Astronomia

L'atmosfera del Sole ha un'altezza in scala?

L'atmosfera del Sole ha un'altezza in scala?

Gran parte dell'atmosfera terrestre ha un'altezza di scala $h$ di circa 7-8 chilometri in modo tale che la densità locale varia come $exp(-(r-r_0)/h)$ dove r è il raggio vettore e $r_0$ sarebbe un raggio di riferimento sopra la superficie della Terra.

Funziona approssimativamente, almeno fino a 50 km (sei o sette altezze di scala).

La derivazione di questa approssimazione si basa su un semplice gas a temperatura costante, e quelle probabilmente non si applicano molto bene all'atmosfera solare.

Tuttavia, ci sono regioni dell'atmosfera solare in cui la densità varia approssimativamente in modo esponenziale in modo tale che una caratterizzazione dell'altezza di scala funzioni nell'intervallo di almeno alcune altezze di scala?


La diminuzione esponenziale della densità si manifesta naturalmente ogni volta che si ha un gas in equilibrio idrostatico. L'altezza della scala $H$ è quindi data dal bilancio tra l'energia cinetica delle particelle dovuta al moto termico, $kT$e l'energia gravitazionale delle particelle, $mg$. Questa è spesso una buona approssimazione, sia nelle atmosfere planetarie che stellari, e persino nelle galassie. Questo è, $$ H = frac{kT}{mg} $$ dove $k$ è la costante di Boltszmann, $T$ è la temperatura, $m$ è la massa media delle particelle, e $$ g = frac{GM}{r^2} $$ con $G$ la costante gravitazionale, e $ M $ la massa all'interno del raggio $r$.

Sulla superficie del nostro Sole, $g$ funziona a $274,mathrm{m},mathrm{s}^{-2}$, 27 volte più alto che sulla Terra.

La massa media delle particelle dipende debolmente dalla metallicità, e principalmente dallo stato di ionizzazione del gas, poiché la piccola massa degli elettroni liberi rispetto a quella degli atomi abbassa la media. Per un gas completamente ionizzato, il massa molecolare media - cioè la massa in termini di massa di idrogeno - è $mu simeq 0.6$, mentre per un gas completamente neutro è (es. Carroll & Ostlie 1996) $$ mu simeq frac{1}{X + Y/4 + Z/15,5} simeq 1,25, $$ dove $X$, $Y$, e $Z$ sono le frazioni di massa di idrogeno, elio e metalli, rispettivamente. Ho scritto erroneamente inizialmente che il gas è completamente ionizzato, ma non è vero; è solo parzialmente ionizzato e l'idrogeno è in gran parte neutro.

Assumere che la massa media di una particella sia approssimativamente uguale alla massa del protone $m_p$ (cioè impostazione $mu=1$), e prendendo la temperatura come $T = 5770,mathrm{K}$, l'altezza della scala è quindi $$ H_odot = frac{kTR_odot}{GM_odot m_p} simeq 170,mathrm{km}. $$ Con $mu=0.6$ avresti $Hsimeq290,mathrm{km}$, mentre $mu=1.25$ rendimenti $H = 140,mathrm{km}$.

Profili di densità realistici

I calcoli di cui sopra sono piuttosto basilari, assumendo un Sole completamente isotropo. Ma le osservazioni e i modelli più realistici, sia 1D che 3D, prevedono effettivamente profili di densità esponenziale, sebbene con variazioni piuttosto grandi sulla superficie (secondo un collega di fisica solare in fondo al corridoio). Ho trovato questo modello da queste dispense in cui la curva gialla mostra il profilo di densità numerica nell'atmosfera del Sole.

L'estrazione dei dati e il tracciamento su una scala logaritmica mostra un ragionevole accordo con una diminuzione esponenziale dell'altezza della scala $H = 140,mathrm{km},mathrm{s}^{-1}$:


Fuga d'atmosfera

Fuga d'atmosfera è la perdita di gas atmosferici planetari nello spazio. Diversi meccanismi possono essere responsabili della fuga atmosferica, questi processi possono essere suddivisi in fuga termica, fuga non termica (o sopratermica) ed erosione da impatto. L'importanza relativa di ogni processo di perdita dipende dalla velocità di fuga del pianeta, dalla sua composizione dell'atmosfera e dalla sua distanza dalla sua stella. La fuga si verifica quando l'energia cinetica molecolare supera l'energia gravitazionale, in altre parole, una molecola può sfuggire quando si muove più velocemente della velocità di fuga del suo pianeta. Categorizzare il tasso di fuga atmosferica negli esopianeti è necessario per determinare se un'atmosfera persiste, e quindi l'abitabilità dell'esopianeta e la probabilità di vita.


Contenuti

La pressione atmosferica in una particolare posizione è la forza per unità di area perpendicolare a una superficie determinata dal peso della colonna verticale dell'atmosfera sopra quella posizione. Sulla Terra, le unità di pressione dell'aria si basano sull'atmosfera standard riconosciuta a livello internazionale (atm), definita come 101,325 kPa (760  Torr o 14,696 psi). Si misura con un barometro.

La pressione atmosferica diminuisce con l'aumentare dell'altitudine a causa della diminuzione della massa di gas soprastante. L'altezza alla quale la pressione atmosferica diminuisce di un fattore e (un numero irrazionale con un valore di 2,71828. ) è chiamato l'altezza della scala ed è indicato da H. Per un'atmosfera con una temperatura uniforme, l'altezza della scala è proporzionale alla temperatura e inversamente proporzionale al prodotto della massa molecolare media dell'aria secca e l'accelerazione di gravità locale in quella posizione. Per un'atmosfera così modello, la pressione diminuisce esponenzialmente con l'aumentare dell'altitudine. Tuttavia, le atmosfere non hanno una temperatura uniforme, quindi la stima della pressione atmosferica a una particolare altitudine è più complessa.


Contenuti

Il massa d'aria assoluta è definito come:

In direzione verticale, il massa d'aria assoluta allo zenit è:

Infine, il massa d'aria relativa è:


Supponendo che la densità dell'aria sia uniforme, è possibile rimuoverla dagli integrali. La massa d'aria assoluta si semplifica quindi in un prodotto:

Nella corrispondente massa d'aria relativa semplificata, la densità media si annulla nella frazione, portando al rapporto delle lunghezze del percorso:

Spesso vengono apportate ulteriori semplificazioni, ipotizzando una propagazione in linea retta (trascurando la flessione del raggio), come discusso di seguito.

