) Temperatur:

Günəş elektromaqnit şüalanma və hissəciklər istehsal edir. Bu günəş çıxışı kosmik gəmilərin qarşılaşdığı kosmik mühitin əsas təyinedicisidir. Günəş elektromaqnit (EM) enerjisini elektromaqnit spektri boyunca uzun dalğa radio dalğalarından qısa dalğalı rentgen və qamma şüalarına qədər buraxır. Günəş radiasiyasının artması kosmosa çox miqdarda hissəcik göndərən günəş hadisələrinin erkən xəbərdarlığını təmin edə bilər.

Elektromaqnit Spektri. Şəkil Honeywell Technology Solutions Corporation-ın nəzakəti.

Günəşdən gələn elektromaqnit radiasiya işığın sürəti ilə hərəkət edir və Yerin orbitinə çatır

8 dəqiqə. Günəşin buraxdığı yüklənmiş hissəciklər daha yavaş hərəkət edir və elektromaqnit şüalanmasından 30 dəqiqədən 4 günə qədər hər yerə çatır.

Ya elektromaqnit şüalanmada ya da yüklənmiş hissəciklərdə olan EM enerjisi kosmik aparatlar üçün müxtəlif təhlükələr yarada bilər:

  • Günəş massivlərinin, polimer materiallarının və mikroelektronikanın tənəzzülü
  • Münasibət pozğunluqları (xüsusilə GEO və daha yüksək yerlərdə)
  • Atmosfer istiliyindən orbit çürüməsi (LEO peykləri üçün)
  • Şanzıman müdaxiləsi

Elektromaqnit Radiasiya

Ultraviyole

UV işığının fotonları görünən işığın fotonlarına nisbətən daha enerjidir. Bu yüksək enerjili ultrabənövşəyi radiasiya dünyaya çatdıqda atmosferin istiləşməsinə səbəb olur. Bu istilik atmosferin genişlənməsinə və müəyyən bir yüksəklik üçün atmosfer sıxlığının artmasına səbəb olur. Günəş ultrabənövşəyi radiasiyada böyük artımlar günəşin alovlanma fəaliyyəti ilə əlaqələndirilir.

SOHO tərəfindən çəkilən Günəşin ultrabənövşəyi görüntüsü. İşıq bölgələrdir

1 & # 215106 dərəcə Qaranlıq bölgələr daha sərin olarkən C. NASA-nın izni ilə. Spektrin UV hissəsindəki günəş çıxışı. NASA-nın izni ilə. SOHO Extreme Ultraviyole Görüntüləmə Teleskopu (EIT) ilə ölçülən günəş UV çıxışı ilə 1997-ci ilin noyabrında meydana gələn güclü bir günəş alovu üçün X-Ray çıxışı arasında qarşılıqlı əlaqə. NASA-nın izni ilə.

Ultraviyole Radiasiya səbəbindən zərər

Uzun müddət ultrabənövşəyi radiasiyaya məruz qalmağın müxtəlif materialların optik və mexaniki xüsusiyyətlərində (rəng, istilik xüsusiyyətləri, kövrəklik, qeyri-şəffaflıq kimi dəyişikliklər) əhəmiyyətli dəyişikliklərə səbəb olduğu sübut edilmişdir. Əksər kosmik aparatlar, kosmik gəmi komponentlərini kosmik mühitdən qoruyaraq çox qatlı izolyasiyanın (MLI) xarici təbəqəsi kimi beta parçadan istifadə edir.

Uzun müddətli UV şüalanmasına məruz qalan teflar nümunələri. Aerospace Corporation tərəfindən hazırlanmışdır.

X-şüaları

X-şüaları günəş aktivliyi ilə sürətlənmiş elektronların günəş küləyi protonunun yaxınlığından keçməsi nəticəsində əmələ gəlir.

Günəş alovlarında rentgen şüalarının istehsalı. NASA-nın izni ilə. X-Ray Spektrində Günəşin Təsviri. NASA-nın izni ilə.

Gamma şüaları

Gamma Şüaları, günəş aktivliyi ilə sürətlənən protonların günəş küləyindəki bir atomu vurduğu zaman meydana gəlir.

Günəş alovlarında qamma şüalarının istehsalı. NASA-nın izni ilə.

Günəş ‘sakit’ olduqda çox aşağı fon səviyyələrində olan qamma şüaları, eyni zamanda günəşin alovlanma fəaliyyətini erkən xəbərdar edir.

CGRO kosmik gəmisi tərəfindən 1991-ci ilin iyun ayında baş vermiş günəş alovunun qamma-şüaları, gamma-şüa istehsalının ilkin alovlandıqdan sonra bir saata qədər davam edə biləcəyini göstərdi. (Burada CGRO alov aşkarlandıqdan sonra ilk 40 dəqiqə ərzində orbitinin gecə tərəfində idi.)

CGRO Spacecraft tərəfindən hazırlanan Günəş Parlamasının Gamma Şüaları. NASA-nın izni ilə.

Radio dalğaları

Radio bölgəsindəki günəş elektromaqnit şüalanmasının ölçülməsi günəş ləkələrinin səviyyəsini təyin etməkdə faydalıdır. 10.7 sm (tez-tez “10 sm axın” adlanır) dalğa uzunluğundakı günəşdən radio emissiyasının günəş ləkələrinin aktivlik səviyyəsi ilə çox sıx əlaqəli olduğu aşkar edilmişdir. Bu axını ölçmək asan olduğundan bir çox hallarda günəş ləkəsini “saymaq” günəş fəaliyyətinin göstəricisi kimi əvəz etmişdir.

Radio Spektrində Günəş Fəaliyyəti. NASA-nın izni ilə. 1950-1990-cı illər arasında hər gün görülən 10 sm axın (qatı xətt) ilə günəş ləkələrinin sayı (+ 'lər) arasındakı əlaqə burada göstərilir. NASA-nın izni ilə. Bu qrafik 4 günəş dövrü boyunca 10 sm radio axını göstərir. NASA-nın izni ilə.

Günəş Elektromaqnit Radiasiya Xülasəsi

  • Günəş elektromaqnit spektri boyunca enerji istehsal edir. Bu çıxış günəşin müəyyən bir vaxtda ‘sakit’ və ya ‘aktiv’ olmasından asılı olaraq dəyişir.
  • Elektromaqnit radiasiya işığın sürətində hərəkət etdiyinə görə, külli miqdarda yüklənmiş hissəcikləri günəş küləyinə yerləşdirən günəş hadisələrinin müəyyənləşdirilməsi bu cür hissəciklərin Yer orbitinə çatmasından bir neçə saat əvvəl edilə bilər.
  • Bir sıra dalğa boyları artan günəş aktivliyi barədə erkən xəbərdarlıq edir:
    • uzun dalğa uzunluğundakı radio dalğaları günəş ləkəsi aktivliyində artım göstərə bilər
    • qısa dalğa boyu ultrabənövşəyi, rentgen şüaları və qamma şüaları günəş aktivliyinin artdığını göstərə bilər

    Günəş Radiasiya Parçacıqları (Günəş Rüzgarı)

    Günəş elektromaqnit şüalanması ilə yanaşı peyk əməliyyatlarına təsir edə bilən dəyişkən hissəciklər axını da istehsal edir.

    SOHO kosmik gəmisindəki bu görüntü Günəş Küləkini meydana gətirərək Günəşdən axan hissəcikləri göstərir. NASA-nın izni ilə.

      Günəş küləyi bir plazmadır (an

    • Nominal külək sürəti 200 km / s ilə 600 km / s arasında dəyişir (buna görə hissəciklər dünyaya 3-9 gündə çatır).
    • Artan günəş aktivliyi günəş küləyinin sıxlığını, sürətini və temperaturunu kəskin şəkildə dəyişə bilər.

    Günəş Külək Plazmasına görə kosmik gəmilər üçün təhlükələr:

    • Elektron sistem ‘bit-flips’ və daha ciddi komponent ziyanı
    • Kosmik gəminin doldurulması
    • Yanlış sensor oxunuşları

    Günəş Radiasiya Təzyiqi

    GEO peykləri və planetlərarası kosmik aparatlar üçün, günəş radiasiyası təzyiqi, bir peykin atmosfer sürüklənməsinin LEO peyklərini təsirinə bənzər şəkildə "sürükləməsində" üstünlük təşkil edir.800 km yüksəklikdən aşağıda atmosfer sürüşmə sürətləri günəş radiasiya təzyiqindən çoxdur. 800 km-dən yuxarıda günəş radiasiya təzyiqi üstünlük təşkil edir. Peyk həndəsəsi və Günəşə tərəf açılan səth, günəş radiasiya təzyiqinin peyk üzərində hansı təsirini müəyyənləşdirir. Günəş radiasiya təzyiqi, GEO peyklərinin fırlanma anları, dönmə və istiqamətləndirmə ilə nəticələnə bilər.

    Günəş Radiasiya Torku

    Uzay aparatındakı günəş radiasiya torkunun təsiri aerodinamik torkun təsirinə bənzəyir, ancaq hava molekulları əvəzinə fotonlarla toqquşma meydana gəlir. Günəşdən gələn orta impuls axını, P:

    burada Fe günəş sabitidir (Günəşdən gələn enerji axını), c işığın sürəti və S kosmik gəmidən Günəşə vahid vektordur. Günəşdən gələn şüalanma tamamilə udula bilər, spekulyar olaraq əks oluna bilər və ya diffuz şəkildə əks oluna bilər, bu ehtimallara udma əmsalı deyilir, burada Ca + Cs + Cd = 1.

    Kosmik şüalar

    Günəş küləyinə əlavə olaraq çox yüksək enerji (MeV və GeV diapazonu) ionları Günəşimiz tərəfindən (və günəş sistemimizin xaricindəki mənbələr tərəfindən) istehsal olunur. Bu yüksək enerjili ionlara Kosmik Şüalar deyilir. Kosmik şüaların axını çox az olsa da, bu hissəciklər işıq sürətinə yaxın hərəkət edən dəmir kimi elementlərin ağır, enerjili ionlarını ehtiva etdiyi üçün çox təhlükəlidir. Kosmik şüalar maddənin içərisindən keçərkən sıx bir ionlaşmaya səbəb ola bilər, qorunması çətindir və bu səbəbdən əhəmiyyətli bir təhlükə yaradır. Günəş kosmik şüa axını günəş alovu hadisələri ilə yaxşı əlaqələndirir.

    Koloradodakı Neytron Monitordan Günəş Kosmik Şüaları ilə Günəş Dövrləri arasındakı əlaqəni göstərən rəqəmlər. Təsvir NOAA-nın nəzakəti.

    Günəş günəş minimumuna yaxınlaşdıqca günəş küləyində və ona daxil olan maqnit sahəsində daha az təlatüm olur. Kosmik şüalar daha sonra daxili Günəş sisteminə daha asan giriş tapır və nəticədə həm Yer orbitində, həm də Yer səthində görülən kosmik şüaların sayında artım olur.

    Bu süjet aşağı enerjili kosmik şüaların axınının günəş aktivliyindəki dəyişikliklərlə necə dəyişdiyini göstərir. HTSC tərəfindən hazırlanan şəkil.

