Gün doğumu manzarayı görünür (ve görünmez) ışıkla aydınlatır
Görünür ışık kırmızıdan sarıya ve yeşilden mavi ve mora kadar değişir. Newton, beyaz ışığın tüm renklerin bir karışımı olduğunu keşfeden ilk kişiydi. Beyaz ışık, her rengi farklı bir miktarda 'büken' bir prizma aracılığıyla kırınım yoluyla bileşen renklerine ayrılabilir(link). Kırınım ızgarası, astronomide sıklıkla kullanılır, çünkü küçük veya loş ışık kaynakları, sert, çizgili bir yüzeyden yansıma sırasında bir cam prizmadan geçerken kaybedilen enerjiden daha az enerji kaybına maruz kalır.
Beyaz ışık, ince oluklu düz metal ızgaradan yansıyarak bileşen renklerine ayrılabilir, NASA'nın izniyle, Jet Propulsion Laboratory
Maxwell, Elektromanyetik Alan denklemlerini tanımlayan kişi, ışığın aslında elektromanyetik (EM) dalgalardan oluştuğunu kanıtladı. Görünür ışığın her renginin karakteristik bir frekansı ve dalga boyu vardır. Tüm dalgalarda olduğu gibi, frekans ve dalga boyunun çarpımı dalganın hızını verir. Açıkçası ışık, ışık hızında hareket eder, ancak Maxwell kendi denklemlerini kullanarak tüm elektromanyetik dalgaların ışık hızıyla hareket ettiğini ve dolayısıyla ışığın da bir elektromanyetik dalga olması gerektiğini gösterebildi.
Görünür ışık, tüm olası frekansların veya dalga boylarının yalnızca küçük bir bölümünü temsil eder. Tüm aralık elektromanyetik spektrum olarak bilinir.
11.2 Spektrum
Spektrum sürekli olmasına rağmen, spektrumun her bölgesi, spektrumun o kısmı için tipik bir dalga tipinden sonra adlandırılmıştır
En düşük frekanslı, en uzun dalga boylu dalgalardan başlayarak, spektrum radyo dalgalarından mikrodalgalar (fırınlarda olduğu gibi), terahertz radyasyonu (askeri iletişimde yeni bir gelişme), kızılötesi (ısıtıcılarda olduğu gibi), görünür spektrum (Kırmızı, Turuncu, Sarı, Yeşil, Mavi, İndigo, Menekşe), ultraviyole (bronzlaşma ve adli tıp lambaları, malzeme analizi), X ışınları (dahili tıbbi görüntüler) ve Gama ışınlarına kadar (kanser tedavileri) uzanır.
Spektrum aşağıdaki şemada gösterilmiştir. Görünür spektrumun tüm spektrumun sadece küçük bir parçası olduğuna dikkat edin. Kütleçekimi Modeli formüle edildiğinde, bilim adamları sadece göklerden gelen görünür ışığı görebiliyorlardı.
Elektromanyetik spektrum diyagramı, Yengeç Bulutsusu'nun görüntülerinin, gözlerimizin ışık hassasiyet aralığının sınırlarının ötesini görebilseydik nasıl "görüneceğini" gösteren diyagramı, NASA'nın izniyle
20. yüzyılda ve özellikle 1950'lerde Uzay Çağı'nın başlamasından bu yana, bilim adamlarının neredeyse tüm dalga boylarını tespit etmelerini sağlayan araçlar geliştirildi. Mevcut bilgi miktarı katlanarak arttı. Gözlemler genellikle şaşırtıcıdır çünkü görünürde görülenler nadiren diğer dalga boylarında bulunanlara benzer.