Modifica dello sfondo

L'angolo di un corpo celeste con lo zenit è il angolo di zenit (in astronomia, comunemente indicato come il distanza zenitale). La posizione angolare di un corpo può essere data anche in termini di altitudine, l'angolo sopra l'orizzonte geometrico l'altitudine h e l'angolo zenitale z sono quindi correlati da

La rifrazione atmosferica fa sì che la luce che entra nell'atmosfera segua un percorso approssimativamente circolare leggermente più lungo del percorso geometrico. La massa d'aria deve tener conto del percorso più lungo (Young 1994). Inoltre, la rifrazione fa sì che un corpo celeste appaia più in alto sopra l'orizzonte di quanto non sia effettivamente all'orizzonte, la differenza tra l'angolo zenitale vero e l'angolo zenit apparente è di circa 34 minuti d'arco. La maggior parte delle formule della massa d'aria si basa sull'angolo zenit apparente, ma alcune si basano sull'angolo zenit effettivo, quindi è importante assicurarsi che venga utilizzato il valore corretto, specialmente vicino all'orizzonte. [2]

Atmosfera piano-parallelo Modifica

Quando l'angolo zenitale è da piccolo a moderato, una buona approssimazione è data assumendo un'atmosfera piana parallela omogenea (cioè, una in cui la densità è costante e la curvatura terrestre è ignorata). La massa d'aria X è semplicemente la secante dell'angolo zenitale z :

Con un angolo zenitale di 60°, la massa d'aria è di circa 2. Tuttavia, poiché la Terra non è piatta, questa formula è utilizzabile solo per angoli zenitali fino a circa 60° - 75°, a seconda dei requisiti di precisione. Ad angoli zenitali maggiori, la precisione degrada rapidamente, con X = sec z che diventa infinita all'orizzonte, la massa d'aria all'orizzonte nell'atmosfera sferica più realistica è solitamente inferiore a 40.

Formule interpolative Modifica

Molte formule sono state sviluppate per adattarsi ai valori tabulari della massa d'aria uno da Young e Irvine (1967) includendo un semplice termine correttivo:

che fornisce risultati utilizzabili per angoli zenitali fino a forse 85°. Come con la formula precedente, la massa d'aria calcolata raggiunge un massimo e quindi si avvicina all'infinito negativo all'orizzonte.

che dà risultati ragionevoli per alti angoli zenitali, con una massa d'aria all'orizzonte di 40.

che dà risultati ragionevoli per angoli zenitali fino a 90°, con una massa d'aria di circa 38 all'orizzonte. Qui il secondo termine z è dentro gradi.

Modelli atmosferici Modifica

Le formule interpolative tentano di fornire un buon adattamento ai valori tabulari della massa d'aria utilizzando un sovraccarico computazionale minimo. I valori tabulari, invece, devono essere determinati da misurazioni o modelli atmosferici che derivano da considerazioni geometriche e fisiche della Terra e della sua atmosfera.

Atmosfera sferica non rifrangente Modifica

La massa d'aria relativa è quindi:

Atmosfera omogenea Modifica

Se l'atmosfera è omogenea (cioè la densità è costante), l'altezza atmosferica y a t m >> segue da considerazioni idrostatiche come: [ citazione necessaria ]

dove k è la costante di Boltzmann, T 0 > è la temperatura al livello del mare, m è la massa molecolare dell'aria e g è la accelerazione dovuta alla forza di gravità. Sebbene questa sia la stessa dell'altezza della scala di pressione di un'atmosfera isotermica, l'implicazione è leggermente diversa. In un'atmosfera isotermica, il 37% dell'atmosfera è al di sopra dell'altezza della scala di pressione in un'atmosfera omogenea, non c'è atmosfera al di sopra dell'altezza atmosferica.

Il modello sferico omogeneo sottovaluta leggermente il tasso di aumento della massa d'aria vicino all'orizzonte, si può avere un ragionevole adattamento complessivo ai valori determinati da modelli più rigorosi impostando la massa d'aria in modo che corrisponda a un valore con un angolo zenitale inferiore a 90°. L'equazione della massa d'aria può essere riorganizzata per dare

corrispondenza del valore di Bemporad di 19,787 a z = 88° dà R E / y a t m >/y_ >> ≈ 631.01 e X h o r i z >> 35.54. Con lo stesso valore per R E >> come sopra, y a t m >> 10.096 mq.

Sebbene un'atmosfera omogenea non sia un modello fisicamente realistico, l'approssimazione è ragionevole purché l'altezza della scala dell'atmosfera sia piccola rispetto al raggio del pianeta. Il modello è utilizzabile (cioè non diverge né va a zero) a tutti gli angoli zenitali, compresi quelli maggiori di 90° (vedere Atmosfera sferica omogenea con osservatore elevato sotto). Il modello richiede un sovraccarico computazionale relativamente basso e, se non è richiesta un'elevata precisione, fornisce risultati ragionevoli. [5] Tuttavia, per angoli zenitali inferiori a 90°, si può ottenere un adattamento migliore ai valori accettati della massa d'aria con diverse formule interpolative.

Atmosfera a densità variabile Modifica

In un'atmosfera reale, la densità non è costante (diminuisce con l'elevazione sopra il livello medio del mare. La massa d'aria assoluta per il percorso geometrico della luce discusso sopra, diventa, per un osservatore al livello del mare,

Atmosfera isotermica Modifica

Sono comunemente usati diversi modelli di base per la variazione di densità con l'elevazione. Il più semplice, un'atmosfera isotermica, dà

dove ρ 0 > è la densità al livello del mare e H è l'altezza della scala di pressione. Quando i limiti di integrazione sono zero e infinito, e vengono eliminati alcuni termini di ordine elevato, questo modello produce (Young 1974, 147),

Una correzione approssimativa per la rifrazione può essere effettuata prendendo (Young 1974, 147)

Utilizzando un'altezza della scala di 8435 m, il raggio medio della Terra di 6371 km e includendo la correzione per la rifrazione,

Atmosfera politropica Modifica

L'assunzione di temperatura costante è semplicistica, un modello più realistico è l'atmosfera politropica, per la quale

Atmosfera a strati Modifica

L'atmosfera terrestre è costituita da più strati con diverse caratteristiche di temperatura e densità. I ​​modelli atmosferici comuni includono l'atmosfera standard internazionale e l'atmosfera standard statunitense. Una buona approssimazione per molti scopi è una troposfera politropica di 11 km di altezza con un gradiente di 6,5 K/km e una stratosfera isotermica di altezza infinita (Garfinkel 1967), che corrisponde molto da vicino ai primi due strati dell'atmosfera standard internazionale. È possibile utilizzare più livelli se è richiesta una maggiore precisione. [6]

Atmosfera rifrangente radialmente simmetrica Modifica

Quando si considera la rifrazione atmosferica, diventa necessario il ray tracing, [7] e l'integrale assoluto della massa d'aria diventa [8]

Riarrangiamento e sostituzione nell'integrale assoluto della massa d'aria dà

Atmosfera sferica omogenea con osservatore elevato Modifica

espandendo i lati sinistro e destro, eliminando i termini comuni e riordinando dà

Risolvere la quadratica per la lunghezza del percorso S, factoring e riarrangiamento,

Il segno negativo del radicale dà un risultato negativo, che non è fisicamente significativo. Usando il segno positivo, dividendo per y a t m >> , e cancellando i termini comuni e riordinando si ottiene la massa d'aria relativa:

Quando l'elevazione dell'osservatore è zero, l'equazione della massa d'aria si semplifica in

Nel limite dell'incidenza radente, la massa d'aria assoluta è uguale alla distanza dall'orizzonte. Inoltre, se l'osservatore è elevato, l'angolo zenitale dell'orizzonte può essere maggiore di 90°.

