Astronomia

Qual é a origem da poeira perto do sol?

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Nota: Solar Probe + agora é oficialmente Parker Solar Probe


Em https://space.stackexchange.com/q/17498/12102 perguntei sobre a missão Solar Probe Plus. Lendo um relatório de 2008, vi que há uma exposição elevada à poeira de alta velocidade perto do sol. Eu entendo a alta velocidade, qualquer coisa em órbita que se aproxime estará se movendo rápido, mas não entendo por que há poeira ali.

Simplificando - a gravidade não o puxaria ou o vento solar o sopraria para longe?

Qual é a origem do carbono refratário e silicatos? É este material residual orbitando da formação do sistema solar, ou está caindo de mais longe, ou é o carbono e o silício que sobraram que caíram no sol em formação inicial e agora estão sendo soprados de volta?

4.3.5 Micrometeoróide e Pó. Solar Probe + encontrará partículas de poeira variando em diâmetro de submicron até várias centenas de microns e consistindo em carbono altamente refratário e espécies de silicato com uma densidade aparente típica de ~ 2,5 g / cm2. As partículas estarão viajando a velocidades relativas de até 350 km / s. Para definir os requisitos de blindagem para Solar Probe +, um modelo de poeira foi desenvolvido com base principalmente no trabalho de Mann et al. (2004). O modelo emprega as seguintes premissas ...

acima de: captura de tela do SolarProbePlus2008

acima de: captura de tela da folha de dados Solar Probe Plus da NASA

acima de: ilustração do Solar Probe Plus da NASA de http://solarprobe.jhuapl.edu/spacecraft/ Sun is up - para afirmar o óbvio!


Existem duas populações de poeira primária perto de 1 UA, poeira interplanetária (IPD) e poeira interestelar (ISD) [Mann, 2010]. Também discuti as observações de poeira em detalhes em https://physics.stackexchange.com/a/160627/59023.

Poeira Interplanetária

IPD de ~ 1 $ mu $ m tamanho deriva em direção ao Sol devido ao arrasto de Poynting-Robertson enquanto segue órbitas aproximadamente Keplerianas [por exemplo, Malaspina et al., 2014]. Mais perto do sol, essas partículas se quebram devido a colisões, sublimação / ablação e / ou pulverização catódica.

Grãos de poeira de ~ 0,1 $ mu $ m de tamanho são os chamados "$ beta $ meteoritos", que viajam para longe do sol devido ao desequilíbrio da pressão da radiação sobre a gravidade [Mann, 2010].

Os menores grãos de poeira com $ ll $ 0,1 $ mu $ m de tamanho, os chamados nanograins ou nanodust, agem como grandes íons de captação, que são carregados contra o sol pelo campo elétrico convectivo dependente da estrutura (ou seja, apenas a força de Lorentz) produzido quando o grão de poeira se move em relação ao fluxo do vento solar (ou seja, $ mathbf {E} _ {conv} = - mathbf {V} _ {sw} times mathbf {B} _ {sw} $, onde o subscrito $ conv $ ($ sw $) significa convectivo (vento solar) e $ mathbf {V} $ e $ mathbf {B} $ são a velocidade do fluxo em massa e o campo magnético quase estático). Essas partículas podem atingir velocidades superiores a 100 km / s em relação ao sol [Meyer-Vernet et al., 2009].

Poeira interestelar

ISD foi descoberto pela primeira vez pelo Ulisses nave espacial, que tem o tamanho de ~ 1 $ mu $ m e se move a ~ 26 km / s em relação ao baricentro do sistema solar. Trabalhos mais recentes [Malaspina et al., 2014] encontrou uma relação entre as taxas de contagem de impacto de poeira e a longitude eclíptica.

O motivo pode ser visto a seguir. A velocidade transversal da Terra em relação ao sol é de aproximadamente 29 km / s. Assim, quando a Terra se move anti-paralela (paralela) à direção do fluxo ISD, a velocidade relativa da espaçonave de poeira é de ~ 55 (~ 3) km / s, o que produziu uma taxa de contagem de poeira aumentada (reduzida). Isso ocorre porque há uma velocidade de impacto limite necessária para produzir uma nuvem de plasma grande o suficiente (ou seja, $ gtrsim $ 5-10 km / s, dependendo do tamanho da poeira) [Meyer-Vernet et al., 2009; 2014].

Qual é a origem da poeira perto do sol?

As fontes primárias de aproximadamente 1 $ mu $ m de tamanho próximo a 1 UA são trilhas de detritos cometários, asteróides, planetas, luas e ISD [Mann, 2010; Zaslavsky, 2015].

Simplificando - a gravidade não o puxaria ou o vento solar o sopraria para longe?

Alguns são atraídos por uma combinação de gravidade e arrasto de Poynting-Robertson, enquanto os grãos menores são "empurrados" para fora pela pressão de radiação (ou seja, $ beta $ meteoritos) ou "pegos" pela força do vento solar Lorentz (ou seja, nanodust).

Referências

  • D.M. Malaspina et al., "Poeira interplanetária e interestelar observada pelo instrumento de campo elétrico Wind / WAVES," Geophys. Res. Lett. 41, pp. 266-272, doi: 10.1002 / 2013GL058786, 2014.
  • Mann, I. "Poeira Interestelar no Sistema Solar," Revisão Anual de Astronomia e Astrofísica 48, pp. 173-203, doi: 10.1146 / annurev-astro-081309-130846, 2010.
  • Meyer-Vernet, N., et al. "Detecção de poeira pelo instrumento Wave em ESTÉREO: Nanopartículas captadas pelo vento solar ?," Sol. Phys. 256, pp. 463-474, doi: 10.1007 / s11207-009-9349-2, 2009.
  • Meyer-Vernet, N., et al. "A importância das antenas monopolo para observações de poeira: por que o Wind / WAVES não detecta nanodust," Geophys. Res. Lett. 41, pp. 2716-2720, doi: 10.1002 / 2014GL059988, 2014.
  • Zaslavsky, A. "Perturbações de potencial flutuante devido a impactos de micrometeoróides: Teoria e aplicação a dados S / WAVES," J. Geophys. Res. 120, pp. 855-867, doi: 10.1002 / 2014JA020635, 2015.

Diagrama ilustrando a possível jornada do grão de poeira (imagem)

Ilustração da história dinâmica que a partícula modelada pode ter experimentado durante a formação do sistema solar. Analisar as estruturas em escala micro e atômica da partícula e combiná-las com novos modelos que simulam processos químicos complexos no disco revelou sua possível jornada ao longo de muitas órbitas ao redor do sol (caixa de texto explicativo e diagrama à direita). Originário não muito longe de onde a Terra se formaria, o grão foi transportado para as regiões internas e mais quentes e, por fim, levado para as regiões mais frias.

Crédito

Heather Roper / Tom Zega et al.

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Pesquisadores rastreiam a jornada do grão de poeira através do sistema solar recém-nascido

Diário The Planetary Science Journal Funder NASA, National Science Foundation

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Copyright e cópia 2021 da American Association for the Advancement of Science (AAAS)

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Alguns raios cósmicos se originam no sistema solar, descobrem os pesquisadores

WASHINGTON - Os pesquisadores descobriram que uma parte dos raios cósmicos anômalos - partículas carregadas aceleradas a enormes energias pelo vento solar - resulta de interações com grãos de poeira de um cinturão de objetos do tamanho de um cometa perto da órbita de Plutão. Esses objetos constituem o que é conhecido como Cinturão de Kuiper, um resquício da formação do sistema solar.

"Esta nova descoberta mostra como a poeira no cosmos pode desempenhar um papel importante na produção das partículas mais energéticas conhecidas", diz o Dr. Nathan Schwadron, cientista pesquisador sênior da Divisão de Ciência Espacial e Engenharia do Southwest Research Institute (SwRI) em San Antonio, Texas. O estudo de Schwadron e colegas do SwRI e da Universidade de Michigan foi publicado em 30 de outubro na Geophysical Research Letters, um jornal da American Geophysical Union.

