Jump to content

Search the Community

Showing results for tags 'biały karzeł'.



More search options

  • Search By Tags

    Type tags separated by commas.
  • Search By Author

Content Type


Forums

  • Astronomy and Cosmos
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomy
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Space and exploration
  • Astronomical Pictures
    • Astrophotography
    • Galeria
    • Szkice obserwacyjne
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • ATM, DIY, Arduino
    • Observatories and planetaries
    • Classifieds and shops
  • Others
    • Quick Post
    • Astropolis Community
    • Books and Apps
    • Planeta Ziemia
  • Pogromcy Light Pollution's Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów's ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów's ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów's POMOCE
  • Klub Lunarystów's O wszystkim
  • Klub Planeciarzy's Forum
  • Klub Astro-Artystów's Znalezione w sieci
  • Celestia's Układ Słoneczny
  • Celestia's Sprzęt
  • Celestia's Katalog Messiera
  • Celestia's Sprawy techniczne

Blogs

There are no results to display.

There are no results to display.

Calendars

  • Kalendarz astronomiczny
  • Kalendarz imprez
  • Urodziny
  • Z historii astronomii
  • Kalendarz Astronomiczny Live
  • Klub Planeciarzy's Wydarzenia

Marker Groups

  • Members
  • Miejsca obserwacyjne

Categories

  • Astrophotography - Source Files
  • Instrukcje Obsługi
  • Instrukcja obsługi do Dream Focuser. Ustawienie ostrości to jedna z najważniejszych rzeczy zarówno w astrofotografii, jak i obserwacjach wizualnych. Dzięki DreamFocuserowi stanie się to bajecznie proste! Jeśli masz dość trzęsącego się od kręcenia gałką wyciągu teleskopu, wciąż nie jesteś pewien, czy dobrze wyostrzyłeś, albo pragniesz zautomatyzować cały proces, to jest to produkt dla Ciebie!   DreamFocuser przypadnie do gustu zarówno astrofotografom, jak i obserwatorom wizualnym. Można go używać zarówno w pełni autonomiczne, dzięki czerwonemu wyświetlaczowi (odpornemu na niskie temperatury) i podświetlanym klawiszom, jak i całkowicie zdalnie z poziomu komputera. Dzięki dostarczonemu sterownikowi, zgodnemu z platformą ASCOM może on współpracować z dowolnym programem astronomicznym, np. MaximDL, FocusMax, czy Astro Photography Tool, co daje możliwość w pełni automatycznego ustawiania ostrości.   Wyciąg jest napędzany wydajnym silnikiem krokowym, którego precyzja (dzięki sterowaniu mikrokrokowemu) i moment obrotowy pozwalają w większości przypadków na pominięcie wszelkich przekładni (które wprowadzają luzy). Silnik sterowany jest specjalnym algorytmem, dzięki czemu płynnie rozpędza się i hamuje, co jest szczególnie ważne przy podnoszeniu osprzętu o dużej bezwładności. Dodatkowo może on osiągać spore prędkości, dzięki czemu wykonanie nawet 40 obrotów pokrętła ostrości w teleskopie SCT nie zajmie dłużej, niż kilka sekund. Silniki posiadają elektroniczną identyfikację i przechowują spersonalizowane ustawienia. Dzięki temu można do jednego pilota podłączać na zmianę kilka silników, a stosowne parametry zostaną automatycznie wczytane.
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Product Groups

  • Oferta Astropolis
  • Teleskop Service
  • Obserwatoria AllSky
  • Dream Focuser
  • Serwis i Usługi
  • Książki
  • Kamery QHY - Akcja Grupowa (zakończona)

Find results in...

Find results that contain...


Date Created

  • Start

    End


Last Updated

  • Start

    End


Filter by number of...

