Astronomie

Taux de perte de masse du vent solaire

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C'est le problème 1-4 des principes de l'évolution stellaire et de la nucléosynthèse de Clayton :

En supposant à la Terre une vitesse caractéristique de 400 km/s et une densité de 10 amu/cm$^{3}$ pour le vent solaire, calculez le taux de perte de masse du soleil.

Il n'y avait aucune formule à ce sujet dans la section, alors j'ai essayé avec une analyse dimensionnelle.

$$frac{dM}{dt} = frac{ ho V}{Delta t} = ho v A$$ $$frac{dM}{dt} = left( frac{10 amu} {cm^{3}} ight) left( frac{400km}{s} ight) left( frac{4 pi (6.96e10 cm)^{2}}{1} ight) gauche( frac{10^{5}cm}{km} ight) left(frac{10^{-24} g}{1 amu} ight) left( frac{M_{odot} }{2 imes 10^{33} g} ight) left( frac{3600s}{hr} ight) left( frac{24 hr}{day} ight)left(frac{ 365jour}{an} ight)$$ $$frac{dM}{dt} = 3,84 imes 10^{-19} M_{odot} / an $$

Cependant, la réponse donnée dans le livre est de 0,4 $ imes 10^{-13} M_{odot} / an$. Donc, je me trompe d'environ cinq magnitudes. Quelqu'un peut-il m'indiquer où je me suis trompé et/ou m'orienter dans la bonne direction ?


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

C'est la principale source de votre erreur. Votre valeur de 6,96×1010 cm est le rayon du Soleil. Le problème dit spécifiquement "En supposant à la Terre… ". Vous devez calculer le flux à travers la surface d'une sphère dont le rayon est d'environ une unité astronomique plutôt que d'un rayon solaire. L'unité astronomique est de 149597870700 mètres (exactement), soit environ 1,5 × 1013 cm. Cette erreur à elle seule réduit votre valeur d'un facteur d'environ 50000. Le facteur restant de deux résulte principalement de l'utilisation de 10-24 grammes par uma.

L'analyse dimensionnelle ne peut vous mener que jusqu'à présent. Bien que votre résultat soit dimensionnellement correct, vous n'avez pas suffisamment réfléchi à la nature du problème.


La vitesse et la densité sont à la position de la Terre, donc le terme d'aire doit inclure la distance Terre-Soleil au lieu du rayon solaire.


Taux de perte de masse du vent solaire - Astronomie

Considérons maintenant le moment cinétique emporté par le vent solaire. La perte de moment angulaire est un sujet d'une importance cruciale en astrophysique, car ce n'est qu'en perdant le moment angulaire que de grands objets diffus, tels que les nuages ​​de gaz interstellaires, s'effondrent sous l'influence de la gravité pour produire de petits objets compacts, tels que des étoiles et des proto-étoiles. Les champs magnétiques jouent généralement un rôle crucial dans la perte de moment cinétique. C'est certainement le cas pour le vent solaire, où le champ magnétique solaire impose une co-rotation avec le Soleil vers le rayon d'Alfvén, . Ainsi, le moment cinétique emporté par une particule de masse est , plutôt que . L'échelle de temps de perte de moment cinétique est donc plus courte que l'échelle de temps de perte de masse d'un facteur , ce qui rend l'échelle de temps de perte de moment cinétique comparable à la durée de vie solaire. Il est clair que les vents stellaires magnétisés représentent un véhicule très important pour la perte de moment angulaire dans l'Univers. Étudions plus en détail la perte de moment angulaire par les vents stellaires.

Sous l'hypothèse de symétrie sphérique et d'écoulement stationnaire, l'équation d'évolution du moment azimutal pour le vent solaire, prenant en compte l'influence du champ magnétique interplanétaire, s'écrit

La constance du flux de masse [voir Eq. (744)] et la dépendance de [voir Eq. (763)] permettent l'intégration immédiate de l'équation ci-dessus pour donner

où est le moment cinétique par unité de masse emporté par le vent solaire. En présence d'une vitesse de vent azimutale, les composantes du champ magnétique et de la vitesse sont liées par une expression similaire à l'Eq. (761) :