"Os grãos de poeira são produzidos em grandes quantidades por meio de colisões de objetos do Cinturão de Kuiper", diz Schwadron. "Essas partículas nos dão um vislumbre dos primeiros estágios de nosso sistema solar, quando o conteúdo de poeira era muito maior e poderia ser comparado a outros sistemas estelares mais empoeirados que existem agora."

Observações recentes de raios cósmicos anômalos são intrigantes por causa da presença inesperada de ferro, silício e carbono, observa Schwadron. "Esta descoberta varia da explicação tradicional de raios cósmicos anômalos que se pensava serem desprovidos de elementos facilmente carregados."

O meio interestelar tem muitos átomos de carbono, silício e ferro, mas a carga elétrica (ionização) desses elementos os impede de penetrar profundamente no sistema solar. "Nossa equipe procurou por uma fonte já dentro do sistema solar para explicar os incomuns raios cósmicos anômalos - e encontramos um nos pequenos grãos semelhantes a cometas do Cinturão de Kuiper próximo," diz Schwadron.

À medida que os grãos produzidos por colisões no Cinturão de Kuiper se movem em direção ao sol, eles são bombardeados por partículas do vento solar, que causa a pulverização catódica e liberta os átomos de carbono, silício e ferro de dentro. Nesse ponto, essas partículas interagem com a radiação solar, transformando-as em íons (partículas carregadas). O vento solar então os varre e os acelera para energias de raios cósmicos anômalos na borda do sistema solar, onde eles são movidos para frente e para trás por campos magnéticos no vento solar e no meio além do sistema solar, de acordo com Schwadron.

Tom Bogdan, diretor do programa da Divisão de Ciências Atmosféricas da NSF, que financiou parcialmente a pesquisa, diz: "Este é um grande passo para resolver o antigo mistério da origem do componente anômalo dos raios cósmicos. A pesquisa ressalta o poder de sensoriamento remoto: a amostragem do material do Cinturão de Kuiper com sondas espaciais não tripuladas é um empreendimento enorme e difícil. A detecção local do componente de raio cósmico anômalo fornece informações sobre as condições que prevalecem nesta região remota de nosso sistema solar. "

Os "raios cósmicos anômalos" são assim chamados porque se formam na vizinhança relativa da Terra, perto do sol, e têm energia inferior aos raios cósmicos galácticos e intergalácticos, que se formam nos confins da galáxia e além. Os raios cósmicos, as partículas mais energéticas do cosmos, movem-se por todo o universo à velocidade da luz e bombardeiam constantemente a Terra.

"A descoberta de que raios cósmicos anômalos podem ser gerados a partir de material no Cinturão de Kuiper fornece uma ferramenta para entender sua distribuição e composição de massa e para sondar as interações plasma-poeira no espaço", disse Schwadron.

Acredita-se que os raios cósmicos também desempenham um papel na evolução. "Os raios cósmicos são uma faca de dois gumes. Eles causam mutação genética e são prejudiciais aos organismos vivos, mas estimulam a evolução biológica", diz Schwadron. "Os raios cósmicos são nossa única amostra disponível de matéria dos confins da galáxia distante e de outras galáxias. Eles podem nos dizer muito sobre o que está no universo, e agora podemos usá-los para estudar o que está no Cinturão de Kuiper. Sua relação com a criação ou manutenção da vida também merece um olhar mais atento. "

Este programa foi apoiado com financiamento da NSF, NASA e SwRI.

Fonte da história:

Materiais fornecidos por União Geofísica Americana. Nota: o conteúdo pode ser editado quanto ao estilo e comprimento.


A superfície e a atmosfera do Sol & # 39s

Esta fotosfera é a camada visível de 500 km de espessura da qual a maior parte da radiação e luz do Sol finalmente escapam. É também o ponto de origem das manchas solares. Acima da fotosfera está a cromosfera ("esfera de cor") que pode ser vista brevemente durante os eclipses solares totais como uma borda avermelhada. A temperatura aumenta constantemente com a altitude até 50.000 K, enquanto a densidade cai para 100.000 vezes menos do que na fotosfera.

Acima da cromosfera está a coroa. É a atmosfera externa do Sol. Esta é a região onde o vento solar sai do Sol e atravessa o sistema solar. A corona é extremamente quente, mais de milhões de graus Kelvin. Até recentemente, os físicos solares não entendiam muito bem como a corona podia ser tão quente. Acontece que milhões de minúsculas chamas, chamadas nanoflares, podem desempenhar um papel no aquecimento da coroa.


Qual é o gegenschein?

Está vendo a fraca concentração de luz em direção ao centro desta imagem? Esse é o evasivo gegenschein & # 8211, também conhecido como counterglow & # 8211, um ponto difuso visível no mais escuro dos céus, centralizado no ponto diretamente oposto ao sol. A luz do sol refletindo na poeira interplanetária causa isso. Imagem via Project Nightflight.

Do sol contra-brilho - ou Gegenschein - é uma espécie de lenda dos astrônomos. Todo astrônomo amador já ouviu falar sobre isso, apenas alguns deles realmente viram, e menos ainda tiveram a sorte de capturar uma imagem dessa aparição sombria e fantasmagórica. Como disse um colega observador:

Na verdade, não é um objeto de forma alguma. Mas vamos começar do começo.

O que exatamente é o gegenschein?

É amplamente conhecido que o espaço entre os planetas não está vazio. O plano do sistema solar é preenchido com um enorme disco de pequenas partículas de poeira com tamanhos que variam de menos de 1/1000 milímetro a 1 milímetro. É menos conhecido que esta nuvem de poeira interplanetária é uma estrutura altamente dinâmica. Em contraste com a sabedoria convencional, não é uma sobra de uma eternidade da formação do sistema solar. Essa poeira primordial já se foi. A poeira interplanetária de hoje é & # 8211 em um sentido astronômico da fala & # 8211 muito jovem, com apenas milhões de anos de idade. A maioria das partículas se origina de incidentes bastante recentes, como colisões de asteróides.

Isso é não o gegenschein. A imagem mostra a luz zodiacal, que está intimamente relacionada com o gegenschein. Aqui fotografada de um sítio rural, a luz zodiacal é um cone de luz que se estende do sol ao longo da eclíptica, visível após o anoitecer e antes do amanhecer. O gegenschein origina-se da mesma nuvem de poeira, mas está sempre oposto ao sol, por exemplo, mais alto no céu à meia-noite. O gegenschein é muito mais difícil de detectar ou fotografar do que a luz zodiacal. Imagem via Project Nightflight.

Expostas a várias forças, as partículas não permanecem em órbitas estacionárias, mas habitam o disco em movimento em constante mudança. As menores partículas (menos de 1/1000 milímetro) são rapidamente expelidas do sistema solar pelo vento solar. As partículas maiores também não sobrevivem por muito tempo. Eles tendem a colidir com corpos maiores ou espiralar lentamente no sistema solar interno, onde caem no sol.

No entanto, o suprimento de partículas de poeira interplanetária é constantemente reabastecido pelas colisões de asteróides mencionadas acima e pela erosão dos cometas. Portanto, a nuvem de poeira interplanetária do sistema solar não é uma formação estática, mas uma estrutura dinâmica que consiste em componentes bastante jovens.

Para um observador na Terra, esta nuvem de poeira dinâmica é principalmente visível na forma de luz zodiacal. Após o anoitecer e antes do amanhecer, ele se estende como um cone de luz do sol ao longo do caminho da eclíptica. Freqüentemente chamado de "falso amanhecer", & # 8221 a luz zodiacal é bastante brilhante e pode ser vista de qualquer local de observação que não sofra de poluição luminosa severa, especialmente quando a eclíptica está alta no céu. Para os observadores do hemisfério norte, esse é o caso no céu noturno durante a primavera e no céu da manhã durante o outono.