    Günəş Parçacıqları Xülasəsi

    Günəş Çıxışında dəyişikliklər

    Kosmik aparat əməliyyatları işçiləri üçün günəş enerjisindəki dəyişiklikləri izləmək vacibdir, çünki bu dəyişikliklər kosmik mühitə və kosmik aparatların qarşılaşa biləcəyi təhlükələrə əhəmiyyətli təsir göstərir.

    Günəş çıxışı günəş dövrləri olaraq bilinən proqnozlaşdırılan dövrlərdə dəyişir. Günəş dövrlərinin uzunluğu dəyişə bilər, lakin tipik bir günəş dövrü müddəti ümumiyyətlə 11 ildir. Tipik bir günəş dövrü günəş maqnit fəaliyyətində 4 illik bir yığılma (Günəşin maqnit qütblərinin tərs olduğu zirvədə) və günəş maqnit aktivliyində 7 illik azalma ehtiva edir.

    Günəş maqnit fəaliyyətindəki bu dəyişikliklər yuxarıda göstərildiyi kimi günəş çıxışı dəyişikliyi ilə müşayiət olunur. NASA-nın izni ilə.

    Günəş ləkələri

    Günəş ləkələri Günəşin fotosferasında (Günəşin görünən səthi) çox güclü maqnit sahələrinin yerləridir. Günəş ləkələri var

    Ətrafdakı fotosferdən 2000 dərəcə daha sərin və diametri 50.000 km-ə qədər ola bilər. Fərdi günəş ləkələri bir neçə saatdan bir neçə günə qədər davam edir. Günəş çıxışının iki əsas mənbəyi olan günəş alovları və tac kütləsi tullantıları günəş ləkələrinin maqnit pozğunluqları ilə əlaqələndirilir. Üçüncü günəş çıxışı mənbəyi olan tac deşikləri bu fəsildə daha sonra müzakirə edilsə də, birbaşa günəş ləkələri ilə əlaqəli olduğuna inanmırıq.

    Günəş Ləkəsi Fəaliyyəti ilə göstərildiyi kimi 11 illik Günəş dövrü. NASA-nın izni ilə.

    Günəş dövrü günəş ləkələri saylarının ölçülməsində aydın görünür. Günəş ləkəsi aktivliyi günəş dövrünü izləyir. Əslində günəş dövrü və günəş nöqtəsi dövrü ifadələri bir-birinin əvəzinə tez-tez istifadə olunur.

    İllik Günəş Ləkəsi Nömrələri 1700-1995. NASA-nın izni ilə.

    Günəş alovları

    Günəş alovları, günəşin xromosferindəki yığılmış maqnit enerjisini buraxan və elektromaqnit spektri boyunca şüa yayan püskürmələr & # 8211 bəzən möhtəşəm püskürmələrdir. Günəş alovu radiasiyası günəş küləyindəki hissəcikləri qızdırır və sürətləndirir (10-30 x 106 ° C temperaturda). Günəşin bir ləkə yaxınlığında görünən bir parlaqlığı ümumiyyətlə günəş alovunun meydana gəldiyinin göstəricisidir. Alovlar ümumiyyətlə bir neçə dəqiqədən bir neçə saata qədər davam edir. Bir məşəldən çıxan yüksək enerjili protonlar Yer kürəsinə 30 dəqiqə ərzində çata bilər (

    Alov başlanğıcının 1/3 işığı). Buna Günəş Proton Tədbiri deyilir.

    ‘Sakit’ günəş və günəş alovları arasındakı enerji spektrindəki əsas fərq qısa dalğa uzunluqlarında (UV, rentgen və qamma şüaları) enerjinin dramatik artmasıdır:

    • X-şüaları alovlanma zamanı elektronların enerji verməsi nəticəsində yaranır
    • Gamma şüaları yüksək enerjili protonların və daha ağır ionların enerji verməsi nəticəsində yaranır.
    Günəş parlaması profili
    • Alov qabağı Mərhələ: X-ray və qamma-şüa enerjiləri çətinliklə aşkar olunur
    • İmpulsiv faza: yüksək enerjili rentgen və qamma-şüa spektrləri böyük dalğalanan sıçrayışlar göstərir, aşağı enerjili rentgen spektri isə tədricən yüksəlir.
    • Tədricən Mərhələ: yüksək enerjili x-ray və qamma-şüa səviyyələri aşağı enerjili rentgen şüaları kimi azalmağa başlayır (baxmayaraq ki, xeyli yavaş dərəcədə)

    Günəş alovları rentgen çıxışına görə, xüsusən də yer üzündə 0,1 - 0,8 nanometr (rentgen) dalğa uzunluğunda ölçülən pik partlayış intensivliyinin (I) böyüklüyünə görə təsnif edilir.

    Günəş Alovu Təsnifatları. NASA-nın izni ilə.

    Günəşdə alovlanma fəaliyyəti (24 saat müddətində) aşağıdakı kateqoriyalar üzrə qiymətləndirilir:

    • Çox aşağı: rentgen hadisələri C sinifindən azdır
    • Aşağı: C sinif x-ray hadisələri
    • Orta dərəcədə: təcrid olunmuş (birdən dördə qədər) M-sinif rentgen hadisələri
    • Yüksək: bir neçə (5 və ya daha çox) M-sinif rentgen hadisəsi və ya təcrid olunmuş (bir-dörd) M5 və ya daha yüksək rentgen hadisəsi
    • Çox yüksək: bir neçə (5 və ya daha çox) M5 və ya daha çox rentgen hadisəsi

    Coronal Kütləvi Ejeksiyon

    Coronal Mass Ejection (CME), bir günəş şöhrəti və qapalı tac qazının bir balonu & # 8211 qopar və qapalı tac qazı günəş küləyinə buraxıldığı zaman meydana gəlir.

    CME fotoşəkili, SMM Spacecraft tərəfindən UV-də çəkilmişdir. NASA-nın izni ilə.

    CME'ler gündəlik bir hadisədir, ancaq böyük birisi ümumiyyətlə ildə bir və ya iki dəfə baş verir. Böyük CME-lər günəş küləyinə çox miqdarda (tipik olaraq 1012 ilə 1013 kq) yüksək enerjili ionları və elektronları tökə bilər. CME-lərin sayı günəş dövrü ilə dəyişir, günəş minimumu 0,5 gündən günəş maksimumu gününə 2,5 günə qədər. CME-lər ümumiyyətlə günəş ləkələrinin böyük qruplaşması ilə əlaqələndirilir, lakin ümumiyyətlə günəş alovları ilə əlaqələndirilmir. CME günəş küləyini 400 ilə 2000 km / s arasında sürətləndirə bilər. Bir CME tərəfindən günəş küləyinə atılan enerjili hissəciklərin Yer orbitinə çatması 2-4 gün çəkir.

    Coronal deliklər

    Koronal deliklər Günəşin tacında & # 8211; ən çox Günəşin maqnit qütblərinin yaxınlığında qırılmış maqnit xətləri nəticəsində meydana gəlir və tac materialının, xüsusən də aşağı enerjili elektronların günəş küləyinə qaçmasına imkan verir.

    Bu Yohkoh görüntüsündə rentgen dalğa uzunluqlarında göründüyü kimi, Günəşin qütblərindəki tac deşikləri ətrafdakı tac materialından daha qaranlıq (daha soyuq) görünür. NASA-nın izni ilə.

    Koronal deşiklər ən çox Günəş qütblərinin yaxınlığında əmələ gəlir, lakin bəzən tac deşikləri aşağı günəş enlemlərində də əmələ gəlir. Bu günəş maksimumundan sonrakı illərdə daha çox görünür.

    Məlumat haradan alınır

    Günəş enerjisindəki dəyişikliklər barədə bir neçə əsas məlumat mənbəyi var:

      NOAA-nın Boulderdəki (Colorado) Kosmik Ətraf Mərkəzi "Nation & # 8217s rəsmi mənbəyidir kosmik hava siqnalları və kosmik mühitdə işləyən insanları və cihazları təsir edə biləcək narahatlıqlar üçün xəbərdarlıqlar." Bu veb sayt məlumat verir (ümumiyyətlə hər birini yeniləyir)

    • NASA Goddard Space Uçuş Mərkəzi (GSFC), 10 smlik radio axınında önümüzdəki 20 il üçün proqnozlar təqdim edir. Bu proqnozlar əksər LEO peyk layihələri tərəfindən atmosfer süründürmə və orbit yenidən gücləndirmə / izləmə tələblərini qiymətləndirmək üçün istifadə olunur.

    NOAA Kosmik Ətraf Mərkəzinin veb saytına ilk dəfə "Bugünkü Kosmik Hava" daxil olduqdan sonra H-alfada günəşin bir fotoşəkilini görürsən (günəş parlamalarını, qabarıqlıqlarını və ya CME'lərini görmək üçün yaxşı bir yer).

    H-Alpha'da Günəş Çıxışı (Görünən). Təsvir NOAA-nın nəzakəti.

    X-ray Flux Verilişinə GETİR. Təsvir NOAA-nın nəzakəti. Elektron və Proton Flux Verilişlərinə GÖRÜR. Təsvir NOAA-nın nəzakəti. ACE Electron və Proton Flux məlumatlarına NOAA Space Environment Center veb saytında da baxmaq olar. NASA / NOAA-nın izni ilə. ACE peyki tərəfindən toplanan günəş küləyinin sıxlığı, sürəti və istiliyi haqqında saatlıq olaraq yenilənən məlumatlara http://sec.noaa.gov/ace/ACErtsw_home.html ünvanından daxil ola bilərsiniz. NASA / NOAA-nın izni ilə.

    Milli Günəş Rəsədxanası (NSO) Kitt Peak tac deşik şəkillərinə aşağıdakı ünvanlarda baxmaq olar:

    Bir alovlandıqdan sonra 3 gün ərzində Goddard Space Uçuş Mərkəzindəki Günəş Məlumat Analiz Mərkəzi (SDAC) Compton Gamma Ray Rəsədxanasından toplanan qamma-şüa çıxışı məlumatlarını yayımlayır: http://umbra.nascom.nasa.gov/batse/batse_years. html. NASA-nın izni ilə. Yer səthindəki kosmik şüa axını müxtəlif neytron nəzarət stansiyaları tərəfindən ölçülür. Moskva Neutron Monitor-un real vaxtlı məlumatları İnternetdə http://helios.izmiran.rssi.ru/cosray/main.htm ünvanında yerləşdirilib. Rusiya Elmlər Akademiyasının təsviri. ACE peyki ilə ölçülən Earth-Sun L1-dəki kosmik şüa axını: http://sec.noaa.gov/ace/ACErtsw_home.html NASA / NOAA-nın izni ilə.

    Bu veb səhifəni ziyarət etdikdən sonra bir süjet istədiyiniz ACE alətini seçməyiniz istənir. Kosmik şüa məlumatlarını görmək üçün Günəş İzotop Spektrometrini (SIS) seçin və sonra çəkiləcək dövrü göstərin. (Şəkildə 7 günlük bir süjet göstərilmişdir.)

    10 santimetrlik günəş axınının gündəlik yeniləmələri ESTEC veb saytında tapıla bilər: http://www.estec.esa.nl/wmwww/wma/noaa/10cm_plot.html Şəkil NOAA-nın izni ilə.

