Pagină web în lucru!
Partea în engleză este mai completă....

Caut student/a pentru a ajuta la corecturi, eventual traduceri.....

Please consider supporting our efforts.

"/>

Newsletter subscription

Accelerarea particulelor în cozile cometare

Accelerarea particulelor în coadă comete
2.3 Accelerarea particulelor în cozi de tip I

            S.V. Orlov a observat în cazul comete cu cozi de tip I, că valoarea 1 + μ nu pot fi determinate cu precizie prin metoda Bredihin, aceste cozi ființa aproape rectilinie.

            El a propus în acest caz, o altă metodă bazată pe examinarea mișcării ,, nodosities "de-a lungul cozile. Este frecvent observat că din nucleul cometei ieși roiuri de particule, toate acestea "respins" de Soare, cu aceeași forță. Aceste roiuri deplasa de-a lungul cozii în ansamblu, ușor dilatarea și dezlega luminozitate spre vârful cozii.

            Astfel roiuri luminoase sau "nodosities" pot fi urmate (mai ales la fotografiile), cu o precizie foarte mare și, prin urmare, este posibil să se determine exact atât traiectoriile lor în raport cu nucleul și valoarea (1 + μ) a "respingătoare "accelerație. Prin examinarea 1 + μ valorile I cozi de tip, următoarea lege se constată:

            Valorile de accelerare de I cozile tip au forma:

                         1 + μ = 22,3n (2.11)

                                      unde n = 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9.

            În tabelul de mai jos sunt unele valori (1 + μ) experimental determinate în mișcarea ,, nodosities "observate în cozi comentator de tip I, precum și gradul de control cu ​​privire la legea de mai sus:

Cometă

Nr de

Obs.

1+

Multiplicitate

1892 I

5

45,5

(1+): 2 = 22,8

1899I

5

22,5

(1+): 1 = 22,5

1903IV

6

86,8

(1+): 4 = 21,7

1908III

16

66,4

(1+): 3 = 22,1

1908III

16

87,8

(1+): 4 = 21,9

1908III

16

155,4

(1+): 7 = 22,2

1908III

9

160,4

(1+): 7 = 22,9

1908III

9

200

(1+): 9 = 22,2

1910I (Halley)

20

66,5

(1+): 3 = 22,2

Medie (1+) = 22,3n

            Să încercăm să explicăm accelerațiile de nodosities gaz.

            Prin urmare, presupunem că din nucleul cometei fragmentat este detașat o particulă de "înghețate" de gaz cu masa m și volumul V, care sub influența Heath solar vaporizează instantaneu. Suntem interesati sa stie cum a fost modificat accelerarea particulei de gaz înghețate de vaporizare.

            Pentru particula lui "înghețat" de gaz:

                  accelerare coada Modul 01 accelerare coada 02 (2.12), în cazul în care accelerația coadă 03

            Pentru nodozitate gaz rezultat prin evaporarea "particulei de gaz ,, congelate:

           accelerare coada Modul 04 accelerare coada 05 (2.13)

unde accelerația coada 07and VGA = volumul nodosities rezultate prin evaporare si ≈ mass nodozitate-m inițială masa de particule, de asemenea, m-evaporat.

            Diferența de accelerație este un (2,14):

accelerare coada 08

unde VGA - VGA v ≈ (volumul particulei solide este neglijabilă în raport cu volumul de aceeași particulă sub formă gazoasă).

accelerare coada 09

Ca accelerația coada 10 (2.15)

unde M = masa moleculară a gazului și Vm = 22,4 l - volumul molar

                        Apoi: accelerare coada 11

   (2.16)

            Particulelor de ,, înghețate "gaze de evaporare sunt accelerate în funcție de volumul molar.

            Originea factor 22,4 fost înființată în exprimarea nodosities gaz accelerații. Acum ne propunem să demonstrăm că diferitele accelerațiile de nodosities gaz (de exemplu, cometa 1908 III) sunt o consecință a diferitelor mase moleculare ale gazelor evaporate.

            Să considerăm că există două nodosities la aceeași distanță de la Soare (r), care sunt compuse din gaze cu diferite mase moleculare (M1 și M2).

            În ipoteza M1 <M2 suntem interesati sa stie care dintre cele doua nodosities vor fi mai intens accelerate.

