Тюнинг юпитер 3: Опаньки / БайкПост

Содержание

Тюнингуем «Иж-Юпитер»

При помощи тюнинга мотоцикла можно сделать двухколесный транспорт более удобным для поездок, изменить его внешний облик. Тюнинг иж юпитера может заключаться в улучшении ездовых характеристик, ходовой части.

Тюнинг Иж Юпитер


Речь может идти также об установке поворотников, подножек. Тюнинг иж юпитер включает в себя установку следующих элементов:

  • ветровых стекол;
  • зеркал;
  • аудиосистем;
  • наклеек;
  • дуг безопасности;
  • приборов контроля;
  • ручек;
  • рулей, прочего.

К примеру, иж юпитер 5 тюнинг может включать в себя
использование декоративной подсветки. Она изготовлена из диодов. Такой
товар продается в автомагазинах. Он еще может называться диодной лентой.
Она может быть различных цветов.

Как подсоединить и куда установить светодиодную ленту

Для монтажа необходимы будут выключатели и провода, паяльник. Диодная лента, как тюнинг иж юпитер 5,
подключается напрямую к аккумулятору, при наличии второго аккумулятора у
водителя. Такой способ не очень удобен, поскольку необходимо
отсоединить питание диодной подсветки, чтобы демонтировать аккумулятор.

Подключение к предохранителю диодной ленты, которая выступает как тюнинг иж юпитера 5, будет оптимальным вариантом.

Установить диодную ленту можно на боковую облицовку днища. Такой тюнинг иж юпитер 5 своими руками придаст мотоциклу индивидуальности.

Важно, чтобы такой тюнинг не создавал аварийных ситуаций. То есть,
место установки диодной ленты должно быть выбрано так, чтобы не слепить
проезжающих рядом и самого водителя.

Установка такой ленты актуальна и для иж юпитер 4 тюнинг которого позволит увеличить безопасность вечером и ночью, поскольку будет лучше виден мотоцикл на дороге.

Для отключения ленты необходим выключатель. Также можно использовать зажигание для выключения диодной ленты, выступающей как тюнинг иж юпитера. Однако почти нет нужды использовать подсветку днем, поэтому такой метод не очень удобен.

Лучше не использовать подсветку темно-синего цвета, поскольку она
является цветом спецтехники. Избегайте монтажа слепящей подсветки, чтобы
снизить риск выписывания штрафной санкции.

Подобрать качественный тюнинг можно на тут. Там представлены декоративные фары, мотоподсветки, лампы стоп-сигналов, прочее.

Светодиодные панели для тюнинга Иж Юпитера

Чтобы подсветить мотоцикл или скутер, можно использовать специальную подсветку. Она позволяет сделать тюнинг мотоцикла иж юпитер 5
максимально просто. Аксессуар можно закрепить на липучках. От раскрутки
пропеллера, движения потока воздуха осуществляется свечение и мигание
светодиодов.

Можно выбрать целый набор полосок со светодиодными лампами. Для монтажа будут необходимы провода различных цветов.

Это позволит отличать провода с отрицательным и положительным зарядом. Также необходимы будут клей или липучки.

Не обойтись без изоленты, специального геля или инструмента для
пайки, пассатижей, отверток, наждачной бумаги, дополнительного провода.

Проверяя светодиоды, нужно складывать их по размеру — это позволит
проще с ними работать. Для проверки работоспособности светодиодной ленты
можно использовать девятивольтную батарею.

Рекомендуем отключить аккумулятор, расположенный под сиденьем. Так
можно будет проверить светодиоды, не повредив другие элементы мотоцикла,
получающие питание от аккумулятора.

Часто в комплекте к светодиодной ленте есть инструкция. Если она
отсутствует, то при помощи изоленты можно закрепить лампочки на
мотоцикле. Чтобы понять, что вам достаточно лампочек, попробуйте
по-разному их разместить.

Чтобы краска на корпусе осталась целой, пользуйтесь изолентой.

Тюнинг на вышеуказанную модель мотоцикла или на иж юпитер 3 тюнинг
из светодиодных полосок важно выполнить правильно. Если светодиодные
полоски на липучках, то вы не сможете их сместить после наклеивания.

Если в наборе тонкая липучка, то можно надежно закрепить ленту и при необходимости смещать ее.

Если твердо уверены в том, что не будете двигать ленту, то нанесите
на обратную сторону светодиодов клей или воспользуйтесь двухсторонним
скотчем.

Дополнительные фары как элемент тюнинга


Дополнительные фары для скутера или мотоцикла могут быть квадратными,
круглыми, двойными, светодиодными. Такие фары можно использовать как
противотуманные.

С их помощью можно освещать территорию вокруг мотоцикла, пользоваться ими как дневными ходовыми огнями.

В качестве материала используют пластик. Крепеж изготовлен из
металла. Такая фара потребляет 35 Вт. Обычно она с козырьком. Диаметр
оптики составляет 42 мм, корпуса — 67 мм, общая длина фары с козырьком —
75 мм.

О поворотниках, стоп-сигналах

Для указателей поворота можно использовать LED-индикаторы. Яркая лампа обеспечит максимальную безопасность, видимость.

Она отличается длительным сроком эксплуатации, низким энергопотреблением. Такие LED-индикаторы служат дольше, чем обычные огни.

Обычно они светло-желтого цвета, напряжение равно 12 V.

Для стоп-сигнала можно подобрать двухконтактную лампу. Она может быть
красного цвета, напряжение равно 12 V. Ее мощность составляет 1,5 Вт.

Об аудиосистемах

В качестве элемента тюнинга можно установить мощную аудиосистему. Она
должна быть качественной и не очень дорогой. Вы можете использовать для
этого бардачок, расположенный в тыловом кофре.

Акустику можно разместить в задней части транспорта. Усилитель
мощности целесообразно установить в верхнем кофре с небольшим отсеком.

Тюнингуем зеркалами Иж Юпитер

Для тюнинга мотоцикла можно выбрать необычные зеркала. Это могут быть
хромированные зеркала, напоминающие форму мальтийского креста.

Корпус такого изделия изготовлен из пластика, ножка — из металла. В
комплекте есть необходимые переходники (резьба — 10 мм, 8 мм).

Для тюнинга можно выбрать и складные зеркала, которые будут
складываться в руль. Они могут быть черного цвета. С их помощью можно
обеспечить полный обзор водителю. Такие зеркала — с выпуклым стеклом.

Диаметр зеркала может быть 80 мм, в качестве материала использован металл.

Для подчеркивания индивидуальности мотоцикла можно обратить внимание
на хромированные зеркала, напоминающие эмблему черепов и огня. Они
смотрятся очень необычно.

В комплекте 2 зеркала. Эта дизайнерская модель с тонировкой. Корпус
зеркала изготовлен из прочного пластика, нанесено хромовое напыление.

Для изготовления ножек зеркал использован металл, покрытый хромом.

О разновидности мотозеркал



При помощи мотозеркал можно избегать «слепых зон», контролировать
пространство. Выбирать стоит качественные товары. Зеркало должно
обеспечить достаточный радиус обзора.

Мотозеркала могут быть различной формы. Они бывают круглыми, каплевидными, продолговатыми.

Для обзора заднего плана часто выбирают выпуклые модели, однако в них предметы выглядят меньше своих реальных размеров.

Чтобы избежать дискомфорта, избавиться от блика солнечных лучей, света фар, можно выбрать поляризованные зеркала.

Плоские зеркала не способны отобразить всю картину, однако они показывают действительное расстояние до предметов.

Зеркала крепят на ручках руля. Разрешено крепление с двух сторон.
Также можно закрепить зеркало на стороне, противоположной тротуару.

Если зеркало разбилось или его потеряли, то можно подобрать новое
качественное зеркало, которое позволит акцентировать внимание на вкусе,
индивидуальности владельца мотоцикла.

«Ижевская двустволка» – мотоцикл «ИЖ Юпитер» | Блог Abmoto


Мотоцикл «Иж Юпитер» — одна из самых ярких страниц отечественного мотопрома. Он несколько десятилетий украшал улицы советских городов и сел. За эти годы байк с многочисленными преимуществами и недостатками сумел стать желанным и гонимым, затмив одних и так и не дотянувшись до других.


Именем «Юпитер» в Ижевске назвали дорожный мотоцикл, отличавшийся от другой модели того же класса («Иж Планета») лишь количеством цилиндров двигателя. Название обеих моделей полностью соответствовало духу эпохи освоения космоса. С именем «Юпитер» связан один казус: на бак мотоцикла дизайнеры поместили эмблему со стилистическим изображением планеты с планетарными кольцами, в которой легко узнается не Юпитер, а Сатурн. Всего свет увидело пять поколений «Юпитеров» и многочисленное количество их модификаций, отличавшихся между собой порой очень несущественно.


Первый одноименный мотоцикл широкой публике сначала был представлен как «Иж-58» и лишь потом переименован в «Юпитер». Первое поколение модели выпускалось с 1961 по 1966 год.


Иж Юпитер


Двухцилиндровый рядный двухтактный 347-кубовый двигатель воздушного охлаждения с вертикальным расположением цилиндров (стандарт для всех поколений) в первом поколении выдавал всего 18 л.с. максимальной мощности. Он позволял двигаться с максимальной скоростью 110 км/ч, а средний расход топлива по трассе составлял около 4 л/100 км. С начала выпуска и до закрытия производства все «Юпитеры» комплектовались передней телескопической и задней маятниковой подвесками. Колясочная модификация мотоцикла обозначалась индексом «К» в названии (Иж Юпитер-К).


Иж Юпитер-4


Новые поколения «Юпитера» появлялись с периодичностью 3-6 лет, постоянно прибавляя в мощности двигателя и получая более современную внешность. Самым мощным стало четвертое поколение – двигатель «Иж Юпитер-4» был способен развивать 28 л.с. максимальной мощности при 5600 об/мин. По этому показателю он превзошел даже «икону» всего соцлагеря – мотоцикл Jawa 350 (26-27 л.с. в зависимости от модификации), почти не уступая ему в максимальной скорости (125 против 130-133 км/ч.). Технические характеристики байка были вполне сопоставимыми с некоторыми бюджетными моделями известных зарубежных производителей.


Недостатки Иж Юпитер


Не секрет, что Юпитеры критиковали за их ненадежность и плохое качество сборки. Обычной считалась ситуация, когда владелец мотоцикла сразу после покупки сам дотягивал все резьбовые соединения, устранял мелкие неполадки (течь масла, плохой контакт или замыкание проводки). Спустя несколько тысяч километров (иногда раньше) приходилось решать вечную проблему синхронизации работы цилиндров, которой не было у одноцилиндровой «Иж Планета». В связи с этим «ижевская одностволка» была более надежной и, соответственно, востребованной.


В пятом поколении мощностью пожертвовали в пользу улучшения характеристик крутящего момента на средних оборотах. Выпуск модификации «Иж Юпитер-5-020-03» с жидкостной системой охлаждения стал кульминацией и одновременно «лебединой песней» производителя. В 2008 году производство мотоциклов в Ижевске было свернуто.