Distribuzione non uniforme delle specie attenuanti Modifica

I modelli atmosferici che derivano da considerazioni idrostatiche presuppongono un'atmosfera di composizione costante e un unico meccanismo di estinzione, il che non è del tutto corretto. Ci sono tre principali fonti di attenuazione (Hayes e Latham 1975): dispersione di Rayleigh da parte di molecole d'aria, dispersione di Mie da aerosol e assorbimento molecolare (principalmente da ozono). Il contributo relativo di ciascuna sorgente varia con l'elevazione sul livello del mare e le concentrazioni di aerosol e ozono non possono essere derivate semplicemente da considerazioni idrostatiche.

Rigorosamente, quando il coefficiente di estinzione dipende dall'elevazione, deve essere determinato come parte dell'integrale della massa d'aria, come descritto da Thomason, Herman e Reagan (1983). Tuttavia, spesso è possibile un approccio di compromesso. I metodi per calcolare separatamente l'estinzione di ciascuna specie utilizzando espressioni in forma chiusa sono descritti in Schaefer (1993) e Schaefer (1998). Quest'ultimo riferimento include il codice sorgente per un programma BASIC per eseguire i calcoli. Talvolta è possibile effettuare un calcolo ragionevolmente accurato dell'estinzione utilizzando una delle semplici formule della massa d'aria e determinando separatamente i coefficienti di estinzione per ciascuna delle specie attenuanti (Green 1992, Pickering 2002).

Massa d'aria e astronomia Modifica

In astronomia ottica, la massa d'aria fornisce un'indicazione del deterioramento dell'immagine osservata, non solo per quanto riguarda gli effetti diretti di assorbimento spettrale, dispersione e luminosità ridotta, ma anche un'aggregazione di aberrazioni visive, ad es. risultante dalla turbolenza atmosferica, collettivamente indicata come la qualità del "vedere". [9] Su telescopi più grandi, come il WHT (Wynne e Warsick 1988) e il VLT (Avila, Rupprecht e Becker 1997), la dispersione atmosferica può essere così grave da influenzare il puntamento del telescopio verso il bersaglio. In tali casi viene utilizzato un compensatore di dispersione atmosferica, che di solito è costituito da due prismi.

La frequenza di Greenwood e il parametro Fried, entrambi rilevanti per l'ottica adattiva, dipendono dalla massa d'aria sopra di essi (o più specificamente, dall'angolo zenitale).

In radioastronomia la massa d'aria (che influenza la lunghezza del cammino ottico) non è rilevante. Gli strati inferiori dell'atmosfera, modellati dalla massa d'aria, non ostacolano in modo significativo le onde radio, che sono di frequenza molto più bassa delle onde ottiche. Invece, alcune onde radio sono influenzate dalla ionosfera nell'alta atmosfera. I nuovi radiotelescopi a sintesi di apertura sono particolarmente colpiti da questo dato che "vedono" una porzione molto più ampia del cielo e quindi la ionosfera. In effetti, LOFAR ha bisogno di calibrare esplicitamente per questi effetti di distorsione (van der Tol e van der Veen 2007 de Vos, Gunst e Nijboer 2009), ma d'altra parte può anche studiare la ionosfera misurando invece queste distorsioni (Thidé 2007) .

Massa d'aria ed energia solare Modifica

In alcuni campi, come l'energia solare e il fotovoltaico, la massa d'aria è indicata con l'acronimo AM inoltre, il valore della massa d'aria è spesso dato aggiungendo il suo valore ad AM, per cui AM1 indica una massa d'aria pari a 1, AM2 indica un massa d'aria di 2, e così via. La regione sopra l'atmosfera terrestre, dove non c'è attenuazione atmosferica della radiazione solare, è considerata avere "massa d'aria zero" (AM0).

L'attenuazione atmosferica della radiazione solare non è la stessa per tutte le lunghezze d'onda di conseguenza, il passaggio attraverso l'atmosfera non solo riduce l'intensità ma altera anche l'irradiamento spettrale. I moduli fotovoltaici sono comunemente valutati utilizzando l'irradiamento spettrale per una massa d'aria di 1,5 (AM1,5) le tabelle di questi spettri standard sono fornite in ASTM G 173-03. L'irradianza spettrale extraterrestre (cioè quella per AM0) è data in ASTM E 490-00a. [10]

Per molte applicazioni di energia solare quando non è richiesta un'elevata precisione vicino all'orizzonte, la massa d'aria viene comunemente determinata utilizzando la semplice formula secante descritta nella sezione Atmosfera piana parallela.


8.3 Atmosfera terrestre

Viviamo in fondo all'oceano d'aria che avvolge il nostro pianeta. L'atmosfera, gravando sulla superficie terrestre sotto la forza di gravità, esercita a livello del mare una pressione che gli scienziati definiscono 1 bar (termine che deriva dalla stessa radice di barometro, strumento utilizzato per misurare la pressione atmosferica). Una barra di pressione significa che ogni centimetro quadrato della superficie terrestre ha un peso equivalente a 1,03 chilogrammi che preme su di esso. Gli esseri umani si sono evoluti per vivere a questa pressione, rendendo la pressione molto più bassa o più alta e non funzioniamo bene.

La massa totale dell'atmosfera terrestre è di circa 5 × 10 18 chilogrammi. Sembra un numero elevato, ma è solo circa un milionesimo della massa totale della Terra. L'atmosfera rappresenta una frazione più piccola della Terra rispetto alla frazione della tua massa rappresentata dai capelli sulla tua testa.

Struttura dell'atmosfera

La struttura dell'atmosfera è illustrata nella Figura 8.12. La maggior parte dell'atmosfera è concentrata vicino alla superficie della Terra, entro i 10 chilometri più bassi dove si formano le nuvole e gli aeroplani volano. All'interno di questa regione, chiamata troposfera, l'aria calda, riscaldata dalla superficie, sale e viene sostituita da correnti discendenti di aria più fredda, questo è un esempio di convezione. Questa circolazione genera nuvole e vento. All'interno della troposfera, la temperatura diminuisce rapidamente con l'aumentare dell'elevazione a valori vicini a 50 ° C sotto lo zero al suo limite superiore, dove inizia la stratosfera. La maggior parte della stratosfera, che si estende per circa 50 chilometri sopra la superficie, è fredda e priva di nubi.

Vicino alla parte superiore della stratosfera c'è uno strato di ozono (O3), una forma pesante di ossigeno con tre atomi per molecola invece dei soliti due. Poiché l'ozono è un buon assorbitore di luce ultravioletta, protegge la superficie da alcune delle pericolose radiazioni ultraviolette del Sole, rendendo possibile l'esistenza della vita sulla Terra. La disgregazione dell'ozono aggiunge calore alla stratosfera, invertendo la tendenza alla diminuzione della temperatura nella troposfera. Poiché l'ozono è essenziale per la nostra sopravvivenza, abbiamo reagito con giustificata preoccupazione alle prove che divennero chiare negli anni '80 che l'ozono atmosferico veniva distrutto dalle attività umane. Con un accordo internazionale, la produzione di prodotti chimici industriali che causano la riduzione dell'ozono, chiamati clorofluorocarburi o CFC, è stata gradualmente eliminata. Di conseguenza, la perdita di ozono si è fermata e il "buco dell'ozono" sopra l'Antartico si sta riducendo gradualmente. Questo è un esempio di come un'azione internazionale concertata può aiutare a mantenere l'abitabilità della Terra.

