Astronomía

¿Frecuencia de núcleos tipo Tierra?

¿Frecuencia de núcleos tipo Tierra?



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He leído muchos hilos interesantes sobre la composición de diferentes núcleos de planetas en el sistema solar mientras trataba de ver si esta pregunta ya se había hecho. Parece que la Tierra es única en cuanto a intensidad de campo magnético y actividad interior para nuestro tamaño en comparación con nuestros vecinos rocosos.

Me preguntaba si el consenso general era que la mayoría de los planetas de tipo rocoso de nuestro tamaño compartirían las mismas características (como la fuerza del campo magnético y el flujo de convección) que nosotros. ¿O si somos los valores atípicos y se espera que la mayoría de los planetas extrasolares similares a nosotros se parezcan más a Marte o Venus?


El núcleo de Sun gira casi 4 veces más rápido que su superficie, revelan datos de SOHO

Utilizando datos del Observatorio Heliosférico y Solar de la NASA / ESA (SOHO), los físicos solares han encontrado evidencia de un tipo de onda sísmica (ondas de gravedad u ondas g) en el Sol. Estas ondas de baja frecuencia revelan que la parte más profunda del cuerpo solar, su núcleo que quema hidrógeno, gira aproximadamente 4 veces más rápido que la superficie solar.

En esta imagen se destacan regiones activas y en llamas del Sol que combinan observaciones de varios telescopios. Los rayos X de alta energía de la matriz de telescopios espectroscópicos nucleares de la NASA (NuSTAR) se muestran en azul.Los rayos X de baja energía de la nave espacial Hinode de Japón son verdes y la luz ultravioleta extrema del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (SDO) es amarilla y roja. Los tres telescopios capturaron sus imágenes solares aproximadamente al mismo tiempo el 29 de abril de 2015. Crédito de la imagen: NASA / JPL-Caltech / GSFC / JAXA.

Al igual que los sismólogos usan la forma en que los terremotos viajan a través del interior de la Tierra para estudiar la estructura de nuestro planeta, los físicos solares usan la heliosismología para estudiar la estructura interior del Sol al rastrear la forma en que las ondas se mueven a través de la estrella.

En la Tierra, generalmente es un evento responsable de generar las ondas sísmicas en un momento dado, pero el Sol está continuamente "sonando" debido a los movimientos convectivos dentro del cuerpo gaseoso gigante.

Las ondas de frecuencia más alta, también llamadas ondas de presión (ondas p, o modos p), se detectan fácilmente como oscilaciones superficiales debido a ondas sonoras que retumban a través de las capas superiores del Sol. Pasan muy rápidamente a través de capas más profundas y, por lo tanto, no son sensibles a la rotación del núcleo del Sol.

Por el contrario, las ondas g de frecuencia más baja (o modos g) que representan oscilaciones del interior solar profundo no tienen una firma clara en la superficie y, por lo tanto, presentan un desafío para detectarlas directamente.

En contraste con las ondas p, para las cuales la presión es la fuerza restauradora, la flotabilidad (gravedad) actúa como la fuerza restauradora de las ondas gravitatorias.

"Las oscilaciones solares estudiadas hasta ahora son todas ondas sonoras, pero también debería haber ondas de gravedad en el Sol, con movimientos ascendentes y descendentes, así como movimientos horizontales, como ondas en el mar", explicó el autor principal, el Dr. Eric Fossat. , astrónomo del Observatorio Côte d'Azur.

"Hemos estado buscando estas escurridizas ondas G en nuestro Sol durante más de 40 años, y aunque los intentos anteriores han insinuado detecciones, ninguna fue definitiva".

"Finalmente, hemos descubierto cómo extraer su firma sin ambigüedades".

El Dr. Fossat y sus coautores utilizaron 16,5 años de datos recopilados por el instrumento Global Oscillations at Low Frequencies (GOLF) de SOHO.

Mediante la aplicación de varias técnicas analíticas y estadísticas, pudieron seleccionar una huella regular de los modos g en los modos p más fáciles de detectar.

En particular, observaron un parámetro de modo p que mide cuánto tiempo tarda una onda acústica en viajar a través del Sol y regresar a la superficie nuevamente, un viaje que se sabe que toma cuatro horas y siete minutos.

Detectaron una serie de modulaciones en este parámetro del modo p: la firma de las ondas g que sacuden la estructura del núcleo del Sol.

La huella de estas ondas g sugiere que el núcleo solar gira una vez por semana, casi cuatro veces más rápido que la superficie del Sol y las capas intermedias, que tienen períodos de rotación desde 25 días en el ecuador hasta 35 días en los polos.

Este diagrama de corte muestra regiones clave del Sol, comenzando con la cromosfera exterior y luego la fotosfera, en la que se pueden ver características frías y oscuras conocidas como manchas solares. Dentro del Sol, hay una zona de convección exterior turbulenta y una zona radiativa interior más estable. Crédito de la imagen: NASA / ESA / SOHO.

"La explicación más probable es que esta rotación del núcleo es un remanente del período en que se formó el Sol, hace unos 4.600 millones de años", dijo el coautor Roger Ulrich, profesor emérito de astronomía en la Universidad de California en Los Ángeles.

"Es una sorpresa y emocionante pensar que podríamos haber descubierto una reliquia de cómo era el Sol cuando se formó por primera vez".

“La rotación del núcleo solar puede dar una pista de cómo se formó el Sol. Después de la formación del Sol, el viento solar probablemente ralentizó la rotación de la parte exterior del Sol ”.

“La rotación también podría afectar a las manchas solares, que también rotan. Las manchas solares pueden ser enormes, una sola mancha solar puede ser incluso más grande que la Tierra ".

“Se han detectado modos G en otras estrellas, y ahora gracias a SOHO finalmente hemos encontrado pruebas convincentes de ellos en nuestra propia estrella”, dijo el Dr. Fossat.

“Es realmente especial ver el núcleo de nuestro propio Sol para obtener una primera medición indirecta de su velocidad de rotación. Pero, a pesar de que esta búsqueda de décadas ha terminado, ahora comienza una nueva ventana de la física solar ”.

"Aunque el resultado plantea muchas preguntas nuevas, hacer una detección inequívoca de ondas de gravedad en el núcleo solar era el objetivo clave de GOLF", dijo el Dr. Bernhard Fleck, científico del proyecto SOHO de la ESA.

"Sin duda, es el mayor resultado de SOHO en la última década, y uno de los principales descubrimientos de todos los tiempos de SOHO".

El núcleo del Sol también se diferencia de su superficie de otra manera.

El núcleo tiene una temperatura de aproximadamente 29 millones de grados Fahrenheit, que es de 15,7 millones de Kelvin. La superficie solar tiene "solo" unos 30.000 grados Fahrenheit, o 5.800 Kelvin.

Los hallazgos fueron publicados esta semana en la revista Astronomía y astrofísica.

E. Fossat et al. 2017. Modos g asintóticos: evidencia de una rotación rápida del núcleo solar. A & ampA 604, A40 doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201730460


Un estudio de la interferencia de radiofrecuencia resuelta espacial y temporalmente en la banda de FM en el Observatorio de Radioastronomía de Murchison

Presentamos el primer estudio de interferencia de radiofrecuencia (RFI) en el futuro sitio del Square Kilometer Array (SKA) de baja frecuencia, el Observatorio de Radioastronomía de Murchison (MRO), que resuelve tanto temporal como espacialmente el RFI. El estudio se realiza en un rango de frecuencia de 1 MHz dentro de la banda de FM, diseñado para abarcar los transmisores de FM más cercanos y fuertes al MRO (ubicado en Geraldton, aproximadamente a 300 km de distancia). Realizado durante aproximadamente tres días utilizando la segunda iteración de la matriz de desarrollo de ingeniería en un modo de imágenes de todo el cielo, encontramos una gama de señales RFI. Podemos clasificar las señales en: aquellas recibidas directamente de los transmisores, desde sus ubicaciones en el horizonte, reflejos de aeronaves (que ocupan aproximadamente el 13% de la duración de la observación), reflejos de objetos en órbita terrestre y reflejos de estelas de ionización de meteoros. En total, analizamos 33994 imágenes a una resolución temporal de 7,92 s en ambas polarizaciones con una resolución angular de aproximadamente 3,5 $ ^ < circ> $, detectando aproximadamente cuarenta mil eventos de RFI. Este desglose detallado de RFI en el entorno de MRO permitirá futuros análisis detallados de los posibles impactos de RFI en ciencia clave en frecuencias de radio bajas con SKA.