L'hypothèse de physique fondamentale qui sous-tend l'expression ci-dessus est l'absence d'un champ électrique dans le cadre de référence co-rotatif avec le Soleil. En utilisant l'éq. (772) pour éliminer de l'Eq. (771), on obtient (dans le plan de l'écliptique, où )

est le nombre radial d'Alfvén Mach . Le nombre radial d'Alfvén Mach est petit près de la base de la couronne, et d'environ 10 à 1 UA : il passe par l'unité au rayon d'Alfvén, , qui est à environ UA ​​du Soleil. Le dénominateur zéro du côté droit de l'équation. (773) at implique que n'est fini et continu que si le numérateur est également nul au rayon Alfvén. Cette condition détermine alors le contenu de moment cinétique de l'écoulement via

Notez que le moment angulaire emporté par le vent solaire est en effet équivalent à celui qui serait emporté si le plasma coronal co-rotait avec le Soleil jusqu'au rayon d'Alfv&#n, puis s'échappait à vitesse angulaire constante. Bien entendu, le vent solaire ne tourne pas de manière rigide avec le Soleil dans la région : une grande partie du moment angulaire dans cette région est transportée sous forme de contraintes électromagnétiques.

Il est facilement démontré que la quantité est une constante, et peut donc être évaluée à pour donner

où . Les équations (773), (775) et (776) peuvent être combinées pour donner

Dans la limite , nous avons , donc l'expression ci-dessus donne

à de grandes distances du Soleil. Rappel, de la Sect. 5.7, que si le plasma coronal devait simplement co-tourner avec le Soleil vers , et ne subir aucun couple au-delà de ce rayon, alors nous nous attendrions à

à de grandes distances du Soleil. La différence entre les deux expressions ci-dessus est le facteur, qui est une correction du moment angulaire retenu par le champ magnétique en général.

L'analyse présentée ci-dessus a d'abord été incorporée dans un modèle d'expansion coronale quantitatif par Weber et Davis. Le modèle de Weber et Davis est très compliqué. Par exemple, le vent solaire doit circuler en douceur à travers pas moins de trois points critiques. Ceux-ci sont associés à la vitesse du son (comme dans le modèle original de Parker), à la vitesse radiale Alfvén, , (comme décrit ci-dessus) et à la vitesse totale Alfvén, . Néanmoins, l'analyse simplifiée décrite ci-dessus capture la plupart des caractéristiques essentielles de la sortie. Par exemple, la Fig. 20 montre une comparaison entre la grande forme asymptotique de la vitesse d'écoulement azimutale prédite ci-dessus [voir Eq. (778)] et celle calculée par Weber et Davis, montrant l'accord étroit entre les deux.


Perte de masse dans les étoiles mourantes

Peut-être avez-vous entendu dire que dans quatre milliards d'années, le Soleil deviendra une géante rouge avec un rayon de la taille de l'orbite de la Terre avant de finalement se rétrécir en une naine blanche de la taille de la Terre elle-même. En plus d'être très petite, la naine blanche résultante n'aura probablement que la moitié de la masse originale du Soleil. Où va cette masse perdue ?

Figure 1 : Un diagramme HR montrant la séquence principale, la branche géante rouge, la branche horizontale et la branche géante asymptotique. L'axe horizontal indique la température, tandis que l'axe vertical indique la luminosité. La flèche trace le chemin que prendrait l'étoile après avoir quitté la séquence principale. De http://www.astronomy.ohio-state.edu/

Au cours de l'évolution post-séquence principale (MS) d'une étoile, elle perdra une grande partie de sa masse de départ à cause des vents stellaires. Actuellement, le Soleil perd constamment de la masse à cause des vents solaires – une matière qui est éjectée de sa surface – mais lorsque le Soleil quitte MS et atteint la branche de la géante rouge (RVB), ces vents solaires deviendront encore plus forts. Après la fin de la phase RVB, le Soleil continuera d'évoluer jusqu'à ce qu'il atteigne la branche géante asymptotique (AGB) - ainsi nommée car elle asymptotiquement approcher le même emplacement sur le diagramme de Hertzsprung-Russell qu'il le fait comme une étoile RVB (voir la figure 1 pour un exemple). Les étoiles AGB ont des vents stellaires encore plus forts, ce qui signifie qu'elles perdent de la masse à un rythme encore plus rapide que les étoiles RVB. On pense qu'une grande partie de la perte de masse d'une étoile se produit lorsqu'elle est sur le RVB et l'AGB. De plus, tout cet excès de matériau soufflé hors de l'étoile signifie que les étoiles AGB sont souvent entourées de beaucoup de poussière.