Elektromanyetik radyasyon spektrumu, görünür ışık bölgesini detaylandırır. Resim Hakları: Wiki Commons
Optik dalga boylarında (gri tonlamalı) görüldüğü şekliyle Jüpiter, auroraları görünmez X-ışını radyasyonunda yayılır (bize görünmesi için görsel menekşe ile “yanlış renk” olarak eşlenir). Resim Hakları: NASA / Chandra X-ray Teleskobu
11.3 Işıma
Işıma (Radyasyon), enerjinin bir cisim tarafından yayıldığı, bir ortam veya uzay yoluyla iletildiği ve sonunda başka bir cisim tarafından emildiği süreçtir. Yayıcı ve soğurucu cisimler, tek tek atomlar veya hatta elektronlar gibi atom altı parçacıklar kadar küçük olabilir.
Elektromanyetik dalgalar, enerjinin iletildiği araçlardır. Başka bir deyişle, tüm ışımalar elektromanyetiktir.
Bu, ışıma iletim modunun, bir ip üzerindeki titreşimlerin ip boyunca enerji taşımasına benzer şekilde enerjiyi taşıyan salınımlı elektrik ve manyetik alanları içerdiği anlamına gelir. Titreşim enerjisinin iletim hızı belirli bir ortam için sabit olduğundan ve bu değer, titreşen dalganın frekansı çarpı dalga boyuna (frekans çarpı dalga boyu = hız) eşit olduğundan, eğer frekansı biliyorsanız, o frekanstaki dalga boyunu bulabilirsiniz ve bunun tersi de geçerlidir.
Spektrum, ışımanın olası frekansları veya dalga boyları aralığını temsil eder. Frekans arttıkça dalganın taşıdığı enerji miktarı da frekansla orantılı olarak artar. İyonlaştırıcı ışıma, atomları iyonize etmek için yeterli enerjiyi taşıyan radyasyondur. Genel anlamda radyodan görünen ışık aralıklarına kadar frekanslar bunun için yeterli enerjiyi taşımazken ultraviyole, X-ışını ve Gama ışını radyasyonu iyonlaşabilir. Daha önce belirtildiği gibi, iyonlaşma enerjisi farklı elementlere ve moleküllere göre değişir.
Yüklü bir parçacık ivmeye maruz kaldığında ışıma yapar. Hızın yönü değiştiği için, yön değişikliğinin de bir ivme olduğunu hatırlayarak, yön değişikliği yaşayan her yüklü parçacık ışıma yapacaktır.
İvmelenen bir elektronun ışımasının şematik diyagramı
Mevcut teoriler, bu yayılmayı (yani ışıma yoluyla enerji yayılması) bir foton yayılması veya enerji paketi olarak açıklar. Bir fotonun kütlesi yoktur, ancak yayılan enerjiyi elektromanyetik dalgalar şeklinde taşır. Bir foton hem dalga hem de parçacık gibi davranır. Hangi modun daha önemli olduğu koşullara bağlı olacaktır.
Özetle:
Işıma, ivmelenen tüm yüklü parçacıklar tarafından yayılır.
Tüm ışımalar elektromanyetik dalgaları içerir.
Işıma enerjiyi iletir.
Spektrum, ışımanın olası frekanslarının veya dalga boylarının aralığını temsil eder.
11.4 Isısal Işıma (termal radyasyon)
Isısal Işıma, cisim veya bölgenin sıcaklığından dolayı bir cismin yüzeyinden veya parçacık bölgesinden yayılan ışımadır.
Sıcaklık, bir cisimde bulunan ısısal enerjinin bir ölçüsüdür. Isısal enerji, cismin atomlarının içindeki yüklü parçacıkların rastgele bir şekilde titreşmesine neden olur. Bu nedenle, belli bir frekansın üzerinde ışıma yayarlar. Benzer şekilde, bir plazma bölgesi de bir sıcaklığa sahip olabilir.
Bu ışımanın bir kısmı cismin veya alanın yüzeyinden ısı (kızılötesi ışıma) olarak yayılır. Aslında, herhangi bir iç ısısal harekete sahip tüm maddeler EM enerjisi yayar: ne kadar soğuksa, yaydığı dalga boyu da o kadar uzun olur. Soğuk yıldızlararası toz, sadece yaklaşık 10 Kelvin'lik bir sıcaklıktan başlayarak terahertz veya milimetre altı dalga boyunda ışıma yayacaktır.