¿Cuántos planetas similares a la Tierra hay alrededor de estrellas similares al sol?

Un nuevo estudio proporciona la estimación más precisa de la frecuencia con la que los planetas que son similares a la Tierra en tamaño y en distancia de su estrella anfitriona ocurren alrededor de estrellas similares a nuestro Sol. Conocer la velocidad a la que ocurren estos planetas potencialmente habitables será importante para diseñar futuras misiones astronómicas para caracterizar los planetas rocosos cercanos alrededor de estrellas similares al sol que podrían sustentar la vida. Un artículo que describe el modelo aparece el 14 de agosto de 2019 en The Astronomical Journal.

El telescopio espacial Kepler de la NASA ha descubierto miles de planetas. Kepler, que fue lanzado en 2009 y retirado por la NASA en 2018 cuando agotó su suministro de combustible, observó cientos de miles de estrellas e identificó planetas fuera de nuestro sistema solar, exoplanetas, al documentar eventos de tránsito. Los eventos de tránsitos ocurren cuando la órbita de un planeta pasa entre su estrella y el telescopio, bloqueando parte de la luz de la estrella para que parezca atenuarse. Midiendo la cantidad de atenuación y la duración entre tránsitos y usando información sobre las propiedades de la estrella, los astrónomos caracterizan el tamaño del planeta y la distancia entre el planeta y su estrella anfitriona.

"Kepler descubrió planetas con una amplia variedad de tamaños, composiciones y órbitas", dijo Eric B. Ford, profesor de astronomía y astrofísica en Penn State y uno de los líderes del equipo de investigación. “Queremos utilizar esos descubrimientos para mejorar nuestra comprensión de la formación de planetas y planificar misiones futuras para buscar planetas que puedan ser habitables. Sin embargo, simplemente contar exoplanetas de un tamaño o distancia orbital determinados es engañoso, ya que es mucho más difícil encontrar planetas pequeños lejos de su estrella que encontrar planetas grandes cerca de su estrella ".

Para superar ese obstáculo, los investigadores diseñaron un nuevo método para inferir la tasa de ocurrencia de planetas en una amplia gama de tamaños y distancias orbitales. El nuevo modelo simula "universos" de estrellas y planetas y luego "observa" estos universos simulados para determinar cuántos de los planetas habrían sido descubiertos por Kepler en cada "universo".

"Usamos el catálogo final de planetas identificados por Kepler y propiedades estelares mejoradas de la nave espacial Gaia de la Agencia Espacial Europea para construir nuestras simulaciones", dijo. Danley Hsu, estudiante de posgrado en Penn State y primer autor del artículo. “Al comparar los resultados con los planetas catalogados por Kepler, caracterizamos la tasa de planetas por estrella y cómo eso depende del tamaño del planeta y la distancia orbital. Nuestro enfoque novedoso permitió al equipo dar cuenta de varios efectos que no se han incluido en estudios anteriores ".

Los resultados de este estudio son particularmente relevantes para planificar futuras misiones espaciales para caracterizar planetas potencialmente similares a la Tierra. Si bien la misión Kepler descubrió miles de planetas pequeños, la mayoría están tan lejos que es difícil para los astrónomos conocer detalles sobre su composición y atmósferas.

Impresión artística del telescopio espacial Kepler de la NASA, que descubrió miles de planetas nuevos. Una nueva investigación, que utiliza datos de Kepler, proporciona la estimación más precisa hasta la fecha de la frecuencia con la que deberíamos esperar encontrar planetas similares a la Tierra cerca de estrellas similares al sol. Crédito: NASA / Ames Research Center / W. Stenzel / D. Rutter

"Los científicos están particularmente interesados ​​en buscar biomarcadores, moléculas indicativas de vida, en las atmósferas de planetas del tamaño aproximado de la Tierra que orbitan en la 'zona habitable' de estrellas similares al Sol", dijo Ford. “La zona habitable es un rango de distancias orbitales en las que los planetas podrían soportar agua líquida en sus superficies. La búsqueda de evidencia de vida en planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de estrellas similares al sol requerirá una gran misión espacial nueva ”.

El tamaño de esa misión dependerá de la abundancia de planetas del tamaño de la Tierra. La NASA y las Academias Nacionales de Ciencias están actualmente explorando conceptos de misiones que difieren sustancialmente en tamaño y capacidades. Si los planetas del tamaño de la Tierra son raros, entonces los planetas similares a la Tierra más cercanos están más lejos y se requerirá una misión grande y ambiciosa para buscar evidencia de vida en planetas potencialmente similares a la Tierra. Por otro lado, si los planetas del tamaño de la Tierra son comunes, entonces habrá exoplanetas del tamaño de la Tierra orbitando estrellas cercanas al Sol y un observatorio relativamente pequeño podría estudiar sus atmósferas.

“Si bien la mayoría de las estrellas que observó Kepler están típicamente a miles de años luz de distancia del Sol, Kepler observó una muestra lo suficientemente grande de estrellas que podemos realizar un análisis estadístico riguroso para estimar la tasa de planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable de estrellas cercanas como el sol ". dijo Hsu.

Basándose en sus simulaciones, los investigadores estiman que los planetas de tamaño muy cercano a la Tierra, de tres cuartos a una vez y media el tamaño de la Tierra, con períodos orbitales que van desde 237 a 500 días, ocurren alrededor de uno en seis estrellas. Es importante destacar que su modelo cuantifica la incertidumbre en esa estimación. Recomiendan que las futuras misiones de búsqueda de planetas planifiquen una tasa real que varíe desde un planeta por cada 33 estrellas hasta casi un planeta por cada dos estrellas.

"Saber con qué frecuencia debemos esperar encontrar planetas de un tamaño y período orbital determinados es extremadamente útil para optimizar los estudios de exoplanetas y el diseño de próximas misiones espaciales para maximizar sus posibilidades de éxito", dijo Ford. “Penn State es líder en traer métodos estadísticos y computacionales de última generación al análisis de observaciones astronómicas para abordar este tipo de preguntas. Nuestro Instituto de Ciencias Cibernéticas (ICS) y el Centro de Astrosestadística (CASt) brindan la infraestructura y el apoyo que hacen posible este tipo de proyectos ".

El Centro de Exoplanetas y Mundos Habitables de Penn State incluye profesores y estudiantes que participan en el espectro completo de la investigación de planetas extrasolares. Un equipo de Penn State construyó Habitable Zone Planet Finder, un instrumento para buscar planetas de baja masa alrededor de estrellas frías, que recientemente comenzó operaciones científicas en el Telescopio Hobby-Eberly, del cual Penn State es socio fundador. Se está probando un segundo espectrógrafo construido por Penn State antes de que comience un estudio complementario para descubrir y medir las masas de planetas de baja masa alrededor de estrellas similares al sol. Este estudio hace predicciones de lo que encontrarán tales estudios de planetas y ayudará a proporcionar un contexto para interpretar sus resultados.


¿Cómo sabemos qué hay en el núcleo de la Tierra?