Joined

  • Start

    End


Group


Strona WWW


Facebook / Messenger


Skype


Instagram


Skąd


Zainteresowania


Sprzęt astronomiczny

Found 4 results

  1. Wszyscy wiemy, że w celu oszczędzania paliwa sondy wysyłane w daleki kosmos przyspiesza się niekiedy w oparciu o manewr bazujący na tak zwanej asyście lub procy grawitacyjnej. Sonda co prawda po minięciu planety ma względem niej tę samą prędkość ale względem Słońca już nie (większą!). Traci na tym troszeczkę mijana planeta. Można też hamować sondę wtedy planeta troszkę zyska. Takim manewrem można też zmieniać położenie naturalnych obiektów US. Don Korycansky z Uniwersytetu Kalifornia zaproponował wykorzystanie wielokilometrowej planetoidy do odsunięcia Ziemi od Słońca gdy jego stopniowo zwiększająca się moc promieniowania zacznie czynić życie na Ziemi nieznośnym. Po odpowiednio sprytnym zmodyfikowaniu trajektorii jakiejś planetoidy co kilka tysięcy lat mijając Ziemię przesuwała by ją na minimalnie dalsza od Słońca orbitę, a sama ”uzupełniała energię” podczas następnego przelotu obok Saturna lub Jowisza. Na spory efekt trzeba długo ale realistycznie długo czekać - wystarczy odpowiednio wcześnie zacząć. Najskuteczniejszą metodą zmieniania trajektorii planetoid wydaje się, odpowiednio wczesne, staranowanie ich przez masywny, rozpędzony statek kosmiczny choć są inne metody - na przykład systematyczne oddziaływanie na nią lub z niej (odrzut?). Po etapie czerwonego olbrzyma zapewne takim samym manewrem można coś zbliżyć do białego karła, by żyć na tym czymś bliżej tej małej już gwiazdy, nadal nazywającej się jednak "Słońce". Inspiracja http://www.swiatnauki.pl/8,472.html http://www.deltami.edu.pl/temat/astronomia/2014/06/29/Proca_grawitacyjna/ Obliczenia własne (taranowanie) Pozdrawiam p.s. Oczywiście nie wyczerpałem tematu, jest jeszcze Mars, i inne ciała kosmiczne mogące gościć ludzi w przewidywanych trudnych chwilach (włącznie ze skutkami lekceważonego non stop globalnego ocieplenia co - w końcu - doprowadziłoby do nagłej emisji siarkowodoru z oceanów zabijającej 80-90% organizmów lądowych; jak to już co najmniej raz było).
  2. EWOLUCJA GWIAZD CIĄGU GŁÓWNEGO w zależności od ich masy początkowej Protogwiazda staje się gwiazdą w momencie, kiedy grawitacyjne zapadanie się materii równoważone jest przez ciśnienie pochodzące z reakcji syntezy termojądrowej. U nowo powstałej gwiazdy, reakcje te zachodzą z udziałem wodoru, który łączy się tworząc jądra helu. Wypromieniowana w wyniku tego procesu energia służy do podtrzymania równowagi promienistej (wówczas gwiazda nie zapada się). Synteza termojądrowa jest również przyczyną świecenia gwiazd. Kiedy w materii formującej się gwiazdy, na skutek postępującej kontrakcji, temperatura sięgnie wartości rzędu 107 K, niezwykle wysoka energia kinetyczna jąder wodoru (protonów) pozwoli im znaleźć się dostatecznie blisko, aby mogła zajść fuzja. Wcześniej, gdy temperatura w rdzeniu protogwiazdy była niższa od wymaganej wartości progowej, na obecne w materii protony wpływ miały siły odpychania istniejące pomiędzy ładunkami jednoimiennymi. Wzrost ich energii kinetycznej pomaga pokonać tzw. barierę potencjału i uruchamia syntezę. Kiedy gwiazda jest na etapie, w którym głównym paliwem jądrowym jest wodór, mówimy, ze należy do ciągu głównego. Jest to najbardziej stabilny etap życia gwiazdy. Czas, jaki dana