Soğuk Satürn'ün derin gece yarıküresi (Cold Saturn’s deep nighttime hemisphere), 2006 yılında Cassini'nin termal/optik haritalama spektrometresi tarafından kızılötesi ışımada görüntülendi. Görüntü Hakları, NASA / JPL / Cassini Görüntüleme Ekibi
Çok sayıda parçacığın titreşimlerinin rastgele doğası nedeniyle, yayılan ışıma bir dizi frekansa veya dalga boyuna sahip olacaktır. İstatistiksel analiz, ideal bir durumda herhangi bir dalga boyunda yayılan enerjinin o dalga boyunun bir fonksiyonu olduğunu gösterir. Bu, Planck Yasası olarak bilinir ve aşağıda bir dizi sıcaklık için grafiksel olarak gösterilmiştir. Bu ideal durumda yayılan ışıma, Kara cisim ışıması olarak bilinir; bu, ısısal dengede mükemmel bir (ışıma) yayıcıdan (emitter) beklenen dağılım modeline sahip olduğu anlamına gelir. (Diyagram kaynağı: Wikipedia 'kara cisim' makalesi)
3 sıcaklık için ideal kara cisim ışıması, yayılan en yüksek dalga boyunun artan sıcaklıkla daha yüksek frekanslara (daha kısa dalga boyları) kaydığını gösterir. Resim Hakları: Wiki Commons
Grafikler, herhangi bir sıcaklık için, en yüksek miktarda enerjinin yayıldığı bir dalga boyu olduğunu göstermektedir. Sıcaklık arttıkça, en yüksek enerjinin dalga boyu azalır. Bu, Wien Yasası olarak bilinen başka bir yasayla tanımlanır. Kırmızı çizginin daha sıcak olan mavi çizgiden daha düşük bir sıcaklığa ve eğrisinin altında daha az alana sahip olduğuna dikkat edin.
Herhangi bir sıcaklık eğrisinin altındaki alan, o sıcaklıkta birim alan başına yayılan toplam enerji miktarını verir. Birim alan başına yayılan toplam enerji yalnızca sıcaklığa bağlıdır. Bu, Stefan-Boltzmann Yasası olarak bilinir.
Herhangi bir kaynaktan yayılan ışıma modeli Planck Yasası tarafından verilen biçimde dağıtılırsa, yayılmanın kaynaktaki parçacıkların rastgele ısısal hareketlerinden kaynaklandığı varsayılır. Daha sonra ise ışımanın ısısal ışıma olduğunu söylüyoruz. Bütün bunlar ışımanın, parçacıkların rastgele ısısal titreşimlerinden gelen bir dalga boyu veya dalga sıklığı dağılımına sahip olduğu anlamına gelir. Işımanın kendisi, diğer ışımalar gibi elektromanyetik ışımadır.
Işımanın ısısal olduğunu bulursak, yayılan ışımanın eğrisini ideal 'Siyah Cisim' eğrileriyle karşılaştırarak kaynağın sıcaklığını belirleyebiliriz. Bu, yaydıkları ışıma ısısal ışıma ise uzaktaki nesnelerin sıcaklığını belirleyebileceğimiz anlamına gelir. Yıldızların, kara cisim dağılımına yaklaşan bir spektrumu olduğu bulunmuştur, bu nedenle yıldızların renk sıcaklığı spektrumlarından çıkarılabilir.
Isısal olmayan ışıma, basitçe ısısal bir modele uygun şekilde yayılmayan ışımadır. Bu nedenle, ısısal dengedeki bir sistemdeki parçacıkların rastgele sıcaklık kaynaklı hareketlerinden başka yöntemlerle üretilmelidir.
Bu, sıcaklığın bu diğer ışıma modellerine neden olmada bir rol oynayamayacağı anlamına gelmez; basitçe, ışıma yayan sistem veya cismin ısısal dengede olmamasıdır. Başka bir deyişle, sistemle enerji alışverişi yapılıyor, böylece sıcaklığı zamanla değişiyor. Bu, ideal Siyah Cisim ışıma modelini değiştirecek ve cisme bir sıcaklık atamanın mümkün olmadığı anlamına gelecektir.