A luz zodiacal da manhã e da tarde são as duas áreas do disco de poeira interplanetário onde a luz do sol avança e se espalha para a Terra, resultando nos cones de luz prateados brilhantes. O disco de poeira interplanetário também é visível ao longo do resto do caminho da eclíptica, onde é chamado de faixa zodiacal. Ao contrário da luz zodiacal, no entanto, essas seções são muito difíceis de detectar, pois têm um brilho superficial extremamente baixo. Mas, no ponto diretamente oposto ao sol, a geometria novamente trabalha a nosso favor e aumenta a visibilidade da poeira interplanetária. Esta é a área do gegenschein.

Mas por que o gegenschein brilha mais forte do que o resto da faixa zodiacal? Olhando para o disco de poeira interplanetário da Terra, a seção no ponto anti-solar é iluminada diretamente por trás de nossas cabeças. Isso resulta em um aumento no brilho que é chamado de efeito de oposição. O efeito de oposição é um fenômeno frequente para os corpos do sistema solar. Por exemplo, a lua mostra um pico significativo de brilho em torno da lua cheia, ou seja, em sua oposição. Outro exemplo são os anéis de Saturno nos dias em torno da oposição, quando eles brilham drasticamente.

A principal razão para esse brilho durante a oposição é esconderijo de sombra, o que significa que todas as partículas estão totalmente iluminadas. Este efeito de oposição pode até ser sentido aqui na Terra durante o dia, se você estiver ao ar livre e olhar para o solo à sua frente. Se o solo for suficientemente áspero, você verá um brilho ao redor da sombra de sua cabeça. Para documentar esse fenômeno, fizemos a foto abaixo, que mostra o efeito de oposição no cascalho vulcânico.

Isso é como o gegenschein. Para esta foto, uma pequena câmera de ação foi posicionada em um tripé olhando para o cascalho vulcânico na ilha de La Palma. A inserção mostra alguns dos cascalhos com um tamanho de vários milímetros e sua estrutura de superfície rugosa. Em torno da sombra da câmera, o efeito de oposição resulta em um claro brilho. O brilho retratado aqui é semelhante ao brilho do gegenschein no céu noturno. Imagem via Project Nightflight.

Curiosamente, o brilho em torno da sombra da câmera tinha um diâmetro aparente de 10 graus, que é aproximadamente do mesmo tamanho que o diâmetro do gegenschein no céu noturno. Da próxima vez que você andar em uma superfície áspera sob a luz do sol, experimente e procure esta versão terrestre do contra-brilho.

Para resumir, o gegenschein não é um objeto. É um jogo de luz no disco de poeira interplanetário do sistema solar. A seção de poeira no ponto anti-solar é iluminada diretamente, o que resulta em um aumento de brilho devido à ocultação de sombra. Esse chamado efeito de oposição pode ser encontrado em muitas ocasiões, mas com o gegenschein ele tem sua aparência mais fantasmagórica e bizarra. Esta é provavelmente a razão pela qual é um troféu tão valorizado entre os astrônomos amadores.

Como capturamos o gegenschein

De nossas sessões de observação e fotografia em locais de céu escuro, o gegenschein era um companheiro familiar. Sob as estrelas, mais cedo ou mais tarde um de nós mencionaria: "Mmh, o gegenschein é bastante óbvio esta noite, & # 8221 seguido pela resposta típica:" Sim, brilhante e brilhante! " Este breve diálogo indicaria que nossos olhos alcançaram a adaptação total ao escuro e nossa visão noturna estava no máximo. Freqüentemente conversamos sobre fazer uma imagem de nosso bom e velho companheiro de céu escuro, o gegenschein. Mas, por alguma razão, nunca aconteceu. Outros projetos estavam no caminho, em outras ocasiões a posição no céu não estava certa ou a transparência da atmosfera simplesmente não era boa o suficiente.

Mas na noite de 30 a 31 de outubro de 2019, finalmente demos uma chance. No dia 30 de outubro já estávamos vários dias em uma excursão de imagens na ilha de La Palma. Durante o dia, o padrão climático irritante de Calima finalmente parou e o céu estava novamente tão azul profundo e transparente quanto pode ser nesta bela ilha de estrelas. Hospedado em uma finca solitária longe de áreas habitadas e a cerca de 800 metros (2.600 pés) acima do nível do mar, tínhamos as condições perfeitas para fotografar o gegenschein. Por volta da meia-noite, quando o contra-brilho culmina, nossos instrumentos registraram um brilho do céu de 21,4 magnitudes por segundo quadrado de arco no zênite. Está tão escuro que Sirius clareou visivelmente a paisagem quando ela surgiu atrás de uma cordilheira mais tarde naquela noite. O próprio gegenschein era bastante óbvio a olho nu. Abaixo da constelação de Áries, diretamente no caminho da eclíptica, um brilho distinto de cerca de 10 graus marcava o ponto anti-solar. A faixa zodiacal muito tênue cruzando todo o céu também era visível, quase parecendo uma marca artificial da eclíptica. Nessas condições, atirar no gegenschein foi uma tarefa fácil.

Para os interessados ​​nos detalhes técnicos: fizemos 23 exposições não filtradas de 4 minutos com uma lente de 16 mm @ f / 5.6 em uma Canon DSLR 1100D modificada por Baader. Para o rastreamento do céu, usamos um dispositivo puramente mecânico, o Mini Track LX2. Este dispositivo inovador é um companheiro frequente em nossas excursões de imagem. Para os interessados ​​em mais detalhes, fornecemos uma revisão completa do Mini Track LX2 para download em nosso site. O peso total de nosso equipamento de imagem era de menos de 3 kg (6,6 libras), incluindo câmera e tripé. As 23 exposições individuais do gegenschein foram posteriormente calibradas, registradas e empilhadas com DeepSkyStacker. O processamento da imagem final foi feito no Photoshop, onde aplicamos um aumento substancial de contraste.

Como você pode ver o gegenschein

Se você nunca encontrou o gegenschein, não espere que ele fique tão proeminente quanto na fotografia no topo deste post. Aplicamos um forte aumento de contraste à imagem para tornar o contra-brilho, sua forma e seu tamanho mais visíveis. Aos nossos olhos humanos, mesmo nas melhores condições, o gegenschein é um brilho indescritível e fraco. Em várias ocasiões, comparamos o brilho visual do contra-brilho e seções da Via Láctea. Sempre a achamos tão brilhante quanto as partes mais escuras da Via Láctea de inverno. O trecho da Via Láctea que mais se aproxima do brilho do contra-brilho é a seção entre a estrela Mirfak e o asterismo chamado "as Crianças" ao lado de Capella. Isto é, muito escuro. Qualquer objeto brilhante em sua vizinhança (por exemplo, Júpiter ou Marte em oposição) torna-o difícil de observar.

Além de ser ligeiramente mais brilhante no meio e esmaecendo uniformemente em todas as direções, o gegenschein não mostra nenhuma estrutura. Possui forma arredondada, circular ou elíptica, medindo aproximadamente 10 graus de diâmetro. É mais ou menos do tamanho de um punho estendido no comprimento do braço.

Desenho do gegenschein visto em 23 de novembro de 2019, de um local de observação do céu escuro na Baixa Áustria. Nesta noite, o ponto anti-solar estava entre os 2 aglomerados de estrelas das Híades e das Plêiades. O desenho dá uma impressão realista do que esperar ao procurar o contra-brilho. Imagem via Project Nightflight.