Link all'apprendimento

Visita lo studio di visualizzazione scientifica della NASA per un breve video di cosa sarebbe successo allo strato di ozono terrestre entro il 2065 se i CFC non fossero stati regolamentati.

Ad altezze superiori ai 100 chilometri, l'atmosfera è così sottile che i satelliti in orbita possono attraversarla con pochissimo attrito. Molti degli atomi sono ionizzati dalla perdita di un elettrone e questa regione è spesso chiamata ionosfera. A queste altezze, i singoli atomi possono occasionalmente sfuggire completamente dal campo gravitazionale della Terra. C'è una continua e lenta fuoriuscita di atmosfera, specialmente di atomi leggeri, che si muovono più velocemente di quelli pesanti. L'atmosfera terrestre, ad esempio, non può trattenere a lungo l'idrogeno o l'elio, che sfuggono nello spazio. La Terra non è l'unico pianeta a subire perdite di atmosfera. La perdita atmosferica ha anche creato la sottile atmosfera di Marte. L'atmosfera secca di Venere si è evoluta perché la sua vicinanza al Sole ha vaporizzato e dissociato qualsiasi acqua, con i gas componenti persi nello spazio.

Composizione e origine atmosferica

Sulla superficie terrestre, l'atmosfera è costituita per il 78% da azoto (N2), 21% di ossigeno (O2), e 1% di argon (Ar), con tracce di vapore acqueo (H2O), anidride carbonica (CO2) e altri gas. Quantità variabili di particelle di polvere e gocce d'acqua si trovano anche sospese nell'aria.

Un censimento completo dei materiali volatili della Terra, tuttavia, dovrebbe esaminare più del gas che è ora presente. Volatile i materiali sono quelli che evaporano a una temperatura relativamente bassa. Se la Terra fosse solo un po' più calda, alcuni materiali che ora sono liquidi o solidi potrebbero diventare parte dell'atmosfera. Supponiamo, ad esempio, che il nostro pianeta sia stato riscaldato al di sopra del punto di ebollizione dell'acqua (100 °C, o 373 K) questo è un grande cambiamento per gli umani, ma un piccolo cambiamento rispetto alla gamma di possibili temperature nell'universo. A 100 °C, gli oceani bollirebbero e il vapore acqueo risultante diventerebbe parte dell'atmosfera.

Per stimare quanto vapore acqueo verrebbe rilasciato, si noti che c'è abbastanza acqua per coprire l'intera Terra fino a una profondità di circa 300 metri. Poiché la pressione esercitata da 10 metri d'acqua è pari a circa 1 bar, la pressione media sul fondo dell'oceano è di circa 300 bar. L'acqua ha lo stesso peso sia in forma liquida che in forma di vapore, quindi se gli oceani evaporassero, la pressione atmosferica dell'acqua sarebbe ancora di 300 bar. L'acqua dominerebbe quindi notevolmente l'atmosfera terrestre, con azoto e ossigeno ridotti allo stato di costituenti in tracce.

Su una Terra più calda, un'altra fonte di atmosfera aggiuntiva si troverebbe nelle rocce sedimentarie carbonatiche della crosta. Questi minerali contengono abbondante anidride carbonica. Se tutte queste rocce fossero riscaldate, rilascerebbero circa 70 bar di CO2, molto più dell'attuale CO2 pressione di soli 0,0005 bar. Pertanto, l'atmosfera di una Terra calda sarebbe dominata da vapore acqueo e anidride carbonica, con una pressione superficiale prossima a 400 bar.

Diverse linee di prova mostrano che la composizione dell'atmosfera terrestre è cambiata nel corso della storia del nostro pianeta. Gli scienziati possono dedurre la quantità di ossigeno atmosferico, ad esempio, studiando la chimica dei minerali che si sono formati in tempi diversi. Esamineremo questo problema in modo più dettagliato più avanti in questo capitolo.

Oggi vediamo che CO2, H2O, anidride solforosa (SO2), e altri gas vengono rilasciati dalle profondità della Terra attraverso l'azione dei vulcani. (Per CO2, la fonte primaria oggi è la combustione di combustibili fossili, che rilascia molta più CO2 rispetto a quello delle eruzioni vulcaniche.) Gran parte di questo gas apparentemente nuovo, tuttavia, è materiale riciclato che è stato subdotto attraverso la tettonica a zolle. Ma da dove viene l'atmosfera originale del nostro pianeta?

Esistono tre possibilità per la fonte originale dell'atmosfera terrestre e degli oceani: (1) l'atmosfera potrebbe essersi formata con il resto della Terra accumulata dai detriti lasciati dalla formazione del Sole (2) potrebbe essere stata rilasciata dal interno attraverso l'attività vulcanica, successiva alla formazione della Terra o (3) potrebbe essere stato derivato da impatti di comete e asteroidi dalle parti esterne del sistema solare. Le prove attuali favoriscono una combinazione delle fonti interne e di impatto.

Tempo e clima

Tutti i pianeti con atmosfere hanno tempo metereologico, che è il nome che diamo alla circolazione dell'atmosfera. L'energia che alimenta il clima deriva principalmente dalla luce solare che riscalda la superficie. Sia la rotazione del pianeta che i cambiamenti stagionali più lenti causano variazioni nella quantità di luce solare che colpisce diverse parti della Terra. L'atmosfera e gli oceani ridistribuiscono il calore dalle aree più calde a quelle più fredde. Il tempo su qualsiasi pianeta rappresenta la risposta della sua atmosfera ai mutevoli input di energia dal Sole (vedi Figura 8.13 per un esempio drammatico).

Clima è un termine usato per riferirsi agli effetti dell'atmosfera che durano attraverso decenni e secoli. I cambiamenti climatici (al contrario delle variazioni casuali del tempo da un anno all'altro) sono spesso difficili da rilevare in brevi periodi di tempo, ma man mano che si accumulano, il loro effetto può essere devastante. Un detto è che "Il clima è ciò che ti aspetti e il tempo è ciò che ottieni". L'agricoltura moderna è particolarmente sensibile alla temperatura e alle precipitazioni, ad esempio, i calcoli indicano che un calo di soli 2 °C durante la stagione di crescita ridurrebbe della metà la produzione di grano in Canada e negli Stati Uniti. All'altro estremo, un aumento di 2 °C della temperatura media della Terra sarebbe sufficiente per sciogliere molti ghiacciai, inclusa gran parte della copertura glaciale della Groenlandia, alzando il livello del mare di ben 10 metri, inondando molte città costiere e porti. , e mettendo le piccole isole completamente sott'acqua.

I cambiamenti meglio documentati nel clima della Terra sono le grandi ere glaciali, che hanno abbassato periodicamente la temperatura dell'emisfero settentrionale negli ultimi mezzo milione di anni circa (Figura 8.14). L'ultima era glaciale, terminata circa 14.000 anni fa, è durata circa 20.000 anni. Al suo apice, il ghiaccio era spesso quasi 2 chilometri sopra Boston e si estendeva a sud fino a New York City.