Cependant, nous ne comprenons pas très bien ce qui motive vraiment ce processus. L'astrobite d'aujourd'hui aborde certains des mécanismes possibles de la perte de masse stellaire dans les étoiles AGB, en particulier le rôle que joue la pulsation dans la perte de masse.

Les étoiles peuvent pulser dans une variété de modes de pulsation différents. Le mode fondamental est probablement ce que vous imaginez lorsque vous pensez à la pulsation stellaire : toute l'étoile se déplace radialement dans la même direction. Cependant, si l'étoile a des nœuds radiaux, différentes parties de l'étoile se déplacent dans différentes directions en même temps (un peu comme les nœuds d'un tuyau). Nous appelons ces modes pulsatoires des modes harmoniques, et le type de mode harmonique (premier, deuxième, troisième, etc.) vous indique le nombre de nœuds qui existent dans l'étoile.

Perte de masse au-dessus de la période critique de pulsation de 60 jours

Figure 2 : Figure 1 de l'article, qui montre l'excès de poussière (donné par la couleur K-[22]) sur l'axe vertical en fonction de la période en jours sur l'axe horizontal. La ligne horizontale en pointillés marque le critère des auteurs pour l'excès de poussière substantiel. Les cercles rouges montrent les données de période tirées de Tabur (2009), les carrés verts de l'International Variable Star Index et les triangles bleus du General Catalog of Variable Stars. Des triangles bleu clair plus petits indiquent les étoiles pour lesquelles ils avaient des données GCVS, mais n'ont pas pu les détecter avec Hipparcos. A partir d'une période de 60 jours, il y a une augmentation du nombre d'étoiles avec un excès de poussière plus important que leur critère. Il y a une autre augmentation à environ 300 jours.

La perte de masse dans les étoiles RVB et AGB semble augmenter à une période de 60 jours. Les étoiles RVB et les étoiles AGB peuvent pulser (en fait, il est prouvé que tout les étoiles vibrent (si seulement nous pouvions les étudier assez bien pour le voir), mais les auteurs constatent qu'en dépit d'habiter à peu près la même zone sur le diagramme HR, les étoiles de la période de 60 jours avec une forte perte de masse semblent être uniquement des étoiles AGB et non étoiles RVB. Cette période de 60 jours correspond également à peu près au moment où les étoiles AGB passent des deuxième et troisième pulsations harmoniques au premier mode de pulsation harmonique. Des nœuds supplémentaires se traduiront également par une amplitude de pulsation plus faible (plus petit changement de luminosité et de rayon sur une période) pour l'étoile, ce qui amènera les étoiles AGB à avoir des amplitudes plus importantes à ce stade. Les étoiles RVB semblent pulser uniquement dans les deuxième et troisième modes harmoniques. C'est probablement la raison pour laquelle ils produisent beaucoup moins de poussière et subissent moins de perte de masse en même temps que leurs homologues étoiles AGB.

Figure 3 : Cela fait partie de la figure 2 de l'article, montrant l'amplitude dans la bande V tracée en fonction de la période. Dans les deux sous-parcelles, les cercles de couleur plus foncée sont des étoiles avec un excès de poussière substantiel et les cercles de couleur plus claire sont des étoiles sans excès de poussière substantiel. Cela semble suggérer qu'un plus grand excès de poussière correspond à une plus grande amplitude. Une plus grande amplitude indique également généralement moins de nœuds radiaux. L'augmentation de 60 et 300 jours des productions de poussières est également visible dans les deux parcelles.

La relation entre la production de poussière et l'excès d'infrarouge, que les auteurs utilisent comme approximation de la quantité de poussière produite par l'étoile, est illustrée à la figure 2. À partir de cette figure, nous pouvons voir qu'à des périodes supérieures à 60 jours, il semble être plus d'étoiles qui produisent de la poussière au-dessus de leur critère d'excès de poussière substantiel. La figure 3 montre des diagrammes période-amplitude, où l'amplitude de pulsation est tracée en fonction de la période de pulsation (où l'amplitude suggère le mode de pulsation). A partir de ce diagramme, nous pouvons voir que les étoiles avec moins de production de poussière semblent également avoir des amplitudes de pulsation plus faibles. Ensemble, ils soutiennent l'hypothèse selon laquelle le mode pulsation joue un rôle essentiel dans la production de poussière et la perte de masse. Ces résultats confirment également l'augmentation de la perte de masse à 300 jours, ce qui correspond approximativement au passage des étoiles de la première pulsation harmonique au mode fondamental.