gwiazda pozostaje w ciągu głównym jest indywidualny dla każdej gwiazdy i zależy od jej masy początkowej. Ciężkie obiekty o masie wyjściowej 15 mas Słońca, pozostają w ciągu głównym przez ok. 160.000 lat. Z kolei te o masie zbliżonej do słonecznej, syntezują wodór przez blisko 30.000.000 lat. Im gwiazda jest bardziej masywna, tym krótszy jest jej czas życia. Aby powstrzymać ogromne siły grawitacyjne przyczyniające się do zapadania materii, gwiazda musi wytworzyć znacznie większą ilość energii w wyniku fuzji termojądrowej- spala więc większe ilości paliwa na jednostkę czasu niż gwiazda mało masywna. Kiedy formująca się protogwiazda ma masę niższą od 1/12 masy Słońca, kontrakcja grawitacyjna (powolne kurczenie się) nie przyczyni się do osiągnięcia wymaganej temperatury 107 K wewnątrz rdzenia i synteza wodoru nigdy nie nastąpi. Obiekt taki stanie się brązowym karłem. Jego początkowa temperatura nie będzie przekraczać 1300-2100 K. Co prawda, z początku (kilka milionów lat) będzie w nim zachodzić fuzja deuteru (wodoru 2), ale brązowy karzeł będzie stopniowo stygnął. Dlatego masę 1/12 Mʘ uznaje się za minimalną niezbędną do zapoczątkowania życia gwiazdy. Ewolucja gwiazd o masie 1/12 Mʘ do ok 0,4 Mʘ Mało masywne gwiazdy, dzięki powolnej kontrakcji osiągają w swoim rdzeniu minimalną wymaganą temperaturę zapłonu. Wówczas uruchamia się w nich proces fuzji i zapadanie grawitacyjne jest równoważone przez energię pochodzącą z jądrowej przemiany wodoru w hel. Gwiazda pozostaje w ciągu głównym do czasu wyczerpania zapasów paliwa wodorowego. Po zużyciu paliwa , gwiazda o masie 1/12 – 0,4 Mʘ zaczyna się zapadać. Ciśnienie działające na helowy rdzeń rośnie, ale mimo to, jest ono niewystarczające do zainicjowania spalania helu. Materia helowa ulega stopniowej degeneracji. Elektrony nie orbitują już wokół jąder, tylko opływają ją w sposób swobodny. Znajdują się znacznie bliżej jądra niż ma to miejsce w zwykłych atomach podlegających prawom gazu doskonałego. Materia zdegenerowana ma szczególne, nadzwyczajne właściwości. Jedną z nich jest bardzo duża gęstość. Jeden centymetr sześcienny tej materii waży blisko tonę. Gwiazdy o masie 0,4- 4 Mʘ U nieco cięższych gwiazd, których masa mieści się w przedziale 0,4- 4 Mʘ, w momencie wyczerpania depozytów paliwa wodorowego, gwiazda również zaczyna się zapadać. Wzrost temperatury zaowocuje zapłonem rezerw wodoru obecnych w otoczce gwiazdy (wcześniej reagował wodór z rdzenia- aż do momentu wyczerpania). Cienka warstwa wodoru wokół helowego jądra zaczyna przemianę w hel. Z początku proces przebiega spokojnie i stopniowo staje się coraz bardziej dynamiczny. Gdy energia uwalniana w procesie syntezy zacznie mieć przewagę nad wpływem grawitacyjnym górnych warstw atmosfery, zewnętrzna rozrzedzona otoczka wodorowa zostaje odrzucona na zewnątrz, dostrzeżemy wzrost rozmiaru oraz jasności gwiazdy. Gwiazda „puchnie”. Stale ekspandująca sfera rozrzedzonego wodoru oddala się od pozostałego w centrum niewielkiego helowego jądra. W wyniku rozszerzania, zewnętrzna część otoczki ochładza się i przybiera czerwoną barwę (czerwony olbrzym). Tym czasem rdzeń gwiazdy, na skutek powolnej, stopniowej kontrakcji, osiąga temperaturę zapłonu helu. Następuje wówczas tzw. błysk helowy. W bardzo krótkim czasie ulega zużyciu ogromna porcja helu, który od tej chwili staje się nowym paliwem jądrowym zasilającym gwiazdę. Zachodzi wówczas tzw. reakcja trzy alfa. Polega ona na syntezie trzech jąder helu (zwanych cząstkami alfa) i tworzy się jądro węgla. 