    10 santimetrlik günəş axınının gündəlik yeniləmələrinə Kanada Solar Radio Monitorinq veb saytında da baxmaq olar: http://www.drao.nrc.ca/icarus/www/sol_home.shtml

    10 sm Radio Flux Proqnozları

    Gələcək radio axınının proqnozları gələcək günəş aktivliyi səviyyələri haqqında məlumat verə bilər. GSFC növbəti gün üçün 5 günlük mərkəzlərdə proqnozlar verir

    20 il. Bu məlumatlar atmosfer sürüklənməsini proqnozlaşdırmaq və tənzimləmə manevrlərinin orbitə çıxması üçün yaxınlaşacaq olan LEO kosmik aparatının nə vaxt tələb olunacağını müəyyən etmək üçün istifadə olunur. Bu proqnozlardan ölçülən axının hər hansı bir dəyişməsi manevrlərin tezliyini təsir edəcəkdir. GSFC EnviroNET: http://envnet.gsfc.nasa.gov/

    Günəş Çıxış Xülasəsində dəyişikliklər

    • Günəş enerjisindəki potensial təhlükəli dəyişikliklər barədə xəbərdarlıqları NOAA Kosmik Ətraf Mərkəzinin veb saytında tapa bilərsiniz: http://www.sec.noaa.gov
    • Avtomatik olaraq kosmik hava ilə bağlı gündəlik yenilikləri almaq üçün SEC e-poçt paylama siyahılarına qoymaq da mümkündür.
    • Günəş çıxışı məlumatları potensial təhlükəli günəş hadisələrini baş verdikləri kimi və ya bəzi hallarda meydana gəlmədən əvvəl müəyyən etmək üçün istifadə edilə bilər.
    • Bu məlumatlar, anomaliyanın kök səbəb analizində kömək üçün peyk anomaliyası müəyyən edildikdən sonra da istifadə edilə bilər.
    • Kosmik hava məlumatlarını istifadə edərkən kosmik gəminiz üçün təhlükəni proqnozlaşdırmaq üçün məlumatın peyklə məkanın yerləşməsi ilə müqayisədə məlumat topladığınızı nəzərə aldığınızdan əmin olun.

    Yerin Maqnetik Sahəsi

    Yerin nüvəsindəki maye metalların istiləşməsi və soyuması Yerin maqnit sahəsinin arxasındakı sürücünün olduğu düşünülür. (İçəridə) bağlayın

    Yer səthinin 56.000 km) 'gün' tərəfində bu sahə tipik bir dipol maqnit sahəsini xatırladır. Daha çox

    56.000 km maqnit sahəsi günəş küləyi ilə qarşılıqlı təsir nəticəsində sıxılır və uzanır. (Bu, növbəti hissədə veriləcək.) Ölçülən sahənin 90% -i Yer səthinin altındadır.

    Yerin Maqnetik Sahəsi. NASA-nın izni ilə.

    Günəş-Yer əlaqəsi

    Əsasən yüklənmiş hissəciklərdən ibarət olan günəş küləyi, Yerin maqnit sahəsinə nüfuz etməkdə çətinlik çəkir və buna görə də onun ətrafında axmağa çalışır. Küləyin yuxarı istiqamətində (günəşə doğru) maqnit sahəsi sıxılır və yay zərbəsi əmələ gəlir. Aşağı külək istiqamətində (günəşə qarşı) maqnit sahəsi uzanır və maqnit quyruğu əmələ gətirir. Günəş küləyi ilə Yerin maqnit sahəsi arasındakı qarşılıqlı təsir nəticəsində Yer ətrafında meydana gələn boşluq, maqnitosfer olaraq bilinir.

    Yerin Maqnetosferi. NASA-nın izni ilə.

    Günəş küləyi hissəcikləri Yerin maqnitosferinə iki yerdə girə bilər:

    • Qütb cusps vasitəsilə (Aurora effektləri istehsal)
    • "Arxa qapıdan" (xarici Van Allen radiasiya kəmərinə hissəcik əlavə edilməsi ilə nəticələnir)

    Van Allen Radiasiya Kəmərləri

    Van Allen radiasiya kəmərləri, Yerin ətrafını əhatə edən yüksək enerjili hissəciklərin, Yerin maqnit sahəsi tərəfindən tutulmuş pişi şəklində bölgələridir. (Bu radiasiya kəmərləri, ilk uğurlu ABŞ peyki olan Explorer I-də Geiger sayğacı bu kəmərləri ilk dəfə 1958-ci ildə aşkar edən Amerikalı fizik Dr. James Van Allen-in adını daşıyır. Dr. Van Allen Ayova Universitetinin professoru idi).

    • Kosmik radiasiya və günəş küləyi ilə meydana gəlmişdir
    • Əsasən yüksək enerjili protonlardan (10-100 MeV) ibarətdir
    • Çox gərgin, yığcam və kifayət qədər sabitdir
    • Günəş minimumu zamanı intensivliyin artması.
    • ‘Tutulmuş’ günəş küləyi plazmasından ibarətdir (adətən & lt50 KeV)
    • Günəş fəaliyyətindəki dalğalanmalardan (məsələn, günəş fırtınalarından) böyük dərəcədə təsirlənən hissəcik sıxlığı qısa müddət ərzində (dəqiqə) 10 ilə 1000 arasında arta bilər.

    Cənubi Atlantik Anomaliyası (SAA)

    Daxili Van Allen radiasiya kəmərinin çox hissəsi 500 km yüksəklikdə qalmasına baxmayaraq, kəmər Cənubi Atlantik Anomaliyası (SAA) kimi tanınan bir bölgədə təxminən 250 km-ə qədər “dalır”. Daxili Van Allen kəmərindəki bu “daldırma” Yerin maqnit sahəsi Yerin nüvəsində deyil, SAA-dan uzaq, Yerin nüvəsində bir neçə yüz mil məsafədə yerləşdiyindən meydana gəlir. SAA-nın sərhədləri hündürlüyə görə dəyişir (250 km-ə qədər). 500 km-də SAA -90 ilə +40 uzunluq arasında və -50 ilə 0 enlik arasında dəyişir. Aşağı torpaq orbitində olan peyklər bu SAA-da sıx, yüksək enerjili proton şüalanma bölgəsindən keçəndə elektron komponentlər və alətlər pozula bilər.

    Bu, daxili Van Allen radiasiya kəmərinin proton axını göstərir, SAA-dan məsul olan “mərkəzdən kənar” naxış aydın görünür. Təsvir ESA nəzakəti. Cənubi Atlantik Anomaliyası (SAA). NASA-nın izni ilə.

    Geomaqnit fırtınaları

    Maqnetosferə günəş enerjisi girişi artdıqda və qütb bağlarında və ya maqnitosferin arxa hissəsində maqnitosferə girəndə & # 8211 geomaqnit fırtınaları nəticələnə bilər. Geomaqnit fırtınası ümumiyyətlə tac kütləsi atılması (CME) ilk dəfə göründükdən bir ilə dörd gün sonra başlayacaq və bir neçə saatdan günə qədər davam edə bilər. Həm də günəş alovu fırtınaları ümumiyyətlə məşəl ilk göründükdən bir neçə saatdan bir günə başlayacaq və bir neçə dəqiqədən bir neçə saata qədər davam edə bilər.

    Yerdə, geomaqnit fırtınaları aşağıdakılara səbəb ola bilər.

    • qulaq işığında artım
    • elektrik şəbəkəsində nasazlıqlar
    • rabitə kəsintiləri
    • atmosferin istiləşməsi və genişlənməsi

    1997-ci ildə 6 yanvarda böyük bir CME-dən hissəciklər 10 yanvarda Yer kürəsinə çatdı, maqnitosferi vurdu və sıxdı ki, yay şoku "itələdi"

    36.000 km & # 8211 geosinxron orbit & # 8211 yüksəklik. Bu nəticələndi:

    • əla auroral görüntülər
    • radio rabitəsində pozuntu
    • geosinxron Telstar 401 peykinin itkisi

    1 gün fırtına keçdi.

    Yanvar 1997-ci ildə Geo Uydularına Geomaqnit Fırtına Təsiri. NASA-nın izni ilə. Təxmini Kp-İndeks. Təsvir NOAA-nın nəzakəti.

    Kp-İndeks, dünyanın maqnit sahəsinin nə qədər narahat olduğunu ölçən bir planet boyu ortalama ölçüdür. (Ölçmələr çoxsaylı yerüstü saytlarda aparılır.) Kp-İndeksinin ortalaması 3 saatdan çoxdur. 4 və ya daha yüksək olan Kp-İndeksi bir geomaqnit fırtınasının meydana gəldiyini göstərir.

    Bu qrafik Günəş dövrü ilə Kp indeksi ilə ölçülən geomaqnit fırtınalarının sayı arasındakı əlaqəni göstərir. NASA-nın izni ilə.

    Maqnetik Fırtına

    Günəş küləyindən gələn kinetik enerji maqnit enerjisinə çevrilərək Yerdəki maqnit quyruğunda saxlanıldıqda, bu enerji yığılması Maqnetik Fırtına olaraq sərbəst buraxıla bilər. Maqnetik bir alt fırtına Yerə endirilən (günəşə qarşı yöndən) enerjili bir plazma (5-50 keV) buraxır. Bu isti plazma, peyklərin hissəcik mühitində yüz qat artım görə biləcəyi geosinxron orbitə uzana bilər. Substorms əsasən geomaqnit fırtınaları zamanı baş verir.

    Maqnetik substorm fazaları aşağıdakılardır:

    • Böyümə fazası: Bu faz ümumiyyətlə günəş küləyinin kinetik enerjisindəki artımın bu enerjinin yerin maqnit sahəsində maqnit enerjisi kimi yığılmasına səbəb olduğu təxminən 1 saat davam edir.
    • Genişlənmə mərhələsi: Ümumiyyətlə 30 dəqiqə davam edir (10 dəqiqədən 2 saata qədər). Bu mərhələnin başlanğıcı subormanın başlanğıcıdır. Yerə doğru plazma sərbəst buraxılması geosinxron orbitlərə (10s keVs) çatır. Əlavə olaraq gecə tərəfində də qulaq işığı artır.
    • Bərpa mərhələsi: Ümumiyyətlə maqnit sahəsi normala döndüyü və plazma axını azaldığı müddətdə təxminən 1 saat davam edir.