Se você quiser caçar o evasivo gegenschein sozinho, as dicas abaixo podem ser úteis:

Em primeiro lugar, verifique a posição: Antes de começar a procurar o gegenschein no céu noturno, você deve verificar sua posição atual. O mapa abaixo ajuda você a determinar onde procurá-lo. Também mostra se o contra-brilho é detectável, porque sua visibilidade depende muito de sua posição contra o fundo estrelado. Nos meses de junho, julho e dezembro fica completamente invisível, pois fica em frente à Via Láctea. Outros obstáculos podem ser os planetas brilhantes Marte e Júpiter. Quando um deles está perto da oposição, está na mesma região do céu que o contra-brilho e pode ofuscá-lo. Alguns programas de planetário ou aplicativos de observação de estrelas também podem ser ferramentas úteis para determinar a posição do gegenschein. Se o software fornecer uma opção para exibir o centro da sombra da Terra, isso mostrará o ponto anti-solar atual.

Veja em tamanho maior. | Este mapa dá uma ideia de onde procurar o gegenschein na frente do fundo estrelado. A escala na parte inferior indica as constelações que culminam na meia-noite local em uma determinada data. Isso também se aproxima de onde você pode encontrar o gegenschein na linha pontilhada da eclíptica. Por exemplo, no final de março brilhará na constelação de Virgem. Imagem via Project Nightflight.

Procure-o na altura máxima acima do horizonte: O gegenschein está sempre mais alto acima do horizonte por volta da meia-noite local, então essa é a melhor hora da noite para dar uma chance de observação. Também não deve haver lua acima do horizonte. Mas isso não é tudo. Como o próprio sol, o ponto anti-solar também tem diferentes alturas de culminação durante o ano. Para observadores no hemisfério norte, o ponto anti-solar tem sua culminação mais alta no solstício de inverno por volta de 21 de dezembro. Infelizmente, durante dezembro o gegenschein está na frente da Via Láctea de inverno e, portanto, invisível. Portanto, os melhores meses para ver o gegenschein das latitudes do norte são novembro e janeiro. Para os observadores do hemisfério sul, a maior altura culminante do ponto anti-solar acontece no solstício de verão, por volta de 21 de junho. Para os sulistas também, a Via Láctea está no caminho. Novamente, deve-se olhar antes ou depois do solstício, neste caso durante maio ou agosto.

Veja em tamanho maior. | Somente se todas as condições listadas neste diagrama forem verdadeiras, você terá uma chance válida de realmente detectar o gegenschein. Imagem via Project Nightflight.

Experimente do melhor local de observação ao qual você tenha acesso: O gegenschein não pode ser visto em locais poluídos pela luz. Mesmo a poluição luminosa moderada diminui muito o contraste do contra-brilho. Com base em nossas observações, o mínimo absoluto para detectar o gegenschein é um brilho do céu de 21,0 mag / arcsecond2 no zênite. Mas isso só se aplica se você já estiver bastante familiarizado com o gegenschein e souber exatamente o que e onde procurar. Para os observadores pela primeira vez, recomendamos um local com um brilho do céu de 21,2 mag / arcsecond2 no zênite ou melhor. Essas condições só podem ser encontradas longe das cidades ou outras áreas habitadas. A observação de locais nas montanhas é especialmente qualificada por causa da massa de ar reduzida em altitudes mais elevadas acima do nível do mar.

Espere por condições climáticas favoráveis: Mesmo se você observar de um local de céu escuro, o céu claro médio pode não ser bom o suficiente para ver o gegenschein. O que você realmente quer é um céu noturno com uma transparência excepcionalmente alta. Isso só acontecerá se a massa de ar acima do local de observação for a mais seca possível. Para ter uma ideia da situação atual em sua localização, você pode usar um site que fornece previsões do tempo para observações astronômicas (por exemplo, 7timer.info). Sites como este exibem dados sobre a umidade em todas as camadas troposféricas. Outra condição para alta transparência seria que o ar esteja limpo, ou seja, livre de poeira. Em latitudes médias, as condições necessárias de ar seco e limpo freqüentemente podem ser encontradas após a passagem de uma frente fria ou de uma calha.

Expanda suas habilidades de observação: Dado que você tem uma boa visão no escuro e já tem alguma experiência de observação, existem várias técnicas de observação que você precisa dominar para o gegenschein. Em primeiro lugar, você precisa aprender a se tornar verdadeiramente adaptado ao escuro. Isso pode colocar sua paciência à prova, já que seus olhos precisam de pelo menos 3/4 de hora para se ajustar totalmente ao escuro. Portanto, nada de smartphones ou outros dispositivos portáteis durante esse tempo. Você só deve usar luzes vermelhas muito fracas se não quiser arruinar sua visão noturna. Uma segunda técnica de que você pode precisar para ver o gegenschein é a visão evitada. Com a visão desviada, você não olha diretamente para um objeto, mas um pouco para o lado, enquanto continua a se concentrar no objeto. Desta forma, você está usando a visão periférica, que é mais sensível a níveis baixos de luz do que o centro do olho. Alguns observadores relatam que essa técnica faz uma grande diferença para eles e pode ajudar você também. Em qualquer caso, caçar o gegenschein melhorará muito suas habilidades de observação. Além disso, é um projeto muito interessante e, mais cedo ou mais tarde, você também poderá colocar o troféu do contemplador das estrelas em sua prateleira.

Sobre o Projeto Nightflight: & # 8220Nossa missão é o céu estrelado. Promovemos internacionalmente a conservação do céu estrelado como recurso ambiental. Para apoiar esse objetivo, trabalhamos em conjunto com nossos patrocinadores e a mídia internacional. Oferecemos portais de notícias, sites relacionados à natureza, livros, revistas e jornais com imagens de alta resolução do céu noturno intocado, captando histórias sobre a magia do céu estrelado, dicas úteis para observação de estrelas e astrofotografia e artigos informativos sobre prevenção da poluição luminosa. Com nossas imagens e histórias, frequentemente publicadas nos principais meios de comunicação impressos e on-line, aumentamos a conscientização sobre a necessidade de evitar a poluição luminosa. Nossa equipe está sediada em Viena, Áustria, e consiste em astrofotógrafos experientes e ativos em todo o mundo que trabalham como voluntários. A maioria de nossos membros ativos são profissionais de marketing ou comunicação. Se você quiser saber mais sobre nossa organização, faça o download do perfil do Project Nightflight.

O gegenschein no borrão esbranquiçado em direção ao topo desta foto de Jeff Dai de outubro de 2016 no Lago Puma Yumco, Tibete. O loop proeminente e as cores perto do horizonte são claros. Leia mais sobre esta imagem.

Resumindo: o gegenschein não é objeto. É um jogo de luz no disco de poeira interplanetário do sistema solar. O gegenschein encontra-se no ponto anti-solar, o ponto exatamente oposto ao sol. Neste ponto, a luz do sol ilumina diretamente a poeira que se move entre os planetas. Desta forma, o gegenschein está relacionado com a luz zodiacal, que também se origina da luz do sol refletida da poeira entre os planetas. Mas o gegenschein é muito mais evasivo do que a luz zodiacal. É uma mancha difusa no céu noturno, que se move diretamente na direção oposta ao sol.


Qual é a origem da poeira perto do sol? - Astronomia


O cometa ISON.
Fonte: NASA / Cameron McCarty

Os cometas são pedaços de gelo, poeira e rocha que orbitam o sol. O cometa típico tem um núcleo com alguns quilômetros de diâmetro. Os cometas são freqüentemente chamados de "bolas de neve sujas" do Sistema Solar.

À medida que um cometa se aproxima do Sol, seus gelos começam a esquentar e se transformam em gases e plasma. Esses gases formam uma grande "cabeça" brilhante ao redor do cometa que é chamada de "coma". À medida que o cometa acelera pelo espaço, os gases se arrastam atrás do cometa formando uma cauda.

Por causa de seu coma e cauda, ​​os cometas parecem confusos quando se aproximam do sol. Isso permite que os astrônomos determinem facilmente cometas de outros objetos espaciais. Alguns cometas podem ser vistos a olho nu enquanto passam pela Terra.


O cometa Hale-Bopp com coma e cauda.
Fonte: NASA.

Os cometas são geralmente divididos em dois grupos, determinados pelo tipo de órbita que possuem.