Alors, quelle est la prochaine étape ? Eh bien, comme vous pouvez vous y attendre, le suivi de la science est généralement plus scientifique ! Les auteurs soulignent qu'une étude plus approfondie sera nécessaire afin d'obtenir des preuves concluantes du rôle exact de cette période critique et de la manière dont le mode pulsatoire peut l'affecter. S'agit-il vraiment d'un changement dans le taux de perte de masse stellaire, ou le vent stellaire est-il préexistant et la période de 60 jours coïncide-t-elle simplement avec une augmentation de la condensation de poussière ? Des études similaires portant sur des étoiles avec différentes métallicités seront également un bon moyen de vérifier si ces périodes critiques sont universelles.


S'agit-il de tonnes métriques ou courtes ? Il y a une différence.

Cela est probablement basé sur la luminosité du soleil - ou la puissance rayonnée. Il y a aussi des éjections de masse coronale occasionnelles (CME) dans lesquelles une grande masse est soufflée du soleil.

Supposons des tonnes métriques - donc le soleil perd 4 MT/sec ou 4 Gkg/s (4 milliards de kg/s)

Pour mettre cela en perspective - la masse du soleil est d'environ 2 x 10 30 kg, donc le soleil perd (4 E9)/(2 E 30) ou 2 E-21 de sa masse par seconde.

3,156 E 7 secondes, le soleil perdrait 6,31 E-14 de sa masse, et en 5 milliards d'années, le soleil ne perdrait que 0,0003156 de sa masse, hors CME.


Taux de perte de masse du vent solaire - Astronomie


Objectifs : Les observations de l'émission radio en continu libre libre de quatre jeunes étoiles de type solaire de la séquence principale (EK Dra, 1 UMa, χ 1 Ori et κ 1 Cet) sont étudiées pour détecter les vents stellaires ou au moins pour placer des limites supérieures sur leur émission radio thermique, qui est dominée par le vent ionisé. Les étoiles de notre échantillon sont membres du programme The Sun in Time et couvrent des âges de 0,1 à 0,65 Gyr sur la séquence principale. Ils ont une activité magnétique similaire à celle du Soleil et sont donc d'excellents mandataires pour représenter le jeune Soleil. Les limites supérieures des taux de perte de masse pour cet échantillon d'étoiles sont calculées à l'aide de leur émission radio d'observation. Notre objectif est de réexaminer le paradoxe du jeune Soleil faible en supposant que le jeune Soleil était plus massif dans son passé, et donc de trouver une solution possible à ce fameux problème.
Méthodes : Les observations de notre échantillon sont réalisées avec le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) avec une excellente sensibilité, en utilisant le récepteur en bande C de 4-8 GHz et la bande Ku de 12-18 GHz. Les observations d'Atacama Large Millimeter/Submillitmeter Array (ALMA) sont effectuées à 100 GHz. Le package Common Astronomy Software Application (CASA) est utilisé pour la préparation, la réduction, l'étalonnage et l'imagerie des données. Pour l'estimation des limites de perte de masse, des vents à symétrie sphérique et des vents ionisés anisotropes stationnaires sont supposés. Nous comparons nos résultats à 1) les estimations de taux de perte de masse des modèles théoriques d'évolution rotationnelle et 2) aux résultats de la technique indirecte de détermination des taux de perte de masse : l'absorption Lyman-α.
Résultats : Nous sommes en mesure de dériver les limites supérieures directes les plus strictes sur la perte de masse à ce jour à partir des observations radio. Deux objets, EK Dra et 1 Ori, sont détectés à 6 et 14 GHz jusqu'à un excellent niveau de bruit. Ces étoiles sont très actives et une émission radio supplémentaire identifiée comme une émission non thermique a été détectée, mais des limites pour les taux de perte de masse de ces objets sont encore dérivées. L'émission de χ 1 Ori ne vient pas de la cible principale elle-même, mais de son compagnon M-nain. Les étoiles 1 UMa et κ 1 Cet n'ont été détectées ni en bande C ni en bande Ku. Pour ces objets, nous donnons des limites supérieures à leur émission sans radio et calculons les limites supérieures de leurs taux de perte de masse. Enfin, nous reproduisons l'évolution du Soleil et dérivons une estimation de la masse solaire du Soleil à un âge plus jeune.