Alternatif olarak, ışıma, diğer parçacıklarla rastgele çarpışmalar dışındaki yollarla neden olunan hızlanmaya maruz kalan bireysel parçacıklar tarafından yayılabilir.
11.5 Evrende Optik Işıma
Evrdendeki ışıma, görünür ve radyo dalga boylarında yaygındır. Optik bölgede, ışımanın çoğu, bir atom içindeki yeni yörüngelere atlayan elektronlar (bağlı-bağlı geçişler), nötr atomlar oluşturmak için iyonlarla yeniden birleşen serbest elektronlar (serbest - bağlı geçişler) ve elektronların diğer malzemelerle etkileşimi ile yavaşlaması (serbest-serbest ışıması) ile üretilir.
Bağlı - bağlı geçişler, spektrumdaki hem yayılma (emission) çizgilerinin hem de emilim (absorption) çizgilerinin kaynağıdır. Her kimyasal element, o element için çekirdek etrafındaki olası elektron yörüngelerinin aralığı ile ilişkili bir dizi enerjiye sahiptir. Bir elektron bir yörüngeden diğerine atlarken, ışıma şeklindeki enerji ya emilir ya da verilir. Enerji, yörünge enerjilerindeki farkı temsil eder ve bu nedenle seviyeler arasındaki her olası atlama için kesin olarak tanımlanır.
Fotonun enerjisi dalga sıklığıyla orantılı olduğu için bu enerji farklılıkları her bir element için tanımlanmış bir dalga sıklığı seti ile ışımayla sonuçlanacaktır. Bir elementten yayılan ışıma enerjisi, spektrumdaki her dalga sıklığı için çizilirse, grafikte bu dalga sıklığında keskin tepeler olacaktır. Bunlar, spektrumda yayılım çizgileri olarak bilinir.
Öte yandan, geniş bir dalga sıklığı aralığına sahip ışık, belirli elementleri veya molekülleri içeren bir ortamdan geçerse, bu elementlerin kendi karakteristik dalga sıklıklarındaki enerjiyi emdiği bulunur. Ortaya çıkan spektrum bu dalga sıklıklarını emecek ve koyu çizgiler görünecektir. Bunlar, emilim çizgileri (absorption lines) olarak bilinir.
Alttaki resim, ısıtılmış sodyum atomlarından birincil sarı ışıklı sodyum emisyon çizgisi. Yukarıda, kara cisim benzeri bir kaynaktan (bir yıldız gibi) gelen ışığın, gözlemciye veya görüntüleme cihazına giderken sodyum içeren bir boşluk hacminden geçtiği bir emilim spektrumu yer almaktadır. Siyah çizgi, sodyum atomlarının tercihen bu dalga sıklığındaki ışığı emdiği ve o "renkte" koyu bir çizgi bıraktığı yerdir. Görüntü, Oracle Eğitim Vakfı tarafından finanse edilen ThinkQuest'in (www.thinkquest.org) izniyle
Bu yazıda, kara cisim ışıması ve soğurma çizgileri ile sürem ışımasına bir giriş yer almaktadır. Ve bu yazıda daha geniş spektroskopi bağlamında keşfedilecek çok şey var.
Örnek olarak, bir element bir yıldızın içinde ısıtılırsa, o zaman Dünya'da parlak emilim çizgileri olarak tespit edebileceğimiz karakteristik ışımasını yayacaktır. Öte yandan, geniş bantlı ışık, gözlemci ile ışık kaynağı arasında soğurucu bir ortamdan geçtiyse, o ortamdaki elementleri karanlık emilim çizgilerini inceleyerek belirleyebiliriz.
Serbest-bağlı geçişler, elektronlar, iyonlar tarafından tutulduğunda meydana gelir ve rekombinasyon meydana geldikçe enerjinin serbest bırakılmasıyla sonuçlanır. Serbest bırakılan enerji miktarı, oluşan elemente ve elektronun bulunduğu yörüngeye bağlıdır. Bağlı-bağlı geçişte olduğu gibi, belirli dalga sıklıkları baskın olabilir.