Queste ere glaciali erano principalmente il risultato di cambiamenti nell'inclinazione dell'asse di rotazione terrestre, prodotti dagli effetti gravitazionali degli altri pianeti. Siamo meno sicuri delle prove che almeno una volta (e forse due volte) circa un miliardo di anni fa, l'intero oceano si congelò, una situazione chiamata palla di neve Terra.

Lo sviluppo e l'evoluzione della vita sulla Terra ha prodotto anche cambiamenti nella composizione e nella temperatura dell'atmosfera del nostro pianeta, come vedremo nella prossima sezione.


L'atmosfera del Sole ha un'altezza in scala? - Astronomia

Atmosfera e Magnetosfera
della Terra e della Luna

La legge dei gas ideali si basa sull'idea di temperatura cinetica, che descrive una distribuzione delle velocità delle molecole (o atomi) del gas in termini di temperatura. Un gas caldo ha particelle che si muovono più velocemente di un gas freddo. La distribuzione termica è una distribuzione di equilibrio (detta distribuzione Maxwelliana )

Immaginate di lanciare un fascio di particelle, tutte con la stessa energia, in una trappola e di farle entrare in equilibrio scontrandosi elasticamente. A causa della probabilità standard e delle statistiche (simili al lancio di una moneta), finiranno con una distribuzione gaussiana delle velocità (una curva a campana). Qualunque distribuzione delle particelle in equilibrio avrà una tale curva, parametrizzabile di un solo numero, il, temperatura. A causa della natura 3D della velocità, la gaussiana quando espressa in termini di velocità diventa:

    Il picco di distribuzione (velocità più probabile) è quando 1/2 mv 2 = kT , o
      v mp = [2kT/m] 1/2 .
      v rms = [3kT/m] 1/2 .

    Il modo in cui possiamo usarlo per le atmosfere planetarie è pensare alle velocità delle particelle di gas che compongono l'atmosfera, rispetto alla velocità di fuga

    (il fattore 10 tiene conto della coda ad alta velocità della distribuzione Maxwelliana).

    La figura seguente mostra la ritenzione di diversi costituenti atmosferici su diversi corpi del sistema solare, secondo questa semplice relazione.
    Le linee diagonali tratteggiate mostrano la relazione ve > 10 vrms per diversi atmosferici
    costituenti. I punti indicano la velocità di fuga (asse verticale) e l'equilibrio
    temperatura (asse orizzontale) per diversi corpi del sistema solare. Posizionamento della Terra
    indica che può trattenere acqua, ma non elio o idrogeno, nel corso
    dell'età del sistema solare. Da Zeilik e Gregory, Astronomia e astrofisica.

    Eventuali atomi che si attardano intorno alla Luna, prodotti a causa del degassamento o della spalazione dalle rocce, durano solo per poco tempo e devono essere continuamente reintegrati. L'atmosfera della Luna è un vuoto sorprendentemente buono, solo 10 - 14 atm. Terra

    L'atmosfera della Terra avrebbe iniziato ad essere principalmente H e He, ma l'ha persa a causa della velocità di queste particelle che ha permesso loro di fuggire nel tempo. Una nuova atmosfera più pesante di H 2 O, O 2 , N 2 e CO 2 è stato degassato dal vulcanismo o portato qui dalle comete.

    Abbiamo già derivato l'equazione dell'equilibrio idrostatico, che vale per l'interno della Terra, ma ovviamente anche per l'atmosfera: dP/dr = -r g

    Struttura della temperatura atmosferica:

    Perché la temperatura dell'atmosfera scende ad un'altezza di circa 10 km, per poi ricominciare a salire nella stratosfera? Ciò è dovuto all'assorbimento della luce ultravioletta (UV) dal Sole, che deposita energia in questa regione dell'atmosfera e la riscalda. Questa regione è chiamata Stratosfera, perché è stabile ai moti ascendenti (strato di inversione), il che significa che le nuvole non salgono in colonne, ma si diffondono in strati sottili, come strati. Fino alla Mesopausa, la temperatura scende nuovamente, ma poi risale nella Termosfera a causa dell'assorbimento dei raggi X dal Sole. Questa "atmosfera" è solo leggermente al di sotto dell'altezza dei satelliti in orbita bassa sulla Terra come lo Space Shuttle, che orbita a circa 200 km di altezza.
    Campi magnetici


    Atmosfera

    Atmosfera Telerilevamento
    Data una superficie calda e una fresca atmosfera, i rilevatori di radiazioni ricevono radiazioni termiche dalla superficie a lunghezze d'onda trasparenti e da varie altezze atmosferiche a lunghezze d'onda opache. Ciò consente di costruire profili di temperatura per planetari atmosferaS.

    Atmosfera della Luna
    DI PIÙ
    Sulla luna non c'è aria da respirare, non c'è brezza per far sventolare le bandiere piantate lì dagli astronauti dell'Apollo. Tuttavia, c'è uno strato molto, molto sottile di gas sulla superficie lunare che può quasi essere chiamato an atmosfera. Tecnicamente, è considerata un'esosfera.

    Il atmosfera della Terra è lo strato di gas, comunemente noto come aria, che circonda il pianeta Terra ed è trattenuto dalla gravità terrestre.

    è piuttosto polveroso, dando al cielo marziano un colore marrone chiaro o rosso-arancio se visto dalla superficie, i dati dei Mars Exploration Rover indicano particelle sospese di circa 1,5 micrometri di diametro.[7] .

    s di Marte e Plutone come? (Intermedio)
    Qual è l'ora più calda della giornata? (Principiante)
    Cosa c'era di diverso su Marte in passato per consentire la presenza di acqua liquida? (Intermedio).

    Notare la grande variazione tra le temperature notturne e diurne (associata alla bassa densità del

    ) e le temperature alte e basse quasi costanti per questo periodo.

    è principalmente anidride carbonica gassosa (96%). I restanti componenti sono: 3% di azoto e 0,003% di vapore acqueo. Venere potrebbe aver avuto molta acqua in passato, ma probabilmente è evaporata a causa delle alte temperature di Venere.

    . Le piccole dimensioni del pianeta significano che la sua gravità è troppo debole. Leggi di più
    Magnetosfera di Mercurio.

    di Kepler-438b si pensa sia stato rimosso a causa delle radiazioni emesse dalla violenta stella madre del pianeta, afferma un team di scienziati guidato dall'astronomo dell'Università di Warwick, il dottor David Armstrong.

    di WASP-17b: spettroscopia di trasmissione ottica ad alta risoluzione
    Sara Khalafinejad1,3,8, Michael Salz1, Patricio E. Cubillos2, George Zhou3, Carolina von Essen4, Tim-Oliver Husser5, Daniel D. R. Bayliss6, Mercedes L pez-Morales3, Stefan Dreizler5, J rgen H. M. M. Schmitt1 and Theresa L ftinger7 .

    s of the Giant Planets
    I miei momenti salienti.

    s and Magnetic Fields
    This data is from the National Space Science Data Center's Fact Sheet site. Click on a planet's name to bring up the fact sheet at NSSDC. I have put together a list of links to excellent tours of each planet. Fare clic qui per visualizzare l'elenco.

    discovered on neutron star
    DOTT.SSA EMILY BALDWIN
    ASTRONOMIA ORA
    Posted: November 05, 2009 .

    and related weather processes, including the roles of buoyancy, convection and humidity.

    consists of a mixture of gases.

    s are complex, dynamic systems that evolve over time.
    Past Evolution:
    Condensation of H2O into the oceans.
    Locking up of CO2 into carbonaceous rocks
    Formation of O2 by photosynthesis in plants & algae
    This evolution continues into the present day.

    has changed significantly in the billions of years since its origin, the inventory of volatile elements on which it is based has not.

    further produces a thermal moderation of temperature over the whole Earth (resulting in less extreme temperatures both geographically and seasonally), shields the surface from life‐destroying ultraviolet, and is the source of necessary gases for life.
    The magnetosphere .

    s, the Vanishing Moon, and a Glow After Sunset
    Jump to Shownotes
    Jump to Transcript or Download (coming soon!)
    Shownotes .

    on our view of the sky is called "seeing," and it varies by location on the sky and over time.