Hoy, dividimos las entrañas de la Tierra en tres segmentos: la corteza, que es la capa exterior, entre 5 km y 75 km de espesor, el manto, que se extiende a una profundidad de alrededor de 2,900 km, con el grosor del núcleo, el bit que está interesado aquí, que se extiende alrededor de 3.500 km desde el centro de la Tierra, con dos segmentos distintos.

En el corazón hay una esfera de níquel-hierro extremadamente caliente pero aún sólida con un radio de alrededor de 1200 km. Aproximadamente a 5.400 ° C, este núcleo interno tiene una temperatura similar a la superficie del Sol. El resto es el núcleo externo líquido de la Tierra, compuesto principalmente de níquel-hierro, con temperaturas similares, que se calientan hacia el centro.

Pero, ¿cómo podemos conocer tantos detalles sobre un lugar tan inaccesible?

Dada la casi imposibilidad de llegar incluso a mil kilómetros del núcleo, todo nuestro conocimiento es indirecto y depende de la sismología, la ciencia de los terremotos.

Después de un terremoto, las ondas sísmicas viajan a través de la Tierra, cambiando su forma y dirección dependiendo de los materiales que atraviesan. Los geofísicos han utilizado esta información para deducir lo que se encuentra en el núcleo de la Tierra.

Sus sismómetros, dispositivos para medir tales ondas, son el equivalente a telescopios para explorar el interior de la Tierra.

Leer más sobre el núcleo de la Tierra.:

A principios del siglo XX, el aumento de las temperaturas a medida que profundizamos en la Tierra, combinado con el análisis de las ondas terrestres por parte de los sismólogos, sugirió que las partes internas de nuestro planeta estaban al menos parcialmente fundidas, lo suficientemente calientes como para convertir la roca y el metal en líquido.

Y los descubrimientos clave fueron hechos por dos científicos que, vergonzosamente, nunca fueron nominados para un Premio Nobel: el geólogo británico Richard Oldham y la sismóloga danesa Inge Lehmann.

¿Qué nos pueden decir las ondas sobre la estructura de la Tierra?

Piensa en una ola y probablemente pensarás en una ola de superficie, como una que verías en el mar. Pero muchas ondas, el sonido, por ejemplo, viajan a través del cuerpo de un material.

Aunque las ondas sísmicas que causan daños en un terremoto son las que viajan en la superficie, también hay dos tipos de "ondas corporales" que se mueven a través de la Tierra. Las ondas P ("P" significa "primario") son ondas longitudinales, como el sonido.

Vibran en la dirección del movimiento, lo que hace que la Tierra se aplaste y se expanda a medida que pasan.

Las ondas P viajan rápidamente: alrededor de 5 km por segundo en una roca como el granito y hasta 14 km por segundo en las partes más densas del manto.

El segundo tipo de onda corporal, las ondas S ("S" significa "secundaria"), son ondas transversales más lentas, que se mueven de lado a lado. A diferencia de las ondas P, no pueden viajar a través de un líquido, por lo que estos dos tipos de ondas resultaron esenciales para ayudarnos a comprender el núcleo de la Tierra.

Imagina que hay un gran terremoto. Las ondas comienzan a moverse por la Tierra.

Las ondas P se disparan hacia adelante, mientras que las ondas S siguen detrás a aproximadamente la mitad de la velocidad. Ambos tipos de ondas serán detectados por sismómetros, que se utilizan para medir vibraciones en el suelo, en toda la Tierra.

Pero donde las ondas pasan a través del núcleo para llegar a una estación de medición distante, existe la llamada zona de sombra. Viaja unos 104 ° alrededor del perímetro de la Tierra desde el epicentro del terremoto y las olas desaparecen. Pero a partir de 140 ° en adelante, las ondas P reaparecen, sin ondas S acompañantes.

Ya en 1906, Richard Oldham se dio cuenta de las implicaciones de esta extraña sombra. Oldham pasó la mayor parte de su carrera en el Servicio Geológico de la India, a menudo trabajando en el Himalaya.

Leer más sobre terremotos:

Cuando se retiró al Reino Unido en 1903, hizo uso de los datos acumulados durante los últimos años para sondear el interior de la Tierra. Se dio cuenta de que el comportamiento observado de las ondas P y S podría explicarse si el centro de la Tierra fuera líquido.

En tal caso, las ondas P serían refractadas por el líquido, doblándose como lo hace la luz cuando se mueve del agua al aire, dejando una sombra distintiva. Las ondas S, por el contrario, serían detenidas por completo por un núcleo líquido.

El avance de Oldham condujo a una imagen ampliamente aceptada de un núcleo fundido, pero 30 años después, Inge Lehmann se dio cuenta de que la idea de Oldham era demasiado simple.

La refracción de las ondas P por el líquido denso en el centro de la Tierra debería haber producido una sombra total.

De hecho, las mediciones realizadas con los sismómetros más sensibles disponibles en la época de Lehmann mostraron que todavía llegaban ondas P débiles a la zona de sombra.

Al estudiar los datos que pasan a través del planeta de un terremoto de 1929 en Nueva Zelanda, Lehmann propuso que estas ondas se reflejaban en el límite entre un núcleo sólido interno y el líquido externo.

Sus resultados, publicados en 1936, fueron confirmados dos años después por Beno Gutenberg y Charles Richter, quienes modelaron con precisión los efectos de un núcleo sólido.

Las mediciones directas de estas ondas sísmicas reflejadas finalmente llegaron en 1970.

¿De qué está hecho el núcleo de la Tierra?

Estudios posteriores recogieron ondas aún más sutiles que, debido a su llegada tardía, tenían que haber cruzado el núcleo externo líquido como ondas P, antes de convertirse en ondas S transversales en el núcleo interno, y luego volver a ondas P en el núcleo interno. salida.

Este descubrimiento, solo confirmado en 2005, fue una prueba más del núcleo sólido.

Aun así, la naturaleza exacta del núcleo interno está sujeta a un debate significativo. Las temperaturas, por ejemplo, solo se pueden calcular a partir de estudios experimentales sobre cómo los materiales se funden y solidifican bajo presión.

De hecho, la suposición de que el núcleo se compone principalmente de hierro y níquel proviene de una combinación de la frecuencia con la que ocurren los diferentes elementos en nuestra región local de la Vía Láctea y nuestra comprensión de cómo se formó nuestro planeta.

Bajo la inmensa presión en el centro de la Tierra, más de tres millones de veces la presión atmosférica, los materiales pueden actuar de manera muy diferente a las condiciones normales.


Objetivos / HW

Definir, ilustrar y aplicar los conceptos básicos de onda de frecuencia, longitud de onda y velocidad y relacionarlos con la fuente y el medio.

Resolver problemas matemáticos que involucren velocidad, frecuencia y longitud de onda.

Describe e ilustra la naturaleza de la radiación electromagnética.

Indique las seis regiones principales del espectro electromagnético en orden de frecuencia y / o longitud de onda.

Indique los colores del espectro visible en orden de frecuencia y / o longitud de onda.

Definir, ilustrar y aplicar los conceptos de reflexión, refracción, dispersión, difracción, interferencia, opacidad y transparencia.

Explicar, ilustrar y aplicar los conceptos básicos de radiación de cuerpo negro.

Resolver problemas matemáticos usando la ley de Wein.

Explicar, ilustrar y aplicar el concepto del efecto Doppler y los términos astronómicos de desplazamiento al rojo y desplazamiento al azul.

Enunciar y aplicar las leyes de Kirchoff de espectros continuos, de emisión y de absorción y describir los componentes y el funcionamiento de un espectroscopio.

Explica cómo las líneas espectrales y el ancho y la intensidad de esas líneas se relacionan con las propiedades de los átomos o moléculas.

Describa e ilustre los dos tipos principales de telescopios ópticos: refracción y reflexión y contraste en términos de resolución, captación de luz y aberraciones.

Describe cómo la atmósfera de la Tierra afecta las observaciones astronómicas y los esfuerzos actuales para mejorar la astronomía terrestre.