3 42He à 126C Jednak proces trzy alfa jest bardzo wrażliwy na fluktuacje temperatury. Kiedy depozyty helu zapłoną, gwieździe zostaje przywrócona równowaga promienista, a materia w jej rdzeniu powraca do stanu niezdegenerowanego. Gdy hel ulegnie wyczerpaniu, synteza ustaje. Jądro ponownie zapada się. Tworzy się z niego biały karzeł węglowy. W tym czasie zewnętrzne warstwy atmosfery, w których płoną depozyty rozrzedzonego wodoru, nieustannie oddalają się od helowego rdzenia gwiazdy , ulegają powolnemu rozpraszaniu, formując rozległą otoczkę gazową zwaną mgławicą planetarną. Jest ona widoczna dzięki promieniowaniu UV emitowanemu przez białego karła. Gwiazdy o masie 4- 8 Mʘ Gwiazdy o masie 4- 8 mas słonecznych ulegają podobnym procesom ewolucyjnym jak gwiazdy z przedziału mas 0,4- 4 Mʘ. Istotną różnicą jest skład rdzenia. Jako bardziej masywne, są zdolne do syntezy nie tylko węgla, ale również nieco cięższych pierwiastków, takich jak tlen, neon oraz magnez. Wyższa masa wiąże się z wyższym ciśnieniem podczas zapadania się helowego rdzenia, a to z kolei umożliwia fuzję helu do węgla, a następnie do wspomnianych cięższych pierwiastków. U końca swego życia pozostawiają białego karła (tlenowo-neonowo-magnezowego) oraz otaczającą go mgławicę planetarną. Gwiazdy o masie powyżej 8Mʘ U gwiazd cięższych niż 8 mas Słońca, synteza cięższych jąder nie kończy się na magnezie. Wysoka temperatura oraz ciśnienie sprawiają, że te pierwiastki, które w poprzedniej grupie gwiazd były ostatecznym produktem, w przypadku gwiazd masywnych są zdolne do dalszego przyłączania helu, a także fuzji między dwoma jądrami o znacznej masie, np.: 126C + 168O à 2814Si 168O + 168O à 3116S + 10n 2814Si + 2814Si à 5626Fe Powyższe procesy są niekiedy nazywane spalaniem zaawansowanym. Najcięższym jądrem, jakie może powstać w rdzeniu masywnej gwiazdy jest izotop żelaza Fe-56. Synteza cięższych jąder jest procesem endoenergetycznym, a więc wymaga dodatkowych nakładów energii. Procesy spalania zaawansowanego mają charakter warstwowy. W zewnętrznej sferze jest w dalszym ciągu obecny niespalony wodór, nieobjęty procesem fuzji (zbyt niskie ciśnienie, temperatura oraz silne rozrzedzenie materiału). W głębszych warstwach gwiazdy zachodzą procesy syntezy helu, następnie węgla. A im bliżej środka gwiazdy, tym syntezowane są cięższe nuklidy. W samym centrum rdzenia tworzy się jądro żelazne, które jest w obecnych warunkach niezdolne do dalszych przemian jądrowych. Synteza wygasa, co skutkuje naruszeniem równowagi promienistej. Ustanie reakcji sprawia, że siły grawitacji mają przewagę i rdzeń zapada się. Degeneracja materii nie zatrzymuje się na etapie białego karła. Formą zdegenerowanej materii o wyższej gęstości jest gwiazda neutronowa. Pod wpływem ogromnego ciśnienia działającego na materię, jądra atomowe ulegają dekompozycji. Protony rekombinują z elektronami i powstają neutrony. Cała materia ulega przemianie w neutrony- stąd pochodzi określenie „gwiazda neutronowa”. Masywne gwiazdy kończą swoje życie wybuchem supernowej. Proces ten generuje tak wielkie porcje energii, że możliwa staje się synteza pierwiastków cięższych od żelaza. Wyrzucona na skutek wybuchu supernowej materia znacznie