Moving Average Loop

Ícone permanente Instrumento de bobina móvel ou instrumento PMMC Ímã permanente Instrumento de bobina móvel O instrumento de bobina móvel de imobilizador permanente ou o instrumento de tipo PMMC usa dois ímãs permanentes para criar campo magnético estacionário. Estes tipos de instrumentos são utilizados apenas para medir as quantidades de CC, como se aplicássemos corrente alternada a esses tipos de instrumentos, a direção da corrente será revertida durante o meio ciclo negativo e, portanto, a direção do torque também será revertida, o que dá um valor médio de torque zero. O ponteiro não irá desviar devido a alta freqüência de sua posição média mostrando zero leitura. No entanto, ele pode medir a corrente direta com muita precisão. Vamos nos mover para as construções do instrumento de bobina móvel de íman permanente s. Veremos a construção destes tipos de instrumentos em cinco partes e são descritos abaixo: Sistema estacionário de peça ou ímã: no presente, usamos ímãs de intensidade de campo alta, força coercitiva elevada ao invés de usar ímã permanente em forma de U com ferro macio Peças de pólo. Os ímãs que estamos usando hoje em dia são constituídos por materiais como alcomax e alnico que proporcionam alta intensidade de campo. Bobina móvel: a bobina móvel pode mover-se livremente entre os dois ímãs permanentes, conforme mostrado na figura abaixo. A bobina é enrolada com muitas voltas de fio de cobre e é colocada em alumínio retangular que gira sobre os rolamentos de jóias. Sistema de controle: A primavera geralmente atua como sistema de controle para instrumentos PMMC. A primavera também atende a outra função importante, fornecendo o caminho para levar a corrente dentro e fora da bobina. Sistema de amortecimento: A força de amortecimento, portanto, o torque é proporcionada pelo movimento do extrator de alumínio no campo magnético criado pelos ímãs permanentes. Meter: O medidor desses instrumentos consiste em ponteiro leve para ter movimento livre e escala que é linear ou uniforme e varia com o ângulo. Deixe-nos derivar uma expressão geral para torque em instrumentos de bobina móvel de imobilização permanente ou instrumento PMMC s. Sabemos que, em instrumentos de bobina em movimento, o torque de desvio é dado pela expressão: T d NBldI onde N é o número de voltas, B é a densidade do fluxo magnético no entreferro, l é o comprimento da bobina móvel, d é a largura do movimento Bobina, e eu é a corrente elétrica. Agora, para um instrumento de bobina em movimento, o torque de desvio deve ser proporcional à corrente, matematicamente podemos escrever T d GI. Assim, na comparação, dizemos G NBIdl. No estado estacionário, nós dois os torques de controle e de desvio são iguais. T c está controlando o torque, ao igualar o torque de controle com o torque de deflexão, temos GI K. x onde x é deflexão, portanto, a corrente é dada porque a deflexão é diretamente proporcional à corrente; portanto, precisamos de uma escala uniforme no medidor para a medição da corrente. Agora vamos discutir sobre o diagrama de circuito básico do amperímetro. Consideremos um circuito como mostrado abaixo: A corrente I é mostrada que se divide em dois componentes no ponto A. Os dois componentes são I s e I m. Antes de comentar os valores de magnitude dessas correntes, informe-nos sobre a construção da resistência ao shunt. As propriedades básicas da resistência ao shunt são escritas abaixo: A resistência elétrica dessas derivações não deve variar a uma temperatura mais alta, pois eles devem possuir um valor de coeficiente de temperatura muito baixo. Também a resistência deve ser independente do tempo. A última e a propriedade mais importante que eles devem possuir é que eles devem ser capazes de transportar alto valor de corrente sem muito aumento de temperatura. Geralmente a manganina é usada para fazer resistência à CC. Assim, podemos dizer que o valor de I s muito maior que o valor de I m como resistência de shunt é baixo. Do que temos, Onde R é resistência de shunt e R m é a resistência elétrica da bobina. A partir das duas equações acima, podemos escrever, Onde, m é o poder de ampliação do shunt. Erros em instrumentos de bobina móvel de ímã permanente Existem três tipos principais de erros: Erros devido a ímãs permanentes: devido aos efeitos de temperatura e ao envelhecimento dos ímãs, o íman pode perder seu magnetismo até certo ponto. Os ímãs geralmente são envelhecidos pelo tratamento de calor e vibração. Um erro pode aparecer no instrumento PMMC devido ao envelhecimento da mola. No entanto, o erro causado pelo envelhecimento da mola e os erros causados ​​devido ao íman permanente são opostos um ao outro, portanto, ambos os erros são compensados ​​um com o outro. Mudança na resistência da bobina móvel com a temperatura: Geralmente, os coeficientes de temperatura do valor do coeficiente de fio de cobre na bobina móvel são 0,04 por grau celsius de aumento de temperatura. Devido ao menor valor do coeficiente de temperatura, a temperatura aumenta a uma velocidade mais rápida e, portanto, a resistência aumenta. Devido a esta quantidade significativa de erro é causada. Vantagens de instrumentos de bobina móvel de ímã permanente A escala é dividida uniformemente, pois a corrente é diretamente proporcional à deflexão do ponteiro. Por isso, é muito fácil medir quantidades desses instrumentos. O consumo de energia também é muito baixo nesses tipos de instrumentos. O maior valor de torque é a relação de peso. Estes estão tendo múltiplas vantagens, um único instrumento pode ser usado para medir várias quantidades usando diferentes valores de shunts e multiplicadores. Em vez de várias vantagens, os instrumentos de bobina móvel de ímã permanente ou o instrumento PMMC possuem poucas desvantagens. Desvantagens de instrumentos de bobina de movimentação magnética permanente Estes instrumentos não podem medir quantidades de corrente alternada. O custo desses instrumentos é alto em comparação com os instrumentos de ferro em movimento. Índice de texto nesta janela 151 151 Índice do capítulo na janela separada - Suporte este site Este material (incluindo imagens) é protegido por direitos autorais. Veja o meu aviso de direitos autorais para práticas de uso justo. Selecione as fotografias para exibir a fonte original em outra janela. Todos os links para outros sites aparecerão em outra janela. O Sol e os planetas são mostrados na mesma escala. Os pequenos planetas terrestres e Plutão minúsculo estão na caixa --- a Terra é o ponto azul perto do centro da caixa (montagem criada por Nick Strobel usando imagens da NASA). O Sol é, de longe, a maior coisa no sistema solar. Do tamanho angular de cerca de 0,5deg e sua distância de quase 150 milhões de quilômetros, o seu diâmetro é de 1,392,000 quilômetros. Isso é igual a 109 diâmetros da Terra e quase 10 vezes o tamanho do maior planeta, Júpiter. Todos os planetas orbitam o Sol por causa de sua enorme gravidade. Tem cerca de 333,000 vezes a massa da Terra e é mais de mil vezes maior que Júpiter. Tem tanta massa que é capaz de produzir sua própria luz. Esta característica é o que distingue as estrelas dos planetas. O que é o Sun feito de Spectroscopy mostra que o hidrogênio compõe cerca de 94 do material solar, o hélio compõe cerca de 6 do Sol, e todos os outros elementos compõem apenas 0,13 (com oxigênio, carbono e nitrogênio os três metais mais abundantes --- eles compõem 0.11). Na astronomia, qualquer átomo mais pesado do que o hélio é chamado de um átomo de metal. O Sol também possui vestígios de néon, sódio, magnésio, alumínio, silício, fósforo, enxofre, potássio e ferro. As porcentagens citadas aqui são pelo número relativo de átomos. Se você usar a porcentagem em massa. Você acha que o hidrogênio faz 78,5 da massa de Suns, hélio 19,7, oxigênio 0,86, carbono 0,4, ferro 0,14, e os outros elementos são 0,54. Aqui estão as partes do Sol a partir do centro e se movendo para fora. O núcleo é o mais íntimo da massa dos Suns. É onde a energia da fusão nuclear é gerada. Devido à enorme quantidade de compressão por gravidade de todas as camadas acima, o núcleo é muito quente e denso. A fusão nuclear requer temperaturas e densidades extremamente altas. O núcleo Suns é de cerca de 16 milhões de K e tem uma densidade em torno de 160 vezes a densidade de água. Isso é mais de 20 vezes mais denso do que o ferro metálico denso, que tem uma densidade de apenas 7 vezes a da água. No entanto, o interior dos Suns ainda é gasoso até o centro por causa das temperaturas extremas. Não há pedra fundida como a encontrada