Compara y contrasta telescopios que crean imágenes usando radiación no visible.

Resolver problemas matemáticos que relacionan el aumento con las distancias focales del objetivo y el ocular.

Resolver problemas matemáticos que involucren el límite de difracción y relacionen la resolución angular con la longitud de onda y el diámetro.

Resolver problemas matemáticos que involucren capacidades de captación de luz.

Problemas y preguntas con las tareas

1. Para cualquier tipo de onda que se mueva a través de un medio determinado, ¿qué sucede con la velocidad y la longitud de onda si se aumenta la frecuencia de la onda?

2. Una onda de sonido que se mueve a través del agua tiene una frecuencia de 256 Hz y una longitud de onda de 5.77 m. (a) ¿Cuál es la velocidad del sonido a través del agua? (b) ¿Cuál será la longitud de onda de este mismo sonido si va del agua al aire (donde la velocidad del sonido es 343 m / s)?

3. Determine la longitud de onda de las siguientes estaciones de radio:
(a) AM 990 kHz y (b) FM 93,1 MHz.

4. Determine la frecuencia y el color de la luz con cada una de las siguientes longitudes de onda: (a) 500 nm, (b) 700 nm, (c) 590 nm. (Ver Figura 3.9, p. 70)

5. Lo que todos llamamos "luz" es simplemente el "material" que vemos con nuestros ojos. Sin embargo, para un científico, la luz es solo un cierto tipo de radiación electromagnética. (a) ¿Qué tiene la luz visible en común con otros tipos de radiación electromagnética? (b) ¿Qué diferencia a la luz visible de otros tipos de radiación electromagnética?

6. Al lado de cada imagen astronómica de tu libro hay una clave denominada R I V U X G. (a) ¿Qué dice la clave sobre cada imagen? (b) ¿Qué representan las letras? (c) ¿Por qué están ordenadas las letras en este orden?

7. El Observatorio de Rayos X Chandra orbita la Tierra y toma imágenes del cosmos usando longitudes de onda en el rango de 0.12 nm a 12 nm. A pesar del nombre del observatorio, la frecuencia más baja de sus imágenes podría considerarse ultravioleta - ¿Qué frecuencia y longitud de onda es esta?

8. El telescopio espacial James Webb está diseñado para ser sensible a la radiación con frecuencias de 10,5 a 500 THz. Determine el rango de longitudes de onda y los dos tipos de radiación que puede medir este telescopio.

9. La reflexión, refracción, dispersión, difracción e interferencia son fenómenos que presentan todo tipo de ondas. (a) Al mirar un arco iris, el Sol siempre está detrás tu y el colores vienen de un arco de gotas de lluvia frente a usted: ¿cuál de los fenómenos enumerados está involucrado? Explicar. (b) La distorsión de múltiples rutas ocurre cuando se escucha una estación de radio y la antena detecta ondas que han seguido dos rutas diferentes desde la estación hasta usted: ¿qué fenómenos están involucrados? Explicar.

10. Los astrónomos dicen que la atmósfera de la Tierra tiene una ventana de radio en longitudes de onda de aproximadamente 1 cm a 10 m. (a) Explique qué es la ventana de radio usando palabras como opaco / opacidad y / o transparente / transparencia. (b) También hay un rango de longitudes de onda llamado ventana óptica: ¿qué dos tipos de radiación pueden `` atravesar esta ventana ''? (ver Fig. 3.9, p. 70)

11. (a) Explique qué se entiende por radiación de cuerpo negro. (b) Según la ley de Wien, ¿qué sucede con la radiación emitida por un objeto cuando aumenta su temperatura? (c) Según la ley de Stefan, ¿qué sucede con la radiación emitida por un objeto cuando aumenta su temperatura?

12. Mire la fotografía de la constelación de Orión en la página 446, Figura 17.8. Las dos estrellas más brillantes son Betelgeuse (arriba a la izquierda) y Rigel (abajo a la derecha). A juzgar por la apariencia en la fotografía, ¿cuál crees que tiene una temperatura más alta y cómo puedes saberlo?

13. Utilice la ley de Wein para determinar la temperatura de una determinada estrella basándose en el hecho de que su espectro tiene una intensidad máxima de aproximadamente 490 nm.

14. Las estrellas pueden variar mucho de temperatura. Los astrónomos clasifican las estrellas en diferentes tipos basándose en parte en este hecho. Determine la frecuencia y el tipo de radiación a la que los espectros de cada uno de estos tipos de estrellas tendrían una intensidad máxima: (a) una estrella de tipo O con una temperatura de 30 000 K y (b) una estrella de tipo M con una temperatura de 3000 K.

15. La temperatura normal del cuerpo humano es de aproximadamente 37 ° C. Debido a esta temperatura inherente, el cuerpo humano emite radiación. Determine la longitud de onda máxima y la frecuencia de esta radiación. ¿Qué tipo de radiación es?

16. (a) ¿Qué es el efecto Doppler? (b) ¿Qué sucede con la longitud de onda cuando la radiación sufre un corrimiento al rojo? (c) ¿Qué causa un corrimiento al rojo en la radiación?

17. La velocidad de un lanzamiento de béisbol se mide con un radar que se encuentra detrás del plato de home. La señal del radar se refleja en la pelota de béisbol a medida que avanza hacia el plato de home. (a) ¿Qué sucede con la velocidad, la longitud de onda y la frecuencia de la señal de radar reflejada? (b) ¿Se consideraría esto un corrimiento al rojo o un corrimiento al azul? Explicar.

18. (a) ¿Por qué la espectroscopia es una `` herramienta '' tan importante para los astrónomos? (b) El componente clave de un espectroscopio es un prisma o una rejilla de difracción. ¿Cuál es el propósito de cualquiera de estos? (es decir. ¿Qué hace?)

19. ¿Cómo se relaciona el espectro de emisión producido por un determinado elemento con el espectro de absorción producido por el mismo elemento? Explique por qué existe esta relación.

20. Cuando la luz atraviesa una nebulosa (una nube de gases de baja densidad) puede ser absorbida por los átomos de la nebulosa o no. ¿Qué tiene que pasar para que se absorba la luz? ¿Qué tiene que pasar para que pase sin ser absorbido?

21. El espectro del Sol es una combinación de un espectro continuo (una curva de cuerpo negro) y un espectro de absorción que se muestra como brechas tenues en el espectro que de otro modo sería continuo. (a) ¿Qué parte del Sol produce el espectro continuo? Utilice las leyes de Kirchoff para explicar esto. (b) ¿Qué parte del Sol causa la absorción de las líneas oscuras? Utilice las leyes de Kirchoff para explicar esto.

22. La intensidad de la línea alfa del hidrógeno (H & # 945) en el espectro del Sol no es muy grande a pesar de que el Sol está compuesto principalmente de hidrógeno. ¿Qué evitaría que los átomos de hidrógeno absorbieran o emitieran esta línea en particular?

23. El gas molecular puede emitir o absorber radiación debido a cambios de energía distintos de las transiciones de electrones. ¿Cuáles son los dos tipos de cambios en el estado energético que puede sufrir una molécula y que un átomo solitario (gas monoatómico) no puede?

24. Suponga que dos estrellas tienen líneas de absorción con la misma longitud de onda e intensidad, pero las líneas de la estrella B son más anchas (más anchas) que las de la estrella A. (a) ¿Qué propiedades compartirían las dos estrellas, como se evidencia por tener las mismas líneas? (b) ¿Qué diferencia (s) en la estrella B posiblemente podría explicar el mayor ancho de sus líneas?

25. A medida que aumenta la temperatura de un gas, los espectros de emisión que produce cambiarán. Describe al menos dos cambios que ocurrirán en las líneas brillantes a medida que aumenta la temperatura. Y explique por qué ocurre cada cambio.