różni się składem od tej, która powstała w rdzeniu przed eksplozją. Pierwiastki ciężkie tworzą się m.in. na drodze kolejnych wychwytów neutronowych, a następnie rozpadów beta minus (neutrony przemieniają się w protony zwiększając tym samym liczbę atomową pierwiastka). Przy udziale intensywnego strumienia neutronów, obserwowanego u supernowych o krótkiej skali czasowej, powstają bardzo ciężkie jądra transuranowe (Liczb atomowa Z > 92). A wśród nich m.in. emitery alfa o krótkim okresie połowicznego zaniku: polon 212, kaliforn 256 czy ferm 100. Granicą liczby atomowej jest podatność produktów na spontaniczny rozpad inicjowany dalszym wychwytem neutronów. 56Fe (n; у) à 57Fe (n; у) à 58Fe (n; у) à 59Fe (β-) à 59Co (n; у) à 60Co (β-) à 60Ni Wybuch supernowej prowadzi do odrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy. Pozostaje niewielkie, supergęste jądro zbudowane z materii neutronowej. Dla wyjątkowo masywnych gwiazd (ok. >20Mʘ) zapadanie się rdzenia nie zatrzymuje się na etapie gwiazdy neutronowej. Ogromna masa kurczy się do obiektu o niezwykle małych rozmiarach. Powstaje wówczas czarna dziura, której nadzwyczaj silne pole grawitacyjne pochłania nawet fotony światła. Źródło: 1. W. Szymański: „Chemia Jądrowa” 1996; str. 222-231 2. J. Sobkowski M. Jelińska-Kazimierczuk: „Chemia Jądrowa” 2006; str. 75 3. T. Mrozek: wykład pt. „Lekcje ze Słońcem w tle” 4. E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni” 1988; str. 128- 135
  3. O GWIEŹDZIE KEID, CZYLI U ŹRÓDEŁ ERYDANU Konstelacja Erydanu należy do gwiazdozbiorów Południowego Nieboskłonu, przez co jest nie jest dostępna przez cały rok. Jej północną część można obserwować jedynie w miesiącach zimowych, nisko nad horyzontem. Keid jest położona w północnej części konstelacji Erydanu, na północny wschód od jasnej gwiazdy Gamma Eridani (Zaurak). Bohaterem dzisiejszego opracowania będzie niepozorna i raczej słaba gwiazda o jasności wizualnej bliskiej 4,50m. Jednak, gdy się jej bliżej przyjrzeć, od razu widać niezwykłe właściwości składowych układu. Keid (40 Eridani) to gwiazda potrójna złożona z komponentów. Składniki systemu 40 Eridani: 40 Eridani A: jest to żółto-pomarańczowa gwiazda ciągu głównego o typie widmowym K0,5Ve. Ma masę zbliżoną do masy Słońca, 89% Mʘ, a jej średnica stanowi około 85% średnicy słonecznej. Z kolei jasność 40Eri A to zaledwie 36% jasności naszej Dziennej Gwiazdy. Ciekawostką jest, iż główna składowa systemu posiada w swej materii znacznie większy udział pierwiastków cięższych od wodoru niż posiada Słońce. Temperatura powierzchni gwiazdy to blisko 5100K (nieco niższa od temperatury Słońca, równej 5800K). Keid A jest jedną z niewielu pomarańczowych gwiazd ciągu głównego, którą można obserwować gołym okiem. Większość gwiazd typu M oraz K, które są widoczne bez sprzętu, należy do klasy jasności olbrzymów i nadolbrzymów. Z kolei gwiazdy późnych typów widmowych ciągu głównego są na ogół bardzo ciemne. Keid A jest jasna (4,5m), ponieważ znajduje się blisko Ziemi: zaledwie nieco ponad 16 l.