    Günəş-Yer Bağlantısı & # 8211 Haradan Məlumat Alınacaq

    K-Index məlumatları 15 dəqiqədən bir NOAA SEC veb saytında yenilənir: http://solar.sec.noaa.gov/rt_plots/kp_3d.cgi

    Kp-İndeksinə əlavə olaraq Yerin maqnit sahəsinin digər hissələrində (Ap-İndeksi və Hp-İndeksi kimi tanınır) bir sıra dəyişikliklər də var. Hp-İndeks haqqında məlumat (GEO-da ölçülən) NOAA SEC veb saytında tapıla bilər: http://www.sec.noaa.gov/today.html

    Fiziki Fenomen Tərifi

    Ağırlıq

    Kütləsi və ya enerjisi olan hər şey cazibə qüvvəsini, cisimləri və işığı bir-birinə tərəf yönəldən (və ya çəkən) fenomeni yaşayır. Kosmosda kifayət qədər böyük bir kütlə olan cisimlər üçün proksimal kiçik kütlə, planetləri cəlb edən günəş kimi və dünyaya düşən bir alma kimi, daha böyük kütləyə doğru gətiriləcəkdir. Daha böyük kütlə kiçik kütləyə doğru irəliləyir, lakin kütlə fərqi böyükdürsə, böyük kütlənin hərəkəti düşünülməzdir. 1687-ci ildə kəşf olunan Newtonun cazibə qanunu, “planetləri öz orblarında saxlayan qüvvələr qarşılıqlı olaraq fırlandıqları mərkəzlərdən uzaqlıqlarının kvadratları kimi olmalıdır: və bununla da Ayı özündə saxlamaq üçün lazım olan gücü müqayisə etdi. Yerin səthindəki cazibə qüvvəsi ilə kürə və onların təxminən cavab verdiyini tapdı. & # 8221

    F - güc, m1 və m2 - qarşılıqlı əlaqədə olan cisimlərin kütlələri, r - kütlələrin mərkəzləri arasındakı məsafə və G - cazibə sabitidir. Peyklərə olan marağımız üçün bir planetin ətrafında fırlanan bir gəminin cazibə qüvvəsi, kosmik gəminin kütləsi, planetin kütləsi, cazibə sabitliyi və kosmik gəminin mərkəzi ilə mərkəz arasındakı məsafə ilə əlaqəlidir. planet.Məcburi qüvvə əlaqəsi düzdür: peyk nə qədər kütləli olsa, cazibə qüvvəsi o qədər çoxdur və əksinə. Bu tənlikdəki maraqlı əlaqə qüvvə ilə məsafə arasındakı tərs kvadrat əlaqəsidir. Peyk uzaqlaşdıqca, cazibə qüvvəsi kəskin şəkildə azalır və bu, niyə Yer səthindən çıxmaq üçün bir raketə ehtiyacımız olduğunu, ancaq orbitə çıxdıqdan sonra kosmik gəmilərin təkanlarına ehtiyacımız olduğunu izah edir. Kosmik gəmi dizaynında cazibə gücünə əhəmiyyət veririk, çünki kosmik gəminin öz orbitində nə qədər sürətlə hərəkət etdiyini və ya bir planetin cazibə qüvvəsini tutmaq və ya qaçmaq üçün gəminin nə qədər sürətli hərəkət etməsi lazım olduğunu bilmək istəyirik. Gəlin bütün hallarda, peykinizin kütləsi dövr etdiyimiz planetdən əhəmiyyətli dərəcədə azdır, bu olduqca ağlabatan bir fərziyyədir. Çox az ekssentrikliyin ən sadə dairəvi orbitində sürət belə yaxınlaşdırıla bilər:

    Harada orbit sürətidir, M planetin kütləsidir və digər dəyişənlər cazibə tənliyindən keçir.

    Qapalı orbitlər üçün kosmik gəminin orbital dövrü aşağıdakı formula ilə verilir: T = 2r3GM

    Bir peyklə yer üzündə eyni nöqtənin müşahidələri arasında keçən müddət olan peykin yenidən baxma dövrünə birbaşa bənzətmə edilə bilər.

    Əyləncəli tarix: astronomlar digər planetlərin nə qədər məsafədə olduğunu birbaşa ölçə bilmədi, ancaq eyni planetin səmanı müşahidə edərək günəş ətrafında bir orbitə çıxması üçün lazım olan vaxtı müşahidə edə bildilər. Astronomlar planetin günəşdən məsafəsini hesablamaq üçün r = (GMT242) 1/3 orbital dövr düsturunun yenidən təşkil olunmuş bir versiyasından istifadə edəcəklər.

    Bir planetin səthindən çıxan bir kosmik gəminin qaçma sürətini hesablamaq istəsək, müəyyən bir məsafədə o cism üçün qaçış sürəti aşağıdakı düsturla hesablanır:

    Daha ümumiyyətlə, hər hansı bir ekssentrikliyin orbitləri üçün cəsədin istənilən nöqtəsində cismin ani orbital sürəti həm orta məsafəni, həm də ani məsafəni nəzərə alır:

    burada μ - orbitdəki cismin standart cazibə parametri, r - sürətin hesablanacağı məsafə və a - eliptik orbitin yarı böyük oxunun uzunluğu.

    Artıq bir kosmik gəminin ani sürətini necə hesablayacağımızı bildiyimiz üçün peykin yenidən baxma müddətini hesablaya bilərik, orbitlər haqqında əsas məlumatları itələyici sistemlərə tətbiq edə və kosmik gəminin sürətindən asılı olan digər ətraf mühit hadisələrinin təsirlərini hesablaya bilərik. Müvafiq parametrlər: hündürlük, eksantriklik, planet kütləsi

    Çıxışlar: orbit sürəti, orbital dövr

    Atmosfer

    Atmosferimiz zəngin bir azot, oksigen, argon, karbon dioksid və s. İbarətdir. [Wikipedia] İnsanlar bu mayeni həyat üçün bir vasitə kimi qiymətləndirsək də, kosmik gəmilər atmosferimizi atmosferimizə yenidən girməli olan kapsulalar, kosmik məkanlar və ya raketlər haqqında düşünən (aerodinamik qüvvələr istehsal edən) hissəciklər yükü kimi görürlər.

    Kosmik gəmidən çox sayda, çox sayda atmosfer hissəciklərini yüksək sürətlə vurduğundan əhəmiyyətli dərəcədə istilik yaranır.

    Atmosfer qatları

    Atmosfer hündürlüyü azaldıqca hava təzyiqi və sıxlığı ilə dəyişir. Atmosfer temperatur davranışına uyğun müxtəlif təbəqələrə bölünə bilər:

    • Troposfer
      • 0 ilə 12 km (0 ilə 7 mil)
      • Atmosfer kütləsinin 80% -i
      • burada hava baş verir
      • 12 ilə 50 km (7 ilə 31 mil)
      • Ozon təbəqəsi daxil olmaqla atmosfer kütləsinin 19% -i
      • kommersiya təyyarələrinin uçmaq istədiyi yer budur
      • 50-80 km (31-50 mil)
      • Meteorların yandığı yer budur
      • 80 ilə 700 km (50-440 mil)
      • ISS'nin uçduğu yer budur
      • günəş fəaliyyəti bu bölgənin istiliyində və sıxlığında böyük rol oynayır
      • 700 - 10.000 km (440 - 6200 mil)
      • Atmosferin kosmosa birləşdiyi yuxarı hüdudu

      Termos və Ekzosferi əhatə edən 100 km-dən başlayaraq Karman xəttindən keçən bölgəyə əhəmiyyət veririk. Exosphere’in təsir hündürlüyünü təxminən 10.000 km-də keçərək, “günəş radiasiya təzyiqinin atom hidrogeninə təsiri Yer & # 8217s-in cazibə qüvvəsindən daha çoxdur” [Wikipedia].

      Termosfer və Ekzosfer peyk əməliyyatlarına təsir göstərən təbəqələrdir.

      Termosfer
      • Temperatur 700-1200º C-yə qədər hündürlüklə artar. İstiliyin bu artması məhdud miqdarda qalan molekulyar oksigenin günəş radiasiyasının mənimsənilməsindən qaynaqlanır. Günəş radiasiyasındakı kiçik dəyişikliklər bu bölgədəki istiliyi çox təsir edə bilər.
      • Bu bölgədəki əsas atmosfer komponentləri hələ də azot və oksigendir. Bu həddən artıq yüksəklikdə qaz molekulları geniş şəkildə ayrılır (dəniz səviyyəsindəki 1019 / cm3-ə nisbətən 300 km 109 / cm3 sıxlıq).
      • Termosferanın əksəriyyətində kosmik aparatlar orbital sürətlərin artmasına, hündürlüyün azalmasına və nəhayət Yer atmosferinə yenidən daxil olmasına səbəb olan süründürmə gücünü artırır.
      • https://ccmc.gsfc.nasa.gov/RoR_WWW/SWREDI/2015/SatDrag_YZheng_060415.pdf
      Ekzosfer
      • Ekzosfer, Yer kürəsi atmosferi ilə planetlərarası məkan arasındakı keçid zonasıdır.
      • Ekzosferik yüksəkliklərdə, yer üzündəki atmosferdən molekulyar qaçış əhəmiyyətlidir. Daha yüngül atomlar və molekullar, ağır olanlardan daha aşağı hündürlüklərdə qaça bilər.
      • Günəş küləkləri ekzosferi soymağa başlayır. Bu təbəqənin atomları və molekulları bir-birindən bir-birindən uzaq olduğu üçün kosmik gəmi yaxın vakuum yaşayır və atmosfer sürüklənməsindən əhəmiyyətli dərəcədə təsirlənmir. Bu təbəqə çox soyuqdur, kosmik gəmi avtobusu alt sisteminin davamlılığını təsir edir.

      Müvafiq parametrlər: təzyiq, sıxlıq, temperatur, orbital sürət, kosmik aparat sahəsi

      İonosfer

      İonosferin, bəlkə də ən yaxşı bilinməsinə baxmayaraq indiyə qədər göstərilən və ya xatırlanan atmosfer qatlarından biri olmadığını fərq edəcəksiniz. Bunun səbəbi, digər təbəqələrdən fərqli olaraq molekulyar sıxlığa və ya istiliyə əsaslanmamasıdır. Təxminən 90 km-dən başlayaraq atmosferdə xeyli miqdarda ion və elektron var (əsasən günəş şüaları və UV şüaları ilə qarşılıqlı təsir nəticəsində yaranır). Mezosfer, Termosfer və Ekzosfer ilə üst-üstə düşən yüklü hissəciklərin bu atmosfer bölgəsinə İonosfer deyilir.

      İonosfer, Termosferi və Mesosfer və Ekzosferanın bəzi hissələrini əhatə edir. Trevor Sorensen tərəfindən HSFL ilə şəkil.

      İonosferdəki ionların və elektronların hərəkəti atmosferi qızdıran və sıxlığını artıran bir elektrik cərəyanı meydana gətirir. Aşağıda göstərildiyi kimi, ionosferin pik sıxlığı 200 ilə 600 km arasındadır (F2 bölgəsi).

      İonosferdəki yüklənmiş hissəciklər həm də radio dalğalarını əks etdirə bilər və bu da RF üfüqdə ötürülməsinə imkan verir.

      • İonosferdəki yüklənmiş hissəciklərin miqdarı dəyişdikcə əks oluna bilən ən yüksək tezlik, gecə boyunca 2Mhz-dən aşağı və gün ərzində 10-15 Mhz-ə qədər olan tipik maksimum yansıtıcı tezliklə dəyişir və dəyişir.

      İonosferdə günəşdən yüklənmiş hissəciklər auroral aktivliyə və LEO kosmik aparatlarının təhlükəsinə səbəb olur.

      NASA-nın izni ilə. İonosferin F2 bölgəsindən əks oluna bilən maksimum siqnal tezliyinin ölçülərinə NOAA SEC veb saytında baxmaq olar: http://www.sec.noaa.gov/ ('Data & amp Products' & # 8211 'Lists Günəş Geofiziki Verilişləri 'və # 8211' İonosfer məlumatları ') NOAA-nın təsviri.