O primeiro tipo de cometa é o cometa de curto período. Os cometas de curto período têm órbitas de menos de duzentos anos. Alguns têm órbitas muito curtas de apenas alguns anos. Esses tipos de cometas se originam do cinturão de Kuiper.

O segundo tipo de cometa é o cometa de longo período. Os cometas de longo período têm órbitas superiores a duzentos anos. Alguns cometas de longo período têm órbitas de milhares de anos. Os cientistas pensam que os cometas de longo período vêm da nuvem de Oort.

O cinturão de Kuiper é uma região do Sistema Solar que fica além dos planetas e da órbita de Netuno. É muito maior do que o cinturão de asteróides. O cinturão de Kuiper contém milhões de objetos gelados, incluindo alguns objetos maiores, como os planetas anões Plutão e Eris.

Bem além do cinturão de Kuiper, os cientistas acreditam que haja outra coleção de bilhões de cometas chamada nuvem de Oort. É daí que vêm os cometas de órbita longa. O limite externo da nuvem de Oort define o limite externo do Sistema Solar.


A nuvem de Oort mostrada em
relação com o resto do Sistema Solar.
Fonte: NASA.

O que são meteoróides, meteoros e meteoritos?

Um meteoróide é um pequeno pedaço de rocha ou metal que se desprendeu de um cometa ou asteróide. Os meteoróides podem se formar a partir da colisão de asteróides ou como destroços de cometas em alta velocidade pelo sol.

Os meteoros são meteoróides que são puxados para a atmosfera da Terra pela gravidade da Terra. Quando um meteoro atinge a atmosfera, ele se aquece e queima com um raio de luz brilhante chamado "estrela cadente" ou "estrela cadente". Se vários meteoros ocorrerem ao mesmo tempo e perto do mesmo lugar no céu, isso é chamado de chuva de meteoros. A meteorite is a meteor that does not entirely burn up and makes it all the way to the ground.


NASA mission touches the edge of the Sun

The closest ever mission to the Sun has discovered dynamic structures in the solar wind that will help explain how this flux of charged particles is created and evolves as it travels out into space. The results are highly relevant here on Earth because the solar wind generates space weather including solar storms, which can damage power grids, communication networks and satellites.

NASA’s Parker Solar Probe launched in 2018 and has made measurements of the Sun from a distance of just 24 million km. This is less than half the distance between Mercury and the Sun.

The first results from the mission show bizarre S-shaped bends in the solar wind, which is a stream of energetic charged particles riding through the Solar System on magnetic field lines emanating from the Sun. There are two main components to the solar wind: the fast wind that appears to emanate from magnetic gaps in the Sun’s corona and the slow wind, which is more of a puzzle.

Indeed, understanding how the particles in the solar wind are accelerated, and what role the heating of the corona (the Sun’s the million-degree-hot atmosphere) has in this, is the greatest mystery facing solar physicists.

“It is clear from this early data that the mission will help answer some very important questions,” says Eric Christian, who is the deputy principal investigator of the Integrated Scientific Investigation of the Sun (ISIS) experiment on board the Parker Solar Probe.

A bend in the wind

Those S-shaped bends are a puzzle. They have been observed before, at greater distances from the Sun, but it was a surprise to find them so pronounced closer to the Sun.

“We have theories, but we don’t know for certain” what produces them, Christian tells Physics World. What the bends highlight is that the structure within the solar wind is imprinted upon it close to the Sun, where the solar wind is far more turbulent than it is as it passes Earth.

The connection between what happens in the Sun’s immediate environment with the dynamics of the solar wind has also been explored by Parker Solar Probe. In particular, small eruptions of plasma from magnetic instabilities on the Sun have been observed feeding the solar wind.

“The solar magnetic field is directly related to solar wind fluctuations,” says Russell Howard, who is the Principal Investigator on the mission’s Wide-field Imager for Solar Probe (WISPR) instrument. It seems that close to the Sun, it is disturbances in the Sun’s volatile magnetic field that governs the structure of the solar wind, whereas at greater distances, such a near Earth, the kinetic energy of the charged particles in the wind is able to dominate over magnetic field effects.

WISPR also found evidence for a dust-free zone near the Sun, which was first predicted 90 years ago by the American astronomy Henry Russell, of Hertzsprung–Russell diagram fame. This dust is cleared out from the environment near the Sun by heating that prompts the dust to evaporate, or radiation pressure blowing it away.

Rotational puzzle

The new results also show that, alongside the solar wind’s radial velocity, there’s also a rotational component that moves at between 35–50 km/s. As the Sun rotates, it creates magnetic tension in the corona and as magnetic fields twist up, plasma ends up being flung out into space. This had been expected, but its rotational velocity far exceeds the predictions. This proves to be a problem, because as the Sun throws off this material it gradually loses angular momentum that, over billions of years, slows its rotation, and the basics of this model have been applied to spin-down rates in other stars too. The fact that the rotational velocity component of the solar wind seems to be higher than expected challenges scientists’ understanding of how stars spin down.

NASA launches Parker Solar Probe mission to ‘touch’ the Sun

Parker Solar Probe continues to edge closer to the Sun. As its orbit shrinks, it will eventually reach a perihelion distance of just 6.16 million km in 2024–25, where it will experience temperatures of nearly 1400 °C. A specially-designed, carbon-composite heat shield protects the spacecraft’s instruments as they face a solar intensity 475 times that which spacecraft orbiting the Earth experience.

Says Christian, “In these small structures are the keys to how the solar wind is accelerated, how the corona is heated, and how energetic particles are accelerated”.

The first observations are presented in four paper papers published in Natureza.


Conteúdo

The Parker Solar Probe concept originates in the 1958 report by the Fields and Particles Group (Committee 8 of the National Academy of Sciences' Space Science Board [19] [20] ) which proposed several space missions including "a solar probe to pass inside the orbit of Mercury to study the particles and fields in the vicinity of the Sun". [21] [22] Studies in the 1970s and 1980s reaffirmed its importance, [21] but it was always postponed due to cost. A cost-reduced Solar Orbiter mission was studied in the 1990s, and a more capable Solar Probe mission served as one of the centerpieces of the eponymous Outer Planet/Solar Probe (OPSP) program formulated by NASA in the late 1990s. The first three missions of the program were planned to be: the Solar Orbiter, the Pluto and Kuiper belt reconnaissance mission Pluto Kuiper Express, and the Europa Orbiter astrobiology mission focused on Europa. [23] [24]

The original Solar Probe design used a gravity assist from Jupiter to enter a polar orbit which dropped almost directly toward the Sun. While this explored the important solar poles and came even closer to the surface (3 R , a perihelion of 4 R ), [24] the extreme variation in solar irradiance made for an expensive mission and required a radioisotope thermal generator for power. The trip to Jupiter also made for a long mission ( 3 + 1 ⁄ 2 years to first solar perihelion, 8 years to second).

Following the appointment of Sean O'Keefe as Administrator of NASA, the entirety of the OPSP program was canceled as part of President George W. Bush's request for the 2003 United States federal budget. [25] Administrator O'Keefe cited a need for a restructuring of NASA and its projects, falling in line with the Bush Administration's wish for NASA to refocus on "research and development, and addressing management shortcomings". [25]

The cancellation of the program also resulted in the initial cancellation of Novos horizontes, the mission that eventually won the competition to replace Pluto Kuiper Express in the former OPSP program. [26] That mission, which would eventually be launched as the first mission of the New Frontiers program, a conceptual successor to the OPSP program, would undergo a lengthy political battle to secure funding for its launch, which occurred in 2006. [27]

In the early 2010s, plans for the Solar Probe mission were incorporated into a lower-cost Solar Probe Plus. [28] The redesigned mission uses multiple Venus gravity assists for a more direct flight path, which can be powered by solar panels. It also has a higher perihelion, reducing the demands on the thermal protection system.