Интересно


Специфика советской промышленности заставляла производителей максимально унифицировать конструкции разных моделей. В результате рамы «Юпитеров» и многие другие компоненты взаимозаменяемы между собой, а по деталям ЦПГ мотоциклы унифицированы с К-175 («Ковровец») и другими моделями ЗИД («Восход»).


Тюнинг Иж Юпитер


Как и другие советские мотоциклы, «Юпитер» неоднократно становился объектом для экспериментов и улучшательств. В результате получались более или менее удачные «кроссовые» (длинная вилка от явы, другой задний маятник, резина, крылья) и форсированные (зачистка входных выходных окон цилиндра, срезание «лишнего» с поршней и даже «торцовка» головок цилиндров) аппараты.

Детские мотоциклы

Детский мотоцикл – это мотоцикл, размеры, мощность и другие характеристики которого обеспечивают оптимальные условия для обучения ребенка вождению. …

Что делать, если украли мотоцикл?

Советы в духе «без паники» или «ну, это ведь не самое страшное, что могло приключиться» будут слабым утешением для настоящего байкера. Положиться на р…

Тюнинг мотоцикла ИЖ Юпитер-5 — мотоциклы и скутеры

Впервые встав на конвейер в 1985 году, мотоцикл ИЖ Юпитер-5 не потерял для любителей этого вида техники актуальности до сих пор. Отечественные байкеры за неимением десятков тысяч долларов на Харлей-Дэвидсон с удовольствием разъезжают на более дешевом (бывший в употреблении можно купить по цене от $100 до $600) ИЖ Юпитер-5.

Действительно смешная цена позволяет любителям мотоциклетной техники купить такой агрегат в качестве конструктора и заняться его тюнингом. На самом деле тюнинг для байкеров составляет часть их стиля жизни. Им доставляет истинное удовольствие повозиться с железками и выжать из “железного друга” максимум недополученных лошадиных сил. Тюнинг мотоцикла “Юпитер-5″ может происходить в двух вариантах. По мнению “спокойных” байкеров не стоит производить “колхозное” изменение внешности. Современный ИЖ Ю-5 достаточно доведен и по конструкции и по силовой установке, которая выдает 24.5 силы. Поэтому консерваторы предпочитают тюнинг внешнего вида ИЖ Юпитер-5 (так сказать “своими руками”) всякими стильными штучками типа хром-тюнинга (хромирование всех деталей, которые могут блестеть), модных зеркал заднего вида, ну и ксенона в оптике.

На последней модели уже решена проблема перегрева двигателя путем введения жидкостного охлаждения, усилена безопасность эксплуатации путем применения дискового тормоза на переднем колесе. Добавив хромированные дуги со щитками от грязи можно красиво завершить общий тюнинг. В дальнейшем можно попытаться поработать с двигателем и коробкой. Следует убрать нестыковки на поршнях и окнах, подогнать все в коробке, заменить подшипники качественными, затем все собрать на хороших прокладках и герметиках. Установить бесконтактное зажигание (подойдут ВАЗовские комплектующие), подобрать хорошие свечи и найти карбюратор от Явы. Можно еще генератор от Минска Г 427. На этом консерваторы, как правило, заканчивают ремонтно-тюнинговые работы и наслаждаются поездками.

Но продвинутым байкерам, которые считают себя механиками, этого джентльменского набора будет явно мало и, засучив рукава, иногда по ночам при свете “загорелой” лампочки, в гараже друга они будут растачивать, прикручивать, подкрашивать, в надежде прокатиться с ветерком. Эти сразу вскрывают двухцилиндровый, двухтактный двигатель. Правда, запаса прочности в этом двигателе маловато, но все же, по мнению некоторых байкеров-экспертов результат получить возможно. Для этого необходимо ввести многоканальную продувку, воспользоваться лепестковыми клапанами на впуске, кольцами-вытеснителями в кривошипных камерах, а также установить бесконтактное зажигание вместе с резонатором на впуске. При этих доработках, по их мнению, можно получить мощность до 40 – 45 сил при оборотах от 8500 до 9000.

На самом деле для форсирования двигателя есть два пути: увеличение рабочего объема и увеличение количества оборотов. Увеличение объема решается традиционно решается расточкой цилиндров (реже увеличением рабочего хода поршней). Однако для серьезной расточки блок цилиндров хлипковат, а изготавливать другой коленвал – дорогое удовольствие. Да и выигрыш по мощности получается не очень большой. Второй вариант проще и дает лучший результат по мощности. Для получения результата нужно эффективно установить фазы газораспределения. В двухтактных двигателях фазы регулируются окнами в цилиндрах. Если правильно расточить окна, то можно получить либо “тяговитый” либо ”оборотистый” двигатель.

Для получения еще большего эффекта от форсирования двигателя стоит установить по отдельному карбюратору на цилиндр и правильно их настроить. Для такой установки необходимы небольшие слесарные навыки. К этой работе следует добавить модернизацию глушителя, которая также может дать увеличение мощности за счет лучшей возможности двигателя “дышать”. В любом случае тюнингование ИЖ Юпитер-5 интересная работа для механиков с конкретным результатом на выходе.

Тюнинг мотоцикла Иж. Переделываем Иж на 12В систему зажигания.

        Несмотря на то, что на дворе уже 21-й век еще много осталось мотоциклов с 6-ти вольтовой системой зажигания. Слабый свет головной фары делает езду в темное время суток совсем не безопасной.  Запчасти на 6-ти вольтовую систему зажигания уже давно не выпускаются.  Найти замену вышедшему из строя генератору или реле заряда практически не возможно, хотя сам мотоцикл еще вполне может послужить своему владельцу.

Для перехода на 12 вольт необходимо подготовить следующие вещи: аккумулятор на 12В, генератор 12В, реле заряда 12В, кусок проводки от генератора к реле заряда от мотоцикла Иж с 12-ти вольтовой системой зажигания, катушки зажигания тоже нужны 12В, все лампочки и реле поворотов тоже подлежат замене на 12 В.

 Необходимо так же изготовить переходную пластину.

После того, как все необходимые принадлежности в наличии, начинаем демонтаж старого генератора и реле заряда. Меняем так же катушки зажигания на 12 в.  Устанавливаем переходную пластину в места крепления старого генератора на правой крышке картера. Устанавливаем новый якорь на вал. Новый генератор крепим к переходной пластине.

Новое реле заряда ставим на место старого, при необходимости переделываем точки крепления реле к раме мотоцикла под сиденьем.

Соединяем реле заряда с генератором пучком имеющихся проводов. Все тщательно изолируем.  Провода с контактов оставляем из старой проводки, их подключаем к минусам катушек зажигания. Подключаем новый аккумулятор, проверяем искру на свечах,  размыкая контакты. Выставляем опережение зажигания как обычно и запуск! Меряем напряжение в сети мотоцикла тестером. При правильно собранной схеме в работающем двигателе  напряжение должно быть около 14 – 14,5В.

 

Теперь у нашего мотоцикла появилась возможность установки БСЗ вместо контактов, чего раньше мы не могли себе позволить, но это уже другая тема.  Всем удачи на дорогах!

Дмитрий Хорешко

Редакция журнала благодарит Хорешко Дмитрия за любезно предоставленные материалы  для статьи.

Если у Вас есть чем поделиться с читателями и Вы желаете опубликовать на нашем сайте свой рассказ  или фотоотчет о путешествиях,  присылайте, пожалуйста, материалы на адрес: [email protected]

Это может быть интересно

Внешний и внутренний тюнинг Иж Юпитер 5

Мотоцикл Иж Юпитер 5 сегодня считается одним из самых лучших советских байков, поэтому до сегодняшнего дня сотни довольных владельцев стараются его улучшать. Лучшей доработкой старого мотоцикла будет его тюнинг.

Иж юпитер 5 выпускался в стандартном виде, ведь в те времена люди любили простую, но качественную технику. Сегодня же, многие хотят иметь уникальный, особенный мотоцикл, который бы имел не только отличные внешние характеристики, но и повышенные технические параметры.

Любой тюнинг мотоцикла делиться на два вида: внешний и внутренний (процесс изменения технических характеристик).

Раньше провести тюнинг своего транспортного средства было невозможно, ведь тогда материалы для тюнинга не производились, а если вы и видели какой-то особый мотоцикл, то скорее всего это была личная фантазия владельца. Вообще любой тюнинг делиться на внешний и внутренний (двигателя). Но помимо этих двух видов мы рассмотрим еще и тюнинг других характеристик, например тахометра и карбюратора.

Внешний тюнинг Иж Юпитер 5

Внешний вид всегда играл важную роль для владельца, поэтому любой желающий модернизировать свой транспорт сразу брался за незначительные изменения внешности, ведь на это нужно минимум средств и большое желание выделиться. В основном, если взглянуть на иж юпитер 5 тюнинг фото, то можно увидеть, что большинство стараются преобразить свой байк в спортивный мотоцикл. Сам по себе Юпитер 5 похож на спорт класс, но современные модели имеют более привлекательную внешность. Внешний тюнинг делиться на несколько процессов:

  • облегчение конструкции;
  • удлинение рамы;
  • установка нового сиденья;
  • хромирование некоторых элементов;
  • установка обтекателей.

Если вы решитесь поставить на свой мотоцикл новые обтекатели, то можно воспользоваться двумя видами: новой уникальной деталью или подержанным обтекателем с другой модели мотоцикла. Во втором случае придется сменить крепления обтекателей, и только тогда он войдет. Такой вариант наиболее популярный, ведь купить обтекатель по индивидуальному заказу будет очень дорого.

Также вы можете посмотреть большой обзор мотоцикла ИЖ Юпитер 5, его характеристики и фото.

Еще один не менее популярный вид тюнинга – хромирование деталей. Если вы обнаружили на мотоцикле металлические детали, позаботьтесь о том, чтобы они блестели, проведя процедуру покрытия хромом. Можно хромировать следующие детали: выхлопную трубу, диски колес, блок двигателя и вилка. На свое усмотрение можно тюнинговать и другие элементы.

Далее не только красивым, но и полезным тюнингом будет облегчение века мотоцикла. Для этого снимаются все ненужные детали и по необходимости меняются более легкими аналогами. И в завершение отличным вариантом внешнего тюнинга может стать установка нового сиденья. Можно пойти двумя путями: перетянуть существующее сиденье кожей или заказать новое сиденье со спортивного мотоцикла. Также вы могли замечать, что часто владельцы стилизуют свой Юпитер 5 под японский мотоцикл Suzuki Bandit 650, взяв у него не только внешность, но и другие ощутимые детали.

Улучшаем двигатель Иж Юпитер 5

Если вы решились сделать тюнинг Иж юпитер 5 своими руками, и при этом ваш взгляд нацелен на двигатель, будьте готовы к тому, что придется серьезно поработать. В основном модернизация мотора подразумевает увеличение его характеристик, и соответственно мощности. Любой тюнинг двигателя иж юпитер 5 подразумевает два варианта:

  1. увеличение объема;
  2. увеличение оборотов двигателя.