ś. 40 Eridani B: to jeden z jaśniejszych i lepiej widocznych białych karłów na nocnym niebie. Jego masa jest bliska połowie Mʘ, ale za to mieści się w kuli o promieniu równym 0,02 promienia Słońca. Możemy zatem wnioskować, że materia białego karła jest niezwykle gęsta. Taką formę materii nazywamy zdegenerowaną. Gdy wypaleniu ulega mało masywna gwiazda (do 1.44 mas Słońca), to degeneracji ulega sfera elektronowa (zgniatana jest ta najbardziej zewnętrzna warstwa w atomie). Powstaje wówczas biały karzeł. Składa się on ze zdegenerowanego gazu elektronowego oraz z nieruszonych, niezmienionych jąder atomowych. Jeden cal sześcienny zdegenerwoanej materii białych karłów waży 4 tony. Typ widmowy gwiazdy 40EriB, to DA 2,9. Jej jasność wizualna to 9,7m. Czyni ją to jedną z najjaśniejszych białych karłów (pod względem jasności wizualnej). Dla porównania najbardziej popularny biały karzeł, Syriusz B posiada jasność wizualną ok. 8,5m. 40EriB można dostrzec przy pomocy niewielkiego teleskopu. Ma on tę przewagę nad Syriuszem B, że leży w znacznym oddaleniu od gwiazdy macierzystej, bo aż 83’’, a przez to nie ginie w jej blasku. Keid B jest pierwszym odkrytym białym karłem (1910). 40 Eridani C: W oddaleniu 9’’ od białego karła oraz w dystansie 81’’ od składowej pierwotnej znajduje się czerwona gwiazda późnego typu widmowego: M5Ve. Jest ciemna i chłodna, temperatura jej powierzchni nie przekracza 3500K. W jej widmie spektroskopowym dostrzegalne są pasma neutralnych, niezjonizowanych metali oraz molekuł tworzących stabilne wiązania chemiczne. Wszystko to dzięki niskiej temperaturze, przy której takie niezjonizowane formy są trwałe. 40Eri C to bardzo ciemna 11-magnitudowa gwiazda, możliwa do zaobserwowania przy pomocy średniego i dużego teleskopu, przy powiększeniu minimum 150-krotnym oraz co najmniej 6-calowym lustrze. Podobnie jak dwie poprzedniczki, zalicza się do ciągu głównego. Posiada piękną ciemnopomarańczową barwę. Znaczna część ciemnych czerwonych i czerwono-pomarańczowych gwiazd typu widmowego M wykazuje specyficzne rozbłyski związane z fluktuacjami rozmiaru oraz jasności gwiazdy. Keid C również posiada tę szczególną cechę. Wraz z nią ponad połowa gwiazd tego typu widmowego wykazuje podobne zachowanie. Słońce należące do typu widmowego G2 także generuje rozbłyski, ale uwalniana wówczas energia stanowi zaledwie niewielką część całkowitej energii generowanej przez naszą Dzienną Gwiazdę. Z drugiej strony, gdyby rozbłysk wielkości słonecznego miał miejsce u gwiazdy 40Eri C (ponad 1000 razy ciemniejszej od Słońca), wówczas czerwona gwiazda wyemitowałaby o wiele większą porcję energii niż czyni to zazwyczaj. Keid C uwalnia rozbłyski w odstępach czasu od około godziny do kilku dni. Osiągnięcie szczytowej jasności zajmuje gwieździe kilka minut. Niekiedy flary powstają po kilka podczas jednej aktywności rozbłyskowej. Prócz światła oraz fal radiowych, rozbłyski na czerwonych karłach są źródłem intensywnych promieni rentgenowskich (X). Dla porównania: Keid C emituje około 10.000 razy więcej promieni X, niż Słońce podczas rozbłysku podobnej wielkości. Co więcej, takie dawki byłyby śmiertelne dla życia na Ziemi. 40 Eridani B oraz C orbitują wokół wspólnego środka masy z okresem około 250 lat. Dystans pomiędzy nimi to blisko 9’’ czyli 21-49 A.U. Jest to dystans podobny do odległości Neptuna od Słońca. Komponenty B i C są położone około 400 A.U od gwiazdy pierwotnej A i okrażają ją z okresem ponad 7.000 lat. Nazwa: Nazwa Keid pochodzi z języka arabskiego. „Al. Baid” oznacza tyle co jajko. 