    Found 39 Light-Years Away
    Since the 1990's, astronomers have discovered around two thousand planets located outside of our solar system, including gas giants, icy planets, and rocky worlds, most of which are orbiting outside of their parent star's habitable zone.

    Before MAVEN reached Mars, many scientists expected to see loss of hydrogen from the top of the

    occurring at a rather steady rate, with variation tied to changes in the solar wind's flow of charged particles from the Sun.

    Global Links
    The Sun Magnetic Fields Superheat Sun's

    of the Sun is so much hotter than its surface. Now they've solved the mystery.

    on either the Moon or Mercury, either spectroscopically from Earth or during close approaches by spacecraft. As discussed in More Precisely 8-1, this is a direct consequence of these bodies' weak gravitational fields.

    consists of mostly nitrogen and oxygen.

    to form distinct bands of colour, like swirling vortices and gigantic anticyclonic storms.
    Moons .

    and surface
    Like the other giant planets in our solar system, Uranus does not have a solid surface. Scientists believe that the interior is made up of a solid rocky core covered by a dense liquid layer of water and ammonia.

    - The air all around Earth.
    Black Hole - An object with gravity strong enough to suck anything into it, even light.
    Celestial Bodies - Natural objects visible in the sky - planets, stars, meteoroids, etc.

    All the gases which surround a star, like our Sun, or a planet, like our Earth.
    AXIS
    An imaginary straight line around which an object spins.

    Saturn is covered by a thick layer of cloud, stretched into bands around the planet by 1,100-mph winds. No animal or plant life from Earth could survive on Saturn, and NASA scientists doubt the planet is able to sustain life of its own.
    Temperature .

    - the layer of gases enveloping a celestial object
    Atom- the smallest part of an element that can take part in a chemical reaction most of the mass of the an atom is concentrated in its nucleus, which is about .000000000001 meters (.01 angstroms) across .

    , which is composed primarily of carbon dioxide with a small amount of nitrogen.

    is 120 miles thick and is composed mainly of nitrogen, oxygen, carbon dioxide, and a few other trace gases.

    : Mixture of gases that surround and are gravitationally attached to a planet.
    AU: (astronomical unit) The average Earth-Sun distance, equal to 149.5 million kilometers or 93 million miles.

    . A gaseous envelope surrounding a moon, planet, or star. It can have no definite boundary, but merely thins out until the density is no greater than that of surrounding space.

    is a layer of gas that is retained around an astronomical body by its gravitational attraction. The term is most commonly used in relation to planets.

    , such as rain, snow, sleet, hurricanes and all those other fun things.

    's temperature is low.
    . Some plants, like carnivorous plant
    Carnivorous plant .

    composed of three main layers. The lowest one is the photosphere and essentially all of the visible light we see from the Sun comes from this thin layer of gas. The Sun's density at the photosphere is very low and we can see about 400 km into the photosphere.

    The layer of gas enveloping a celestial object.
    ★ Aurora Curtains and arcs of light in the sky visible over mid-to-high latitudes.

    turbulence is primarily associated with the jet stream, which is normally confined to latitudes above 30 north or south of the equator at altitudes of around 10 km.

    contains the oxygen we breathe.
    Atoms Atoms are the building blocks of the Universe. All matter is made of these tiny particles. Your body contains billions and billions of atoms! .

    dynamics (if any)
    Discussions on a more specific region - like the polar regions or specific impact zones
    Geological dynamics like plate tectonics (if any) or volcanism (if any)
    Advanced topics can also be something along the lines of magnetic field studies or some other highly specialized topic.

    water vapor = 91%
    Best Photo of Enceladus
    Enceladus can be viewed with a decent-sized telescope.

    A layer of gas confined close to a planet's surface by the force of gravity.
    atom Building block of matter, composed of positively charged protons and neutral neutrons in the nucleus, surrounded by negatively charged electrons.

    destroyed 500,000 years ago during a civil war
    TOS: "Return to Tomorrow"
    Gambit, Part I" .

    comprised of substances that readily provide electrons.
    reduction - (n.) .

    are the temperature of the outer layers and the ESCAPE VELOCITY, which is dependent on the body's mass.

    stratified in parallel planes normal to the direction of gravity. [H76]
    Planet .

    is comprised of 3% nitrogen, 0.003% water vapor, and small quantities of other gases.

    along a relatively straight path.

    s of the terrestrial planets were created by three processes: outgassing (carbon dioxide and water vapor released by volcanoes), evaporation from ices at the surface, and bombardment by icy comets.

    has no sharp upper boundary. NASA calls anybody who's flown higher than 50 miles (80 km) an astronaut, but air drag is still much too strong at that elevation for a satellite to orbit.

    contains crystals of frozen ammonia.

    is constantly in motion. It is a mixture of gases, water vapour, dust and other suspended particles. All these impact on the ability of a telescope to receive light and to clearly resolve an image.
    Absorption .

    is deposited on the polar ice cap.

    (be it planetary or stellar), the scale height is the vertical distance over which the atmospheric pressure drops by a factor of e.
    Studia astronomia online alla Swinburne University
    All material is Swinburne University of Technology except where indicated.

    is divided up into several layers: the troposphere from about 6 - 20 kilometres up the stratosphere from 20 - 50 kilometres the mesosphere from 50 - 85 kilometres the thermosphere from 85 - 690 kilometres and the exosphere out to about 10,000 kilometres.

    and no magnetic field, the Moon's surface is exposed directly to the solar wind. Over its 4 billion year lifetime many hydrogen ions from the solar wind have become embedded in the Moon's regolith. Thus samples of regolith returned by the Apollo missions proved valuable in studies of the solar wind.

    s of the solid worlds III: Magnetospheres, and the solar wind .

    of a planet
    Prograde Motion - The eastward (normal) revolution of a solar system body.
    Prograde Rotation - The eastward rotation of a solar system body .

    has fast winds blowing
    in opposite directions
    in adjacent wide bands
    of latitude (more on north
    and south polar images).

    del sole. It extends from the top of the chromosphere outwards until it merges with the interstellar medium some tens of astronomical units out from the Sun. The corona is a very rarefied plasma (mixture of ions and electrons) whose temperature can reach two or three million degrees.

