質問:
太陽圏の平均気温を計算できますか?
RhysW
2014-01-23 15:04:11 UTC
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宇宙マイクロ波背景放射を測定することで宇宙の温度を測定できると私は理解しています。この方法を使用して太陽圏の平均温度を計算することもできますか?

宇宙の平均温度は、絶対零度より2.735度上で測定されたと考えられています。おそらく、この測定は、私が想像する大量の「空の」スペースが数に大きな影響を与えることを考慮に入れています。

私の質問:太陽圏の平均温度を測定できますか?もしそうなら、それは何ですか?

これは、太陽系がいつ終了するかをどのように判断するかを定義するのは非常に難しいかもしれません。したがって、この質問の目的のために、次の仮定を行う必要があります。

  • 太陽から太陽圏の端までの距離は、約100AU(おおよそのサイズ Voyager 1 で測定された太陽圏。
  • 太陽圏が完全な球体であると仮定します。
  • 黒体の等価温度を測定していると仮定します(このようには、宇宙の温度を計算するために測定されたものです。

この平均温度を測定する方法がわからない場合(これは、マイクロ波と太陽圏を区別できない場合に発生する可能性があります)。太陽圏外)では、完璧な環境を想定して、この値を理論的に測定するにはどうすればよいでしょうか?

「温度」として表示できるものが2つあるため、何を測定するかを定義する必要があります。放射の黒体相当温度と、粒子の統計熱力学温度です。
@Envite良い点、黒体相当温度は私が求めているものであり、編集します
1 回答:
#1
+6
Gerald
2014-01-23 21:37:36 UTC
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太陽圏は主に、星間物質に対する太陽風が支配的な領域によって定義されます。

「太陽風は2つの要素に分けられます。 、それぞれ遅い太陽風と速い太陽風と呼ばれます。遅い太陽風の速度は約400 km / s、温度は$ 1.4–1.6×10 ^ 6 K $で、組成ははコロナによく似ています。対照的に、速い太陽風は750 km / sの典型的な速度、$ 8×10 ^ 5 K $の温度を持ち、太陽の光圏の組成とほぼ一致します。」

したがって、100万ケルビンで、太陽圏の平均温度の適切な推定値が得られます。

温度は、SOHOによって測定された炭素イオンの電荷状態から導出されたフリーズイン温度です。したがって、これは黒体の温度ではなく、太陽風の温度の合理的な定義です。

「冠状温度は、隣接する電荷状態の密度比から推測されます。特定の密度比から導出された凍結温度。は、静的な状況でこの比率を再現する電子温度です。分析された鉄の電荷状態には、Arnaud and Raymond [1992]のイオン化率と再結合率を使用します。 SOHOの温度測定の詳細はこちらです。

プランクの法則によると、太陽圏が熱力学的平衡にある場合またはウィーンの法則では、軟 X線の範囲で約3nmにピークがあります。しかし、平衡の仮定はおそらく成り立たないでしょう。

高温の星間媒体の極端な紫外線放射測定が試みられ( CHIPSat)、いくつかは成功しました( EUVE)。したがって、理想的な環境では、電磁スペクトル全体の放射強度を測定し、ピーク強度を探し、ウィーンの法則を適用して、有効温度を取得します。これはと同じです。理想的な世界でのa>黒体の温度。

太陽圏のプラズマは非常にまれであるため、ほとんど透明です。だから、100万度くらいの暑さは感じません。マイクロ波は、その温度範囲で小さな役割を果たします。

太陽のコロナと太陽圏の温度プロファイルが示されています。 この調査の42ページと47ページ。

約1年間移動し、体積が少なくとも10 ^ 6 $倍に拡大した風が断熱的に冷却されず、ほとんどのエネルギーを放射しないと予想するのは楽観的すぎます。
@AlexeyBobrickそれは太陽の磁場と相互作用します。奇妙なことは、太陽の表面が10,000 K未満であるにもかかわらず、100万ケルビンのコロナ温度から始まります。熱はどこから来るのでしょうか。プラズマをガスとして扱うことはできません。 SOHOとVoyagerのデータがあります。粒子の速度は、星間ガス(http://voyager.jpl.nasa.gov/mission/interstellar.html)によって太陽圏で遅くなります。太陽圏と星間空間の間に鋭い(必ずしも凸状ではない)境界があるようです(http://en.wikipedia.org/wiki/File:Solar_wind_at_Voyager_1.png)
「4対の鉄の電荷状態から計算された凍結温度の急速で一貫した変化は、長さスケールが約$ 10 ^ 4 $ kmのコロナの斑状の構造を確認し、全体のいくつかの太陽半径からこれらの構造の生存を明らかにします私はAUです。」上記のSOHO論文の断熱冷却や放射による正味の温度低下のヒントは、聞こえるほどもっともらしいものではありません。
ガス(プラズマ)のバルク運動と、温度や密度などの熱力学的特性を区別していないように思われます。すでに質問で指摘したように、太陽風は確実に100AUまで拡大し、ISMとの衝突による衝撃が徐々に引き継がれるまで、おそらくバルク速度をかなり一定に保ちます。ただし、気温はすぐに下がります。適度な量の理想気体のモルのケルビン・ヘルムホルツタイムスケールを確認できます。風は次のようになります:1)冷却、2)おそらく熱力学的平衡状態を停止します。
Voyagerの場合、大まかなアイデアとしてバルクモーション以上のものはありません。 SOHOの場合はまったく異なります。いくつかの太陽半径と地球軌道の間には、氷点下の温度差はあまりないようです。フリーズイン温度は、バルク運動の運動エネルギーの温度に相当する温度よりもはるかに低いですが、それでも$ 10 ^ 6 $ Kです。エネルギーはプラズマ中のイオンよりもはるかに速く移動する電子によって交換され、そのようにして光子ベースではなく電子ベースの平衡に至り、磁場のエネルギーによって供給されると私は推測することができます。太陽。
コロナ加熱の問題も参照してください:http://en.wikipedia.org/wiki/Sun#Coronal_heating_problem
あなたが指摘したSOHOの論文から、プラズマの緩和時間は、膨張のために、地球に到達するのにかかる時間スケールに匹敵するほど急速に長くなり、したがって太陽圏に到達する可能性が高いようです。この場合、プラズマは、ISMの衝撃を開始するまで、太陽圏内で発生する熱力学とそれに関連する温度から切り離されます。
ですから、上記のことを考えると、これが質問に対する正しい答えであるとは思いません。しかし、あなたの答えやコメントには、興味深い現象がたくさんあります。
うん、ありがとう!この質問には、現実や通常の定義とよく一致しない暗黙の仮定がたくさん含まれているため、答えるのは非常に困難です。したがって、より良い答えのアイデアがあれば、遠慮なく提供してください。
私はそれに答える質問に完全に満足しているわけではありません。求められる温度の明確な仕様はありません。場所もコンポーネントも明確に指定されていません。あなたの答えはこの意味ではるかに楽しいです、それは最終的に何が起こっているのかについての素晴らしい絵を与えます。
どうもありがとう!ですから、もっと良いかもしれませんが、答えはそのままにしておきます。


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