            Legate de Soare, accelerațiile de nodosities vor fi:

accelerare coada 12 (2,17)

accelerare coada 13 (2,18)

accelerare coada 14 (2,19)

Pentru: M1 <M2 a2 <a1 r1> r2 (2.20)

            Gazul cu mai puține mișcări de masă moleculară mai departe de nucleu decât gazul cu masă moleculară mai mare și, implicit, acesta din urmă primește o accelerare puternică.

2.3 Acceleration of particles in tails of type I

            S.V. Orlov observed in case of comets with tails of type I, that the value 1+μ cannot be precisely determined by Bredihin's method, these tails being nearly rectilinear.

            He proposed in this case another method based on the examination of the motion of ,,nodosities” along the tails. It is frequently observed that from the comet nucleus get out swarms of particles, all of them "repulsed" by the Sun with the same force. These swarms move along the tail as a whole, slightly dilating and loosing brightness towards the tail tip.

            Such bright swarms or "nodosities" may be followed (especially on photographs) with a very high precision and, consequently, it is possible to determine exactly both their trajectories in relation to the nucleus and the value (1+μ) of the "repulsive" acceleration. By examining 1+μ values of type I tails, the following law is ascertained:

            The acceleration values of type I tails have the form:

                         1+μ=22,3n     (2.11)

                                      where    n = 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9.

            In the following table there are some values (1+μ) experimentally determined in the motion of ,,nodosities” observed in commentary tails of type I, and the extent of checking on the above mentioned law:

Comet

No. of

Obs.

1+

Multiplicity

1892 I

5

45,5

( 1+ ) :2=22,8

1899I

5

22,5

( 1+ ) :1=22,5

1903IV

6

86,8

( 1+ ) :4 =21,7

1908III

16

66,4

( 1+ ) :3=22,1

1908III

16

87,8

( 1+) :4=21,9

1908III

16

155,4

( 1+ ) :7=22,2

1908III

9

160,4

( 1+ ) :7=22,9

1908III

9

200

( 1+ ) :9=22,2

1910I (Halley)

20

66,5

( 1+ ) :3=22,2

Mean     ( 1+   )=22,3n

            Let us try to explain the accelerations of the gas nodosities.

            We therefore suppose that from the fragmented cometary’s nucleus is detached a particle of "frozen" gas with mass m and volume v, which under the influence of the solar heath vaporizes instantaneously. We are interesting to know how was modified the acceleration of the particle of frozen gas by vaporization.

            For the particle of "frozen" gas:

                  tail acceleration 01 mode     tail acceleration 02(2.12) where   tail acceleration 03

            For the gas nodosity resulted by evaporation of the ,,frozen” gas particle:

           tail acceleration 04   mode     tail acceleration 05(2.13)

where   tail acceleration 07and vgas=volume of nodosities resulted by evaporation and also m-evaporated nodosity mass ≈ m-initial particle mass.

            The difference of acceleration is (2.14):

tail acceleration 08

where vgas – v ≈ vgas (the volume of the solid particle is negligible in relation to the volume of the same particle in gaseous form).

tail acceleration 09

As    tail acceleration 10(2.15)

where M = molecular mass of gas and Vm = 22,4 l – molar volume

                        Then:tail acceleration 11

   (2.16)

            Particle of ,,frozen” gases by evaporation are accelerated in proportion to the molar volume.

            The origin of factor 22,4 was established in the expression of gas nodosities accelerations. Now we intend to demonstrate that the different accelerations of gas nodosities (for example, the comet 1908 III) are a consequence of different molecular masses of the evaporated gases.

            Let us consider that there are two nodosities at the same distance from the Sun (r), which are composed of gases with different molecular masses (M1 and M2).

            In the hypothesis M1<M2 we are interested to know which of the two nodosities will be more intensely accelerated.

            Related to the Sun, the accelerations of the nodosities will be:

tail acceleration 12 (2.17)

tail acceleration 13 (2.18)

tail acceleration 14 (2.19)

For:  M< M2                a2<a1               r1>r (2.20)

            The gas with less molecular mass moves farther away from the nucleus than the gas with higher molecular mass and implicitly the latter gets a stronger acceleration.

© 2017 All Rights Reserved Coșofreț Sorin Cezar

MegaMenu RO