Taux de perte de masse du vent solaire - Astronomie

Semblable au Soleil, d'autres étoiles perdent de la masse et du flux magnétique via un vent quasi-stationnaire omniprésent et des éjections de masse coronale stellaires épisodiques (CME). Nous étudions le taux de perte de masse via le vent solaire et les CME en fonction de la variabilité magnétique solaire représentée en termes de nombre de taches solaires et de luminosité de fond des rayons X solaires. Nous estimons la contribution des CME au flux de masse total du vent solaire dans l'écliptique et au-delà, et sa variation au cours des différentes phases des cycles d'activité solaire. L'étude exploite le nombre de taches solaires observées, les observations coronagraphiques des CME proches du Soleil par SOHO/LASCO, les observations in situ du vent solaire à 1 UA par WIND, et le flux de rayons X GOES pendant les cycles solaires 23 et 24. On note que la luminosité de fond des rayons X, le taux d'occurrence des CME et des ICME, le flux de masse du vent solaire et les taux de perte de masse associés du Soleil ne diminuent pas aussi fortement que le nombre de taches solaires du maximum du cycle solaire 23 au maximum suivant. Notre étude confirme une véritable augmentation physique de l'activité CME par rapport au nombre de taches solaires au cycle 24. Nous montrons que le taux d'occurrence de CME et le taux de perte de masse associé peuvent être mieux prédits par la luminosité de fond des rayons X que le nombre de taches solaires. Le taux de perte de masse du vent solaire, qui est d'un ordre de grandeur supérieur au taux de perte de masse CME, ne montre aucune dépendance évidente vis-à-vis de la variation cyclique du nombre de taches solaires et de la luminosité de fond des rayons X solaires. Ces résultats ont des implications pour l'étude des étoiles de type solaire.


Demandez à Ethan : La Terre orbite-t-elle plus lentement autour du Soleil à chaque nouvelle année ?

La Terre, se déplaçant sur son orbite autour du Soleil et tournant sur son axe, semble faire un cercle fermé. [+] orbite elliptique immuable. Cependant, si nous recherchons une précision suffisamment élevée, nous constaterons que notre planète s'éloigne en fait du Soleil, ce qui entraîne une très légère diminution de sa vitesse orbitale au fil du temps.

Larry McNish, RASC Calgary

Chaque année, la planète Terre effectue une révolution autour du Soleil en tournant sur son axe. D'une année sur l'autre, nos changements orbitaux sont si minuscules qu'ils sont pratiquement imperceptibles, car la durée d'une seule révolution (1 an) est minuscule par rapport à la durée de rotation de la planète autour du Soleil (

4,5 milliards d'années). Et pourtant, notre connaissance de l'Univers est suffisamment vaste et nos instruments modernes sont suffisamment sensibles pour que nous sachions non seulement que l'orbite de la Terre change légèrement au fil du temps, mais nous pouvons quantifier et affirmer avec certitude quels seront exactement ces changements. Qu'est-ce que cela signifie pour la vitesse de la Terre autour du Soleil ? C'est ce que Frank Wirtz veut savoir, en écrivant pour demander :

« J'ai lu un de vos articles qui disait que (pour l'instant) l'orbite de la Terre s'éloigne très lentement du Soleil. Une orbite terrestre se produit-elle plus rapidement ou plus lentement ? Pouvez-vous m'éclairer ?”

C'est une question fascinante à explorer, et la réponse courte est oui. Chaque année, la Terre s'éloigne très légèrement du Soleil et met également un peu plus de temps à effectuer une révolution complète. Voici la science derrière cela.

Un modèle précis de la façon dont les planètes orbitent autour du Soleil, qui se déplace ensuite à travers la galaxie dans un . [+] sens de déplacement différent. Notez que les planètes sont toutes dans le même plan et ne traînent pas derrière le Soleil ni ne forment un sillage d'aucune sorte. Les planètes changent de position les unes par rapport aux autres, ce qui leur fait changer leur position apparente et leur luminosité dans le ciel vu de la Terre.

Lorsque nous pensons à la Terre en orbite autour du Soleil, nous faisons généralement quelques hypothèses simplificatrices. Nous pensons à la Terre tournant sur son axe et se déplaçant dans l'espace, la gravitation du Soleil étant la seule force qui y travaille. Nous considérons le Soleil et la Terre comme ayant chacun leur propre masse fixe et constante nous pensons que l'espace dans lequel la Terre se déplace étant vide nous pensons que le Soleil reste au même endroit tandis que la Terre orbite dans une ellipse autour d'elle nous négligeons le effets de la Lune, des autres planètes, et les effets exclusifs à la Relativité Générale, etc.