Serbest-serbest ışıma, elektronlar plazmadaki bir iyona veya yüklü bir toz partikülüne "yakalanmadan" çarpıştığında meydana gelir. Elektronun yörüngesi, diğer parçacığın yanından geçerken değişecek ve bu nedenle, bazıları görünür spektrumda olan bir ışıma yayacaktır.
11.6 Evrendeki Radyo Işıması
Radyo dalga boyları önemlidir, çünkü birçok radyo dalgası Dünya'nın iyonosferine nüfuz edebilir ve bu nedenle yer tabanlı radyo teleskopları tarafından tespit edilebilir.
Yeni Güney Galler, Avustralya'daki radyo teleskopları. Resim Hakları, Waikato Üniversitesi ve Commonwealth Bilimsel ve Endüstriyel Araştırma Kurumu (CSIRO)
Evrendeki bazı radyo ışımaları, bir plazmadaki çok sayıda elektronun toplu davranışının bir sonucudur. Plazma yeterince yoğunsa elektronlar, yalnızca bölgedeki elektronların yoğunluğuna bağlı olan plazma dalga sıklığı olarak bilinen bir dalga sıklığıyla toplu olarak salınabilir. Bu salınımlar olağan şekilde ışıma üretir.
(yanlış renkte) Güneş, Güneş ekvator kuşağının aktif bölgelerinde güçlü emilimler ile 1.4 GHz radyo dalgası dalga sıklığında görüldüğü gibi. Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'nin (NRAO/AUI) izniyle
Bu türde bir ışıma genellikle, örneğin bir çift katmandan hızlanma ile oluşturulabileceği gibi, bir elektron demeti, bir nötrleştirici plazma bölgesinden geçtiğinde meydana gelir.
Bir manyetik alanın mevcut olduğu başka radyo dalga sıklığında ışıma üreten mekanizmalar da vardır. Bunlar, siklotron ışımasını (elektronların göreli olmayan hızlara sahip olduğu), Manyeto-Bremsstrahlung ışımasını (elektronların hafif göreli hızlara sahip olduğu) ve senkrotron ışıması (elektronların göreli hızlara sahip olduğu) içerir.
Sinkrotron ışıması, Birkeland Akıntıları'nda olduğu gibi (yukarıda 11.3'teki resim), bir manyetik alanın yönü boyunca spiral oluşturan elektronlar tarafından üretilir. Merkezcil ivme ışımaya neden olur. Yine, ışıma, spektrum boyunca tüm dalga sıklıklarında meydana gelebilir.
Astrofizikte, ısısal olmayan radyo yayılımı çoğu durumda senkrotron ışımasıdır. Bu galaktik radyo yayılımları, süpernova zarfları, çift radyo galaksileri ve kuasarlar için geçerlidir. Ek olarak, Güneş ve Jüpiter, ara sıra senkrotron yayılımları üretir.
Sinkrotron yayılımı, Yengeç Bulutsusu ve M87 "jet"inde görüldüğü gibi optik dalga sıklıkları da üretebilir. Yengeç Bulutsusu (kısa YouTube videosu) ayrıca büyük miktarda X ışını senkrotron ışıması yayar.
Bir senkrotron spektrumunun analizi, uzaydaki kozmik ışınların, X ışınlarının ve Gama ışınlarının kökeni üzerinde bir etkisi olabilecek göreli elektronların kaynağı hakkında bilgi verebilir. Senkrotron ışıması aynı zamanda uzayda geniş manyetik alanların varlığının ve galaktik jetler de dahil olmak üzere kozmik plazmalarda büyük miktarda enerjinin dönüştürülmesi, depolanması ve salınmasının kanıtıdır. İlgilenen kaşifler için senkrotron ışıması hakkında daha fazla bilgiyi burada bulabilirsiniz.