При первом варианте вам потребуется потратить немалую суму, ведь чтобы увеличить объем мотора придется растачивать цилиндр, покупать другой поршень и по необходимости изготовить другой коленвал. Но при правильном подходе к такому тюнингу увеличение мощности будет заметным. Минусом такого метода считается слишком большая хрупкость цилиндра, который может не поддаться расточке.

Японские поршни на Юпитер 5

Во втором случае с увеличением оборотов придется провести настройку фаз газораспределения. Как известно, фазы распределения управляются окнами в цилиндрах, поэтому если вы сможете расточить эти окна, в мотоцикле увеличатся обороты и соответственно мощность. Но будьте внимательны при такой модернизации, ведь если вы расточите окна неправильно и добавите другое количество топливной смеси, двигатель потеряет не только мощность, но и будет иметь увеличенный расход топлива.

Установка двух карбюраторов

Если вы решили по максимуму тюнинговать свой мотоцикл, то увеличить его характеристики можно установкой двух карбюраторов. Как известно, Иж Юпитер 5 имеет 2 цилиндра, и соответственно можно на каждый из них поставить по карбюратору.

Два карбюратора на Юпитер 5

Но будьте внимательны, ведь придется правильно сбалансировать подачу топлива. В результате мощность мотоцикла существенно увеличится, что и есть главной задачей модернизации двигателя. Если вы хотите сделать подобную процедуру самостоятельно, обязательно посмотрите про иж юпитер 5 тюнинг видео, который в интернете должно быть достаточно.

Установка тахометра на Иж Юпитер 5

Очень часто владельцы данной модели меняют стандартный тахометр и вообще приборную панель. Отличным и недорогим аналогом станет приборная панель от автомобиля ВАЗ 2106. Из автомобиля можно взять спидометр, тахометр и датчик температуры. Все эти детали отлично входят в стандартные отверстия мотоцикла. По желанию на новую приборную панель устанавливают светодиодное освещение.

Видео тюнинг Иж Юпитер 5

Мотоцикл ИЖ Юпитер 3, Тюнинг смотрите на www.motowek.ru





ИЖ Юпитер 3 дорожный мотоцикл, который сочетает в себе качество исполнения и сборки, а также надежность и легкость в эксплуатации. ИЖ Юпитер 3 стал наследником ИЖ Юпитер 2, но имел уже ряд существенных изменений не только внешних, но и внутренних, т.е. двигателя. Мотоцикл вышел в свет в 1971 году и получил признание среди мотолюбителей того времени, да и сейчас многие не изменяют этому мотоциклу, считая его очень надежным по сравнению с современными мотоциклами. Прежде всего ИЖ Юпитер 3 отличался от своих предшественников: формой бензобака – теперь он уже более характерен для современных мотоциклов; в задней части мотоцикла теперь имеется небольшой багажник; отличительная особенность ИЖ Юпитер 3 от предыдущих это то, что теперь на нем установлены указатели поворотов, что придает ему не только яркий внешний вид, но и обеспечивает безопасность на дорогах. Что же касается двигателя, то здесь ИЖ Юпитер 3 имеет большое преимущество перед своими младшими братьями ИЖ. Двигатель по объему всё тот же в 347 кубических сантиметров, двухтактный двухцилиндровый карбюраторного типа. Но что касается характеристик двигателя, то здесь ИЖ Юпитер 3 далеко ушел от предшественников. При том же объеме, двигатель ИЖ Юпитер 3 теперь выдает максимальную мощность в 25 лошадиных сил – это на 6 лошадиных сил больше, чем у Юпитер 2. Максимальная скорость мотоцикла теперь составляет 120 км/час, что на 10 км/час быстрее предыдущего ИЖа. Тюнинг мотоцикла ИЖ Юпитер 3 может слегка приукрасить мотоцикл, а что касается двигателя, то здесь делать тюнинг будет неуместно… Двигатель достаточно мощный и скоростной, даже по сравнению с ИЖ Юпитер 5, и чтобы оставить все эти показатели качества и долговечности двигателя в норме, то тюнинг двигателя производить не рекомендуется. Ну а перекрасить мотоцикл в более насыщенный блеском цвет не помешало бы. Поставить стильные зеркала заднего вида, квадратные указатели поворотов будут лучше смотреться с квадратными формами мотоцикла, Бак капелька с предыдущих моделей плюс то же седло от Юнкера – отличный тюнинг для такого мотоцикла, как ИЖ Юпитер 3. Ну а тюнинг двигателя ИЖ Юпитер 3 лучше все же не применять, чтобы не сделать во вред.









Тюнинг мотоцикла ИЖ Юпитер-5 своими руками

Первый всенародный любимец был изготовлен еще в далеком 1985 году. Именно тогда сошел с конвейера первый мотоцикл ИЖ Юпитер-5. За прошедшие почти три десятка лет он не потерял своей актуальности для любителей мототехники. Отечественных байкеров, которым достаточно не просто купить Харлей-Дэвидсон в силу финансовых возможностей, вполне удовлетворяет детище отечественного мотопрома, тем более, что если применить умелые руки, немного старания, то с помощью тюнинга ИЖ Юпитер-5 можно сделать мотоцикл, который по свои техническим характеристикам если не превосходить своего заокеанского собрата, то по крайней мере, не уступать.

Владельцам иностранных марок намного проще, так как под рукой всегда есть каталог по тюнингу  мотоциклов, а вот владельцам «Юли» остаётся только одно – засучить рукава и приступать к тюнингу ИЖ Юпитер-5 самостоятельно, своими руками, опираясь только на свой собственный опыт и технические возможности.

Тюнинг двигателя ИЖ Юпитер-5 своими руками

Практически все обладатели мотоцикла начинают преобразования с глушителя. Установленные хромированные «банки» могут придать солидности, но будут «душить» мотор. Поэтому при такой модернизации придется менять впуск. Правильно настроенный резонатор, имеющий отдельную глушащую часть, позволит двигателю не только свободно «дышать», но и при работе на определенных оборотах сможет обеспечить подхват.

Для «Юпитеров», у которых кубатура каждого цилиндра 175м3 идеально подходят настроенные резонаторы от мотоциклов ковровского завода. Здесь уже все зависит от вашего желания – хотите, чтобы он «выстрелил» на верхах, то тогда вам подойдет резонатор от СМБ-2, мощности в «середине», то резонатор от «ЗиД-200».  

Глушащий насадок

Изготовить такой насадок можно из старого глушителя «пятого» или «четвертого» «Юпитера» или «четвертой»-«третьей» «Планеты». Использовать для изготовления насадки следует цилиндрический отрезок без перегородок. «Флейту» необходимо делать из теплоустойчивого материала, для этого может подойти соединительный патрубок глушителя от мотоцикла «Урал».

В нем надо будет просверлить отверстия, а свободное пространство между корпусом и трубкой следует заполнить стекловатой. Выхлопной патрубок можно оставить родной. Его следует только немного укоротить и соединение сделать сварное, а не болтовое.

Следующим шагом будет усовершенствование системы впуска. Программой минимум будет установка карбюратора от мотоцикла «Планета-5»,где диаметр диффузора составляет 32мм. Для этого необходимо впускные окна во фланце патрубка и цилиндрах немного распилить. Для существенного повышения динамики разгона с одновременной синхронной работой цилиндров, понадобятся два карбюратора.

На мотоциклах иностранного производства карбюратор на каждый цилиндр устанавливаются уже давно и стали нормой. От штатного патрубка понадобятся фланцы, с помощью которых производится крепление к цилиндрам. Кроме этого, необходимо будет выточить две алюминиевые втулки, а от впускного патрубка «Планеты» потребуется отрезать привалочный фланец карбюратора.

Второй фланец можно будет взять от старого «юпитерского» карбюратора. Сварку деталей необходимо производить аргоном, после чего подогнать узел до полного совпадения зазоров. Если образовались небольшие щели, то их можно заполнить эпоксидкой или «холодной сваркой». Применяя эпоксидный клей в качестве наполнителя можно использовать алюминиевые опилки или пудру.

Для обеспечения равномерной тяги до разгона 100км/ч подходят К 65В от мотоцикла «Восход». Желательно произвести замену главных топливных жиклеров, игл и распылителей, ремкомплекты для этих карбюраторов стоят на рынке относительно не дорого. В поплавковой камере уровень топлива можно оставить прежний. Завершив с карбюратором, можно приступать к модернизации воздушного фильтра.

Родной воздушный фильтр, устанавливаемый на мотоцикл не только не способен обеспечить качественную очистку воздуха, но еще и понижает мощность двигателя. В этом случае можно купить фильтр импортного производства или воспользоваться верхней частью поролонового фильтра к мотоциклу «Восход», которому под силу справиться с обоими установленными карбюраторами, к тому, займёт мало места и очень удобен в обслуживании. Пропитку поролона следует производить специальным маслом для воздушных фильтров. Достать такое масло не составит большого труда.

Остается одна из самых важных по своей значимости работ – доводка цилиндров и поршневой группы. Более формирован двигатель от «Юпитер-5», поэтому возни с ним будет намного меньше. На рисунке красные линии относятся к развертке доработанных цилиндров «Спорт», черные показывают стандартный вариант «Классик». Повышение мощности двигателя можно будет добиться за счет подрезки верхней кромки выпускного окна на 1,5-2мм.

Чтобы повысить мощность мотора “Ю-5” за счет наращивания оборотов, подрежьте верхнюю кромку выпускного окна на 1,5-2 мм. Обязательное условие – одинаковый вес поршней, при этом окна должны совпадать с продувочными окнами в цилиндрах и ни в коем случае, не перекрывать их. С кромок поршневых колец необходимо будет снять фаску.

Потребуется облегчить поршневые пальцы, за счет проточки на конус на конце. С торца пальцев также необходимо снять фаску. «Хвостики» стопорных потребуется откусить, чтобы их не подрезал поршневой палец.

Для дальнейшей доработки потребуется найти коленвал, имеющий игольчатый подшипник верхней части. Такой вал можно найти на «жидкостном» «Юпитере». Такой вал является взаимозаменяемым с другими моделями. Чтобы была лучшая смазка подшипника, в головке необходимо будет просверлить два отверстия, диаметр которых должен быть в пределах 3-3,5мм., как это делают на «Планете». Как показывает практика, штатные алюминиевые сепараторы, установленные на заводе, не отличаются надежностью.

Головки цилиндров потребуется поджать, подрезав на токарном станке их концы. Объем камеры сгорания можно определить методом пролива, он должен находиться в пределах 19см3.Наращивать степень сжатия еще больше не рекомендуется, так как головки цилиндров могут потерять жесткость. После всех произведенных переделок, придется ездить на Аи-92. В конце потребуется отрегулировать угол зажигания и установить новые свечи Brisk OT“Jawa” или , PAL.

Такая доработка поможет увеличить мощность двигателя до 35-37 л.с., обороты двигателя при этом будут составлять 7100об/мин.