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En réalité, nous savons non seulement que toutes ces hypothèses sont fausses, mais nous pouvons, si nous voulons être suffisamment précis, quantifier ces effets et déterminer lesquels sont importants, à quel point ils sont importants et quels changements ils provoquent. sur l'approximation la plus simpliste. Si tout ce que nous avions était la Terre et le Soleil et que nous les traitions comme deux masses ponctuelles immuables, la Terre ferait simplement une ellipse fermée et immuable sur son orbite : exactement ce que Kepler a prédit. Mais si nous voulons être plus précis, nous devons creuser dans ces détails sanglants.

Cette coupe présente les différentes régions de la surface et de l'intérieur du Soleil, y compris le . [+] noyau, qui est le seul endroit où se produit la fusion nucléaire. Au fil du temps, la région contenant de l'hélium dans le noyau se dilate et la température maximale augmente, entraînant une augmentation de la production d'énergie du Soleil.

UTILISATEUR COMMUN DE WIKIMEDIA KELVINSONG

Le premier effet que nous devons considérer est le fait que le soleil brille. Dans cet univers, l'énergie gratuite n'existe pas, et cela vaut même pour quelque chose comme le Soleil, qui émet une énorme puissance continue de 4 × 10 26 W. D'où vient l'énergie pour cela ? De la fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène (en commençant par les protons) en hélium-4 (avec deux protons et deux neutrons), qui se produit dans une réaction en chaîne qui libère de l'énergie.

Chaque fois que quatre protons fusionnent, aboutissant à la production d'un noyau d'hélium-4, un total de 28 MeV (où un MeV correspond à un million d'électrons-volts) est libéré. Si nous convertissons cela en masse - qui est l'équation la plus célèbre d'Einstein, E = mc 2 , nous permet de le faire — nous apprenons que le Soleil perd au total environ 4 millions de tonnes de masse à cause de la fusion nucléaire à chaque seconde qui passe. Au cours de la durée de vie de notre système solaire, la masse du Soleil a diminué d'environ 95 masses terrestres en raison de la fusion nucléaire, soit approximativement la masse de Saturne.

Une éruption solaire de notre Soleil, qui éjecte de la matière loin de notre étoile mère et dans le Solaire. [+] System, est éclipsé en termes de "perte de masse" par la fusion nucléaire, qui a réduit la masse du Soleil d'un total de 0,03 % de sa valeur de départ : une perte équivalente à la masse de Saturne. E=mc^2, quand on y pense, montre à quel point c'est énergétique, car la masse de Saturne multipliée par la vitesse de la lumière (une grande constante) au carré conduit à une énorme quantité d'énergie produite.

OBSERVATOIRE DE LA DYNAMIQUE SOLAIRE DE LA NASA / GSFC

En plus de perdre de la masse à cause du rayonnement énergétique quittant le Soleil, notre étoile mère émet également des particules : le vent solaire. Les particules au limbe même du Soleil sont tenues très lâchement au bord de la photosphère. Des particules telles que des électrons, des protons et même des noyaux plus lourds peuvent gagner suffisamment d'énergie cinétique pour être complètement éjectées du Soleil, créant un flux de particules que nous appelons le vent solaire. De plus, des éruptions solaires, des éjections de masse coronale et d'autres événements intenses se produisent périodiquement et de manière irrégulière, contribuant davantage à la perte de masse du Soleil.

Ils se sont répandus dans tout le système solaire et l'écrasante majorité se retrouve dans le milieu interstellaire, emportant environ 1,6 million de tonnes de masse par seconde à l'heure actuelle. Au cours de la durée de vie du Soleil, cela se traduit par la perte d'environ 30 masses terrestres à cause du vent solaire. Lorsque nous combinons la perte du vent solaire avec la perte de masse de la fusion nucléaire, nous découvrons que le Soleil d'aujourd'hui est à peu près

10 27 kg de moins que le Soleil était il y a environ 4,5 milliards d'années, juste après la naissance de notre système solaire.

Mars, la planète rouge, n'a pas de champ magnétique pour la protéger du vent solaire, ce qui signifie qu'elle perd . [+] des quantités d'atmosphère beaucoup plus importantes que la Terre. L'effet du vent solaire frappant notre planète est toujours important, car l'impact de

18 000 tonnes de matière par an peuvent éventuellement s'additionner.