Z-sıkışmaları, v × B kuvvetinin bir sonucu olarak senkrotron ışıması da üretebilir.
Bu nedenle radyo astronomisi, bizim için mevcut olan bilgi aralığını, yalnızca görsel teleskoplardan elde edilebilecek bilgilerin çok ötesine genişletebilir. X-ışınları gibi daha yüksek enerji spektrumlarının tespiti, bu bilgiyi bir aşama daha ileri götürebilir.
Aktif gökada Centaurus A (NGC 5128), milimetre altı bileşik görüntü (radyo tüyleri; turuncu), görünür (beyaz) ve X-ışını ışıması (mavi). Galaksinin çapı yaklaşık 200.000 ışıkyılıdır; tahmini mesafe 10 milyon ışıkyılı. Resim Hakları: X-ray: NASA/CXC/Cfa/R. Kraft et al.: sub-millimeter: MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. Optical: ESO/WFI
A short NASA video on this galaxy is here, although the EU does not speculate about black holes’ causing galactic jets and their resultant radiation.
Bu galaksiyle ilgili kısa bir NASA videosu burada, ancak EE, "karadeliklerin" galaktik jetlere ve bunların sonucunda ortaya çıkan ışımaya neden olduğunu düşünmüyor.
Her durumda, içlerindeki plazmaların ve elektrik akımlarının mükemmel ışıma yayıcıları olduğunu görüyoruz, çünkü gördüğümüz gibi, plazmadaki elektrik, çift katmanlar boyunca elektrik alanları aracılığıyla yüklü parçacıkları hızlandırmakta son derece iyidir, bu parçacıklar daha sonra ışıma yayar. Burada yayınlanan ilginç araştırma arXiv makalesi.
Güneş'in alt koronasındaki güneş plazma filamentlerinin ardışık dizileri, TRACE aletleri tarafından uzak morötesi ışıkta açığa çıkarılıyor, TRACE Picturebook, NASA izniyle
Işımanın elektriksel mekanizmalar tarafından bu verimli üretimi, uzayda tespit edilen ışımanın çoğunun, yalnızca kütleçekimi kullanarak parçacık ivmesini açıklamak için gerekli olan büyük miktarlardaki "Karanlık Madde" ve süper yoğun maddeden çok daha muhtemel bir kaynak gibi görünüyor (Ki öyle zaten!).
Elbette, manyetik alan çizgilerinin iddia edilen kopması ve yeniden bağlanması olan 'manyetik yeniden bağlantı' da kütleçekimi Modelinde bu tür kanıtları açıklamak için sıklıkla başvurulur. Gördüğümüz gibi, bu imkansız çünkü manyetik alan çizgileri, boylam çizgilerinden daha fazla fiziksel bir varlığa sahip değil.
Bölüm 1: Elektrik Evren nedir? ( Ana Kaynak ) Sıradan bir astronomi kitabı açın ve galaksiler, yıldızlar ve gezegenler hakkında görüşlerine bakın. Size kütleçekim kuvvetinin tek başına tüm evreni yönettiğini anlatacaktır.Hepimiz elektriğin lambalarımıza güç verdiğini, bilgisayarlarımızı çalıştırdığını ve hayranlık verici yıldırımlar oluşturduğunu biliyoruz. Fakat yüzyıllardır astronomlar gezegenlerarası, yıldızlararası ve galaksilerarası mesafelerde sadece kütleçekimin gerçek işi yapabileceğine inandı. Sadece kütleçekim gaz bulutlarını bir araya getirip bir yıldıza ya da bir gezegene dönüştürebilirdi. Sadece kütleçekim galaksileri ve galaksi kümelerini oluşturabilirdi. İşte Elektrik Evren bu kütleçekim merkezli evren görüşüne meydan okuyor. Yeryüzü sakinleri için yıldırım, alışıldık bir olaydır. Ama sadece son zamanlarda, uzaydaki inanılmaz meslektaşlarını keşfetmeye başladık. Credit: NOAA Photo Library, NOAA Central Library; OAR/ERL/National Severe Storms Labora