      Tozsoran

      Kosmosun yaxın vakuum səbəb olduğu üç əsas problem var:

      • Qazdan kənarlaşdırma
        • Atmosfer təzyiqi altında materiallarda qalan kiçik qaz balonları vakuumda sərbəst buraxılır. Materiallar üçün problem deyil, lakin lens və sensorlar üzərində bir kir filmi yarada bilər.
        • Kosmosda artıq səthlər arasında hava tərəfindən verilən kiçik bir yastıq yoxdur. Nəticədə xammal bir-birinə qaynaq ola bilər. Proses ümumiyyətlə geri çevrilir, ancaq səth müalicələri (anodizasiya) ilə qarşısını almaq daha yaxşıdır.
        • Keçirmə və ya konveksiya yoxdur, yalnız radiasiya.

        Məkanın yaxın vakuumda işləməsinin üstünlükləri var:

        • RF Siqnal Zəifləməsi
          • Atmosferdən ötürülən radiotezlik (RD) siqnalları siqnalın tənəzzülünə uğrayır (zəifləməyə deyilir). Zəifləmə miqdarı tezlik zolağından asılıdır və bəzi zolaqlar yağış və ya qar kimi atmosfer şəraitindən də mənfi təsirlənir. Fəzanın yaxın vakuumda səyahət edən RF siqnalları bu zəifləmədən əziyyət çəkmir.
          • Məkanın vakuum yaxınlığında, molekulların paylanması çox seyrəkdir və qaz molekulları ilə toqquşmaların səbəb olduğu kosmik gəmi üzərində süründürmə effektinin az olması və ya olmaması ilə nəticələnir. Yörək nə qədər aşağı olsa, vakuum o qədər mükəmməl deyil və kosmik gəmidə sürüşmə o qədər çoxdur.

          Planetlərarası və ya ulduzlararası məkanın, hər hansı bir planetdən uzaq olan bölgələri belə, əsl vakum deyildir və planetlərarası və ya ulduzlar arası mühit kimi tanınan geniş yayılmış hissəciklərə, molekullara və fotonlara malikdir.

          Kosmik Radiasiya və Parçacıqlar

          Elektromaqnit şüalanma və hissəciklərin hər ikisi həm Yer orbitində, həm də dərin kosmosda kosmik aparatlar üzərində təsir göstərir. Şəkil. tipik radiasiyanı və hissəcikləri kosmik aparatları təsir edən ölçüləri ilə göstərir.

          kosmik aparatları təsir edən elektromaqnit spektrini və hissəciklərini göstərir. Bu rəqəmdə bir səhv olduğunu unutmayın. “Mikrometeoritlər” “Mikrometeoroidlər” olmalıdır və aşağıya baxın.

          Tək hadisə təsiri

          Tək, yüksək enerjili bir proton / ion peyk səthinə nüfuz etdikdə və elektron cihazla qarşılaşdıqda, ionlaşma prosesi ilə yavaşlaya və enerjisini itirə bilər. Bu, tək bir hadisə effekti (SEE) kimi tanınan təsirli cihazdakı qısa bir cərəyan zərbəsi ilə nəticələnir. Peykin yaşadığı SEE aşağıdakılardan asılı olacaqdır:

          • təsir edən proton / ionun enerjisi
          • yükün yatırıldığı yol uzunluğu
          • təsirli dövrənin cərəyan nəbzinə həssaslığı

          Köhnə kosmik aparatlar Tək Tədbir Üzüntülərinə meylli deyildi, çünki güclü elektronikaya zərər vermək üçün yalnız böyük ionların enerjisi / kütləsi var. Son 30 ildə kosmik gəmi elektronikasının miniatürləşdirilməsi tək protonlarla (kosmik mühitdə daha ağır ionlardan daha çox yayılmışdır) söndürmə həssaslığı ilə nəticələndi.

          SEE ya ağır bir səhv, ya da yumşaq bir xətaya səbəb ola bilər:

          Yumşaq səhvlər
          Zərər müvəqqəti və dağıdıcı deyil. Buraya daxildir:

          • Tək Tədbir Üzüldü (SEU və ya “bit flip”) & Cihaza təsir edən ionlaşdırıcı hissəcik tərəfindən yaranan vəziyyət və ya keçici dəyişiklik. Bu rəqəmsal, analoq və optik komponentlərdə ola bilər və ya ətraf mühitdə təsir göstərə bilər. Bunlar cihazın bir sıfırlama / yenidən yazma / yenidən gücləndirilməsinin normal olaraq cihazı normal iş rejiminə gətirməsində & # 8220soft & # 8221 bit səhvlərdir. Bayt / sözdə ‘eyni vaxtda’ baş verən birdən çox SEU-ya Çox Bitli Səhvlər deyilir.
          • Single Event Latchup (SEL) & # 8211 potensial olaraq dağıdıcı bir vəziyyətdir, burada komponent həddindən artıq cərəyan çəkir (yerə əsas şortlar). Ənənəvi SEL-də cihazın cərəyanı cihazın maksimum spesifikasiyasını (ümumiyyətlə yüz milyard milliamp) aşa bilər və cari məhdud deyilsə cihazı məhv edə bilər. A & # 8220micro mandalı & # 8221, cihaz cərəyanının cihaz üçün göstərilən maksimumun altında qaldığı bir SEL alt hissəsidir. Cihaz əməliyyatlarını bərpa etmək üçün bütün fəlakətli olmayan SEL şərtlərində cihaza gücün çıxarılması tələb olunur.

          Çətin səhvlər
          Zərər qalıcı və funksional xarakter daşıyır. Buraya daxildir:

          • Yaddaş cihazında ‘sıxılmış bit’ kimi qalıcı bir vəziyyət dəyişikliyinə səbəb olan Single Hard Error (SEE) & # 8211.
          • Tək bir hadisə tükənməsi və bir güc transistorundakı yüksək cərəyan vəziyyəti səbəbindən geri çevrilməyən cihaz çatışmazlığı.
          • Single Event Gate Rupture - bir qapı izolyatorunun dağıdıcı bir qopması.

          Görmə səbəbləri nədir?

          Van Allen Kəməri Tutulmuş Protonlar (SAA daxil olmaqla)

          Daxili Van Allen kəmərindəki proton sıxlığı maksimum sıxlığı günəş minimumu ilə maksimum sıxlığı günəş maksimumu ilə siklikdir. Daxili kəmərin xarici kənarında (7000 km-dən 14000 km-dək), günəş alovu / geomaqnit fırtınalarından çıxan yüksək enerjili protonların 6-8 ay müddətinə qapana biləcəyi bir sahə var. Bu, daxili kəmər ən zəif səviyyədə olduqda baş verə bilər.

          Cosmic Ray Ions

          Bu hissəciklərin çox yüksək enerjisi, axını çox az olmasına baxmayaraq onları riskə çevirir. Maqnitosferdəki bu hissəciklər üçün axın sıxlığı günəş dövrü ilə dəyişir və günəş minimumunda zirvəyə çatır. Qütb orbitləri bu yüksək enerjili hissəciklərdən xüsusilə risklidir.

          Günəş Flare İonları

          Bu hadisələrin baş vermə ehtimalı 11 illik günəş dövründən sonra baş verir. Günəş alovu hadisələri saatlardan günlərə qədər davam edə bilər və buraxdıqları yüksək enerjili protonlar içərisində Dünyaya çata bilər

          30 dəqiqə alovlanma meydana gəlir. Günəş alovu ionlarının, adətən, xarici Van Allen kəmərindən daha çox maqnitosferə nüfuz etmək üçün kifayət qədər enerjisi yoxdur.

          LEO peykləri üçün təhlükə

          Daxili Van Allen kəməri, LEO peykləri üçün ən böyük yüksək enerjili proton riskini yaradır (günəş dövrü minimumunda ən yüksək proton sıxlığı ilə). Daxili Van Allen kəmərinə çatır

          Maksimum proton sıxlığı ilə 500 km-dən 5500 km-ə qədər meydana gəlir

          5.000 km. Cənubi Atlantika Anomaliyasından (SAA) keçərkən hər bir orbitdə bir çox alçaq Yer kürəsi orbitə missiyası yüksək enerjili protonlara məruz qalır. Maqnitosferdəki qütb enliklərində günəş parlaması və kosmik şüa protonlarının LEO-ya çatmasına imkan verir.

          Bu, SAMPEX peyk SAA keçidi ilə SEU meydana gəlmələri arasındakı əlaqəni göstərir. NASA-nın izni ilə. COBE məlumatlarının bu cədvəlləri SEU hadisələri ilə 890 km yüksəklikdə SAA keçidi arasındakı əlaqəni göstərir. NASA-nın izni ilə. Qütb orbitə çıxan UoSat-3 kosmik gəmisində ölçülən bu SEU planı qeydə alınan SEU sayı ilə SAA (proton sıxlığı) ilə qütb enliklərindən (kosmik şüalar və / və ya günəş protonları) keçid arasında güclü bir əlaqə göstərir. NASA-nın izni ilə.

          Geosinxron peyklər üçün təhlükə

          Geosinxron peyklər günəş küləyindən (günəş alovlanması dövründə pik sıxlığı ilə) və günəş minimumu zamanı kosmik şüalardan gələn yüksək enerji protonları / ionları ilə risklidir. Çox yüksək günəş aktivliyi dövründə maqnitosfer günəş tərəfdən sıxılaraq GEO peyklərini maqnitosfer xaricində və birbaşa yüksək enerjili günəş protonlarının yolunda yerləşdirə bilər.

          Maqnitosfer xaricində kosmik şüalardan gələn risk sabit qalır (və & gt günəş minimumu zamanı GEO peykləri üçün olan riskdən), günəş protonlarından gələn risk isə günəş dövrü ilə və günəşdən məsafəyə görə dəyişir. Bundan əlavə, Yupiter kimi digər planetlərin ətrafındakı orbitdəki peyklər üçün GÖZ təhlükəsi yarada biləcək radiasiya kəmərləri var.

          NASA-nın ilk geosinxron İzləmə və Məlumat Rölesi Peykinin (TDRS) münasibət idarəetmə sistemindəki təsadüfi giriş yaddaşında (RAM) SEU-lərin bu sxemi SEU ilə yüksək enerjili qalaktik kosmik şüa sayları arasındakı əlaqəni göstərir. Gələcək TDRS peyklərinə əlavə ekranlama bu problemi azaltdı. NASA-nın izni ilə. Mart 1991 günəş fırtınası çox sayda Yer və kosmik fəsadlarla nəticələndi. NASA-nın izni ilə.

          NOAA’nın GOES-7 peykindəki Tək Tədbir Üzüntüsünün bu süjeti SEU ilə peyk dövrünün ən böyük alovlarından biri (X13!) İlə qəti bir əlaqəni göstərir. Bu günəş alovu 1989-cu ilin oktyabrında baş verdi. NASA-nın izni ilə.

          Zəifləmələrə baxın

          Dizaynla

          Tək hadisə təsiri təsir altına alınan cihaz növünə görə dəyişir (məsələn, güc çeviricisi, yaddaş anbarı). Kosmik gəmi dizayn prosesi zamanı, tək hadisə təsiri riski altında olan hər bir kosmik gəmi komponentinin dözə biləcəyi GÖ sayının müəyyənləşdirilir. Dizaynerlər ekranlaşdırma və digər peyk dizayn xüsusiyyətləri (səhvlərin aşkarlanması / düzəldilməsi, gözətçi taymerləri, ixtisar) ilə peyki SEE-lərdən qismən qoruya bilərlər.