26. ¿Por qué los astrónomos desean telescopios cada vez más grandes? ¿De qué manera los osciloscopios de mayor diámetro mejoran la capacidad de los astrónomos para analizar objetos distantes?

27. ¿Cuál es la diferencia entre telescopios refractores y telescopios reflectores? Describe tres ventajas de los reflectores sobre los refractores.

28. Las aberraciones ocurren en todos los telescopios hasta cierto punto. (a) El término `` aberración '' (en relación con los telescopios) indica la incapacidad de la óptica para hacer qué correctamente. (b) ¿Qué tipo de aberración se debe a una forma incorrecta de la lente o del espejo? (c) ¿Qué tipo de aberración puede causar colores falsos en la imagen producida por un telescopio?

29. Los radiotelescopios son a menudo muy grandes, por ejemplo, el telescopio FAST de China con un reflector de 1650 pies (0,31 millas) de diámetro. Describa dos razones por las que es deseable tener telescopios muy grandes cuando se observa en la porción de radio del campo electromagnético. espectro.

30. El telescopio espacial Hubble (HST) es uno de los mejores telescopios de todos los tiempos (hasta ahora). (a) La razón principal para poner el HST en el espacio fue colocarlo por encima de la atmósfera de la Tierra. ¿Qué problemas causa la atmósfera a los telescopios en tierra? (b) ¿Cuáles son algunas de las desventajas de tener HST en órbita?

31. Desde finales de la década de 1990, los astrónomos se han basado cada vez más en imágenes electrónicas creadas con detectores CCD (chips digitales) que se pueden almacenar, visualizar y procesar en una computadora. Esto ha reemplazado casi por completo la tecnología anterior de las cámaras de película. (a) Analice al menos dos ventajas de las imágenes digitales sobre las imágenes de películas. (b) Discuta las desventajas.

32. Debido al avance de la óptica adaptativa, ya no es necesario poner un telescopio en órbita para evitar el desenfoque atmosférico. (a) Describa cómo la óptica adaptativa compensa el desenfoque atmosférico. (b) ¿Cuáles son otras razones por las que todavía puede ser deseable colocar telescopios en el espacio?

33. Se utiliza un ocular con una distancia focal de 40 mm en un telescopio que tiene un espejo primario con una distancia focal de 1400 mm. (a) ¿Qué es el aumento? (b) Si se usa el mismo ocular en un refractor con una distancia focal de 600 mm, ¿cuál será el aumento?

34. Para lograr un aumento de 120 aumentos utilizando un telescopio que tenga un objetivo con una distancia focal de 2000 mm, ¿qué distancia focal necesitaría un ocular?

35. Cierta `` estrella binaria '' en realidad consta de dos estrellas que están separadas por 0,5 segundos de arco como se ve desde la Tierra. Para resolver esta doble estrella (es decir. poder verlo como dos objetos separados) necesitaría observarlo a través de un telescopio con al menos qué diámetro mínimo, en pulgadas? (Suponga una longitud de onda operativa de 600 nm y luz visible # 8211)

36. A certain space-based telescope can achieve (diffraction-limited) angular resolution of 0.05″ for red light of wavelength 700 nm. What would this telescope s resolution be (a) in the infrared, at 3.5 μm, and (b) in the ultraviolet, at 140 nm?

37. Estimate the angular resolutions of (a) a radio interferometer with a 5000 km baseline, operating at a frequency of 5 GHz and (b) an infrared interferometer with a baseline of 50 m operating at a wavelength of 1 m m.

38. During opposition, the planet Saturn is at a distance of about 1300 Gm from the Earth. At that distance a telescope can resolve only features of a certain size. Features of Saturn smaller than this size remain invisible . Determine this size for each telescope given its resolving power: (a) the Hale telescope (1″), (b) HST (0.05″), and (c) a radio interferometer (0.001″).

39. The school s telescope is a Celestron C-8, which has a primary mirror with a diameter of 8.0 inches. (1 inch = 2.54 cm) The light entering the telescope has wavelength approximately equal to the center of the visible spectrum – about 600 nm. (a) By what factor does this telescope improve your eye s light gathering capacity if your pupil has a diameter of 5 mm? (b) Determine the theoretical diffraction limit on this telescope s angular resolution.

40. Based on collecting areas, how much more sensitive would you expect the 300-m Arecibo (Figure 5.24) to be, compared with the 105-m Green Bank instrument (Figure 5.23)?

41. A 2 m telescope can collect a given amount of light in 1 hour. Under the same observing conditions, how much time would be required for a 6 m telescope to collect an equal amount of light? How about a 12 m telescope? (Note: When astronomers refer to the size of a telescope, such as 2 m, it is the diameter of the telescope s objective lens or mirror.)

42. The photographic equipment on a telescope is replaced by a CCD. If the photographic plate records 5% of the light reaching it, while the CCD records 75%, how much time will the new system take to collect as much light as the old detector recorded in a 1-hour exposure?


Conclusiones

Using Kepler photometry of Sun-like stars (GK-type), we measured the prevalence of planets having different orbital periods and sizes, down to the size of the Earth and out to orbital periods of 1 y. We gathered Keck spectra of all host stars of planets having periods greater than 100 d to accurately determine their radii. The detection of planets with periods longer than 100 d is challenging, and we characterized our sensitivity to such planets by using injection and recovery of synthetic planets in the photometry. After correcting for orbital tilt and detection completeness, we find that 26 ± 3% of Sun-like stars have an Earth-size planet with PAG = 5–100 d. We also find that 11 ± 4% of Sun-like stars harbor an Earth-size planet that receives nearly Earth levels of stellar energy .

We showed that small planets far outnumber large ones. Only 1.6 ± 0.4% of Sun-like stars harbor a Jupiter-size planet with PAG = 5–100 d compared with a 23 ± 3% occurrence of Earth-size planets. This pattern supports the core accretion scenario in which planets form by the accumulation of solids first and gas later in the protoplanetary disk (13, 22 ⇓ –24). The details of this family of models are hotly debated, including the movement of material within the disk, the timescale for planet formation, and the amount of gas accretion in small planets. Our measurement of a constant occurrence of 1–2.8 planets per logPAG interval establishes an important observational constraint for these models.

The occurrence of Earth-size planets is constant with decreasing stellar light intensity from 100 down to 1 . If one was to assume that this pattern continues down to 0.25 , then the occurrence of planets having flux levels of 1–0.25 is also 11 ± 4%.

Earth-size planets are common in the Kepler campo. If the stars in the Kepler field are representative of stars in the solar neighborhood, then Earth-size planets are common around nearby Sun-like stars. If one were to adopt a 22% occurrence rate of Earth-size planets in habitable zones of Sun-like stars, then the nearest such planet is expected to orbit a star that is less than 12 light-years from Earth and can be seen by the unaided eye. Future instrumentation to image and take spectra of these Earths need only observe a few dozen nearby stars to detect a sample of Earth-size planets residing in the HZs of their host stars.

Note Added in Proof.

Estimates of the occurrence of Earth analog planets appear in several previous works including Catanzarite and Shao (25), Traub (26), and Dong and Zhu (27). These estimates, which range from 1% to 34%, were built upon early catalogs of Kepler planet candidates (based on less than 1.3 years of photometry). These estimates did not address survey completeness with injection and recovery or uncertain stellar radii with spectroscopy.


The code used to make the plots in the paper is available on the UCL Research Data Repository using https://doi.org/10.5522/04/14140679. The code used to generate the datasets in our study is currently in preparation to be made publicly available. In the interim period, the code can be made available from the corresponding author on reasonable request.

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First Impressions

I couldn't find the make or model so we'll just call it earth in this report. The earth oscillator appears old the photo given to me by NASA was dated December 7, 1972, so it was certainly made prior to that. I have been trying to contact the Manufacturer, but as yet there is no operation or service manual. There is no visible release date or serial number and the original specifications are unknown. It's missing a power cord. It is used and shows signs of wear. In short, very similar to most oscillators one finds on eBay.