Юпитер Sousaphone шеи и настроечные биты

Юпитер Sousaphone шеи и настроечные биты — деревянные и медные духовые инструменты
{
«siteName»: «/ wwbw»,
«mobileAppSrcCode»: «»,
«mobileAppItunesBanner»: «правда»,
«enableClarip»: ложь,
«ClaripConsentJSUrl»: «https://qa-gci.clarip.com/universal_consent/clarip_consent.js»,
«ClaripDomain»: «https://qa-gci.clarip.com/»,
«sourceCodeId»: «133703933»,
«sourceName»: «DIRECTSOURCECODEWB»,
«sourceSegment»: «прямой»,
«profileZipcode»: «»,
«jsonLdEnabled»: «правда»,
«profileStoreId»: «»,
«onlineOnlyLessons»: «»,
«defaultLessonsStoreId»: «»,
«profileStoreName»: «»,
«contextPath»: «»,
«imageResizeEnabled»: «правда»,
«unicaEnv»: «разработка сайта»,
«staticContentUrl»: «https: // static.wwbw.com «,
«styleStaticContentUrl»: «https://static.wwbw.com»,
«catalogAssetStaticContentUrl»: «https://static.wwbw.com»,
«scene7StaticContentUrl»: «https://media.wwbw.com/is/image/»,
«scene7BasePath»: «MMGS7 /»,
«staticVersion»: «ecmd-2021.3.1-0i & cb = 2»,
«versionParam»: «? vId = ecmd-2021.3.1-0i & cb = 2»,
«customerService»: «800.348.5003»,
«profileID»: «8581395880»,
«contentKey»: «site8prod465346»,
«isInternational»: «ложь»,
«isWarrantyShippable»: «правда»,
«isInternationalCommerceEnabled»: «правда»,
«currencySymbol»: «$»,

«profileCountryCode»: «США»,
«profileCurrencyCode»: «USD»,
«audioEyeEnabled»: «правда»,
«applePayEnabled»: «ложь»,

«oLOnExitNumber»: «0»,
«liveChat»: «ложь»,
«cookieLoggedIn»: ложь,
«richRelevanceMode»: «отрисовка»,
«richRelevanceApiKey»: «f29fd1fb3de71d59»,
«richRelevanceUserId»: «»,
«richRelevanceSessionId»: «685b1a3de127be770ecbfd5e4e7411c0»,
«rrBaseUrl»: «// рекс.richrelevance.com/rrserver/ «,
«rrChannelId»: «3566»,
«hashedUserIdForCriteo»: «»,
«rrTimeout»: «10000»,

«isEducatorAccount»: «ложь»,
«sessionIsDC»: «ложь»,
«fullLoggedIn»: ложь,
«welcomeMat»: «ложь»,
«powerReviewsUrl»: «https://static.wwbw.com/»,

«deviceType»: «d»,
«prodEnvEnabled»: ложь,
«isMobile»: «ложь»,

«madMobileEnabled»: ложь,

«rrLoadAtgRecs»: «ложь»,
«janrainAppDomain»: «https://login.wwbw.com»,
«janrainAppId»: «pihcdbgihgchgofbmdag»,
«janrainAppName»: «login.wwbw.com»,
«endecaCookieSortEnabled»: «ложь»,
«enableInstoreOnlyAddToCart»: «ложь»,
«JSESSIONID»: «»,
«isHum»: «правда»,
«showEloyalty»: «правда»
,
«loyaltyName»: «firstchairrewards»,
«showLoyalty»: «правда»,
«loyaltyUser»: «»,
«loyaltyPoints»: «»,
«showCheckoutLoyalty»: «true»

,
«fortivaCardName»: «Forte Card»

}

site8sku465346000947000
site8prod465346
465346

site8sku465346000947000, site8sku465346000951000, site8sku465346000950000, site8sku465346000949000, site8sku465346000946000, site8sku465346000948000

Юпитер Sousaphone шеи и биты настройки
Перейти к основному содержанию
Перейти к нижнему колонтитулу

Jupiter Planetary Tuner

  • Я просто хотел сообщить вам, что мы получили наш 18-дюймовый барабан из кожи лося, и нам он очень нравится! Мы вышли на природу, у меня была флейта, а девочка играла на барабане.Голос в барабане такой красивый. У нас было щебетание птиц и выходящих и танцующих белок. Большое спасибо, Грег

  • Привет, Кей, Мой барабан прибыл, спасибо !!!! это красиво!!! Я думал, что создание и украшение своего собственного будет каким-то образом создать для меня лучшую связь, однако я вижу, что мы с барабаном будем вместе развивать и создавать нашу собственную магию. Поскольку я начинающий музыкант, для начала посмотрю видео.Так что цените отличные советы и обслуживание от вас и вашей команды, а также сверхбыструю доставку в такие непростые времена !!!. Посылаю вам много света и любви к вашей работе с нашего маленького островка на самом дне мира !!!!

  • Мой барабан прибыл сегодня … Вызвали у меня озноб и мурашки по коже, просто обнимая ее … Разбуду ее сегодня вечером. Спасибо за создание такого красивого и мощного произведения искусства.

  • Дорогие Закча, Кей и Дороти!

    Большое спасибо за мою прекрасную хрустальную чашу C…. Мне это очень нравится. Когда я пришел домой и поиграл, моя собака Урса сразу начала выть, чему я очень обрадовался. Может быть, взорвавшаяся чаша D должна была превратиться в этот прекрасный звук чаши C. Вы были так любезны, что нашли время и показали мне разные чаши и свой опыт. Я так с нетерпением жду возможности получить чашу A. Вы были очень любезны, позволив мне выпустить моих собак, они были немного дикими …. прекрасный день всегда их волнует 🌞

  • Я получил свой полный заказ, все выглядит и звучит потрясающе.Я очень благодарен вам за потрясающую поддержку и помощь, которую вы оказали в выборе этих инструментов, и я обязательно свяжусь с вами, когда я решу добавить новые произведения в свою коллекцию.

  • Я заказывал у вас однажды в прошлом и сейчас готовлю свой следующий заказ, который включает в себя использование ваших замечательных справочников, чтобы точно определить, какой набор поющих чаш подходит для моих нужд. Я хотел бы поделиться тем, что честность и намерение, с которыми вы все ведете этот бизнес, ощутимы и абсолютно замечательны.Мне повезло, что я нашла ваш сайт. Пожалуйста, знайте, что у вас появился новый постоянный клиент.

  • Уважаемая команда Sunreed! Я хочу поблагодарить вас за мой недавний заказ! Товар прибыл быстро и в идеальном состоянии. Барабан и погремушки были приняты на церемонии. И я использовал часть церемонии пробуждения барабана Закчиаха со своим. Мы хорошо устроились вместе. Я практикующий врач и работаю с энергетической медициной и звуковыми методами исцеления.Очень рад видеть разнообразие инструментов, доступных вместе с образовательными программами, предлагаемыми на этих двух сайтах. Еще раз спасибо!

  • «В моем онлайн-поиске поющих чаш из матового хрусталя меня поразило множество вариантов и вариантов выбора. Я наткнулся на sunreed.com и обнаружил, что это САМЫЙ информативный, образовательный и полезный сайт из всех, что я посетил. .Письменный материал и образцы звука из множества вариантов изготовления хрустальных поющих чаш были чрезвычайно полезны. Вдобавок к этому, Закчиа, джентльмен, с которым я разговаривал по телефону, был источником информации, а также представительным и щедрым, проводя время в наших разговорах. Я не могу БЛАГОДАРЮ sunreed.com и Zacciah ДОСТАТОЧНО за то, что они положили конец моему замешательству и помогли мне понять мой выбор, чтобы я мог принять правильное решение для себя. Я всегда благодарен! »- Кэрри Мария Хиггинс, искатель жизни, мастер Рейки и звуковой целитель

  • Мой заказ прибыл вчера, и хотя я смотрел видео о выборе вашего барабана, поэтому знал, как они выглядят, я не был готов к моей реакции на то, что настоящий барабан окажется в моих руках.У меня перехватило дыхание, мастерство изысканное, а звук глубокий и резонансный. Мне повезло, что у меня есть этот красивый и мощный барабан.

  • Это отличный момент для обслуживания клиентов … мы продвигаем и работаем на мировом уровне обслуживания клиентов, но я должен признать, что мы не часто видим это. Мы очень ценим это.

  • Дорогой Джонатан, Я просто хотел отправить вам быстрое письмо, чтобы сказать Спасибо !!! Мой барабан прибыл, вау, вау и еще раз вау….. потрясающая энергия, которую я буду всячески чествовать. И спасибо вам за колотушку, она очень ценится

  • Позвольте мне СПАСИБО за то, что сделали мой день !!! Я мучился, пытаясь понять, как лучше понять информацию, которую собирал, и заказывал подходящие хрустальные поющие чаши для собственного исцеления. Благодаря вашим личным знаниям это было очень просто, а ПОДАРОК ​​отсутствия доставки сделало его похожим на рождественский подарок !! Я просто не могу дождаться доставки своих тарелок !!! БОЛЬШОЕ СПАСИБО !!!

  • Должен был сообщить, что сегодня получил свой 18-дюймовый барабан из шкуры лося, и он мне очень понравился! Я уже завершил церемонию встречи и сыграл на нем с обеих сторон колотушки.Я знал, что это будет что-то особенное, но понятия не имел, насколько мощно вибрация барабана пройдет через меня. Это будет невероятно!

    Большое спасибо за прекрасное мастерство и щедрую скидку.

  • Безопасность | Стеклянная дверь

    Мы получаем подозрительную активность от вас или кого-то, кто пользуется вашей интернет-сетью.Подождите, пока мы убедимся, что вы настоящий человек. Ваш контент появится в ближайшее время.
    Если вы продолжаете видеть это сообщение, напишите нам
    чтобы сообщить нам, что у вас проблемы.

    Nous aider à garder Glassdoor sécurisée

    Nous avons reçu des activités suspectes venant de quelqu’un utilisant votre réseau internet.
    Подвеска Veuillez Patient que nous vérifions que vous êtes une vraie personne. Вотре содержание
    apparaîtra bientôt. Si vous continuez à voir ce message, veuillez envoyer un
    электронная почта à
    pour nous informer du désagrément.

    Unterstützen Sie uns beim Schutz von Glassdoor

    Wir haben einige verdächtige Aktivitäten von Ihnen oder von jemandem, der in ihrem
    Интернет-Netzwerk angemeldet ist, festgestellt. Bitte warten Sie, während wir
    überprüfen, ob Sie ein Mensch und kein Bot sind. Ihr Inhalt wird в Kürze angezeigt.
    Wenn Sie weiterhin diese Meldung erhalten, informieren Sie uns darüber bitte по электронной почте:
    .

    We hebben verdachte activiteiten waargenomen op Glassdoor van iemand of iemand die uw internet netwerk deelt.Een momentje geduld totdat, мы выяснили, что u daadwerkelijk een persoon bent. Uw bijdrage zal spoedig te zien zijn.
    Als u deze melding blijft zien, электронная почта:
    om ons te laten weten dat uw проблема zich nog steeds voordoet.