          Qoruma

          Ümumi qoruma təmin etməsə də, artan qoruyucu (artan ümumi kosmik vasitə kütləsi hesabına) bir kosmik gəminin qarşılaşdığı GÖ sayını azaldacaq. TDRS-1-də SEU zəifliyi sonrakı İzləmə və Məlumat Rölesi Peyklərində ekran dizaynının yaxşılaşdırılması ilə nəticələndi.

          Xəta aşkarlama və düzəltmə (EDAC)

          Kosmik gəmi qatı hal yaddaş cihazları adətən SEU-ların aşkarlanması və düzəldilməsi üçün bir növ sxem özündə cəmləşdirir. Bəzən bu yaddaş ‘sürtünmə’ sürəti EDAC proqramı tərəfindən düzəldilmədən əvvəlki SEU-dan əvvəl çox bitli bir səhv baş vermə ehtimalını minimuma endirmək üçün tənzimlənə bilər. Aşağıdakı daxil olmaqla bir sıra EDAC metodları mövcuddur.

          Gözətçi Timers

          Bir çox kosmik aparatda "göndərən" sağlam olduğu müddətdə müəyyən bir müddətdə yenidən qurulan "Mən yaxşıyam" taymerləri var. Bir SEE tərəfindən deaktiv edildikdə, "Mən yaxşıyam" siqnalı göndərilmir və kosmik gəmi müəyyən edilmiş anomaliya daxilində təhlükəsiz qalmaq üçün lazım olduqda avtomatik olaraq yenidən qurulur.

          İxtisar

          Artıq komponentlər, dağıdıcı bir SEE meydana gəldiyi təqdirdə, yedekləmə imkanı təmin edə bilər. Bundan əlavə, paralel olaraq işləyən artıq komponentlər, komponentlərin düzgün işlədiyini müəyyənləşdirmək üçün səsvermə və müqayisə aparıldığı bir ‘səsvermə’ qabiliyyəti təmin edə bilər.

          SEE Azaldılması nümunəsi

          CGRO-da yönəldilmiş Sintilyasiya Spektrometri Təcrübəsi (50 keV-dən 10MeV-ə qədər enerjiyə həssas) ayrı bir yüklənmiş hissəcik monitoru (CPM) detektoru daşıyır. CPM detektorundakı hadisə dərəcələri OSSE üçün yüksək enerjili yüklənmiş hissəcik mühitinin monitorunu təmin edir.

          NASA Compton Gamma Ray Rəsədxanası (GRO) NASA-nın təsviri.

          Bundan əlavə, CPM, kosmik gəminin Cənubi Atlantik Anomaliyasına (SAA) daxil olmasını aşkarlayır. Kosmik aparat, bu yüklənmiş hissəcik monitorunun SAA-nın keçidi zamanı OSSE detektorlarını söndürmək üçün nəzərdə tutulmuşdur, lakin fon modelləşdirilməsi üçün bütöv yüklənmiş hissəcik dozası monitorinqi davam etdirilir.

          Yüksək sürət təsirləri

          Xüsusilə Dünya orbitində olan bütün kosmik aparatlarla üzləşən bir təhlükə, ya süni mənşəli (məs., Kosmik zibil) və ya təbii (meteoroidlər) ola bilən bir maddə ilə yüksək sürətdə təsir göstərmə ehtimalıdır. Bir peykin yanlış zamanda səhv yerdə olması qədər şanssızdırsa, ediləcək zərər zərbə sürətindən, hissəcikin ölçüsündən / kütləsindən, zərbə bucağından və maddi tərkibdən asılı olacaqdır. Bu təhdidlərin təbiətini və ehtimalını araşdıracağıq, sonra təsirin gətirə biləcəyi ziyana baxacağıq.

          Kosmik Zibil

          Kosmik zibili də adlandırılan kosmik zibil, Yerin ətrafında dövr edən, lakin artıq işlək olmayan bir süni materialdır. Mənbə ümumiyyətlə istifadə edilmiş raket gücləndiricilərindən, sıradan çıxmış peyklərdən və ya partlayışdan və ya dağılmadan sonra bu cisimlərin parçalarından, həmçinin missiyalar zamanı kosmik gəmilər tərəfindən atılan (qəsdən və ya istəmədən) parçalardan alınır.Peyk toqquşmaları (istəmədən və ya peyk əleyhinə bir test nəticəsində) yüzlərlə və ya minlərlə kosmik zibil meydana gətirə bilər.

          Kosmik zibillərin Yer ətrafında paylanması. Təsvir ESA nəzakəti. ABŞ Kombinə edilmiş Kosmik Əməliyyat Mərkəzi (CSpOC) izləyir

          23.000 böyük obyekt və kataloqu, əksər orbitlərini əhatə edir. NASA-nın izni ilə. Yer orbitindəki maddi kütlə artmağa davam edir və 8000 tonu keçib. NASA-nın izni ilə. Orada nə qədər orbital dağıntı var? Görüntü NASA-nın nəzakətidir.

          Kosmosda yüksək təsir sürətinə görə (

          LEO-da 10 km / saniyə), hətta alt millimetr

          dağıntılar insan kosmik uçuşu və robot missiyaları üçün real bir təhlükə yaradır

          10 km / san = saatda 22.000 mil (bir güllə sürəti)

          • Missiya bitən təhdid kiçik (mm-sm ölçülü) dağıntı təsirləri ilə üstünlük təşkil edir
          • Ümumi kütlə: & gt8000 ton LEO-GEO (

          Təsirlərin yaratdığı Zərər

          Dağıntılar bir sıra zərərlərə səbəb ola bilər. Diametri 1 mm-dən az olan süni hissəciklər bir kosmik gəminin dərisinə nüfuz etməyəcək, əksinə təsir etdikləri səthə zərər verə bilər. Diametri 1 mm-dən aşağı olan təbii hissəciklər bir kosmik gəmiyə nüfuz edə bilər və bu da yükləmə / boşaltma hadisələri ilə nəticələnə biləcək bir plazma yaradır. Zibil zərərlərini təsir edən müxtəlif növlər bunlardır:

          • Spallation
          • Krater
          • Nüfuz
          • Çatlama
          • Arcing
          • Parçalanma
          • Eroziya
          • Fəlakətli

          Spallation

          Zibilin özünə təsir edərək yarana biləcək ziyana əlavə, kosmik aparatlar dağılma nəticəsində yaranan hissəciklərə də həssasdır. Spallation, peykin özündəki materialın təsir göstərən obyekt tərəfindən soyulması / parçalanması və enerji verilməsi prosesidir. Spallation, yüksək təsir sürətlərinin hissəciyi böyük bir enerji ilə gətirdiyi mikrometeoroidlərin təsirlərində daha çox yayılmışdır. Bu "ikincil" hissəciklər yayıla bilər və əlavə zərər verə bilər.

          Spallation hissəcikləri aşağıdakılar tərəfindən yaradıla bilər:

          • Kraterinq: Bu vəziyyətdə təsir edən hissəcik səthi sındırmaz, əksinə zərbə zonasının daxili səthindəki kosmik gəmi materialını boşaltır və enerjiləşdirir.
          • Nəfəs alma: Bu vəziyyətdə təsir edən hissəciklər materialdan keçir, lakin enerjinin bir hissəsi ətrafdakı kosmik aparat materialına köçürülür (lopa / parçalanır).

          Krater

          Tipik olaraq, LEO peyklərinin kiçik (& lt1mm) süni qırıntı hissəcikləri tərəfindən aşağı zərbə sürətində təsirlənməsi halında təsirlənən səthin struktur bütövlüyünə zərər verməməsinə baxmayaraq, ikincil hissəcikləri və şok dalğalarını ataraq daxili kosmik aparata zərər verə bilər. komponentlər. Zərbə təsir olunan səthin xüsusiyyətlərini də dəyişə bilər:

          • Termal Dəyişikliklər: Zibil laminasiyaya və səth örtüklərinin ləğv olunmasına səbəb ola bilər. (6 illik missiya ərzində LDEF termal nəzarət örtüklərinin təxminən% 5-i çıxarıldı.)
          • Optik dəyişikliklər: 10 ilə 100 mikron arasındakı dağıntılar optik xüsusiyyətləri əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdirə bilər.

          Nüfuz

          Bir hissəcik peykin xarici dərisinə nüfuz edə bilirsə, ehtimal ki, peykin içərisinə ilk nüfuz mənzərəsindən daha böyük bir ərazidə parçalanmış və ya mayeləşdirilmiş vəziyyətdə daxil olacaqdır.

          Məsələn, 1 sm diametrli bir alüminium kürə tipik 0,5 sm qalınlığında bir alüminium kosmik aparat divarını 10 km / saniyəyə vursa, zərbə təsirini tamamilə əriyəcək və qismən buxarlandıracaq və 2.7 sm diametrli bir çuxur meydana gətirəcəkdir. Bu material kosmik gəmiyə daxil olduqdan sonra səthdən 15 sm məsafədəki hər şeyi məhv etmək üçün daxili hissələrə kifayət qədər təzyiq göstərəcəkdir. 0,75 mm diametrə qədər olan hissəciklər belə bir günəş massivinə və ya yüksək qazanclı antena sürücüsünə 10 km / s-yə təsir göstərərək motorun sıxılmasına səbəb ola biləcək dağılmaya səbəb ola bilər.

          Space Shuttle radiator manifoldu üzərindəki bu beta parçadan keçdikdən sonra təsir edən obyekt altındakı alüminiumdan 1/2 yol keçərək bir krater və əlaqəli daxili dağılma meydana gətirdi. Tam nüfuz bir soyuducu sızıntısı və çox güman ki, missiyanın erkən dayandırılması ilə nəticələnə bilər. NASA-nın izni ilə.

          Çatlama

          Optik səthlərə təsirlər çatlamağa səbəb ola bilər. Günəş hüceyrəsi örtüyü şüşəsi bu tip ziyanlara xüsusilə həssasdır, çünki böyük potensial təsir sahəsi təmin edir. Örtük şüşəsinin çatlaması, şüşənin ötürmə qabiliyyətini əhəmiyyətli dərəcədə azalda bilər və nəticədə elektrik enerjisi istehsalının azalması mümkündür. Süni əşyalar (qoz-fındıq, bolt, boya çipləri və s.) Ümumiyyətlə bu cür ziyana səbəb olur.

          Arcing

          Bir kosmik gəminin səthinə nüfuz edən və ya krater olan (dağılma ilə) kiçik hissəciklər daxili kosmik gəmi komponentlərinin şarjına və qövs boşaltma hadisələrinə səbəb ola biləcək plazmalar yarada bilər. Bu fenomen kosmik gəmi gövdəsinə nüfuz edən hissəciklər və ya günəş massivinin səthlərinə təsir edən hissəciklər ilə görünə bilər. Təbii zibil ilə əlaqəli yüksək təsir sürətləri bu anomaliyanın əsas səbəbidir. Əslində, bu meteor yağışı hissəciklərinin yaratdığı ən əhəmiyyətli riskdir.

          Parçalanma (və fəlakətli təsir)

          Modelləşdirmə və zərbə testləri nəticəsində təsirlənən dağıntıların kinetik enerjisinin hədəf peykin kütləsinə nisbəti 40 J / g olduğu təqdirdə təsirli peykin tamamilə parçalanacağı təxmin edilmişdir.