    , the layer of oxygen ions (O3) lying 15 to 30 km high that protects the surface by absorbing ultraviolet rays.
    P
    Parallax .

    of Mars. White water ice clouds, yellowish dust clouds, bluish limb hazes, and bright surface frosts have been studied with increasing interest in the past two decades. Clouds seem to be related to the seasonal sublimation and condensation of polar-cap material.

    made up of about 96-percent carbon dioxide, 3.5-percent .

    is mainly carbon dioxide (96%) with some argon and nitrogen. Temperatures on the surface vary from lows of -143 C (-225 F) at the polar caps and 35 C (95 F) at the equator during the summer.
    Mars Facts .

    has been lost to space
    It's covered in craters and has no flat areas
    No. Try again! .

    of Saturn's highest layers warps the light of the rings passing through it. The long duration of the Cassini mission allows many phenomena to be seen evolving over long periods, such as this storm in the south, and more recent storm in the north (another taken months later).

    .
    ATP Molecule - Adenosine triphosphate is a highly efficient energy-storage molecule within a cell.

    A gaseous envelope surrounding a planet, or the visible layers of a star also a unit of pressure(abbreviated atm) equal to the pressure of air at sea level on the Earth's surface.

    is 14.7 pounds per square inch standard atmospheric pressure at sea level on Earth. aurora A glow in a planet's ionosphere caused by the interaction between the planet's magnetic field and charged particles from the Sun.

    (the Corona) is hotter than 1,000,000°C (1,800,000°F) while the visible surface has a temperature of only about 6000°C (10,000°F). The nature of the processes that heat the corona, maintain it at these high temperatures, and accelerate the solar wind is a third great solar mystery.

    is called the corona. It is filled with electrically charged particles, whose movements are governed by the tangle of magnetic fields surrounding the sun.

    (composed of dust and/or various gases) surrounding its nucleus. The coma is rather tenuous (except very close to the nucleus), and stars can be occasionally easily seen through it, shining from behind.

    and Mars' distance from the Sun, this planet is cold today. Its temperatures range from -193 F (-125 C) to 23 F (-5 C), well under the freezing point of water and also cold enough to freeze carbon dioxide.

    that extends from about 50 to 300 miles above the surface of the planet and is made up of multiple layers dominated by electrically charged, or ionized, atoms.

    The photosphere is that portion of the sun's

    which emits the continuum radiation upon which the Fraunhofer lines are superimposed. In one sun model, the photosphere is thought to be below the reversing layer in which Fraunhofer absorption takes place.

    above the photosphere and beneath the transition region and the corona.

    GREENHOUSE EFFECT: An increase in temperature caused when incoming solar radiation is passed but outgoing thermal radiation is blocked by the

    . Carbon dioxide and water vapor are two of the major gases responsible for this effect.

    Escape velocity If an object leaves Earth's

    at about 11 km/sec (7 miles/second, or about 25000 miles/hour), it will escape the earth's gravity below this speed, it will eventually come back to earth. This speed is called the escape velocity of the earth.

    Aurora A colorful, rapidly varying glow in the sky caused by the collision of charged particles in the magnetosphere with atoms in the Earth's upper

    . Auroras are most often observed at high latitudes and are enhanced during geomagnetic storms.

    For a meteoroid, the heat of friction as it passes through the Earth's

    melts and removes those materials at the surface of the object. Achondrite A stony meteorite that does not have chondrules. Compositionally, they contain hypersthene, plagioclase, diopside, olivine, and nickel-iron.

    produces turbulence, and one of the observed effects is the twinkling of stars.
    Asteroid: an irregularly shaped celestial body made of rock and metal having a diameter of more than 100 metres.

    near a planet's poles. Caused by solar wind.
    Big Bang : Theory A theory which states that the universe began in an enormous explosion.

    It is formed at the end of a giant star's life when the core contracts ejecting the outer

    of the star creating both the white dwarf and the nebula. The intense radiation from the central white dwarf makes the nebula glow. Planetary nebulae disperse within 50 000 years.

    While seeming at first to be just another white, Vega-like class A (A2) dwarf, it's one with a difference, actually classed as "Am", showing it to be a "metallic-line star," one whose spectrum and thus outer

    are rich in a wide variety of metals, while depleted in others.

    Astronomy: the study of the physical universe beyond the earth's

    . Celestial: a description of things positioned in, or relating to the sky or outer space, as observed in astronomy. Chinese Zodiac: a rotating twelve year calendar based on the cycles of the moon.

    Pioneer Venus 1, launched in 1978 by NASA to explore the

    and surface of Venus, spent some time observing 1P/Halley in the ultraviolet during the comet's 1986 apparition.
    In 1986, Europe's first deep space mission, Giotto, sent back the first close-up images of a comet, in this case, the famous 1P/Halley.

    Meteor In particular, the light phenomenon which results from the entry into the Earth's

    of a solid particle from space.
    See also: Fireball, Meteor Shower, Meteorite, Meteoroid Meteor Shower A number of meteors with approximately parallel trajectories.


    The Corona

    The outermost part of the Sun’s atmosphere is called the corona. Like the chromosphere, the corona was first observed during total eclipses (Figure 9). Unlike the chromosphere, the corona has been known for many centuries: it was referred to by the Roman historian Plutarch and was discussed in some detail by Kepler.

    Figure 9. Coronagraph: This image of the Sun was taken March 2, 2016. The larger dark circle in the center is the disk the blocks the Sun’s glare, allowing us to see the corona. The smaller inner circle is where the Sun would be if it were visible in this image. (credit: modification of work by NASA/SOHO)

    The corona extends millions of kilometers above the photosphere and emits about half as much light as the full moon. The reason we don’t see this light until an eclipse occurs is the overpowering brilliance of the photosphere. Just as bright city lights make it difficult to see faint starlight, so too does the intense light from the photosphere hide the faint light from the corona. While the best time to see the corona from Earth is during a total solar eclipse, it can be observed easily from orbiting spacecraft. Its brighter parts can now be photographed with a special instrument—a coronagraph—that removes the Sun’s glare from the image with an occulting disk (a circular piece of material held so it is just in front of the Sun).

    Studies of its spectrum show the corona to be very low in density. At the bottom of the corona, there are only about 10 9 atoms per cubic centimeter, compared with about 10 16 atoms per cubic centimeter in the upper photosphere and 10 19 molecules per cubic centimeter at sea level in Earth’s atmosphere. The corona thins out very rapidly at greater heights, where it corresponds to a high vacuum by Earth laboratory standards. The corona extends so far into space—far past Earth—that here on our planet, we are technically living in the Sun’s atmosphere.


    Radiation, Atmospheric

    IV.D Longwave Absorption and Emission by the Surface and the Atmosphere

    The Earth's atmosphere is in contact with land and ocean surfaces, which vary greatly in their visible-light reflectance and absorptance properties. In many applications, their strong continuous absorption in the IR allows them to be treated as thermally emitting blackbodies.

    An ideal black surface emits radiation according to Planck's law:

    dove h is Planck's constant, c is the speed of light, mr is the real index of refraction, and KB is Boltzmann's constant. The frequency-integrated hemispherical irradiance leaving a black surface is given by the Stefan–Boltzmann law F B B = ∫ 0 ∞ d v ∫ 2 π d ω cos θ I v B B = π ∫ 0 ∞ d v B v ( T ) = σ B T 4 where σ B = 2 π 5 k B 4 / 15 h 3 c 2 = 5.6703 × 10 − 8 [ W ⋅ m − 2 ⋅ K − 4 ] is the Stefan–Boltzmann constant.