no interior da Terra. A zona radiativa é onde a energia é transportada do superhot interior para as camadas externas mais frias por fótons. Tecnicamente, isso também inclui o núcleo. A zona radiativa inclui o interior aproximadamente 85 do raio Suns. A energia no exterior do raio dos Suns é transportada pelos movimentos em massa do gás em um processo chamado de convecção. A temperaturas mais frescas, mais íons são capazes de bloquear o fluxo externo de radiação de fótons de forma mais eficaz, de modo que a natureza dispara em convecção para ajudar o transporte de energia do interior muito quente para o espaço frio. Esta parte do Sol logo abaixo da superfície é chamada de zona de convecção. A camada mais profunda do Sol que você pode ver é a fotosfera. A palavra photosphere significa esfera leve. É chamada de superfície do Sol, porque, na parte superior, os fótons conseguem escapar para o espaço. A fotosfera tem cerca de 500 quilômetros de espessura. Lembre-se de que o Sol é totalmente gasoso, então a superfície não é algo que você poderia pousar ou flutuar. É um gás bastante denso que você não consegue ver através dele. Ele emite um espectro contínuo. Vários métodos de medir a temperatura determinam que a fotosfera do Suns tem uma temperatura de cerca de 5840 K. Um método, chamado lei de Wiens. Usa o comprimento de onda do pico de emissão, pico. No espectro contínuo de Suns. A temperatura em Kelvin 2,9 215 10 6 nanômetros de pico. Outro método utiliza o fluxo de energia que atinge a Terra e a lei do quadrado inverso. Lembre-se do capítulo Stellar Properties de que o fluxo é a quantidade de energia que passa por uma área da unidade (por exemplo, 1 metro 2) a cada segundo. Da lei quadrada inversa do brilho da luz. Você descobriu que o fluxo solar na Terra distina o fluxo da superfície dos Suns 215 (Distância Suns radiusEarths) 2 1380 Wattsmeter 2. Uma vez que a fotossfera Suns é aproximadamente um radiador térmico, o fluxo de energia na sua superfície 215 (a temperatura da superfície dos Suns) 4 Onde está a constante de Stefan-Boltzmann. Reorganizando a equação, a temperatura das fotosferas (fluxo solar na Terra)) 215 (distância terrestreSuns radius) 2 14. Esses dois métodos dão uma temperatura aproximada para o Sol de cerca de 5800 K. As camadas superiores da fotossfera são mais frias e menos densas do que Os layouts mais profundos, então você vê linhas de absorção no espectro solar. Quais as linhas de absorção de elementos estão presentes e sua força depende sensivelmente da temperatura. Você pode usar as forças da linha de absorção como uma sonda de temperatura precisa para medir uma temperatura de cerca de 5840 K. Granulação de manchas solares na fotosfera (cortesia de Peter N. Brandt) Galileo descobriu que a superfície dos Suns é polvilhada com pequenas regiões escuras chamadas de manchas solares. As manchas solares são regiões mais frescas no photosphere. Uma vez que eles são mais de 1000-1500 K do que o resto da fotosfera, eles não emitem tanta luz e parecem mais escuros. Eles podem durar alguns dias até alguns meses. Galileu usou as manchas solares mais duradouras para mapear os padrões de rotação do Sol. Como o Sol é gaseoso, nem todas as partes dele rodam na mesma taxa. O equador solar gira uma vez a cada 25 dias, enquanto as regiões a 30deg acima e abaixo do equador levam 26,5 dias para rodar e as regiões a 60deg do equador demoram até 30 dias para girar. A animação começa com manchas solares em diferentes latitudes alinhadas. A sequência termina após uma rotação do equador - as manchas solares perto dos pólos ainda não apareceram - e a animação começa de novo. Centenas de anos de observação das manchas solares no Sol mostram que o número de manchas solares varia em um ciclo com um período médio de 11 anos. No início de um ciclo de manchas solares, o número de manchas solares é no mínimo e a maioria deles está em torno de 35deg do equador solar. No máximo solar, quando o número de manchas solares atinge cerca de 5,5 anos depois, a maioria das manchas solares fica a apenas 5 graus do equador solar. As manchas solares são regiões de campos magnéticos fortes. Isso afeta as linhas espectrais nos espectros de manchas solares. Cada linha de absorção será dividida em múltiplos componentes. A quantidade de