          Məsələn, 10 km / s-yə təsir edən 0,1 kq parça dağıntı, ehtimal ki, 400 kq-lıq bir kosmik gəmini tamamilə parçalamaz, AMMA, eyni zərbə sürətində 0,5 kq parça və ya 13 km / s-ə təsir edən 0,1 kq dağıntı. yəqin ki (kosmik aparatı parçalayacaq). Tamamilə parçalanma da dağıntıların kosmik gəmiyə vurduğu yerə bağlıdır. Məsələn, dağıntılar günəş massivinə dəyirsə, ehtimal ki, yalnız massiv məhv olardı.

          Bu süjet Hubble Kosmik Teleskopundakı ikinci xidmət missiyası zamanı (orbitdə 7 il keçdikdən sonra) ölçülən təsir kraterlərinin sayını göstərir. NASA-nın izni ilə.

          Zibilləri izləmək

          NASA-nın diametri 1 ilə 30 sm arasında olan orbital dağıntıları müəyyənləşdirmək üçün əsas metod yerüstü radar və optik teleskoplardan istifadə etməkdir. Dünyaya qaytarılan kosmik gəmi komponentlərinin yoxlanılması (və ya kosmosda çəkilmiş fotoşəkillər) daha kiçik dağıntı hissəciklərinin populyasiyası barədə bir az fikir verə bilər.

          USAF tərəfindən idarə olunan Haystack radarı, NASA-nın orbital dağıntı mühitinin xarakteristikası üçün əsas radardır. NASA / USAF tərəfindən hazırlanmışdır.

          Yüksək sürət təsirləri üçün digər mənbələr

          Kosmik aparatların təsirinin digər əsas mənbəyi meteoroidlərdir.

          Bir "meteoroid", "meteor" və "meteorit" arasındakı fərq nədir? Bir çox insan eyni şeyi əvəz edə bilən sözlər olduğunu düşünür, amma səhv edir. Budur təriflər:

          A meteoroid kosmosdakı bir asteroiddən xeyli kiçik və ölçüsü bir neçə millimetrdən meteor qədər dəyişən kiçik bir qayalı və ya metal cismdir. Bunlardan daha kiçik olanları “mikrometeoroidlər” olaraq bilinirlər.

          A meteor Yerin atmosferinə girən və keçən bir meteoroiddir ki, yanarkən iz qoyur və ümumiyyətlə "vuran ulduz" kimi tanınır.

          A meteorit Yer kürəsinə düşmüş və indi xüsusi bir qaya növü olan meteor qalıqlarıdır. Meteorların əksəriyyəti Yer səthinə çatmadan yanır, lakin daha böyük olanlar meteorit kimi tanınan qayaya çevrilərək sağ qala bilərlər. Elm adamları bu qayaları analiz edərək, onların Yer mənşəli olub olmadığını və ya kosmosdan olduğunu, hətta Ay və ya Mars kimi başqa bir planet cisimindən olduğunu öyrənə bilərlər. İkincisi ilə bəzən meteoritin içərisində sıxışan kiçik Mars qazlarının ciblərini tapacaqlar.

          Meteroidlər və Mikrometeoroidlər
          • Orta sürət: 20-40 km / s
          • Orta təsir sürəti: 70+ km / s
          • Orta Ölçü: & lt1 sm diametr (buna görə "mikrometeoroid" termini)
          • Yer: kosmosda səpələnmiş və Yer atmosferinə girərkən yanmağa başlayarlar

          Meteor Yağışları

          Peyk əməliyyatları üçün ən böyük risk yaradan meteoroidlər ‘duş’ meteoroidlərdir, çünki axın sıxlığı çoxdur (sporadik meteoroidlərlə müqayisədə), bu artan sıxlıq yalnız ‘duş’ müddətində (saat / gün) qalır. Bu kiçik, yüksək sürətli meteoroidlər Günəşin yanından keçərkən bir kometanın geridə qoyduğu zibildir. Meteor ‘duşu’ (və ya sıxlığı çox olduğu təqdirdə ‘fırtına’) Yerin bu kometa ‘cığırlarından’ birindən keçməsindən qaynaqlanır. Meteor leysanları hər il əvvəllər çökmüş yollarla müqayisədə Yerin yerləşməsinə görə illik intensivlik dəyişikliyi ilə baş verir.

          Comet Hale-Boppun bu fotoşəkili toz, qaz və qayalıq dağıntılarının möhtəşəm quyruğunu göstərir. Düz, mavi ion quyruğuna günəş küləyi, əyri toz quyruğuna günəş radiasiyası təzyiqi səbəb olur. NASA-nın izni ilə.

          Ümumiyyətlə Yer orbitində əhəmiyyətli bir meteoroid axını təmin edən illik meteor yağışlarına (1999 pik axını məlumatları ilə) daxildir:

          Leonidlər

          Bir meteor yağışı zamanı, meteorların çıxdığı görünən mərkəz nöqtəsi, duşa adını verən bürcdədir. Son bir neçə ildə böyük bir reklam almış meteor yağışı Leonidlərdir. Leonid leysanlarına, hər il Yer üzünün Temple-Tuttle kometasının Günəş sistemindən keçərkən zibil tökdüyü kosmosdakı ərazidən keçməsi səbəb olur.

          Məbəd-Tuttle kometası hər 33 ildən bir günəşə doğru irəlilədikdə dağıntı izi qoyur. (Son yanaşma: Fevral 1998). NASA-nın izni ilə. Kuyruklu ulduz zibilinin 'yumru' təbiəti, duş axını təxminlərini çətinləşdirir. NASA-nın izni ilə.

          Bu dağıntı cığırları olduqca sıx və yığcam bir şəkildə başlayır, lakin illər keçdikcə günəşin və planetlərin (xüsusilə Yupiter) cazibə qüvvəsindən təsirləndikləri üçün genişlənir və yayılır. Leonid meteor ‘fırtınası’ hər dəfə baş verə bilər

          Yerin hərəkət trayektoriyası 33 ildir ki, bu yaxınlarda çökmüş zibil yolları ilə yaxınlaşır.

          Zenith saatlıq dərəcəsi

          Zenith Saatlik Dərəcəsi (ZHR) termini bir izləyicinin birbaşa zenitə bir saat baxdığını görsəydi neçə işıq cığırına işarə edir. (Bir meteor ‘fırtınası’, ZHR & gt1,000 olan bir duş olaraq təyin olunur.) 1966-cı il Leonid fırtınası zamanı Yer atmosferinə girən meteor axınının zirvəyə çatdığı təxmin edildi.

          1999-cu ildə Leonidlər 11/18-də saat 02: 04-də UT ± 5 dəqiqədə son dərəcə qısa müddət ərzində fırtına səviyyəsinə çatdı (ən çox proqnoza yaxın). NASA-nın izni ilə.

          Meteor yağışları və Orbital dağıntıları barədə məlumatları haradan əldə etmək olar

          Peykinizin orbitində gözlənilən Leonid axını hesablamaq üçün NASA-nın Marshall Space Flight Center Space Environments and Effects ofisində http://see.msfc.nasa.gov/ ünvanında yerləşən Leonid axını kalkulyatorundan istifadə edə bilərsiniz.

          Akıcılıq kalkulyatorunun yüklənə bilən versiyasına giriş üçün bir forma doldurmalısınız. (Forma, istifadəçinin ABŞ-da bir ABŞ şirkəti / federal agentliyi üçün çalışmasını təmin edir.)

          Bir kosmik gəminin orbital parametrləri və dəri qalınlığı nəzərə alınmaqla, Leonid axıcılıq kalkulyatoru, məruz qalma müddəti (orbit başına) və Leonidlərin kosmik gəmiyə nüfuz edə biləcək qədər axın sürəti (pik axın dövründə) haqqında məlumat verir.

          NASA Leonids Fluence (Flux) Kalkulyator. NASA-nın izni ilə.

          Orbital dağıntı mühitindəki dəyişikliklərə dair məlumatı NASA-nın Orbital Dağıntı Proqram Ofisinin veb saytında https://orbitaldebris.jsc.nasa.gov/ tapa bilərsiniz.

          Yüksək sürət təsirləri üçün kosmik gəminizin dizaynı

          Modelləşdirmə, ümumi riski azaltmaq üçün ekranlaşdırma və ya digər tədbirlərin harada tətbiq oluna biləcəyini təyin etmək üçün ilkin kosmik aparat risk sahələrini təyin etmək üçün əvvəlcədən işə salınır.

          Space Shuttle'in ön şüşələrinə və istilik radiatorlarına orbital dağıntıların zərər vermə riskini azaltmaq üçün, orbiter mümkün qədər tez-tez quyruğu irəli uçur və faydalı yük bölməsi qapıları qismən bağlanır. Bu konfiqurasiya, orbitə istənilən istiqamətdən təsir göstərə biləcək mikrometeoroidlərdən (daha kiçik bir risk kimi qəbul edilir) qorunmur.

          Orbital Zibil və Təsirlərə dair Missiya Dizaynı Mülahizələri:

          Addım Qeydlər
          Əməliyyat rejimini müəyyənləşdirin Fərqli orbitlərin (LEO, MEO, GEO və dərin kosmik) fərqli kosmik mühitləri, təsirləri, narahatlıqları var.
          Tətbiq olunan qaydaları və siyasətləri müəyyənləşdirin Dövlət (məsələn, NASA, NOAA, DOD), ticari və beynəlxalq kosmik aparatlar fərqli qaydalara tabedir (məsələn, orbital zibilin qarşısının alınması)
          Uyğun modelləri müəyyənləşdirin Kosmik mühit problemlərinin azaldılmasını təhlil etmək, proqnozlaşdırmaq və yoxlamaq üçün müxtəlif modellər mövcuddur, lakin təşkilat, siyasət və ehtiyaclardan asılı olaraq fokus və qabiliyyəti dəyişir.
          Resursları nəzərdən keçirin Müxtəlif ABŞ və beynəlxalq hökumət təşkilatlarından, xüsusən də İdarələrarası Dağıntı Komitəsinin üzvlərindən geniş mənbələr mövcuddur. Bir çox istinadlar ictimaiyyət üçün açıqdır.
          Öyrənilmiş dərslər Digər kosmik missiyalardan öyrənilən dərslərə dair sənədləri və hesabatları nəzərdən keçirin və bir çoxu mövcuddur
          Missiyanızın Təhlükəsinə və Siyasətə Uyğunluğunu təyin edin Əvvəlki addımlardan nəzərdən keçirilmiş məlumatlara əsasən

          Kosmik gəminin doldurulması

          ‘Kosmosda şarj effektləri uçuşdakı plazma mühiti ilə kosmik aparat materialları və elektron alt sistemlər arasındakı qarşılıqlı təsirlərdən qaynaqlanır. Kosmik aparatların şarj edilməsinin mümkün zərərli təsirləri arasında kosmik plazma və yüksək enerjidən keçməsi nəticəsində sahə yığılması və elektrostatik boşalma (ESD) səbəbiylə alt sistemlərin (güc, naviqasiya, rabitə və ya cihaz) pozulması və ya zədələnməsi ola bilər. hissəcik mühitləri. Şarjlar həmçinin istilik xüsusiyyətlərini, optik alətləri və günəş massivlərini təsir edən çirkləndiriciləri cəlb edə bilər və hissəciklərin hərəkət trayektoriyalarını dəyişə bilər, beləliklə plazma ölçmə alətlərinə təsir göstərir. '[Yuen]