In May 2017, the spacecraft was renamed Parker Solar Probe in honor of astrophysicist Eugene Newman Parker, [29] [30] who coined the term "solar wind". The solar probe cost NASA US$1.5 billion. [31] [32] The launch rocket bore a dedication in memory of APL engineer Andrew A. Dantzler who had worked on the project. [33]

O Parker Solar Probe is the first spacecraft to fly into the low solar corona. It will assess the structure and dynamics of the Sun's coronal plasma and magnetic field, the energy flow that heats the solar corona and impels the solar wind, and the mechanisms that accelerate energetic particles.

The spacecraft's systems are protected from the extreme heat and radiation near the Sun by a solar shield. Incident solar radiation at perihelion is approximately 650 kW/m 2 , or 475 times the intensity at Earth orbit. [1] [34] : 31 The solar shield is hexagonal, mounted on the Sun-facing side of the spacecraft, 2.3 m (7 ft 7 in) in diameter, [35] 11.4 cm (4.5 in) thick, and is made of reinforced carbon–carbon composite, which is designed to withstand temperatures outside the spacecraft of about 1,370 °C (2,500 °F). [1]

A white reflective alumina surface layer minimizes absorption. The spacecraft systems and scientific instruments are located in the central portion of the shield's shadow, where direct radiation from the Sun is fully blocked. If the shield were not between the spacecraft and the Sun, the probe would be damaged and become inoperative within tens of seconds. As radio communication with Earth will take about eight minutes in each direction, the Parker Solar Probe will have to act autonomously and rapidly to protect itself. This will be done using four light sensors to detect the first traces of direct sunlight coming from the shield limits and engaging movements from reaction wheels to reposition the spacecraft within the shadow again. According to project scientist Nicky Fox, the team describe it as "the most autonomous spacecraft that has ever flown". [8]

The primary power for the mission is a dual system of solar panels (photovoltaic arrays). A primary photovoltaic array, used for the portion of the mission outside 0.25 au , is retracted behind the shadow shield during the close approach to the Sun, and a much smaller secondary array powers the spacecraft through closest approach. This secondary array uses pumped-fluid cooling to maintain operating temperature of the solar panels and instrumentation. [36] [37]

O Parker Solar Probe mission design uses repeated gravity assists at Venus to incrementally decrease its orbital perihelion to achieve a final altitude (above the surface) of approximately 8.5 solar radii, or about 6 × 10 ^ 6 km (3.7 × 10 ^ 6 mi 0.040 au). [35] The spacecraft trajectory will include seven Venus flybys over nearly seven years to gradually shrink its elliptical orbit around the Sun, for a total of 24 orbits. [1] The near Sun radiation environment is predicted to cause spacecraft charging effects, radiation damage in materials and electronics, and communication interruptions, so the orbit will be highly elliptical with short times spent near the Sun. [34]

The trajectory requires high launch energy, so the probe was launched on a Delta IV Heavy class launch vehicle and an upper stage based on the Star 48BV solid rocket motor. [34] Interplanetary gravity assists will provide further deceleration relative to its heliocentric orbit, which will result in a heliocentric speed record at perihelion. [5] [38] As the probe passes around the Sun, it will achieve a velocity of up to 200 km/s (120 mi/s), which will temporarily make it the fastest human-made object, almost three times as fast as the previous record holder, Helios-2. [39] [40] [41] Like every object in an orbit, due to gravity the spacecraft will accelerate as it nears perihelion, then slow down again afterward until it reaches its aphelion.

Within each orbit of the Parker Solar Probe around the Sun, the portion within 0.25 AU is the Science Phase, in which the probe is actively and autonomously making observations. Communication with the probe is largely cut off in that phase. [42] : 4 Science phases run for a few days both before and after each perihelion. They lasted 11.6 days for the earliest perihelion, and will drop to 9.6 days for the final, closest perihelion. [42] : 8

Much of the rest of each orbit is devoted to transmitting data from the science phase. But during this part of each orbit, there are still periods when communication is not possible. First, the requirement that the heat shield of the probe be pointed towards the Sun sometimes puts the heat shield between the antenna and Earth. Second, even when the probe is not particularly near the Sun, when the angle between the probe and the Sun (as seen from Earth) is too small, the Sun's radiation can overwhelm the communication link. [42] : 11–14

The goals of the mission are: [34]

  • Trace the flow of energy that heats the corona and accelerates the solar wind.
  • Determine the structure and dynamics of the magnetic fields at the sources of solar wind.
  • Determine what mechanisms accelerate and transport energetic particles.

To achieve these goals, the mission will perform five major experiments or investigations: [34]

  • Electromagnetic Fields Investigation (FIELDS) – This investigation will make direct measurements of electric and magnetic fields, radio waves, Poynting flux, absolute plasma density, and electron temperature. It consists of two flux-gate magnetometers, a search-coil magnetometer, and 5 plasma voltage sensors. The Principal investigator is Stuart Bale, at the University of California, Berkeley.
  • Integrated Science Investigation of the Sun (IS☉IS) – This investigation will measure energetic electrons, protons and heavy ions. The instrument suite comprises two independent Energetic Particle Instruments, the EPI-Hi and EPI-Lo studying higher and lower energy particles [43] The Principal investigator is David McComas, at the Princeton University.
  • Wide-field Imager for Solar Probe (WISPR) – These optical telescopes will acquire images of the corona and inner heliosphere. The Principal Investigator is Russell Howard, at the Naval Research Laboratory.
  • Solar Wind Electrons Alphas and Protons (SWEAP) – This investigation will count the electrons, protons and helium ions, and measure their properties such as velocity, density, and temperature. Its main instruments are the Solar Probe Analyzers (SPAN, two electrostatic analyzers) and the Solar Probe Cup (SPC, a Faraday cup). The Principal Investigator is Justin Kasper at the University of Michigan and the Smithsonian Astrophysical Observatory.
  • Heliospheric Origins with Solar Probe Plus (HeliOSPP) – A theory and modeling investigation to maximize the scientific return from the mission. The Principal Investigator is Marco Velli at University of California, Los Angeles (UCLA) and the Jet Propulsion Laboratory (JPL).

After the first Venus flyby, the probe will be in an elliptical orbit with a period of 150 days (two-thirds the period of Venus), making three orbits while Venus makes two. On the second flyby, the period shortens to 130 days. After less than two orbits (only 198 days later) it encounters Venus a third time at a point earlier in the orbit of Venus. This encounter shortens its period to half of that of Venus, or about 112.5 days. After two orbits it meets Venus a fourth time at about the same place, shortening its period to about 102 days. After 237 days, it meets Venus for the fifth time and its period is shortened to about 96 days, three-sevenths that of Venus. It then makes seven orbits while Venus makes three. The sixth encounter, almost two years after the fifth, brings its period down to 92 days, two-fifths that of Venus. After five more orbits (two orbits of Venus), it meets Venus for the seventh and last time, decreasing its period to 88 or 89 days and allowing it to approach closer to the Sun. [44]