40 Eridani nazywa się tak z powodu swej lokalizacji. Jest ona położona nieopodal gwiazdy Omicron 2 Eridani, nazywanej Beid, czyli „gniazdo strusia”. Nazwa systematyczna gwiazdy Kei to Omicron 2 Eridani. Sugeruje ona obecność bliźniaczej gwiazdy Omicron 1 Eridani, będącej składową wspólnego układu binarnego. Jednak oznaczenie to jest nieco mylne, gdyż Omicron 1 Eridani (wspomniany wyżej Beid) znajduje się 7,5-raza dalej od bohaterki artykułu i nie tworzy z nią systemu powiązanego grawitacyjnie. Obserwacje astronomiczne: Teleskop o niewielkiej aperturze i powększeniu 50-60 razy ukazuje dwie gwiazdy systemu: żółto-pomarańczową 4-magnitudową 40Eri A oraz słabszą 9-magnitudową 40Eri B. Keid wraz z jego wszystkimi trzema składowymi wyjątkowo pięknie prezentuje się w okularze teleskopu o dużej aperturze. Gwiazda B widoczna jest jako biała, a C urzeka nieprzeciętną delikatną czerwienią. Źródła: 1. G. Chaple: „Triple Star 40 Eridani”, Feb. 2013. 2. Katalog gwiazd wielokrotnych: Stelle Doppie 3. Bazda danych SIMBAD. 4. Strona internetowa: www.solstation.com 5. Notatki Jima Kalera, profesora Uniwersytetu w Illinois.
  4. W ciągu następnych czterech miliardów lat moc promieniowania Słońca będzie stale wzrastać, co będzie skutkować wzrostem promieniowania słonecznego docierającego do Ziemi. Będzie to prowadzić do zwiększonego tempa wietrzenia minerałów krzemianowych, które spowoduje spadek poziomu dwutlenku węgla w atmosferze. Za około 600 milionów lat od teraz, poziom CO2 spadnie poniżej poziomu potrzebnego do asymilacja węgla w drodze fotosyntezy przez drzewa. Niektóre rośliny mogą używać innej metody przyswajania węgla, co pozwali im utrzymywać się przy życiu mimo niezwykle niskich stężeń CO2. Jednak długoterminowy trend jest zabójczy dla życia roślin. Wyginą całkowicie. Wymieranie roślin spowoduje upadek niemal całego życia zwierzęcego, ponieważ są one podstawą łańcucha pokarmowego na Ziemi. Za około 1,1 miliarda lat, jasność słońca będzie o 10% wyższa niż obecnie. Spowoduje to, że atmosfera stanie się jak w "wilgotnej cieplarni". W wyniku tego dojdzie do wyparowania oceanów. Dość prawdopodobne jest też, że zaniknie tektonika płyt, a wraz z nimi cały cykl węglowy. Po tym wydarzeniu, magnetyczna ochrona planety może zaniknąć. Doprowadzi do przyspieszonej utraty cząstek z zewnętrznej części atmosfery. Za cztery miliardy lat całe życie na powierzchni wymrze. Na koniec, nie wykluczona, choć nie przesądzona jest absorpcja Ziemi przez Słońce za około 7,5 miliarda lat gdy wejdzie ono w fazę czerwonego olbrzyma. Następnie Słońce zmieni się w małego białego karła i jest cień szansy, że na orbicie bliższej nawet niż obecna Merkurego zaistnieje (zostanie po przejściach lub zostanie przyciągnięta jakoś) jakaś mała planeta gdzie da się żyć w dość ekstremalnych warunkach, zapewne w schronach pod ziemią. W międzyczasie na pewno zaistnieje przesiadka ludzkości ma Marsa oraz okazja do przesiadki do innego układu planetarnego podczas mijania się z nim dość blisko (o miesiąc świetlny zdarza się co około 100 mln lat). Ludzie jako gatunek niewiele się już zmienią, bo nie ma i nie będzie niszy, gdzie wyjątkowy mutant mógłby zdominować swoim genotypem populację. Nastąpią jednak drobne, powolne przystosowania - na Marsie - gdzie wymrą bezpotomnie kobiety nie mogące donosić tam ciąży. W warunkach mniejszej grawitacji. Pozdrawiam p.s. Główne źródło: http://www.bbc.co.uk/science/earth/earth_timeline/future_earth
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.