Bien sûr, l'existence du vent solaire n'affecte pas seulement la masse du Soleil et la force gravitationnelle liant la Terre à notre Soleil, mais une fraction de ces particules s'écrasent également sur notre planète, provoquant divers effets. Ces particules chargées sont canalisées par le champ magnétique terrestre vers nos pôles, où elles produisent des aurores lorsqu'elles frappent l'atmosphère. Certaines des particules qui entrent en collision avec notre planète peuvent projeter des particules atmosphériques dans l'espace, les faisant s'échapper complètement de la Terre.

Et, en rapport avec le problème du changement d'orbite de la Terre, nous pouvons également voir ces particules de vent solaire entrer en collision de manière inélastique avec la planète Terre, modifiant notre mouvement, notre masse et notre moment linéaire et angulaire. Un total d'environ 18 000 tonnes de matière frappe notre planète chaque année, prenant environ 3 jours pour voyager du Soleil à la Terre. Tout comme les deux effets précédents - la perte de masse du Soleil due à la fusion nucléaire et à l'émission de particules - celui-ci modifie également très légèrement l'orbite de la Terre au fil du temps.

Les planètes se déplacent sur les orbites qu'elles font, de manière stable, en raison de la conservation de l'angle . [+] élan. N'ayant aucun moyen de gagner ou de perdre du moment angulaire, ils restent dans leurs orbites elliptiques arbitrairement loin dans le futur. Cependant, les changements dus aux collisions de particules, aux forces gravitationnelles d'autres planètes ou à la masse changeante du Soleil peuvent non seulement pousser la Terre à des distances plus éloignées, mais aussi à des vitesses plus lentes.

Ces trois effets sont les seuls qui comptent pour le moment, nous pouvons donc calculer ce qui se passe sur l'orbite terrestre à long terme à cause d'eux.

  • L'effet du vent solaire qui frappe la Terre nous pousse très légèrement vers l'extérieur, mais l'énorme masse de la Terre par rapport à la minuscule quantité de vent solaire qui nous frappe garantit que cet effet est faible. Au cours de chaque million d'années, il pousse l'orbite de la Terre vers l'extérieur d'environ la largeur d'un proton : 1 , soit environ un demi-micron au cours de la durée de vie de notre système solaire.
  • Les deux causes de la perte de masse du Soleil, cependant - le

30 masses terrestres provenant de la production éolienne solaire et de la

Si nous le souhaitons, nous pouvons également l'utiliser pour calculer à quel point notre vitesse orbitale a changé.

Bien que l'orbite de la Terre subisse des changements oscillatoires périodiques à différentes échelles de temps, il existe également des . [+] de très petits changements à long terme qui s'additionnent avec le temps. Alors que les changements dans la forme de l'orbite terrestre sont importants par rapport à ces changements à long terme, ces derniers sont cumulatifs et sont donc importants.

La Terre, en moyenne, tourne autour du Soleil à une vitesse d'environ 29,78 km/s (18,51 mi/s), soit environ 0,01 % de la vitesse de la lumière. Cela varie en fait légèrement, puisque la Terre fait une orbite elliptique autour du Soleil : se déplaçant plus rapidement au périhélie (le plus proche du Soleil) et plus lentement à l'aphélie (le plus éloigné du Soleil). La différence est faible, mais calculable. Au plus rapide, nous nous déplaçons dans l'espace à 30,29 km/s (18,83 mi/s), tandis qu'au plus lent, nous nous déplaçons à 29,29 km/s (18,20 mi/s).

Bien que nous n'ayons pas encore la précision nécessaire pour mesurer l'évolution de notre vitesse dans l'espace, notre compréhension de la physique en jeu - la dynamique orbitale, le comportement du moment angulaire et le fonctionnement de la gravitation - nous permet de calculer l'évolution de notre système solaire. a affecté (et continue d'affecter) notre vitesse. Chaque année qui passe, la Terre ralentit d'environ 3 nanomètres par seconde par rapport à la vitesse à laquelle elle se déplaçait l'année précédente. Au cours des 4,5 milliards d'années d'histoire du système solaire, extrapolant à partir de nos calculs précédents, notre planète a ralenti d'environ 10 mètres par seconde, soit environ 22 miles par heure.

Lorsque nous plaçons les objets connus dans le système solaire dans l'ordre, quatre mondes intérieurs rocheux et quatre, . [+] des mondes extérieurs géants se démarquent. Pourtant, chaque objet qui orbite autour du Soleil s'éloigne du centre massif de notre système solaire alors qu'il brûle son carburant et perd de la masse. Bien que nous n'ayons pas observé directement cette migration, les prédictions de la physique sont extrêmement claires.