List of events Edit

List of events [44] [34] : 31 [45]
Ano Data Event Distância
from Sun (Gm) [a]
Speed
(km/s)
Período orbital
(dias)
Notas
Flyby altitude
over Venus
[b]
Leg of
Parker's orbit
[c]
Inside/Outside
orbit of Venus
[d]
2018 12 August
07:31 UTC
Launch 151.6 174 [e]
3 October
08:44 UTC
Venus flyby #1 2548 km [f] Inbound Inside Flybys 1 and 2 occur at the
same point in Venus's orbit
.
6 November
03:27 UTC
Perihelion #1 24.8 [g] 95 150 Solar encounter phase
31 October – 11 November [49]
2019 4 April
22:40 UTC
Perihelion #2 Solar encounter phase
30 March – 10 April [50]
1 September
17:50 UTC [51]
Perihelion #3 Solar encounter phase
16 August – 20 September [h]
26 December
18:14 UTC [53]
Venus flyby #2 3023 km Inbound Inside Flybys 1 and 2 occur at the
same point in Venus's orbit
.
2020 29 January
09:37 UTC [54]
Perihelion #4 19.4 109 130 Solar encounter phase
23 January – 29 February [55]
7 June
08:23 UTC [56]
Perihelion #5 Solar encounter phase
9 May – 28 June [57]
11 July
03:22 UTC [58]
Venus flyby #3 834 km Outbound Outside [i] Flybys 3 and 4 occur at the
same point in Venus's orbit
.
27 September Perihelion #6 14.2 129 112.5
2021 17 January Perihelion #7
20 February Venus flyby #4 2392 km Outbound Outside Flybys 3 and 4 occur at the
same point in Venus's orbit
.
29 April Perihelion #8 11.1 147 102
9 August Perihelion #9
16 October Venus flyby #5 3786 km Inbound Inside Flybys 5 and 6 occur at the
same point in Venus's orbit
.
21 November Perihelion #10 9.2 163 96
2022 25 February Perihelion #11
1 June Perihelion #12
6 September Perihelion #13
11 December Perihelion #14
2023 17 March Perihelion #15
22 June Perihelion #16
21 August Venus flyby #6 3939 km Inbound Inside Flybys 5 and 6 occur at the
same point in Venus's orbit
.
27 September Perihelion #17 7.9 176 92
29 December Perihelion #18
2024 30 March Perihelion #19
30 June Perihelion #20
30 September Perihelion #21
6 November Venus flyby #7 317 km Outbound Outside
24 December Perihelion #22 6.9 192 88
2025 22 March Perihelion #23
29 June Perihelion #24
15 September Perihelion #25
12 December Perihelion #26
  1. ^ The perihelion distances above are from the center of the Sun. For altitude above the surface, subtract one solar radius ≈0.7 Gm.
  2. ^ Details on Venus flybys from Guo et al. [42] : 6 This was published in 2014, four years before the mission began. For a variety of reasons, including the fact that the launch had to be delayed at the last minute, actual details could differ from the ones presented in the work.
  3. ^Inbound indicates that the Venus flyby will take place after Parker ' s aphelion (in the case of the first flyby, after its launch), on its way to perihelion. Outbound indicates that the Venus flyby will take place after Parker ' s perihelion, on its way to aphelion.
  4. ^Inside indicates that the probe will pass in between Venus and the Sun. Outside indicates that the probe will pass beyond Venus from the Sun the probe will briefly pass through Venus's shadow in those instances.
  5. ^ The first orbital period of 174 days was the orbit established by the launch and course adjustments, and was the orbit the probe would have taken had nothing further happened to change it. That orbit was, per mission plan, never completed. On the probe's first inbound course towards the Sun, it made its first planned encounter with Venus, which shortened its orbit considerably.
  6. ^ The altitude is from the source cited, [42] : 6 dated 2014. 2548 km comes to 1583 mi. NASA's [46] and Johns Hopkins's [47] press releases (identical), say ". came within about 1500 miles of Venus' surface. " A NASA blog, [48] says, ". completed its flyby of Venus at a distance of about 1500 miles. " Other news reports, presumably taking that information, also provide a figure of 2414 km. But neither the NASA/Hopkins press release nor the blog gives a figure in kilometers.
    Both the NASA and Hopkins press releases say that the flyby reduced the speed of the Parker Solar Probe (relative to the Sun) by about 10%, or 7000 mph. This altered the orbit, bringing perihelion about 4 million miles closer to the Sun than it would have been without the gravity assist.
  7. ^ By way of comparison, the planet Mercury orbits the Sun at a distance varying from about 46.0 Gm (46,001,200 km) at its closest to about 69.8 Gm (69,816,900 km) at its farthest.
  8. ^ After the second solar encounter phase, Parker Solar Probe was able to download much more data than NASA had expected. So NASA announced a substantial extension of the third solar encounter phase from 11 days to about 35 days. The observational instruments were turned on when Parker Solar Probe came within 0.45 au on the inbound trip, and are planned to run until the probe reaches about 0.50 au outbound. [52]
  9. ^ The third flyby of Venus was the first to pass behind Venus from the point of view of the Sun. The probe was in Venus's shadow, obscured from the Sun, for about 11 minutes, and passed through a so-called "tail" of Venus -- a trail of charged particles from the atmosphere of Venus. The probe's instruments were to be turned on to make observations. [58]
  • Launch occurred on 12 August 2018, at 07:31 UTC. The spacecraft operated nominally after launching. During its first week in space it deployed its high-gain antenna, magnetometer boom, and electric field antennas. [59] The spacecraft performed its first scheduled trajectory correction on 20 August 2018, while it was 8.8 million km from Earth, and travelling at 63,569 kilometres per hour (39,500 mph) [60]
  • Instrument activation and testing began in early September 2018. On 9 September 2018, the two WISPR telescopic cameras performed a successful first-light test, transmitting wide-angle images of the background sky towards the galactic center. [61]
  • The probe successfully performed the first of the seven planned Venus flybys on 3 October 2018, where it came within about 2,400 kilometres (1,500 mi) of Venus in order to reduce the probe's speed and orbit closer to the Sun. [48]
  • The first scientific observations were transmitted in December 2018. [62][63]
  • NASA announced that on 19 January 2019, the Parker Solar Probe reached its first aphelion, thus completing its first full orbit. [64] According to the Horizons system, [65] on 20 January 2019 at 01:12 UTC, the space ship reached a distance of 0.9381 au.
  • On 12 November 2019, the data from the first two flybys of the Sun (31 October – 12 November 2018, and 30 March – 19 April 2019) was released to the public. [66]
  • On 15 September 2020, data from the fourth orbit around the Sun, including its first two Venus flybys was released to the public. [67]

On 4 December 2019, the first four research papers were published describing findings during the spacecraft's first two dives near the Sun. [68] [69] [70] [71] [72] They reported the direction and strength of the Sun's magnetic field, and described the unusually frequent and short-lived changes in the direction of the Sun's magnetic field. These measurements confirm the hypothesis that Alfvén waves are the leading candidates for understanding the mechanisms that underlie the coronal heating problem. [69] [73] The probe observed approximately a thousand "rogue" magnetic waves in the solar atmosphere that instantly increase solar winds by as much as 300,000 miles per hour (480,000 km/h) and in some cases completely reverse the local magnetic field. [69] [70] [74] [75] They also reported that, using the "beam of electrons that stream along the magnetic field", they were able to observe that "the reversals in the Sun's magnetic field are often associated with localized enhancements in the radial component of the plasma velocity (the velocity in the direction away from the Sun's centre)". The researchers found a "surprisingly large azimuthal component of the plasma velocity (the velocity perpendicular to the radial direction). This component results from the force with which the Sun's rotation slingshots plasma out of the corona when the plasma is released from the coronal magnetic field". [69] [70]

Parker discovered evidence of a cosmic dust-free zone of 3.5 million miles (5.6 million kilometres) radius from the Sun, due to vaporisation of cosmic dust particles by the Sun's radiation. [76]


Zodiacal Light

zodiacal light
Digite seus termos de pesquisa:
zodiacal light or zodiacal band, a faint band of light sometimes seen in the western sky just after sunset in the spring, extending up from the horizon at the point where the sun has just set, or in the eastern sky just before sunrise in the autumn.

Zodiacal light rises in a triangular shape from the left hand side of this image to M44.
Credit: Jerry Lodriguss .

Zodiacal Light
The glow in the ecliptic plane caused by the reflection of sunlight from dust.

Galaxy Groups Elevation Frequencies Kids/Students Titan Hubble Constant Density Oscillation

Life Local Supercluster Conduction Measurements Money Microquasars Active Galactic Nuclei Magnitude Multiverse Solar Wind MACHOs
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originated somehow from phenomena in Earth's upper atmosphere, but today we understand it as sunlight reflecting off dust grains that circle the sun in the inner solar system.

seen around the Sun," Dr Ertel and his colleagues said.