Typically, oscillators are housed in cylindrical or rectangular enclosures this one is spherical and spins freely in a high vacuum with gravitational suspension. High mass and low friction makes for very high Q. All in all, a neat design. Like other space-qualified oscillators I have seen, this one contains iron, silicon, aluminum, and titanium.

Earth appears somewhat dirty, dusty, and wet in places. Since I don't own it (on approval only) it was decided to test is in as-is condition even though one could obtain better performance with thorough cleaning.

A close-up photo of Earth (not to scale)

The Earth rotates freely on its axis this makes it a frequency standard. The nominal frequency is approximately 11.5 µHz, or more exactly, 11.5740740e-6 Hz (a period of 86400 s). Unlike a 10811 which delivers a 10 MHz RF output the 11.5 µHz frequency output of Earth is typically detected optically: either shine light onto earth or detect light from earth.

As delivered the average measured frequency, over 40 years, was about 2.2x10 -8 low. A primary component of this earth is quartz (SiO2). The daily drift rate is 1.3x10 -12 making this one of the better quartz oscillators I have measured.


Back Alley Astronomy

Writers throughout the twentieth century engaged in speculation on extraterrestrial life: not only life as we know it, but life as we never knew it. Lately, however, interest has shifted away from such intriguing prospects as crystalline colonial organisms , sentient plasma clouds , and the ecologies of gas giant atmospheres, toward the more prosaic question of carbon-based life on Earth-like worlds. Current investigations invoke habitable zones and habitable planets, which are defined by the conditions that enabled our own mundane biosphere to emerge and endure (Figura 1).

The hydrocarbon lakes of Titan and the subsurface oceans of Enceladus and Europa remain topics of keen interest. For all we know, these icy worlds might support exotic biochemistries based on carbon compounds. But we have no secure way of detecting similar environments in exoplanetary systems, whether by present methods or those expected for some time to come (Kasting & Catling 2003, Kasting et al. 2014). This restriction indefinitely tethers our extrasolar speculations to Earth. The best response to such restraint might be simply to look in the mirror. What are the limits of “Earth-like?” Which parameters of our own world can tell us when we’ve found an extrasolar cousin or sibling?

The most widely discussed feature of exoplanetary systems is the habitable zone – the range of orbits where the host star’s flux would permit surface bodies of water on a rocky planet with the appropriate mass and atmosphere. Obviously, Earth is such a planet, so we know where to look for the Solar System’s habitable zone. Recent research continues to explore this concept (Kopparapu et al. 2013, Zsom et al. 2013, Kasting et al. 2014). Kopparapu & colleagues express the more or less standard view: The habitable zone of a G-type star with the same mass as our Sun extends from about 0.9 to 1.5 astronomical units (AU). For a K-type star of 0.75 Solar masses (Msol) the approximate boundaries are 0.5 – 0.9 AU. For an M dwarf of 0.4 Msol, they shrink to 0.15 – 0.30 AU.

It is also universally accepted that a planet needs some minimum mass in order to sustain an active rheology, robust atmosphere, and surface water over billions of years. Mars, at 0.11 Earth masses (Mea), is evidently too lightweight to fulfill this condition, whereas Venus, at 0.81 Mea, would be just right if only its orbit were wider. The lower boundary for mass must be somewhere in between. In a classic study, James Kasting and colleagues (1993) defined a habitable planet as “several times more massive than Mars.” They also reasoned that larger planets “have higher internal heat flows and should therefore be able to maintain tectonic activity” for substantial periods. As far as I know, the only researchers who have offered a precise value for the minimum habitable mass are Sean Raymond and colleagues (2006, 2007), who propose 0.3 Mea.

Finding the maximum mass, however, has been contentious. At least two factors are in play: plate tectonics and atmospheric accretion.

Back in 1993, Kasting & colleagues noted that the carbon-silicate cycle is a necessary enabler of life on Earth. Although they didn’t mention it, this cycle is supported by plate tectonics (Figura 2), a process foregrounded by most subsequent discussions of extrasolar life.

More than a decade later, when theoretical discussions of Super Earths commenced, several studies examined the habitability of planets in the range of 1 to 10 Mea. These objects were typically assigned Earth-like compositions and heavy element atmospheres – rather than, for example, extended hydrogen/helium (H/He) envelopes. At least one study argued that plate tectonics would be “inevitable” on such Super Earths (Valencia et al. 2007). Similar conclusions were implicit in other literature of the time.

To illustrate (their Figure 8), they offer a schema of masses, radii, and chemical compositions that meet this condition, extending as high as an object of 5 Mea and 1.5 Rea. Although they don’t explicitly discuss a mass limit for mantle convection, they do argue that plate tectonics is possible on all the rocky planets encompassed by their schema. As a real-life example they offer Kepler-36b, a classic Hot Super Earth on a 14-day orbit with an approximate mass and radius of 4.45 Mea and 1.49 Rea, respectively.

The findings of U15 invite comparison with the recent work of Courtney Dressing & colleagues (hereafter D15) on the structure of terrestrial planets. D15 tried to find a single composition that could explain the masses and radii of Earth, Venus, and five well-characterized extrasolar terrestrials (CoRoT-7b Kepler-10b, -36b, -78b, and -93b). By contrast, U15 tried to generalize from Earth’s parameters to construct a flexible model that would encompass all potentially Earth-like planets. This difference in goals might explain why D15 used a simpler model of planet structure, with only two layers: a pure iron core accounting for 17% of the total mass and a magnesium silicate mantle accounting for 87%.

Notably, their solution involves a much less massive core than the one proposed by U15. Hence they find a smaller planetary mass at each radius than do U15. As their real-life example of a terrestrial planet, D15 offer Kepler-93b, for which they prefer a mass of about 4 Mea and a radius of 1.48 Rea. For the same radius, U15 provide a mass 10% higher. However, the mismatch between the two studies falls within the range of uncertainties for the parameters of the five exoplanets modeled by D15. For Kepler-93b, they defined the mass range as 3.34-4.70 Mea, while for the same mass range U15 provided a range in radius of about 1.35-1.50 Rea, which encompasses D15’s preferred value.

Happily, then, the results of U15 appear consistent with the those of D15, whose model has been widely endorsed. Their conclusions have the further appeal of supporting plate tectonics on selected planets massing up to 5 Mea. This is a more generous upper bound than I’ve imagined in recent years.

Nonetheless, it’s clear that an appropriate mantle structure is insufficient by itself to guarantee either plate tectonics or life. Water and atmosphere make critical contributions.

The factors governing Earth-like physical conditions and carbon-based life have complex interdependencies. Life needs water, and oceans need plate tectonics, but tectonics also needs oceans (Korenaga 2010, Lammer et al. 2009, 2010). Lubrication is required to facilitate plate movement, and apparently ice won’t do : the eternal wandering of continents is bo rne by water.

For truly Earth-like conditions, however, the amount of water requires titration. Too much is just as bad as not enough, and an excess of water seems quite easy for young planets to accrete, at least according to simulations of Solar System history (Raymond et al 2007). Helmut Lammer & colleagues (2009) pointed out that a rocky planet covered by a water layer 100 km deep, as modeled by studies of “Ocean Planets” (e.g., Leger et al. 2004), would be unsuitable for the development of life. Regardless of temperature, high-pressure ices would form at the bottom of such an ocean and prevent interaction between the water layer and chemicals in the crust. Without this interaction, life could not arise, and the carbon-silicate cycle would not emerge.

Even though we were told as children that three-quarters of our planet is covered by oceans, that water layer is remarkably thin (figura 3). The total water inventory of Earth, including water in the mantle, is quite small: just 0.05% Mea (Raymond et al. 2014). Yann Alibert (2014) found that a planet of Earth mass and composition can maintain both a global ocean and a carbon cycle only if its water content is 2% or less by mass, with the maximum percentage falling rapidly with rising planet mass. So far, that seems to be the best available constraint on water inventory.