    Hemos estado detectando actividad sospechosa tuya o de alguien con quien compare tu red de Internet. Эспера
    mientras verificamos que eres una persona real. Tu contenido se mostrará en breve. Si Continúas recibiendo
    este mensaje, envía un correo electrónico
    a para informarnos de
    que tienes problemas.

    Hemos estado percibiendo actividad sospechosa de ti o de alguien con quien compare tu red de Internet. Эспера
    mientras verificamos que eres una persona real. Tu contenido se mostrará en breve. Si Continúas recibiendo este
    mensaje, envía un correo electrónico a
    para hacernos saber que
    estás teniendo problemas.

    Temos Recebido algumas atividades suspeitas de voiceê ou de alguém que esteja usando a mesma rede. Aguarde enquanto
    confirmamos que Você é Uma Pessoa de Verdade.Сеу контексто апаресера эм бреве. Caso продолжить Recebendo esta
    mensagem, envie um email para
    пункт нет
    informar sobre o проблема.

    Abbiamo notato alcune attività sospette da parte tua o di una persona che condivide la tua rete Internet.
    Attendi mentre verifichiamo Che sei una persona reale. Il tuo contenuto verrà visualizzato a breve. Secontini
    visualizzare questo messaggio, invia un’e-mail all’indirizzo
    per informarci del
    проблема.

    Пожалуйста, включите куки и перезагрузите страницу.

    Это автоматический процесс. Ваш браузер в ближайшее время перенаправит вас на запрошенный контент.

    Подождите до 5 секунд…

    Перенаправление…

    Заводское обозначение: CF-102 / 63bd83e9397b759f.

    ХОДОВ — II. Настройка на радиосреду HD189733b | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества

    РЕФЕРАТ

    Мы представляем моделирование звездного ветра хозяина горячего Юпитера HD 189733 и прогнозируем радиоизлучение звездного ветра и планеты, последнее возникает из-за взаимодействия звездного ветра с планетной магнитосферой.В наших моделях звездного ветра в качестве граничных условий используются карты поверхностного звездного магнитного поля для эпох 2013 июнь / июль, 2014 сентябрь и 2015 июль. Мы обнаружили, что скорость потери массы, скорость потери углового момента и открытый магнитный поток HD 189733 изменяются на 9 процентов, 40 процентов и 19 процентов за эти три эпохи. Решая уравнения переноса излучения, мы находим, что на частотах от 10 МГц до 100 ГГц звездный ветер излучает потоки в диапазоне 10 −3 –5 мкЯн и становится оптически тонким на частотах выше 10 ГГц.Наша модель планетарного радиоизлучения использует радиометрический закон Боде и не учитывает присутствие планетарной атмосферы. Для предполагаемых планетных магнитных полей 1–10 Гс, по нашим оценкам, планета излучает на частотах 2–25 МГц с пиковой плотностью потока 10 2 мЯн. Мы обнаруживаем, что планета движется по орбите через области звездного ветра, которые имеют оптическую толщину до частоты, излучаемой планетой. В результате, неослабленное планетарное радиоизлучение может распространяться только за пределы системы и достигать наблюдателя на 67% орбиты с планетным полем 10 G, что соответствует моменту, когда планета приближается и покидает первичный транзит.Мы также обнаружили, что плазменная частота звездного ветра слишком высока для распространения планетарного радиоизлучения ниже 21 МГц. Это означает, что для получения обнаруживаемого радиоизлучения требуется планетное поле не менее 8 Гс.

    1 ВВЕДЕНИЕ

    Маломассивные звезды (0.1–1.3 M | $ \ odot $ | ) теряют массу на протяжении всей своей жизни в виде спокойных звездных ветров. Эти звезды также проявляют магнитную активность на своей поверхности, и наблюдается изменение напряженности магнитного поля (например,грамм. Fares et al. 2017) и изменение полярности с течением времени (например, Донати и др., 2008 г .; Боро Сайкиа и др., 2016 г.). Метод зеемановско-доплеровской визуализации (ZDI), используемый для восстановления крупномасштабных поверхностных магнитных полей звезд (Донати и др., 1997), показал, что магнитоактивные звезды демонстрируют сложную магнитную топологию, которая может меняться так же быстро, как несколько периодов вращения (Боро Сайкиа и др., 2015), в течение одного магнитного цикла (Фарес и др., 2009; Боро Сайкиа и др., 2016) и в эволюционных временных масштабах (Петит и др.2008; Видотто и др. 2014). Эти изменения напряженности поля как во времени, так и по всей поверхности звезды вызывают истечение звездного ветра, сила которого различается в разных временных масштабах (Николсон и др., 2016).

    Когда звездный ветер распространяется в межпланетную среду, изменения его свойств наиболее сильно ощущаются близкими экзопланетами (орбитальные расстояния a <0,5 а.е.). Эти экзопланеты составляют значительную часть обнаруженных планет, вращающихся вокруг маломассивных звезд.В такой непосредственной близости эти планеты, вероятно, будут подвергаться гораздо более суровым ветровым условиям со стороны родительской звезды, чем те, которые испытывают планеты Солнечной системы (Видотто и др., 2015). Например, близко расположенные горячие юпитеры демонстрируют протяженные атмосферы, которые формируются взаимодействием звездного ветра с планетарной атмосферой (Lecavelier des Etangs et al.2012; Bourrier & Lecavelier des Etangs 2013; Bourrier et al. 2016). Присутствие близких планет может также усилить магнитную активность родительской звезды как за счет приливных, так и магнитных взаимодействий (Cuntz, Saar & Musielak 2000; Ip, Kopp & Hu 2004; Shkolnik et al.2008 г.).

    Считается, что звездные ветры вызывают радиоизлучение экзопланет, подобно тому, как это происходит в Солнечной системе с Землей, Юпитером, Сатурном, Ураном и Нептуном. Это радиоизлучение происходит через циклотронную мазерную нестабильность (см. Treumann 2006), когда энергичные электроны движутся по спирали через силовые линии планетарного магнитного поля к полярным областям сильного магнитного поля. Этот процесс эмиссии также наблюдался для звезд с малой массой (Bingham, Cairns & Kellett 2001; Llama et al. 2018).Процесс для планет происходит за счет рассеивания магнитного потока звездного ветра на магнитосфере планеты. Поскольку близлежащие экзопланеты, вероятно, будут подвергаться более сильным ветрам, ожидается, что радиоизлучение этих планет происходит на более высоких мощностях (Zarka et al. 2001). Если его можно будет обнаружить, это послужит новым методом прямого обнаружения экзопланет, покажет, что экзопланеты намагничены, а также послужит методом исследования звездного ветра родительской звезды. До сих пор окончательного обнаружения экзопланетного радиоизлучения не произошло, несмотря на многочисленные усилия (Smith et al.2009; Лацио и др. 2010; Lecavelier des Etangs et al. 2013; Sirothia et al. 2014; О’Горман и др. 2018).

    Однако обнаружение планетарного радиоизлучения может быть затруднено из-за плотных звездных ветров, которые могут поглощать излучение на радиоволнах (Vidotto & Donati 2017). Известно, что ветры маломассивных звезд являются источниками радиоизлучения, возникающего в результате термических свободно-свободных процессов (Panagia & Felli 1975; Wright & Barlow 1975; Güdel 2002; Ó Fionnagáin et al. 2019), которые зависят как от плотность и температура ветра.Таким же образом ветер может самопоглощать генерируемое свободно-свободное радиоизлучение, если оптическая глубина достаточно велика. В результате, если планета, излучающая собственное радиоизлучение, движется по орбите через области ветра, оптически толстые до планетарной частоты, планетарное излучение также будет поглощаться.

    В этой статье мы исследуем радиокружение HD 189733b, которая вращается вокруг звезды K2V главной последовательности HD 189733. Параметры планет и звезд перечислены в таблице 1.В рамках коллаборации «Многоволновые наблюдения за испаряющейся экзопланетой и ее звездой» (MOVES, PI: V. Bourrier) мы моделируем ветер звезды с использованием карт поверхностного магнитного поля, представленных в Fares et al. (2017), и рассчитать радиоизлучение звездного ветра и планетной магнитосферы. Из-за непосредственной близости планеты к своей родительской звезде система была предметом многих исследований взаимодействия звезда-планета (Fares et al. 2010; Cauley et al. 2018). Ведущая звезда тоже очень активна.Было обнаружено, что его магнитное поле меняет беззнаковую среднюю напряженность поля от 18 до 42 Гс в течение 9-летнего периода (Fares et al.2017). Это кратковременное изменение (1 год) в сочетании с малым орбитальным расстоянием планеты и сильным звездным магнитным полем, вероятно, приведет к изменяющемуся во времени радиоизлучению планеты, которое может быть на порядки больше, чем у планет в Солнечная система. Вариации свойств звездного ветра на орбите планеты также могут приводить к изменениям кривой блеска при прохождении через УФ-излучение с течением времени (Lecavelier des Etangs et al.2012; Bourrier & Lecavelier des Etangs 2013; Llama et al. 2013).

    Таблица 1.

    Планетарные и звездные параметры HD 189733b и ее родительской звезды.

    Параметр
    .
    Стоимость
    .
    ссылку
    .
    Звезда:
    Звездная масса ( M ) 0.78 M | $ \ odot $ | 1
    Радиус звезды ( R ) 0,76 R | $ \ odot $ | 1
    Период вращения ( P поворот ) 11,94 d 2
    Расстояние ( d ) 19,8 pc
    Планетарная масса ( M p ) 1.13 M jup 4
    Планетарный радиус ( R p ) 1,13 R jup 4
    9014 8143 9014

    9014

    R 1
    Период обращения ( P orb ) 2,2 d 1
    Параметр
    .
    Стоимость
    .
    ссылку
    .
    Звезда:
    Звездная масса ( M ) 0,78 M | $ \ odot $ | 1
    Радиус звезды ( R ) 0,76 R | $ \ odot $ | 1
    Период вращения ( P вращение ) 11.94 d 2
    Расстояние ( d ) 19,8 шт. 3
    Планета:
    9014 9011 9011 9011 1,13 M jup 4
    Планетарный радиус ( R p ) 1,13 R jup 4

    9014 9014 9014 9014 901 .8 R 1
    Период обращения ( P orb ) 2.2 d 1

    Таблица 1. Планетарная звезда

    и параметры ее HD9733b.