1.1 Yıldızlara Uzaklıklar Gece gökyüzüne baktığımızda ve tüm o yıldızları gördüğümüzde, birbirlerine çok yakınmış gibi görünürler. Ama aslında birbirlerinden oldukça uzaktırlar. Aralarındaki boşluk oldukça büyüktür. Mesafe, astronomide oldukça önemli bir niceliktir ve ölçülmesi oldukça zordur. Yıldızlara ve galaksilere ne kadar yakın olduğumuzu bilmek zorundayız çünkü astronomideki diğer pek çok şey doğrudan bu belirli bilgilere bağlıdır; yayılan toplam enerji (parlaklık), yörünge hareketinde olan cisimler, yıldızların uzaydaki gerçek hareketleri ve gerçek fiziksel boyutları. Yıldız patlaması kümesi fotoğrafı, NASA/Hubble Uzay Teleskobu'nun izniyle Yıldızlar bizden o kadar uzaktırlar ki, teleskoplarda bile sadece küçük ışık noktalarıymış gibi görünürler. Uzaklık bilgisi olmadan, küçük ama çok parlak bir yıldıza mı, yoksa daha büyük ama daha sönük bir yıldıza mı baktığınızı veya hangi yıldızın bize daha yakın olduğunu tam olarak bilemezsiniz. Bu aynı zamanda galaksiler, kuasarlar, j
2.1 Kütleçekimi ve Elektrik Kuvvetlerinin Gücü Kütleçekim nispeten çok zayıf bir kuvvettir. Bir proton ve elektron arasındaki Coulomb Kuvveti aralarında ki Kütleçekim Kuvvetinden 10^39 (1'den sonra 39 tane sıfır) kat daha güçlüdür. Fizikteki dört temel kuvvet Küçük metal bir top kullanarak Elektromanyetik Kuvvetlerin gücünü görebiliriz. Koskoca Dünyanın tüm Kütleçekim Kuvveti metal topa etki etse de, mıknatıs yeterince yakınsa Elektromanyetik Kuvvetler bunun kolayca üstesinden gelir. Uzayda, Kütleçekim Kuvveti yalnızca Elektromanyetik Kuvvetlerin korunduğu veya etkisiz hale getirildiği yerlerde önemli hale gelir. Mıknatıs, dünyanın kütleçekim kuvveti ile çekmesine karşı metal topu çeker ve tutar. Küresel kütleler ve yükler için, hem Kütleçekimi Kuvveti hem de Coulomb Kuvveti uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak değişir ve bu nedenle mesafe ile hızla azalır. Diğer geometri/konfigürasyonlar için kuvvetler mesafeyle orantılı olarak daha yavaş azalır. Örneğin, birbirine paralel ha
7.1 Birkeland Akımları Plazmadaki akımların filamentleşmesinin başka bir nedeni var. Bunun nedeni, herhangi iki paralel akım arasında bir çekim gücü olmasıdır. "Paralel akımlar" derken, uzaydaki bir madde filamentindeki benzer yüklerin (örneğin elektronlar, protonlar veya iyonlar) akış yönünün veya hareketinin akımın her iki filamentinde de (veya bazı durumlarda ikiden fazla) aynı veya hemen hemen aynı yönde olduğunu kastediyoruz. Her akım elektromanyetizmanın normal yasalarına göre, birinci akımı çevreleyen ve ikinci akımı çeken bir manyetik alan oluşturur. Bu nedenle, bu eğiticide(link) gösterildiği gibi iki akım bir araya getirilir ve iki adet akım taşıyan iletkenin ve aralarında indüklenen kuvvetlerin bu kısa videosu(link), paralel akımları, paralel olmayan akımları ve ortaya çıkan kuvvetler gösterir. Bu etki, bireysel elektron akımlarının yanı sıra akım taşıyan teller için de geçerli olacaktır. Bu nedenle bir plazmada yaygın bir akım, daha önce gördüğümüz gibi, bir filam
Yorumlar
Yorum Gönder