C'est ainsi que l'orbite de la Terre change aujourd'hui, remarquez, et comment elle a changé au fil du temps jusqu'à présent. Cette même analyse s'applique aussi bien à notre passé récent qu'à notre avenir à court terme. Mais alors que nous envisageons des échelles de temps de plus en plus longues et l'avenir très lointain de notre système solaire, nous pouvons identifier trois effets futurs qui pourraient changer radicalement notre orbite lorsqu'ils deviendront enfin importants.

Et il y en a quelques-uns. Au fil du temps, les effets gravitationnels des planètes qui se tirent les unes sur les autres rendront potentiellement nos orbites chaotiques. Bien que, par exemple, les planètes intérieures soient toutes en sécurité pour le prochain milliard d'années, il y a environ un

1% de chance que l'un d'entre nous - Mercure, Vénus, Terre ou Mars - devienne instable sur les orbites de notre système solaire. Si cela se produit, l'orbite de la Terre pourrait changer de manière significative, voire même projeter notre planète vers le Soleil ou l'éjecter entièrement du système solaire. C'est la composante la plus imprévisible de notre orbite planétaire.

Alors que le Soleil devient une véritable géante rouge, la Terre elle-même peut être engloutie ou engloutie, mais le fera. [+] définitivement être torréfié comme jamais auparavant. Les couches externes du Soleil gonfleront à plus de 100 fois leur diamètre actuel, mais les détails exacts de son évolution et la façon dont ces changements affecteront les orbites des planètes comportent encore de grandes incertitudes.

De plus, le Soleil évoluera rapidement vers la fin de sa vie, éjectant de grandes quantités de masse et gonflant en une géante rouge. À ce stade, l'orbite de la Terre va considérablement augmenter en spirale, augmentant d'environ 10 à 15 % tandis que notre vitesse orbitale diminue d'environ le même pourcentage. Pendant ce temps, le Soleil s'étend, où il devrait engloutir Mercure et Vénus, et deviendra plus grand que l'orbite actuelle de la Terre, mais pas de beaucoup. Le sort ultime de la Terre reste inconnu.

Il y a des rencontres aléatoires qui se produisent que nous ne pouvons pas prévoir très loin dans le futur : le passage d'étoiles voyous, de naines brunes et d'autres masses à travers notre système solaire. N'importe lequel d'entre eux a le potentiel d'éjecter la Terre ou de perturber notre orbite, mais ces changements sont imprévisibles.

Enfin, il y a les ondes gravitationnelles. Si tout le reste échoue, la Terre irradiera son énergie orbitale sous forme de rayonnement gravitationnel, provoquant la désintégration de notre orbite et la spirale de la Terre dans tout ce qui reste du Soleil après l'autre.

10 26 ans. Ce n'est pas pertinent sur les échelles de temps d'aujourd'hui, mais assez loin dans le futur, cela peut être le seul effet orbital de quelque conséquence que ce soit.

Un regard animé sur la façon dont l'espace-temps réagit lorsqu'une masse le traverse permet de montrer exactement comment, . [+] qualitativement, ce n'est pas simplement une feuille de tissu. Au lieu de cela, tout l'espace 3D lui-même est incurvé par la présence et les propriétés de la matière et de l'énergie dans l'Univers. Des masses multiples en orbite les unes autour des autres provoqueront l'émission d'ondes gravitationnelles.

Au total, la Terre s'éloigne du Soleil à une vitesse d'environ 1,5 cm chaque année, ce qui fait chuter sa vitesse orbitale d'environ 3 nanomètres par seconde sur cette échelle de temps. Si vous additionnez tous les petits changements qui se sont produits au cours de l'histoire de notre système solaire, vous constaterez que nous sommes maintenant environ 50 000 km plus loin sur notre orbite qu'il y a 4,5 milliards d'années, et que nous nous déplaçons à environ

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

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


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy


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


Rate of Mass Loss from the Solar Wind - Astronomy

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


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

The speed of the solar wind

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


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

The density of the solar wind

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

Measuring the solar wind

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


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

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


Density of the Solar Wind

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

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

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

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

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


Voir la vidéo: Messukeskus Hki: Ilmastosi 2020 -seminaari. Kalevi Mursula (Janvier 2023).