It’s worth noting that although Alibert’s upper limit is 40 times greater than Earth’s current reservoir, it’s still 5 to 25 times smaller than the water fractions proposed for Sauna Planets and Water Worlds.

An atmosphere is generally assumed as a prerequisite for life. One notable exception involves airless bodies like Europa, where biochemistries could evolve in shallow subsurface oceans. However, our focus is Earth-like planets with masses that exceed Europa’s by more than an order of magnitude. These objects are believed to accrete or outgas significant atmospheres during their formation and early evolution.

Any planet above the minimum Earth-like mass (defined here as 0.3 Mea) will likely retain its gas envelope as long as it can withstand the high levels of extreme ultraviolet (XUV) flux emitted by young stars. Planets orbiting near the star are the most vulnerable to atmospheric erosion, while those with masses of several Mea have the best protection.

Pre-Kepler discussions took it for granted that any object under 10 Mea would be incapable of supporting an H/He envelope. Then in 2011 came the discovery of the Kepler-11 system, where at least four planets with masses between 2 and 8 Mea revealed puffy silhouettes consistent with deep H/He atmospheres. Many comparable Kepler planets have been characterized since then. It is now understood that rocky cores similar in mass to Earth can have radically more extensive envelopes. Since H2 is a greenhouse gas, and H/He atmospheres produce surface pressures far in excess of Earth’s, even relatively low-mass planets with deep gas envelopes will not sustain surface bodies of water. By definition, they are not Earth-like.

Two recent studies, led respectively by Rebekah Dawson and Helmut Lammer, explored the conditions needed for terrestrial planets up to 5 Mea to accrete and sustain puffy envelopes. While taking different approaches, these two groups found a similar lower boundary for envelope survival: 2 Mea. Above that mass, unless they orbit very close to their host stars, most planets will accrete and retain H/He atmospheres. Below that mass, even on cooler orbits, primordial H/He will dissipate.

Dawson & colleagues (hereafter D15) conducted N-body simulations to study the en el lugar accretion of rocky objects in protoplanetary disks of varying metallicity, along with their atmospheric evolution up to the dispersion of the nebular gas. They did not address the photoevaporation of primitive atmospheres, a factor that becomes significant only after the nebula disperses. Nonetheless, they cited Lopez & Fortney (2014) for a discussion of atmospheric loss at later stages of system evolution.

The central aim of D15 was to investigate the relationship between the surface density of solid materials suspended in the primordial nebula and the mass and atmospheric composition of the resulting planets. Their simulations followed the evolution of rocky embryos orbiting a Sun-like star between 0.04 and 1 AU in the presence of a dusty H/He nebula that dissipated after 1 million years. The embryos grew by mergers and accreted gas according to their mass. D15 found that 1) planetary cores smaller than 2 Mea did not accrete substantial envelopes from the nebula, and 2) cores of 2 Mea or more could form within 1 million years only in protoplanetary disks with a high surface density of solids. Such environments are typical of highly metallic stars even without significant gas-driven migration of planetesimals or embryos.

D15 also concluded that the inner nebulae of stars with ordinary or depleted metallicity can still achieve a sufficient surface density to build gas dwarfs if they experience migration of solids from outer orbits. In other words, D15’s approach does not require “strict” en el lugar accretion (Chiang & Laughlin 2013). They even permit the migration of full-formed gas dwarfs from outside 1 AU, as in Lee & colleagues (2014, 2015).

This study raises interesting questions on many points, including realistic timeframes for nebula dispersion and the effect of mixed migration pathways on the composition of planets that achieve habitable orbits. Nevertheless, the answers probably wouldn’t change D15’s most salient findings on envelope accretion by young planets. They conclude that planets under 2 Mea are unlikely to capture or sustain H/He atmospheres, while planets above that mass will do so under typical conditions. This result provides a clear constraint on definitions of “Earth-like.”

An earlier study by Lammer & colleagues (hereafter L14) had already looked at the evolution of gas-enveloped planets after nebula dispersion. They studied a single phase of the process under idealized conditions, modeling rocky planets with masses between 0.1 and 5 Mea orbiting a Solar twin at 1 AU. All planets were assumed to reach their final core masses in the presence of the primordial nebula, and to accrete H/He envelopes in proportion to their mass.

L14 differed sharply from D15 in their handling of gas accretion, since even sub-Earth objects in their model captured H/He. Nor did they advance any argument regarding surface densities of solids or the formation pathways of their theoretical planets. Their approach appears agnostic to these factors.

In the most favorable variations on their model, some Super Earths of 5 Mea reached the threshold of runaway gas accretion. In real systems these would become gas giants. The rest, along with all other planets of lower mass, captured smaller but still substantial H/He envelopes before the nebula dispersed. With the loss of this protective cloud, however, the effects of XUV flux became significant.

L14 found that rocky planets down to 2 Mea –in some cases even as low as 1 Mea – suffered minimal atmospheric loss during the phase of “saturated” flux in the first 100 million years of stellar evolution. These planets were able to retain their H/He envelopes indefinitely, resembling typical Kepler planets with masses of 2-5 Mea and radii of 2-4 Rea. Less massive planets, however, lost their envelopes.

Considering L14’s findings alongside the other constraints discussed so far, we see some major shrinkage in the likely mass range of Earth-like planets around Sun-like stars. Evidently it’s about 0.3 to 2 Mea (Figura 4), with potential outliers at slightly higher masses. Given the level of XUV flux typical of the habitable zones of late F, G, and early K-type stars, all planets under 1 Mea lose their primordial H/He, whereas most planets over 2 Mea retain it.

L14 proposed that the relative dustiness of the nebula would be a critical factor determining the survival of H/He envelopes around planets over 1 Mea. Some fraction of rocky planets between 2 and

2.5 M ea might end up with friendly atmospheres of nitrogen and carbon dioxide, but that outcome becomes vanishingly less likely with increasing mass.

The only exception might be planets that reached their final bulk during a phase of giant impacts after the nebula dissipated. This is actually how the Solar System’s small planets formed, but recent work suggests that our system’s evolutionary history is unique. In other potential evolutionary scenarios, we could imagine a collision between two Super Earths of 1.8 Mea each, which (after the dust settles) would create a single gas-free planet of about 3.5 Mea. Since the collision happens after nebula dispersion, the new planet cannot accrete any additional atmosphere. Thus it evolves into a truly super-sized Earth with volcanoes, oceans, and all the rest. Scenarios like that might be rare, though.

On firmer ground, the complementary results of D15 and L14 indicate that rocky planets of 0.3𔃀.0 Mea and 0.7𔂿.2 Rea will be free of troublesome H/He envelopes. Depending on the specifics of formation pathways and XUV flux, these planets would make plausible candidates for Earth 2.

But don’t forget about that X-ray and XUV flux. Indeed, it’s been getting a lot of attention over the past year or so. Most of the studies discussed in this posting used stars of the same mass and effective temperature as our Sun for their standard. The underlying assumption is that factors relevant to thermal environment, such as the location of the system habitable zone, can be scaled to fit stars of different effective temperatures, luminosities, and colors.

But stellar evolution places a limit on such scaling. The earliest discussions of extrasolar life noted that stars above a certain mass – around 1.5 times Solar (1.5 Msol) – have a main sequence lifetime too brief to permit the evolution of life. Even if a planet of the right mass and composition were to orbit comfortably in the habitable zone of an A-type star of 1.8 Msol, it would barely have time to cool down and recover from asteroid bombardment before its parent star began expanding and reddening into the subgiant stage. Rising temperatures would then boil off the planetary ocean and sterilize any emergent biosphere.