separação entre os componentes mede a força do campo magnético. O campo magnético é de alguma forma responsável pelo ciclo das manchas solares. Em um ciclo de 11 anos, a mancha solar principal em um grupo de manchas solares terá um pólo magnético norte, enquanto a mancha solar do grupo terá um pólo magnético sul. No próximo ciclo de 11 anos, os pólos mudarão, então o ciclo total é de 22 anos. Sunspots forma onde as linhas de campo magnético torcidas se elevam da fotosfera e, em seguida, recuam novamente para a fotosfera e camadas mais profundas. As linhas de campo magnético suprimem a convecção naqueles pontos da fotossfera, de modo que a energia tem um vazamento mais difícil naqueles pontos da fotossfera - eles são mais frios do que o resto da fotosfera. No máximo solar há mais prominências e alargamentos solares. As proeminências são nuvens brilhantes de formação de gás acima das manchas solares na cromosfera que seguem os laços da linha do campo magnético. Os chamados silêncios se formam na corona (a atmosfera de Suns) a cerca de 40 mil quilômetros acima da superfície. Às vezes eles formam loops de hidrogênio gás como o gás segue os loops no campo magnético. As proeminências silenciosas duram vários dias a várias semanas. As protuberâncias de surtos que duram até algumas horas disparam até 300 mil quilômetros acima da fotossfera. As chamas solares são erupções mais poderosas do que as proeminências de surtos (um flare é mostrado na montagem dos planetas do Sun acima). Eles vão durar apenas alguns minutos a algumas horas. Eles provavelmente se formam quando as linhas de campo magnético ficam tão torcidas, que se encolhem violentamente, liberando o material preso. Muitos materiais ionizados são ejetados em um flare. Ao contrário do material em proeminências, o material do flare solar se move com energia suficiente para escapar da gravidade dos Suns. Quando este estouro de íons atinge a Terra, ele interfere com a comunicação por rádio. Às vezes, um alargamento solar provocará pulsos de tensão ou surtos nas linhas de energia e telefone. Podem ocorrer apagamentos ou apagões. Os seres humanos que viajam fora da proteção do campo magnético da Terra precisarão ter proteção contra os íons poderosos em um flare. As observações de alta resolução da superfície solar mostram um padrão de favo de mel chamado granulação feita de pontos brilhantes de convecção de 700 a 1000 quilômetros de diâmetro (veja a figura acima). O gás quente surge no meio de cada grânulo, trazendo energia do interior para a superfície e afundando-se na borda de um grânulo. O gás quente subindo no centro é mais brilhante do que o gás mais frio que afunda nas bordas. Cada grânulo durará cerca de 8 minutos. As imagens de alta resolução e os filmes da superfície dos Suns em torno de uma mancha solar estão disponíveis na página do Instituto para a Física Solar para o artigo da Natureza de 2002 e a seção Imagem do mês do Kiepenheuer-Institut fur Sonnenphysik (verifique o arquivo). Movendo-se para fora do núcleo para a superfície do Sol, a temperatura e a densidade do gás diminuem. Essa tendência na densidade continua para fora na atmosfera de Suns. No entanto, a temperatura aumenta acima da fotossfera. A causa do aumento da temperatura não é bem conhecida, mas envolve alguma combinação de ondas sonoras e ondas magnéticas a partir de loops magnéticos agitados acima das manchas solares, numerosos nanoflares e jatos minguantes na cromossfera conhecidos como espículas para aquecer a atmosfera. Durante os eclipses solares, uma fina camada rosa pode ser vista no limite da lua escura. Esta camada colorida é chamada de cromosfera (significa esfera de cores). A cromossfera é de apenas 2000 a 3000 quilômetros de espessura. Sua temperatura sobe para fora da fotosfera. Por ter uma baixa densidade, você vê linhas de emissão de hidrogênio (principalmente no comprimento de onda vermelho de 656,3 nanômetros). A cromossfera fina é visível nesta imagem do eclipse solar. Quando a nova Lua cobre a fotossfera durante um eclipse solar total, você pode ver a coroa branco perolado ao redor da lua escura. Esta é a atmosfera superior rarefeita do Sol. Tem uma temperatura muito alta de um a dois milhões de Kelvin. Apesar de sua alta temperatura, tem uma baixa quantidade de calor