    Параметр
    .
    Стоимость
    .
    ссылку
    .
    Звезда:
    Звездная масса ( M ) 0.78 M | $ \ odot $ | 1
    Радиус звезды ( R ) 0,76 R | $ \ odot $ | 1
    Период вращения ( P поворот ) 11,94 d 2
    Расстояние ( d ) 19,8 pc
    Планетарная масса ( M p ) 1.13 M jup 4
    Планетарный радиус ( R p ) 1,13 R jup 4
    9014 8143 9014

    9014

    R 1
    Период обращения ( P orb ) 2,2 d 1
    Параметр
    .
    Стоимость
    .
    ссылку
    .
    Звезда:
    Звездная масса ( M ) 0,78 M | $ \ odot $ | 1
    Радиус звезды ( R ) 0,76 R | $ \ odot $ | 1
    Период вращения ( P вращение ) 11.94 d 2
    Расстояние ( d ) 19,8 шт. 3
    Планета:
    9014 9011 9011 9011 1,13 M jup 4
    Планетарный радиус ( R p ) 1,13 R jup 4

    9014 9014 9014 9014 901 .8 R 1
    Орбитальный период ( P orb ) 2,2 d 1

    Структура этой статьи выглядит следующим образом: Представляем наше моделирование и расчет радиоизлучения ветра HD 189733. Затем в разделе 3 мы вычисляем радиоизлучение планеты. В разделе 4 мы исследуем различные сценарии, когда планетарное радиоизлучение не может распространяться за пределы планетной системы.Мы обсуждаем наши результаты в Разделе 5, а затем представляем резюме и выводы в Разделе 6.

    2 ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР HD 189733

    2.1 Моделирование звездного ветра

    Для моделирования ветра HD 189733 мы используем 3D магнитогидродинамический (МГД) код BATS-R-US (Powell et al. 1999; Tóth et al. 2012), модифицированный Vidotto et al. (2012). BATS-R-US использовался для моделирования истечения звездного ветра в контексте маломассивных звезд и звезд, вмещающих планеты (например,грамм. Видотто и др. 2012; Llama et al. 2013; Cohen et al. 2014; Альварадо-Гомес и др. 2016; Ó Fionnagáin et al. 2019).

    BATS-R-US решает идеальную систему уравнений МГД для сохранения массы, магнитного потока, импульса и энергии соответственно:

    \ begin {eqnarray *}
    \ frac {\ partial} {\ partial t} \ rho + \ nabla \ cdot (\ rho \ boldsymbol {u}) = 0,
    \ end {eqnarray *}

    (1)

    \ begin {eqnarray *}
    \ frac {\ partial} {\ partial t} \ boldsymbol {B} + \ nabla \ cdot (\ boldsymbol {uB} — \ boldsymbol {Bu}) = 0,
    \ end {eqnarray *}

    (2)

    \ begin {eqnarray *}
    \ frac {\ partial} {\ partial t} (\ rho \ boldsymbol {u}) + \ nabla \ cdot \ bigg [\ rho \ boldsymbol {uu} + \ bigg (p + \ frac {B ^ 2} {8 \ pi} \ bigg) \ boldsymbol {I} — \ frac {\ boldsymbol {BB}} {4 \ pi} \ bigg] = \ rho \ boldsymbol {g},
    \ end {eqnarray *}

    (3)

    \ begin {eqnarray *}
    \ frac {\ partial} {\ partial t} \ varepsilon + \ nabla \ cdot \ bigg [\ bigg (\ varepsilon + p + \ frac {B ^ 2} {8 \ pi} \ bigg) \ boldsymbol {u} — \ frac {(\ boldsymbol {u} \ cdot \ boldsymbol {B}) \ boldsymbol {B}} {4 \ pi} \ bigg] = \ rho \ boldsymbol {g} \ cdot \ boldsymbol {u}.2} {8 \ pi},
    \ end {eqnarray *}

    (5) где γ — индекс политропы.

    Входными данными BATS-R-US являются звездная масса M и радиус R , которые обеспечивают поверхностную гравитацию | $ \ boldsymbol {g} $ | ⁠, температура основания короны T 0 и числовая плотность n 0 , период вращения P rot и карта поверхностного магнитного поля. При моделировании ветра мы делаем следующие предположения:

    • Ветер — идеальный газ: p = nk B T , где n = ρ / ( мкм p ) — числовая плотность, k B — постоянная Больцмана, а T — температура.Здесь мкм p — средняя масса частицы.

    • Ветер состоит из полностью ионизированного водорода, поэтому мы принимаем значение μ = 0,5.

    • Ветер политропный: p ρ γ .

    При условии, что мы получили значения для звездной массы, радиуса и периода вращения, у нас остались следующие свободные параметры в наших моделях: T 0 , n 0 и γ.Для температуры основания короны T 0 мы принимаем значение 2 × 10 6 K, что типично для короны K-звезд (Johnstone & Güdel 2015). Для плотности основания n 0 , мы принимаем 10 10 см −3 . В качестве индекса политропы мы берем γ = 1,1, что аналогично эффективному индексу адиабаты солнечного ветра (Van Doorsselaere et al. 2011). Этот набор параметров дает коэффициент потери массы 3 × 10 −12 M | $ \ odot $ | лет −1 для HD 189733, что находится в диапазоне предполагаемых темпов потери массы для активных K-звезд (см. Wood 2004; Jardine & Collier Cameron 2019; Rodríguez et al.2019).

    Для моделирования ветровой изменчивости HD 189733 мы применяем карты поверхностного магнитного поля, полученные для звезды в разные эпохи, которые были восстановлены из наблюдений Fares et al. (2017) с использованием техники ZDI. Реализованные карты получены в эпохи июнь / июль 2013 г., сентябрь 2014 г. и июль 2015 г. и показаны на рис. 1. Эти карты позволяют оценить годовую изменчивость свойств звездного ветра и радиоизлучения планеты. Напряженность поля в эти эпохи также является одной из самых больших наблюдаемых для звезды, что, как мы ожидаем, должно вызывать сильное радиоизлучение с планеты.Мы моделируем ветер с сеткой, которая простирается от −20 R до +20 R вдоль осей x, y и z со звездой в центре. Чтобы найти магнитное поле в ветре, мы фиксируем радиальную составляющую B r на основе карты ZDI в каждую эпоху и предполагаем состояние оттока или «плавающего» состояния для меридионального B θ и азимутального . B ϕ компонентов, где их производную по радиальной координате принимаем равной нулю.Мы также добавили адаптивное уточнение сетки в нашу сетку. Наше разрешение сетки находится в диапазоне от 0,01 R до 0,3 R , с наилучшим разрешением в диапазоне от 1 R до 2 R . Это эквивалентно уровню детализации 10, указанному в Nicholson et al. (2016) и насчитывает 39 миллионов ячеек. Николсон и др. (2016) исследовали влияние увеличения разрешения сетки до уровня детализации 11 на полученные глобальные свойства ветра и получили несколько более точные результаты.Учитывая, что большое количество ячеек в сетке такого размера (300 миллионов) очень затратно с точки зрения вычислений, в этой работе мы принимаем уровень детализации 10.

    Рис. 1.

    Проекции Mollweide радиального поверхностного магнитного поля HD 189733 в три эпохи: июнь / июль 2014 г., сентябрь 2014 г. и июль 2015 г. (слева направо), которые были восстановлены из наблюдений Fares et al. (2017). Мы реализуем их как граничные условия в моделировании звездного ветра.

    Рис. 1.

    Проекции Моллвейда радиального поверхностного магнитного поля HD 189733 в три эпохи: июнь / июль 2014 г., сентябрь 2014 г. и июль 2015 г. (слева направо), которые были восстановлены из наблюдений Fares et al. (2017). Мы реализуем их как граничные условия в моделировании звездного ветра.

    Когда все готово, мы запускаем симуляцию до тех пор, пока не будет достигнуто установившееся состояние. Мы считаем, что это точка, в которой различные глобальные свойства ветра, такие как потеря массы и скорость потери углового момента, изменяются на | $ \ lt 1 {{\ \ rm per \ cent}} $ | между итерациями.Стабильность этих значений как функции расстояния от звезды также указывает на достижение устойчивого состояния. Когда эти условия выполнены, мы считаем модель ветра завершенной.

    2.2 Изменчивость звездного ветра HD 189733

    На основе нашего моделирования мы выводим глобальные ветровые свойства HD 189733 в июне / июле 2013 г., сентябре 2014 г. и июле 2015 г., как описано Vidotto et al. (2015). Скорость потери массы | $ \ dot {M} $ | звезды рассчитывается как:

    \ begin {eqnarray *}
    \ dot {M} = \ oint _S \ rho u _ {\ rm r} {\ rm d} S,
    \ end {eqnarray *}

    (6) где S — сферическая поверхность над поверхностью звезды на заданном расстоянии.Скорость потери углового момента звездой | $ \ dot {J} $ | рассчитывается как поток углового момента через S :

    \ begin {eqnarray *}
    \ dot {J} = \ oint _S \ bigg [- \ frac {\ varpi B_ \ varphi B _ {\ rm r}} {4 \ pi} + \ varpi u_ \ varphi \ rho u _ {\ rm r} \ bigg] {\ rm d} S,
    \ end {eqnarray *}

    (7) где ϖ = ( x 2 + y 2 ) 1/2 — цилиндрический радиус. Беззнаковый открытый магнитный поток звездного ветра Φ open равен:

    \ begin {eqnarray *}
    \ Phi _ \ text {open} = \ oint _S | B _ {\ rm r} | {\ rm d} S.\ end {eqnarray *}

    (8)

    Мы вычисляем | $ \ dot {M} $ | ⁠, | $ \ dot {J} $ | ⁠, и Φ , открытое на концентрических сферических поверхностях S вокруг звезды от 10 R до 20 R , и возьмем среднее значение в этом регионе. Рассчитанные нами значения приведены в таблице 2. Мы обнаружили, что ветровые свойства HD 189733 меняются со временем в зависимости от изменения топологии магнитного поля, при этом скорость потери массы, скорость потери углового момента и открытый магнитный поток изменяются на 9 процентов. , 40% и 19%, соответственно, за три моделируемых эпох, относительно максимума за три эпохи.Эти результаты сопоставимы с результатами, полученными другими моделями звездного / солнечного ветра (Видотто и др., 2012; Николсон и др., 2016; Ревиль и Брун, 2017), в которых небольшие вариации | $ \ dot {M} $ | (> 20%) и большие вариации | $ \ dot {J} $ | (50–140%) наблюдаются в масштабе времени от половины до нескольких магнитных циклов.

    Таблица 2. Характеристики глобального ветра

    , полученные для HD 189733 в разные эпохи. Перечисленные значения: скорость потери массы | $ \ dot {M} $ | ⁠, скорость потери углового момента | $ \ dot {J} $ | ⁠, беззнаковый открытый магнитный поток Φ открытый и беззнаковый магнитный поток на поверхность Φ 0 .