          Mütləq şarj

          Kosmik gəmi, kosmik gəminin keçdiyi plazmanın potensialından fərqli bir səviyyədə olan bir elektrik potensialına malikdir. Təsirlərə aşağıdakılar daxil ola bilər:

          • İstilik xüsusiyyətlərini poza biləcək səth çirklənməsini artırın
          • Kosmik mühitin xüsusiyyətlərini ‘ölçməyə’ çalışan elmi cihazları güzəştə gedin

          Fərqli şarj

          Kosmik gəminin fərqli səthləri fərqli potensial səviyyələrindədir. Bu, müxtəlif potensial sahələri arasında elektrostatik boşalma (ESD) ‘yayının meydana gəlməsinə səbəb ola bilər. Arcing ilə nəticələnə bilər:

          • Fiziki maddi ziyan
          • Elektromaqnit müdaxilə (EMI)
          • Xarici səth örtüklərinin uzunmüddətli deqradasiyası
          • Avtomobilin torquing / titrəməsi

          Kosmik gəminin doldurulması aşağıdakılar üçün üstünlük təşkil edir:

          • Günəşdən yüklənmiş hissəciklərin kosmik gəmiyə maneəsiz gəldiyi Yerdəki maqnitosfer xaricindəki peyklər
          • Maqnetik alt fırtına hissəciklərinin bu yüksəkliklərə asanlıqla çata biləcəyi GEO peykləri. (Unutmayın, bəzi hallarda maqnitosferi maqnit qasırğaları ilə GEO peyklərini tam günəş hissəciklərinin axınına məruz qoyaraq Yerə doğru itələ bilər və kosmik aparatların şarj olma potensialını xeyli artırır.)

          Bir məsələdən daha az əhəmiyyət kəsb etsə də, LEO kosmik aparatı, ionosferdə sıxışan ionlarla və ya mikrometeoroidlərlə toqquşaraq da yüklənə bilər.

          Kosmik Gəminin Doldurma mənbələri

          Kosmik aparatların yüklənməsinə səbəb olan yüklənmiş hissəciklər, enerji baxımından SEE-lərə səbəb olan hissəciklərdən daha azdır (bir neçə 10s keV-dən

          3 MeV). Kosmik aparatların yüklənməsinin əsas mənbələri aşağıdakılardır:

          • Maqnetik Substorms: böyük miqdarda 5-50 keV elektron geosinxron orbitə daxil edin
          • Koronal Kütlə Çıxarışları: Bir CME-dən bir neçə gün sonra gələn elektron axınının bir hissəsi enerji doldurma üçün kifayət qədər azdır
          • Coronal Deliklər: Çox miqdarda az enerjili elektron istehsal edin
          • Mikrometeoroidlər: Kiçik, yüksək enerjili hissəciklər bir kosmik gəmiyə vurduqda plazma yaradır. (Bu ‘Zibil Təsiri’ bölümündə veriləcək.)

          Kosmik Gəminin Şarj edilməsi kateqoriyası

          Kosmik gəmi şarjını üç kateqoriyaya bölmək olar:

          Səthin doldurulması

          Səthi doldurmağa səbəb:

          • Aşağı enerji plazması
          • Geomaqnit suborm elektronları 1 & # 8211 100 KeV
          • Fotoşəkil Günəş EUV və rentgen şüalanmasının təsirindən yaranan elektronlar

          Səthi doldurma riski yerləri / dövrləri

          • Maqnetosferə 1-100 KeV elektron vurulmasına səbəb olan geomaqnit alt fırtınalar zamanı / sonrası
          • LEO (aşağı risk): Orbit şəfəqi ilə gecə yarısı orbit
          • Qütb orbitləri və 1.000 km
          • Əsasən GEO orbitindəki narahatlıq
          • Böyük miqdarda özünü kölgələyən dövrləri olan kosmik gəmi
          • Böyük xarici planetlərdən birinin yanından keçən kosmik gəmi (Yupiter, Saturn, Uranus, Neptun)

          Tutulma zamanı elektronlar səthə 'yapışdığından' kosmik gəmi on kilovolta qədər yükləyə bilər.

          Günəş işığında avtomobilin dərisinin işıqlandırılması elektronları səthdən kənarlaşdırır (foto emissiya) və dəri nisbi müsbət yük inkişaf etdirir. Elektronlar vasitənin ətrafında mənfi plazma buludu yarada bilər. Kosmik gəminin səthi yaxşı əsaslandırılıbsa, mütləq şarjla nəticələnəcəkdir.

          Kosmik gəminin səthi yaxşı bir şəkildə əsaslandırılmamışdırsa (torpaqlanmış ola bilər və ancaq qoruyucu yorğan kimi bir şey orbitdə olarkən topraklama sistemindən ayrılmış ola bilər) və kosmik gəminin bəzi bölgələri kölgədədirsə sonra diferensial şarj nəticələnəcəkdir. Hər iki halda, bir axıdma günəş işığının dəyişməsi, hissəcik mühitindəki dəyişiklik və ya elektrik enerjisi aktivliyi ilə başlaya bilər.

          Bu, FUSE kosmik gəmisinin səth potensialını tam günəş işığı altında göstərir. NASA-nın izni ilə.

          Daxili şarj

          Yüksək enerjili elektronlar, peyk əməliyyatları üçün olduqca təhlükəlidirlər, çünki onlar son dərəcə enerjili ola bilərlər (və gt 1 MeV) və özlərini bir peykin elektron komponentlərinin çox hissəsini təşkil edən dielektrik materiallarında bir kosmik gəminin içərisinə basdıra bilərlər. Bu dielektrik materiallarda elektronun yaratdığı yük, yükün itə biləcəyindən daha sürətli əmələ gəlirsə, materialın ətrafına qarşı diferensial yüklənməsi boşalma ilə nəticələnə bilər.

          Peykdəki elektrik aktivliyi (bir çox hallarda əmr vermə ilə nəticələnə bilər) boşalmanın başlamasına səbəb ola bilər. Yüksək enerjili elektronlar, peyk əməliyyatları üçün olduqca təhlükəlidirlər, çünki onlar son dərəcə enerjili ola bilərlər (və gt 1 MeV) və özlərini bir peykin elektron komponentlərinin çox hissəsini təşkil edən dielektrik materiallarında bir kosmik gəminin içərisinə basdıra bilərlər. Bu dielektrik materiallarda elektronun yaratdığı yük, yükün itə biləcəyindən daha sürətli yığılırsa, materialın ətrafına qarşı diferensial yüklənməsi boşalma ilə nəticələnə bilər.

          Peykdəki elektrik aktivliyi (bir çox hallarda əmr vermə ilə nəticələnə bilər) boşalmanın başlamasına səbəb ola bilər.

          Daxili Şarj Nümunələri

          1994-cü ilin yanvarında, iki Kanadalı ünsiyyət peyki olan Anik E-1 və Anik E-2, yüksək sürətli elektron axınına məruz qaldıqdan sonra bir-birlərindən bir gün ərzində problem yaşadılar. Hər iki peyk də impuls təkəri idarəetmə dövrü anomaliyalarına məruz qaldı.

          Anik E-1 8 saatda bərpa edildi, ancaq Anik E-2-nin bərpası altı ay çəkdi. Araşdırmalar kosmik gəmi anomaliyalarını kosmik gəmilərin daxili şarj / boşaltma ilə əlaqələndirdi.

          SAMPEX tərəfindən toplanan Imp-8 və 1 MeV elektron məlumatları tərəfindən toplanan günəş küləyi sürəti məlumatları Anik E-1, Anik E-2 anomaliyalarına qədər günəş aktivliyini artırdığını göstərir. NASA-nın izni ilə.

          1998-ci ilin may ayında NASA-nın SAMPEX və POLAR peykləri bir sıra CME-lər tərəfindən istehsal olunan günəş küləyi elektronlarında böyük bir artım olduğunu təyin etdi. Bir sıra anomaliyalar var idi (tarixlər aşağıdakı şəkildə göstərilmişdir). GEO Galaxy 4 rabitə peykindəki münasibət nəzarətinin itirilməsi (ABŞ-ın bütün çağdaş cihazlarının 90% -ni yıxdı) bu elektron axını hadisəsi zamanı meydana gəldi.

          Aşağı Hündürlükdə Doldurma

          Aşağı hündürlüklərdə dövr edən kosmik aparatların şarjla da əlaqəli olmasına baxmayaraq, hərəkət etdikləri plazmanın tarixən GEO mühitindən daha analitik xarakterizə edilməsi daha çətindir. Məhdud kosmik aparat məlumatlarının analizi, kosmik gəmilərin şarj edilməsini göstərir

          200 və 500 V (qövsün meydana gəlməsi üçün tələb olunan minimum düşüncə) LEO polar-orbit gəmisində kifayət qədər yaygındır. Qütb-orbit gəmisinin bu yüklənməsi, günəş aktivliyindəki artımlarla da əlaqəlidir (xüsusən auroral aktivlik və ionosfer sıxlığı artmışdır). Baş verən şarj, GEO peyklərində meydana gələn səth şarjının eyni növüdür (kölgə daxilində / xaricində olan bölgələr arasında əsasən diferensial yükləmə). Yüksək gərginlikli enerji mənbələrinin (& gt40kV) istifadə olunduğu bütün enliklərdə LEO peyklərində diferensial daxili şarjın bəzi təhlili də aparılmışdır.

          Kosmik gəmilərin doldurulmasının azaldılması

          Geomaqnit alt fırtına barədə nadir hallarda çox inkişaf etmiş bir xəbərdarlıq olmasına baxmayaraq, aşağı enerjili hissəcikləri günəş küləyinə vuran CME və Coronal Deliklər haqqında qabaqcıl məlumat almaq mümkündür. (Unutmayın, hissəcik enerjisi & lt100 keV olduqda səthdən yükləmə üstünlük təşkil edir, daxili şarj isə 100 keV-dən baş verir

          3MeV hissəcik enerjisi səviyyələri.). Kosmik gəminizin dizaynı və istismar profili (orbit / kölgə) nəticəsində səth şarjına qarşı həssaslığını qiymətləndirmək də yaxşı bir fikirdir. Böyük geomaqnit fırtınaları baş verirsə / proqnozlaşdırılırsa, axıdma yaylanma riskini azaltmaq üçün (xüsusilə qütb & amp; GEO orbitlərində) yüksək gərginlikli cihazları (& gt100V) söndürmək / söndürmək yaxşı bir fikir ola bilər.

          Qütb orbitində olan peyklər üçün əməliyyat mühəndisləri günəş fəaliyyətini, ionosfer aktivliyini və qulaq fəaliyyətini izləməlidirlər. Hər iki qütb üçün (ergs / cm2 / s) auroral fəaliyyət sahələrinin daima yenilənməsi NOAA Space Weather veb saytında mövcuddur: https://www.swpc.noaa.gov/

          Auroral Fəaliyyət Sahəsi. NASA-nın izni ilə.

          Kosmik gəminin doldurulması, yaylanması

          Kosmik Mühitin Qiymətləndirilməsi üçün Peyk Dizaynının Ömrü. Microcosm tərəfindən təsvir edilmişdir.


          Videoya baxın: AYIN QARANLIQ ÜZÜ VƏ SİRRLƏRİ (Sentyabr 2021).