porque é tão tênue. A corona é conhecida por ser muito quente porque tem íons com muitos elétrons removidos dos átomos. Em temperaturas suficientemente elevadas, os átomos colidem uns com os outros com energia para expulsar elétrons. Este processo é chamado de ionização. Em temperaturas muito altas, os átomos como o ferro podem ter 9 a 13 elétrons ejetados. O ferro ionizado às nove vezes é produzido apenas a temperaturas de 1,3 milhão de K e o ferro ionizado 13 vezes significa que a temperatura atinge 2,3 milhões de K. Durante a forte atividade solar, a temperatura pode chegar a 3,6 milhões de K e as linhas de 14 vezes o cálcio ionizado são visto. A maior parte da corona está presa perto de Sun por loops de linhas de campo magnético. Nos raios-X, essas regiões aparecem brilhantes. Algumas linhas de campo magnético não retornam ao Sol e aparecerão escuras em raios-X. Esses lugares são chamados de buracos coronais. Mais detalhes na corona são vistos quando se olha para as regiões de energia superior do espectro eletromagnético do que a luz visível (imagem ultravioleta extrema da nave espacial SOHO, cortesia da NASA e da ESA). Outras imagens em estéreo (use óculos 3D cian-vermelhos), filmes e outros dados da corona dos Suns estão disponíveis na missão STEREO da NASA (e outro site) --- dois observatórios espaciais quase idênticos, um à frente da Terra em sua órbita E um atrás, rastreará o fluxo de energia e a matéria do Sol para a Terra. Os íons de movimento rápido podem escapar da atração gravitacional dos Suns. Movendo-se para fora em centenas de quilômetros segundo, essas cargas positivas e negativas viajam para os alcances mais distantes do sistema solar. Eles são chamados de vento solar. As partículas de vento solar que passam perto de um planeta com um campo magnético são desviadas ao redor do planeta. Flutuações no vento solar podem dar energia às partículas carregadas presas nos cintos de radiação dos planetas. Partículas com energia suficiente podem deixar os cintos e espirrar até a atmosfera para colidir com moléculas e átomos na temperatura do planeta. Quando as partículas carregadas atingem a atmosfera dos planetas, eles fazem as partículas de gás na atmosfera produzirem espectros de emissão --- as auroras (veja a seção aurorae no capítulo dos planetas para mais detalhes). Durante o máximo solar, o aumento do número e da energia das partículas de vento solar produzem exibições aurorais mais extensas na atmosfera da Terra - as auroras podem até ser vistas por aquelas nas latitudes próximas a 30deg, norte ou sul. Normalmente, as auroras são vistas apenas pelas acima de 50 ° N latitude (ou 50deg de latitude de S para a aurora austral). Os efeitos do vento solar na Terra são descritos mais detalhadamente no site do Tempo do Espaço na Universidade de Rice (Houston, TX será exibido em outra janela) e o Observatório de Dinâmica Solar da NASA. Temperatura do vocabulário da lei de Wiens: T (em K) 2,9 215 10 pico de 6 nm. Onde o pico é o comprimento de onda da emissão de pico em um espectro de estrelas dado em nanômetros. Temperatura do fluxo solar: T (em K) (fluxo solar na Terra) 215 (distância da Terra). 2. Onde está a constante de Stefan-Boltzmann e o fluxo solar no Medidor de Watts 1380 da Terra. Quais são os dois gases principais no Sun Como a massa e o tamanho dos Suns se comparam com Jupiter O que se passa no núcleo, na zona radiativa e na zona de convecção do Sol Descreva as três maneiras que os astrônomos usam para descobrir que a fotosfera é de aproximadamente 5800 K. Quais são algumas das características de Manchas solares. O que é o ciclo das manchas solares Todas as camadas superficiais do Sol rodam na mesma taxa Como você pode dizer O que produz a granulação na superfície do Sol Quais são as proeminências e os alargamentos Como eles estão associados à atividade solar Como o seu número está correlacionado com o Número de manchas solares Como podemos dizer que a cromosfera e corona são mais de 6000 K (algumas partes atingem alguns milhões de graus). Quais são os buracos coronais O que é a associação do campo magnético com as manchas solares e a atmosfera solar Como o vento solar está associado às auroras. Última atualização: 18 de agosto de 2011 Esta página é uma cópia de Strobels Astronomy Notes