- The slight glow in the sky near the horizon caused by light from the Sun that is reflected by tiny dust particles located in space.
Zoom Lens - Any lens that provides a variable focal length and magnification.
Guide to Amateur Astronomy, Planets and Constellations .

Look for the cone of light in the east from about two hours before sunrise from the 11th, to the 25th of the month however, a dark site without moonlight is required to see the reflection of light from dust particles that have been around since the formation of the solar system.

This is a pyramid of dim light seen in the west after evening twilight or in the east after morning twilight. It is light scattered from the Sun by countless micro-meteoroidal particles along the plane of the solar system.

- a faint, diffuse, cone-shaped glow seen during morning or evening twilight that appears to extend up from the vicinity of the Sun along the ecliptic it is best seen in spring and autumn when the zodiac makes a steep angle to the horizon .

emission in the PLANCK mission p. 685
M. Maris, C. Burigana and S. Fogliani
DOI:.

A faint conical glow occurring above the horizon along the ecliptic during twilight, best seen when the ecliptic is at a steep angle to the horizon.

is caused by sunlight reflecting off small particles of material in the plane of the solar system.
Zone
A definite area on the mirror, measured from the centre.

- a faint cone of light rising from the horizon after sunset or before sunrise it is caused by sunlight reflected from thinly spread interplanetary material lying in the main plane of the Solar System .

- The faint glow extending away from the Sun caused by the scattering of sunlight by interplanetary dust particles lying in and near the ecliptic
Zonal Winds - The pattern of winds in the atmosphere of a planet in which the pattern of wind speeds varies with latitude .

A faint band of light concentrated along the ecliptic and therefore running through the zodiac. It is solar light scattered back towards the Earth by small dust particles lying in the plane of the planetary system.

. A cone of light stretching from the horizon along the ecliptic. It is only seen during good sky conditions when the Sun is a few degrees below the horizon. It is caused by fine, thinly spread interplanetary material lying close to the plane of the solar system.
JACANA HOME PAGE .

, the mysterious glow caused by millions of particles left over from the solar system's formation.
consulte Mais informação
Stargazer Sees Milky Way and 5 Planets Dance in the Night Sky (Photo) .

is a faint, roughly triangular, whitish glow seen in the night sky which appears to extend up from the vicinity of the sun along the ecliptic or zodiac.
. Individual asteroids within the main belt are categorized by their spectra
Spectrum .

is a slight glow in the sky that is near the horizon and has a roughly triangular shape. It is caused by light from the Sun that is reflected by tiny dust particles located in space (this dust is part of our Solar System and is orbiting the Sun).
Astronomy Dictionary
A .

Paper: Unusual Cloud-Glow After Sunset
Book by Brian May: A Survey of Radial Velocities in the Zodiacal Dust Clouds
Can light get stuck in orbit around a black hole?

Photometer
Measures the scattering of sunlight by interplanetary dust particles.
Micrometeoroid Analyser .

Faint, diffuse conical skyglow seen extending along the ecliptic soon after twilight ends at sunset, or before dawn begins to brighten the sky ahead of sunrise.

- (n.)
A diffuse band of light visible along the ecliptic near sunrise and sunset, created by sunlight scattered off of interplanetary dust.

: a nebulous light seen in the east before twilight and in the west after twilight. It is triangular in shape along the ecliptic with the base on the horizon and its apex at varying altitudes. It is best seen in middle latitudes (see latitude, terrestrial) on spring evenings and autumn mornings.
.

A glow, barely visible to the eye, caused by dust particles spread along the ecliptic plane.
Learn About Astronomy On YouTube .

, a minor part of which is created by dust from collisions in the asteroid belt The high population of the asteroid belt makes for a very active environment, where collisions between asteroids occur frequently (on astronomical time scales).

from One Minute Astronomer
Processes like solar radiation pressure (the momentum of impacting photons on fine dust particles) can deflect dust particles from their original paths over time.

A faint cone of light extending upward from the horizon in the direction of the ecliptic (zodiac). It is seen from tropical latitudes for a few hours after sunset or before sunrise.

The presence of dust is revealed by its reflection of sunlight to produce the

, a brightening of the sky in the direction of the plane of the ecliptic, which is best observed before sunrise or after sunset and the gegenschein (or opposite light), again a brightening of the sky, .

according to the pseudo-science of astrology. Since then, however, the millennia that have passed have taken the Sun out of phase with the original calendar. The 12 constellations are: Aries, Taurus, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpio, Sagittarius, Capricorn, Aquarius and Pisces. [A84]

ZODIAC: The twelve constellations straddling the ecliptic through which the sun, Moon, and planets appear to move during the year.

: A faint cone of light rising from the horizon after sunset or before sunrise .

It is used to measure magnetic field strengths on the Sun and on other astronomical objects.

A pale glow sometimes visible in the night sky in the path of the Earth's orbit around the Sun. (The constellations in this path make up the zodiac).

. Mostly lacking in volatiles, though the outer reaches have some hydrated minerals.
Byjove
MesoJovian class Gas Giant, HydroJovian type, 1.2 Jupiter masses, 1.79 AU
Whirligig
Neptunian class Ice Giant, SubJovian, EuJovian,
Skolian (89-degree tilt), 0.1 Jupiter masses, 3.79 AU.

It was not small, subtending an angle of 2 degrees (i.e. about 4 times larger than the Moon itself), and was very faint, only about half as bright as the notoriously difficult Gegenschein (counterglow -- a bright patch in the

, directly opposite to the Sun).

It also was very faint, only about half as bright as the notoriously difficult Gegenschein (counterglow - a bright patch in the

, directly opposite to the Sun). In March and April 1961, Kordylewski succeeded in photographing two clouds near the expected positions.

The red data points are my modified and new DIRBE results which use a different

model than the one used by Hauser et al. (1998, ApJ, 508, 25).

The early-evening sky is moonless for the next two weeks, so it's a fine time to look for the

as twilight fades away. You'll need a clean, unpolluted sky.

Then, at 9:10pm I have revisited Pleiades (M45) noticed earlier with the unaided eye at the apex of

. As usual that open cluster was delightful in binoculars however 6 inch scope revealed also the faint fan of Merope Nebula. That view contrasted with my next target - M1.

Other factors that will affect the sky, and are not typically considered, are the presence of natural forms of light pollution, such as the Gegenschein, the

In 1683, Cassini presented an explanation for "

" - the faint glow that extends away from the Sun in the ecliptic plane of the sky - which he correctly assumed to be caused by a cloud of small particles surrounding the Sun.

These are the wide field of view targets such as twilight, Milky Way,

, aurora, constellations, etc. Pretty much everything that doesn't require guiding and could be photographed within a few tens of seconds. Here your best friends are the point-and-shoot and DSLR cameras.

from dust within
Jupiter's orbit (more at Astronomy Picture of the Day).

The radiation they emit may be lost in the general background noise due to light from the Earth's atmosphere,

, the interstellar medium, and so forth or it simply may add up to so few photons per second that we would need to integrate for days just to detect a set of 10 photons.

Small quantities of dust are also present in the interplanetary medium and are responsible for the phenomenon of

. Some of the dust is likely interstellar dust from outside the solar system.

Similarly, from Earth we see light reflected from interplanetary dust as the

(though it is 1/10,000th as dusty as the AU Microcsopii disk). The star AU Microscopiii is 32 light-years from Earth. From this distance, familiar constellations are still recognizable.

caused by sunlight scattered or reflected by solid particles (dust) in interplanetary space. The F corona extends from the solar corona from about two or three solar radii far beyond the Earth into space, so that it can actually be seen at night as a faint glow along the ecliptic, the glow is known as

and gegenschein
eclipse and occultation
atmospheres: hydrostatic equilibrium, Jeans escape, Kelvin-Helmholtz mechanism, Hadley cell, Three cell model, sudden ionospheric disturbance, aurora
extrasolar planets .