Fortunately, high-mass stars of spectral types A, B, and O represent less than 1% of the stellar population in our region of the Milky Way. What about M dwarfs, which account for three-quarters of all main sequence stars? Questions regarding the habitability of their planets are getting complicated.

Earlier studies noted that the close-in habitable zones of M dwarfs would constrain planets with the appropriate insolation to be tidally locked, without benefit of a day/night cycle. M dwarfs are also more likely than higher-mass stars to erupt in intense flares that could destroy volatiles and erode the atmospheres of close-in planets. Nevertheless, neither factor seems an insurmountable barrier to the emergence of life. Presumably organisms could evolve in non-stop daylight and eventually colonize darker longitudes, while robust atmospheres would shield surface ecologies against occasional flares.

Recent literature, however, finds new causes for doubt. A study by Luger & Barnes (2015) provides several reasons for pessimism about the habitability of M dwarf planets. In addition to the propensity of red stars to undergo extreme flaring events, Luger & Barnes note the antagonistic qualities of their evolutionary history. Newborn stars under about 0.65 Msol spend several hundred million years at luminosities one to two orders of magnitude higher than their main sequence brightness. Yet planet formation around any star happens on a much shorter timescale, within a few tens of millions of years after stellar ignition. Luger & Barnes demonstrate what that mismatch in developmental histories means for water and life. Planets that form in a young M dwarf’s habitable zone will freeze out once the star matures, whereas planets that end up in the mature star’s habitable zone will have been roasted for a billion years by intense X-ray and XUV flux, including violent flares. The cool planets will be too cold, while the warm planets will be stripped of volatiles.

These results make M dwarf stars less attractive as potential hosts of Earth-like planets than they looked just a few years ago. It seems that sensibly Sun-like stars in the approximate range of 0.7𔂿.3 Msol are once again the best choice of parents, at least if you want to grow up to be green.

perspectives on known space

In the context of the other constraints outlined here, the findings of Luger & Barnes also call for a harder look at the clutch of small Kepler planets proposed over the past few years as potential Earth analogs. Among the six candidates confirmed to date, four orbit stars less massive than 0.65 Msol – M dwarfs by any other name. Ironically, these are the four smallest planets of the lot (Kepler-438b, -186f, -395c, -442b), with radii ranging from 1.12 to 1.34 Rea. Since all have periods shorter than 130 days, and two have periods shorter than 40 days, they all might have suffered complete desiccation. In fact, a new study just reported that Kepler-438b, with a semimajor axis of only 0.17 AU, experiences powerful flares from its host star that make it vulnerable to complete loss of atmosphere (Armstrong et al. 2015). None of these candidates seem truly Earth-like.

The other two planets (Kepler-62f, -452b) orbit hotter stars on longer orbital periods, so they appear to occupy their systems’ long-term habitable zones. By some definitions their radii place both of them at or near the upper edge of the Earth-like range, but according to the criteria established in this discussion, 452b is definitely, and 62f is probably, just too big.

Assuming the proposed radius of 1.41 Rea, an Earth-like composition would confer a mass of 3.5𔃂 Mea on Kepler-62f, following the models of Dressing et al. (2015) and Unterborn et al. (2015), respectively. Either value would be consistent with plate tectonics (at least according U15). But we have no constraints on this object’s true mass. It seems just as likely to be a less dense and thus less massive planet with a large volatile content: either a deep global ocean, failing the criterion for water, or a remnant H/He envelope, failing the criterion for atmosphere. According to the results of Lammer et al. (2014) and Dawson et al. (2015), it could be a relatively hospitable rocky planet of 3.5𔃂 Mea only if it formed by giant impacts after the system’s protoplanetary nebula dissipated. Because 62f is part of compact multiplanet system with four inner companions, however, a history of dynamical upset seems unlikely.

Assuming a radius 1.63 Rea, Kepler-452b has a similar range of potential compositions, although the all-rocky option is even more unlikely. At 5𔃄 Mea, an ice- and hydrogen-free planet would also need to be iron-free to achieve a radius so large. Such a composition isn’t plausible, and even if it were, it’s hard to see how plate tectonics might develop. A water world or an unlucky Earth-mass object with a residual H/He shroud seems more likely.

Given all these disappointing candidates, imaginary Earth-like planets (Figura 5) will have to do for a while longer.


Frequency of Earth type cores? - Astronomía

Seismology is the study of earthquakes and seismic waves that move through and around the earth. A seismologist is a scientist who studies earthquakes and seismic waves.

Seismic waves are the waves of energy caused by the sudden breaking of rock within the earth or an explosion. They are the energy that travels through the earth and is recorded on seismographs.

There are several different kinds of seismic waves, and they all move in different ways. The two main types of waves are body waves and surface waves. Las ondas corporales pueden viajar a través de las capas internas de la tierra, pero las ondas superficiales solo pueden moverse a lo largo de la superficie del planeta como ondas en el agua. Earthquakes radiate seismic energy as both body and surface waves.

Traveling through the interior of the earth, body waves arrive before the surface waves emitted by an earthquake. These waves are of a higher frequency than surface waves.

The first kind of body wave is the P wave o primary wave. This is the fastest kind of seismic wave, and, consequently, the first to 'arrive' at a seismic station. The P wave can move through solid rock and fluids, like water or the liquid layers of the earth. It pushes and pulls the rock it moves through just like sound waves push and pull the air. Have you ever heard a big clap of thunder and heard the windows rattle at the same time? The windows rattle because the sound waves were pushing and pulling on the window glass much like P waves push and pull on rock. Sometimes animals can hear the P waves of an earthquake. Dogs, for instance, commonly begin barking hysterically just before an earthquake 'hits' (or more specifically, before the surface waves arrive). Usually people can only feel the bump and rattle of these waves.

P waves are also known as compressional waves, because of the pushing and pulling they do. Subjected to a P wave, particles move in the same direction that the the wave is moving in, which is the direction that the energy is traveling in, and is sometimes called the 'direction of wave propagation'. Click here to see a P wave in action.

Figure 1 - A P wave travels through a medium by means of compression and dilation. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

The second type of body wave is the S wave o secondary wave, which is the second wave you feel in an earthquake. An S wave is slower than a P wave and can only move through solid rock, not through any liquid medium. It is this property of S waves that led seismologists to conclude that the Earth's outer core is a liquid. S waves move rock particles up and down, or side-to-side--perpendicular to the direction that the wave is traveling in (the direction of wave propagation). Click here to see a S wave in action.

Figure 2 - An S wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

If you'd like to try your hand at making your own P and S waves, try this little experiment.

Travelling only through the crust, surface waves are of a lower frequency than body waves, and are easily distinguished on a seismogram as a result. Though they arrive after body waves, it is surface waves that are almost enitrely responsible for the damage and destruction associated with earthquakes. This damage and the strength of the surface waves are reduced in deeper earthquakes.

The first kind of surface wave is called a Love wave, named after A.E.H. Love, a British mathematician who worked out the mathematical model for this kind of wave in 1911. It's the fastest surface wave and moves the ground from side-to-side. Confined to the surface of the crust, Love waves produce entirely horizontal motion.Click here to see a Love wave in action.

Figure 3 - A Love wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

The other kind of surface wave is the Rayleigh wave, named for John William Strutt, Lord Rayleigh, who mathematically predicted the existence of this kind of wave in 1885. A Rayleigh wave rolls along the ground just like a wave rolls across a lake or an ocean. Because it rolls, it moves the ground up and down, and side-to-side in the same direction that the wave is moving. Most of the shaking felt from an earthquake is due to the Rayleigh wave, which can be much larger than the other waves. Click here to see a Rayleigh wave in action.

Figure 4 - A Rayleigh wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.


Ver el vídeo: Earths Core Frequencies from Light to Sound alpha Binaural Beats of Outer u0026 Inner Core (Agosto 2022).