    The spectral directional emittance is defined as the ratio of the energy emitted by a surface of temperature TS to the energy emitted by a blackbody at the same frequency and temperature ∈ ( v , Ω ˆ , T s ) ≡ I v e + ( Ω ˆ ) cos θ d ω / B v ( T s ) cos θ d ω = I v e + ( Ω ˆ ) / B v ( T s ) . In general, ∈ depends upon the direction of emission, the surface temperature, and the frequency of the radiation, as well as other physical properties of the surface (index of refraction, chemical composition, texture, etc.). A surface for which ∈ is unity for all Ω ˆ and ν, is a blackbody, by definition. A hypothetical surface for which ε = constant < 1 for all frequencies is a graybody. Similarly, we define the spectral directional absorptance as the ratio of absorbed energy to incident energy of the beam α ( v , − Ω ˆ ' , T s ) ≡ I v a − ( Ω ˆ ' ) cos θ ' d ω ' / I v − ( Ω ˆ ' ) cos θ ' d ω ' = I v a − ( Ω ˆ ' ) / I v − ( Ω ˆ ' ) . Kirchhoff's law states that for an opaque surface α ( v , − Ω ˆ , T s = ∈ ( v , Ω ― , T s ) . Finally, Kirchhoff's law for an extended medium such as the atmosphere relates the thermal volume emission coefficient j ν t h to the Planck function (assuming local thermodynamic equilibrium):


    Harvard Astronomy 16 Blog

    1. What can you use the Virial Theorem to derive? Go ahead and do the derivations!
    2. What is the temperature of a black marble placed in an orbit 2 AU away from the Sun?
    3. What is the Jeans Mass and Jeans Radius for a giant molecular cloud, how does they relate to star formation, and how do you derive these quantities? HINT: there are two methods
    4. What is the speed of a Jupiter-mass planet in orbit 1 AU from a 1 Msun star? How does this speed relate the the speed of the central star?
    5. What is the approximate relationship between the location of the habitable zone around a star and the mass of the star?
    6. What is the transit duration of a Jupiter-size planet around a 1 Msun star? How about for a 2 Msun star?
    7. What is the scale height of a planet's atmosphere? How does the scale height of a nitrogen-dominated atmosphere (like ours) compare to that of a pure hydrogen atmosphere?
    8. Two stars are in orbit around each other separated by 1 AU. Star A has a mass of 2 Msun while Star B has a mass of 0.5 Msun. What are their relative speeds? What are their relative semimajor axes? What are their orbital periods? If they eclipse, how long does the eclipse last (keep in mind that both stars are moving)?
    9. How can we use the Sun's spectrum, along with other observations of the Sun to measure the AU?
    10. Two planets orbit a Sun-like star. One planet has a radius of 1 Rjup, and the other has a radius equal to the Earth's. Compare the transit depths.
    11. How does the velocity of a star orbited by a planet depend on the mass of the planet, the semimajor axis of the orbit and the mass of the star?
    12. How fast is a particle moving in a gas cloud of temperature T?
    13. Astronomers often assume that the luminosity of a main-sequence star scales as $L sim M^4$. Da dove viene questo?
    14. The target field of the NASA Keplero Mission was at an RA of 18 hours and a declination of +30. When does the target field cross the meridian at midnight? Can we observe stars in the Keplero field from Cambridge tonight?
    15. What is the flux at the surface of a star of radius $R_star$ and temperature $T$? How does this flux change at a distance $d > R_star$?
    16. Check out the visual binary star Alberio by doing a Google images search. Compare the properties of the two stars.
    17. Why are red dwarf stars such good targets for searching for habitable-zone planets?
    18. What is the main sequence? How is luminosity related to effective temperature on the main sequence?
    19. If a star is 4 magnitudes brighter than another star, what is the flux ratio of the two stars? Try this question for various values of the magnitude difference.
    20. How does the flux of a star depend on its distance? How does its magnitude depend on distance?
    21. What are the (approximate) transit parameters of the following transit light curves assuming that all of the planets have 3-day orbits?
    22. Assuming the central star has a mass of 2 $M_Sun$, what are the properties of this planet? Compare your properties to that of Pollux b.
    23. How does the luminosity of a star depend on its temperature and radius?
    24. How does the surface flux of a star depend on it's temperature and radius?
    25. What is the speed of Jupiter compared to the speed of the Earth? Compare their momenta. Compare their kinetic energies.
    26. What is the diffraction limit of the human eye observing at 0.5 micron?
    27. What is the diffraction limit of a 100 meter telescope observing at 1mm?
    28. What is the angular diameter of the Sun as viewed from Saturn (approximately 9 AU)?
    29. What is the angular diameter of the Sun as viewed from alpha Centauri A (approximately 1 pc)?
    30. How many AU away is alpha Cen A?
    31. If the Sun were powered by gravitational collapse, how long would it shine at its current luminosity?
    32. How does the lifetime of a star scale with its mass? Look up the stars in the alpha Cen triple system on Wikipedia. Compare their lifetimes.

    Kelvin Temperature Scale Used in Astronomy

    The Kelvin scale is a temperature scale that is used a lot in astronomy. You probably know about the Celsius (or Centigrade) scale, which is part of the metric system of measures. If you live in the USA, you also know about the Fahrenheit scale, which is used in the English system of measures.

    Why do astronomers need another temperature scale? On Earth, the temperatures we feel most often are pretty much where water is liquid. A temperature scale that has "reasonable" numbers for "normal" temperatures makes sense for day-to-day use on Earth. For example, Earth's average temperature is around 15° C (49° F). Fifteen and 49 are pretty easy numbers to deal with. It wouldn't be so good if our temperature scale used really big numbers (like 6,437°) or really small numbers (like 0.052°) or negative numbers (like -147°) for normal temperatures. The Celsius and Fahrenheit scales are set up to have "reasonable" numbers for common temperatures on Earth.

    Temperatures in space are often much colder or much hotter than we are used to on Earth. Comets and icy moons have temperatures close to absolute zero. Stars can have temperatures of thousands of degrees or higher. The Kelvin temperature scale is good to use for really hot and cold places in space. There aren't any negative numbers in the Kelvin scale. That makes it good to use for really cold temperatures. The temperature on Saturn's icy moon Triton is around 38 kelvins (that's -235° C or -391° F).

    One degree in the Kelvin scale is "bigger" than a degree on the Fahrenheit scale. That means we can use smaller numbers for really hot things if we use the Kelvin scale. The core of the Sun has a temperature around 15 million kelvins, which is the same as 27 million degrees Fahrenheit. The Kelvin scale is good to use for both really cold and really hot things and places. That's why astronomers and space scientists use it a lot. Other kinds of scientists sometimes use the Kelvin scale too.


    Guarda il video: MAP 938 EU chce v důsledku globálního zdravotního stavu Evropanů obnovit osídlování Evropy uprchlíky (Gennaio 2022).