    Эпоха
    .
    | $ \ dot {M} $ |
    .
    | $ \ dot {J} $ |
    .
    Φ открытый
    .
    Φ 0
    .
    . (10 −12 M | $ \ odot $ | год −1 )
    .
    (10 31 эрг)
    .
    0 )
    .
    (10 23 Mx)
    .
    2013 июн / июл 3,2 5,5 0,39 4,5
    2014 сен 3,0 5,2 0,48 3,0 901

    0,48 3,0 901 2015

    3,3 0,40 2,7

    9014 9014 9014

    Эпоха
    .
    | $ \ dot {M} $ |
    .
    | $ \ dot {J} $ |
    .
    Φ открытый
    .
    Φ 0
    .
    . (10 −12 M | $ \ odot $ | год −1 )
    .
    (10 31 эрг)
    .
    0 )
    .
    (10 23 Mx)
    .
    июл / июл 2013 3.2 5,5 0,39 4,5
    2014 сентябрь 3,0 5,2 0,48 3,0
    2015 июл 2,9 3,3 Таблица 2. Характеристики глобального ветра

    , полученные для HD 189733 в разные эпохи. Перечисленные значения: скорость потери массы | $ \ dot {M} $ | ⁠, скорость потери углового момента | $ \ dot {J} $ | ⁠, беззнаковый открытый магнитный поток Φ открытый и беззнаковый магнитный поток на поверхность Φ 0 .

    Эпоха
    .
    | $ \ dot {M} $ |
    .
    | $ \ dot {J} $ |
    .
    Φ открытый
    .
    Φ 0
    .
    . (10 −12 M | $ \ odot $ | год −1 )
    .
    (10 31 эрг)
    .
    0 )
    .
    (10 23 Mx)
    .
    2013 июн / июл 3,2 5,5 0,39 4,5
    2014 сен 3,0 5,2 0,48 3,0 901

    0,48 3,0 901 2015

    3,3 0,40 2,7

    9014 9014 9014 9014

    9014 9014 9014

    Когда мы реализуем карты магнитного поля со сложной топологией в нашем моделировании ветра, мы обнаруживаем, что ветер HD 189733 неоднороден. Это видно на профилях радиальной скорости ветра на рис.2. В результате планета испытывает неоднородный ветер при движении по своей орбите. В таблице 3 приведены средние значения различных свойств ветра на орбите планеты 8,8 R , а также их минимальные / максимальные значения на орбите. Мы обнаружили, что плотность числа частиц и скорость ветра относительно движения планеты изменяются от 29–37% и 25–32%, соответственно, на всей орбите в течение трех эпох. Эти вариации, вероятно, будут наблюдаться при прохождении планеты в УФ-диапазоне (Lecavelier des Etangs et al.2012; Bourrier & Lecavelier des Etangs 2013). Из предыдущего транзита планеты в 2011 году Бурье и Лекавелье де Этан (2013) получили скорость звездного ветра 200 км с −1 и плотность 10 6 см −3 для HD 189733 на орбите планеты, на основе поглощения Ly- α из протяженной атмосферы планеты в режиме насыщения. Эти значения хорошо согласуются со свойствами звездного ветра на планетной орбите в наших моделях.Однако наша температура в 30 раз выше, чем полученное значение 3 × 10 4 К. Причина этого несоответствия может быть связана с тем, что наши модели не рассматривают подробные механизмы нагрева и охлаждения звездного ветра (Vidotto & Бурье 2017).

    Рис. 2.

    Моделирование звездного ветра HD 189733 в июне / июле 2013 г., сентябре 2014 г. и июле 2015 г. (слева направо). Серыми линиями показана крупномасштабная структура магнитного поля звезды, заключенная в звездном ветре.Показаны профили лучевой скорости ( u r ) звездного ветра в плоскости орбиты планеты. Орбита в точке 8,8 R показана черным кружком, а поверхности Альфвена показаны белым. Ориентация на каждой панели одинакова.

    Рис. 2.

    Моделирование звездного ветра HD 189733 в июне / июле 2013 г., сентябре 2014 г. и июле 2015 г. (слева направо). Серыми линиями показана крупномасштабная структура магнитного поля звезды, заключенная в звездном ветре.Показаны профили лучевой скорости ( u r ) звездного ветра в плоскости орбиты планеты. Орбита в точке 8,8 R показана черным кружком, а поверхности Альфвена показаны белым. Ориентация на каждой панели одинакова.

    Таблица 3.

    Средние параметры звездного ветра HD 189733 на орбите планеты. Перечисленные значения: плотность числа частиц n , скорость в системе отсчета планеты Δ u , напряженность магнитного поля B , температура T и полное давление p до звездного ветра. .Значения, указанные в квадратных скобках, представляют собой минимальное / максимальное значение каждого параметра на орбите соответственно.

    Эпоха
    .
    | $ \ dot {M} $ |
    .
    | $ \ dot {J} $ |
    .
    Φ открытый
    .
    Φ 0
    .
    . (10 −12 M | $ \ odot $ | год −1 )
    .
    (10 31 эрг)
    .
    0 )
    .
    (10 23 Mx)
    .
    июл / июл 2013 3.2 5,5 0,39 4,5
    2014 сен 3,0 5,2 0,48 3,0
    2015 июл 2,9 2,9
    Эпоха
    .
    n
    .
    〈Δ u
    .
    B
    .
    T
    .
    p tot
    .
    . (10 6 см -3 )
    .
    (км с −1 )
    .
    (мГ)
    .
    (10 6 К)
    .
    (10 −4 дин см −2 )
    .
    Июнь / июль 2013 г. 4,0 235 62,1 1,03 1,71
    [3,3, 5,2] 14 [186

    ] 2,2 [0,94, 1.22] [<0,01, 2,87]
    2014 сен 3,8 220 55,6 0,97 1,37
    [3,0143 4,7] [1,9, 79,1] [0,93, 1,17] [<0,01, 2,49]
    2015 июл 3,7 212 44,6 0,95 0,86 901 .2, 4,5] [196, 260] [3,9, 57,8] [0,92, 1,05] [0,01, 1,33]
    Эпоха
    .
    n
    .
    〈Δ u
    .
    B
    .
    T
    .
    p tot
    .
    . (10 6 см -3 )
    .
    (км с −1 )
    .
    (мГ)
    .
    (10 6 К)
    .
    (10 −4 дин см −2 )
    .
    Июнь / июл 2013 г. 4,0 235 62,1 1,03 1,71
    [3,3, 5,2] 14 [186

    [188, 270]]2, 84,9] [0,94, 1,22] [<0,01, 2,87]
    2014 сен 3,8 220 55,6 0,97 1,37
    ] [183, 271] [1,9, 79,1] [0,93, 1,17] [<0,01, 2,49]
    июл 2015 г. 0,86
    [3.2, 4,5] [196, 260] [3,9, 57,8] [0,92, 1,05] [0,01, 1,33]

    Таблица 3.

    Средние параметры звездного ветра HD 189733 на орбите планеты . Перечисленные значения: плотность числа частиц n , скорость в системе отсчета планеты Δ u , напряженность магнитного поля B , температура T и полное давление p до звездного ветра. . Значения, указанные в квадратных скобках, представляют собой минимальное / максимальное значение каждого параметра на орбите соответственно.

    Эпоха
    .
    n
    .
    〈Δ u
    .
    B
    .
    T
    .
    p tot
    .
    . (10 6 см -3 )
    .
    (км с −1 )
    .
    (мГ)
    .
    (10 6 К)
    .
    (10 −4 дин см −2 )
    .
    Июнь / июль 2013 г. 4,0 235 62,1 1,03 1,71
    [3,3, 5,2] 14 [186

    ] 2,2 [0,94, 1,22] [<0,01, 2,87]
    сентябрь 2014 г. 3.8 220 55,6 0,97 1,37
    [3,0, 4,7] [183, 271] [1,9, 79,1] [0,93, 1,1147] 0,0146 , 2,49]
    2015 июл 3,7 212 44,6 0,95 0,86
    [3,2, 4,5] [19614, 260] [0,92, 1,05] [0.01, 1.33]
    Эпоха
    .
    n
    .
    〈Δ u
    .
    B
    .
    T
    .
    p tot
    .
    . (10 6 см -3 )
    .
    (км с −1 )
    .
    (мГ)
    .
    (10 6 К)
    .
    (10 −4 дин см −2 )
    .
    Июнь / июль 2013 г. 4,0 235 62,1 1,03 1,71
    [3,3, 5,2] 14 [186

    ] 2,2 [0,94, 1,22] [<0,01, 2,87]
    сентябрь 2014 г. 3.8 220 55,6 0,97 1,37
    [3,0, 4,7] [183, 271] [1,9, 79,1] [0,93, 1,1147] 0,0146 , 2,49]
    2015 июл 3,7 212 44,6 0,95 0,86
    [3,2, 4,5] [19614, 260] [0,92, 1,05] [0.01, 1.33]

    Мы также вычисляем среднее значение напряженности магнитного поля на орбите планеты для каждой эпохи. Мы обнаружили, что окружающее поле вокруг планеты в три эпохи составляет 62,1, 55,6 и 44,6 мГс соответственно, что примерно вдвое превышает значения, рассчитанные с использованием метода поверхности источника потенциального поля (PFSS) (Fares et al.2017). Это происходит из-за допущения в методе PFSS, что звездное магнитное поле находится в самом низком энергетическом состоянии, что не учитывает то, что звездный ветер оказывает давление на силовые линии звездного магнитного поля.Из общего количества значений давления (ОЗУ, тепловой, и магнитных давлений), перечисленных в таблице 3, мы также видим, что HD189733b подвергается воздействию давления ветра, который изменяется более чем на 2 порядка по всей своей орбите, и с течением времени.

    На рис. 2 мы также показываем, что в каждую эпоху планета вращается за пределами поверхности Альфвена, где полоидальная скорость ветра равна скорости Альфвена: | $ v_ \ text {A} = B_ \ text {pol} / \ sqrt {4 \ pi \ rho} $ | ( B pol — напряженность полоидального магнитного поля звездного ветра).Это означает, что планета движется по орбите в районе с преобладающим давлением ветра. В результате мы не ожидаем каких-либо магнитных взаимодействий звезда-планета (SPI) в эти эпохи, поскольку информация не может распространяться обратно к звезде (Школьник и др., 2008; Lanza, 2012). Однако из-за изменчивости звездного магнитного поля могут быть эпохи, когда планета вращается внутри поверхности Альфвена и находится в прямой связи со звездой. В эти эпохи планета может создавать горячие хромосферные пятна на звезде.Например, Cauley et al. (2018) недавно сообщили о модуляциях Ca ii K с периодом, совпадающим с периодом обращения планеты 2,2 дня в августе 2013 года, что подразумевает, что магнитный SPI мог иметь место в эту эпоху.

    2.3 Радиоизлучение звездного ветра

    Мы вычисляем свободно-свободное радиоизлучение звездного ветра HD 189733, используя числовой код, разработанный Ó Fionnagáin et al. (2019). В этой модели мы решаем уравнения переноса излучения для наших моделей ветра, предполагая, что он излучает как черное тело.Уравнения решаются для луча зрения наблюдателя, расположенного на x = −∞, смотрящего на звезду. Выбор направления прямой видимости практически не влияет на результаты наших расчетов. Мы вычислили свободный-свободный радиоспектр ветра HD 189733 в диапазоне частот от 10 МГц до 100 ГГц. В этой области мы обнаруживаем, что существуют незначительные различия между потоками для каждой эпохи. На рис. 3 представлены спектры, рассчитанные для июня / июля 2013 г. Расчетные плотности потока находятся в диапазоне от 10 90 · 107 −3 90 · 108 до 5 мкЯн.При такой низкой плотности потока это излучение вряд ли будет обнаружено современными радиотелескопами. Однако будущие разработки, такие как Square Kilometer Array (SKA), вероятно, позволят обнаружить это излучение от маломассивных звезд, таких как HD 189733 (см. Раздел 5).

    Рис. 3.

    Спектры свободно-свободного радиоизлучения звездного ветра HD 189733 в июне / июле 2013 г. Спектры ветра для трех смоделированных эпох незначительны.

    Рис. 3.

    Спектры свободно-свободного радиоизлучения звездного ветра HD 189733 в июне / июле 2013 г. Спектры ветра для трех смоделированных эпох незначительны.

    Мы также обнаружили, что ветер HD 189733 становится оптически тонким на частоте 10 ГГц. Для частот ниже этой области ветра оптически толстые, которые становятся больше по направлению к более низким частотам. Внутри этих областей или «радиофотосфер» ветер поглощает собственное излучение.В дополнение к этому, если планета излучает циклотронное излучение и движется по орбите внутри радиофотосферы на излучаемой частоте, это излучение также будет поглощаться звездным ветром. Мы исследуем этот сценарий в разделе 4.1.

    Отметим, что свободное-свободное радиоизлучение звездного ветра зависит от профиля плотности ветра, который определяется плотностью основания короны n 0 , свободной переменной в нашем моделировании. Мы обсуждаем влияние ветра с меньшей плотностью на радиоизлучение в Приложении.{1/6} R _ {\ text {p}},
    \ end {eqnarray *}

    (9) где B p — сила диполярного планетарного магнитного поля на полюсах, R p — радиус планеты, а Δ u — величина относительная скорость ветра u и кеплеровской скорости планеты u K : | $ \ boldsymbol {\ Delta u} = \ boldsymbol {u} — \ boldsymbol {u_ \ text {K}} $ | ⁠, | $ u_ \ text {K} = \ sqrt {GM_ \ star / a} $ | ⁠. Обратите внимание, что мы пренебрегаем поршневой и тепловой составляющими планетарного давления.{1/2}.
    \ end {eqnarray *}

    (11) Затем происходит радиоизлучение через циклотронную мазерную нестабильность на максимальной частоте:

    \ begin {eqnarray *}
    f _ {\ text {c}} = 2,8 \ bigg (\ frac {B (\ alpha _0)} {1 \ \ text {G}} \ bigg) \ \ text {MHz}.
    \ end {eqnarray *}

    (12) Область полярной шапки, где возникает это излучение, образует полый конус с телесным углом ω:

    \ begin {eqnarray *}
    \ omega = 8 \ pi \ sin \ alpha _0 \ sin \ frac {\ delta \ alpha} {2},
    \ end {eqnarray *}

    (13) где δα — толщина конуса.2 \ omega f _ {\ text {c}}}.
    \ end {eqnarray *}

    (16) Здесь η B — коэффициент эффективности для магнитной мощности, рассеиваемой на планетарной магнитосфере, которую мы принимаем в качестве значения Солнечной системы 2 × 10 −3 ( Зарка 2007). Эта постоянная возникает из радиометрического закона Боде. Численные исследования показали, что радиометрический закон Боде подходит для оценки радиоизлучения горячих юпитеров (Варела и др., 2018), в то время как некоторые предполагают, что он может завышать плотности потока для близких планет (Nichols & Milan 2016).Если это действительно так, полученные здесь значения следует рассматривать как верхние пределы. Как мы демонстрируем в разделе 4, существует несколько сценариев, при которых распространение планетарного радиоизлучения может оказаться невозможным.

    В приведенных выше уравнениях мы используем скорость, плотность, давление и магнитное поле звездного ветра на орбите планеты, полученные из наших моделей ветра, представленных в разделе 2.2. В наших расчетах мы предполагаем, что напряженность планетарного магнитного поля составляет B p = 1, 5 и 10 Гс, что охватывает диапазон значений, предсказанных для внесолнечных газовых гигантов (Zaghoo & Collins 2018).В таблице 4 показаны рассчитанные циклотронная частота, размер магнитопаузы и ко-широта полярной шапки HD 189733b в зависимости от напряженности магнитного поля планеты. Мы обнаружили, что эти три величины изменяются на небольшие величины по всей орбите и между тремя эпохами для данной напряженности поля. Однако плотность потока радиоизлучения меняется примерно на 2 порядка по всей орбите. Вариации потоков, рассчитанных для B p = 10 Гс на всей орбите планеты, и пиковые потоки в каждую эпоху для разных напряжений планетарного поля показаны на рис.4. На верхней панели рис. 4 мы видим, что плотность потока стремится к нулю в точках на орбите, где B = 0 в звездном ветре (см. Уравнение 14). Мы также видим общую тенденцию к более низким пиковым потокам с июня / июля 2013 г. по июль 2015 г. на нижней панели рис. 4. Это коррелирует с тенденцией в средней напряженности магнитного поля ветра на планетарной орбите, показанной в таблице 3.

    Рисунок 4.

    Вверху: Вариации планетарного радиопотока по орбите HD 189733b для трех эпох для напряженности поля B p = 10 Гс.Пунктирный сегмент каждой линии представляет область орбиты, где планетарное радиоизлучение на частоте 25 МГц, соответствующее напряженности планетарного поля 10 Гс, не может распространяться через звездный ветер (см. Раздел 4.1). Внизу: пиковые плотности потока радиоизлучения, рассчитанные для HD 189733b для напряженности планетарного поля 1, 5 и 10 Гс в каждую эпоху.

    Рисунок 4.

    Вверху: Вариации планетарного радиопотока по орбите HD 189733b для трех эпох для напряженности поля B p = 10 Гс.Пунктирный сегмент каждой линии представляет область орбиты, где планетарное радиоизлучение на частоте 25 МГц, соответствующее напряженности планетарного поля 10 Гс, не может распространяться через звездный ветер (см. Раздел 4.1). Внизу: пиковые плотности потока радиоизлучения, рассчитанные для HD 189733b для напряженности планетарного поля 1, 5 и 10 Гс в каждую эпоху.

    Таблица 4. Излучаемая циклотронная частота

    , размер магнитопаузы и ко-широта полярной шапки HD 189733b, рассчитанные для различных значений напряженности магнитного поля планеты.Эти значения меняются лишь незначительно по орбите и между эпохами.

    3,3

    3,3 4,3 4,3

    B p
    .
    f c
    .
    R м
    .
    α 0
    .
    (G)
    .
    (МГц)
    .
    ( R p )
    .
    (°)
    .
    1 2 1,6 53
    5 12 2,7 38
    10 25 25
    B p
    .
    f c
    .
    R м
    .
    α 0
    .
    (G)
    .
    (МГц)
    .
    ( R p )
    .
    (°)
    .
    1 2 1,6 53
    5 12 2,7 38
    10 25

    25

    .

    Излучаемая циклотронная частота, размер магнитопаузы и ко-широта полярной шапки HD 189733b, рассчитанные для различных значений напряженности магнитного поля планеты. Эти значения меняются лишь незначительно по орбите и между эпохами.

    3,3

    B p
    .
    f c
    .
    R м
    .
    α 0
    .
    (G)
    .
    (МГц)
    .
    ( R p )
    .
    (°)
    .
    1 2 1,6 53
    5 12 2,7 38
    10 25 25
    B p
    .
    f c
    .
    R м
    .
    α 0
    .
    (G)
    .
    (МГц)
    .
    ( R p )
    .
    (°)
    .
    1 2 1,6 53
    5 12 2.7 38
    10 25 3,3 33

    По сравнению с недавней работой, Zaghoo & Collins (2018) оценил поток в 20 мЯн при пиковой циклотронной частоте 20 МГц для HD189733b. . Наши пиковые плотности потока в пять раз больше их, что, вероятно, связано с их предположением о мощности звездного ветра, которое они экстраполировали на основе солнечного ветра. Как мы показали в разделе 2.2, сила ветра HD 189733 намного сильнее солнечного.В результате мы ожидаем, что HD 189733b получает более высокую магнитную энергию от ветра своей звезды, и, следовательно, будут испускаться более высокие потоки.

    Наши результаты говорят нам, что, хотя плотность потока излучения планеты чувствительна к неоднородностям звездного ветра, частота излучения нет. Комбинация этих двух результатов может позволить легко отличить планетарное радиоизлучение от других источников радиоизлучения в системе, таких как звездный ветер.Потоки и частоты, рассчитанные для HD 189733b, также помещают ее в предел обнаружения LOFAR. Мы обсудим это далее в Разделе 5.

    4 РАСПРОСТРАНЕНИЕ ПЛАНЕТАРНОГО РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ

    Хотя мы сделали прогнозы относительно планетарного радиоизлучения для различных предполагаемых значений напряженности магнитного поля, остается вопрос: может ли излучение распространяться за пределы планетной системы? Ниже мы обсуждаем различные сценарии, при которых распространение может быть невозможно.

    4.1 Свободно-свободное поглощение в звездном ветре

    Один из сценариев, при котором планетарное радиоизлучение может не распространяться из системы, — это если планета вращается внутри радиофотосферы звезды. На основе модели, использованной в разделе 2.3, мы вычисляем границу фотосфер звездного ветра для расчетных циклотронных частот 2, 12 и 25 МГц, которые мы выбрали, поскольку они соответствуют напряженности планетарного поля 1, 5 и 10 МГц. G (см. Таблицу 4).Радиофотосфера определяется как точка, в которой оптическая толщина τ = 0,399 (Panagia & Felli, 1975).

    На рис. 5 показан трехмерный вид радиофотосферы ветра HD 189733 на частоте 25 МГц за июнь / июль 2013 г., если смотреть наблюдателем с углом x = −∞. Радиофотосфера имеет форму параболоида. Внутри области, ограниченной показанной поверхностью, излучение на частоте 25 МГц будет поглощаться звездным ветром. Мы видим, что часть планетной орбиты находится в этой области. На рис.6 показаны границы этих областей для трех эпох на частотах 2, 12 и 25 МГц в плоскости орбиты планеты. Толщина этих границ на каждой частоте возникает из-за различных положений радиофотосферы для трех эпох. Из границ мы находим, что планетарное радиоизлучение может распространяться на 41% орбиты на частоте 12 МГц и 67% на частоте 25 МГц. Орбита планеты полностью погружена в область ветра с оптической толщиной 2 МГц. Эта частота ниже ионосферной границы атмосферы Земли.Поскольку плотность потока радиоволн на планете на несколько порядков выше, чем у звездного ветра (см. Рис.8), возможно, даже после того, как планетное излучение ослабится внутри радиофотосферы звездного ветра, часть планетарное излучение все еще может ускользнуть.

    Рис. 5.

    Радиофотосфера звездного ветра HD 189733 на 25 МГц за июнь / июль 2013 г., если смотреть наблюдателем при x = −∞. Область, ограниченная поверхностью, — это место, где планетарное радиоизлучение на частоте 25 МГц не может распространяться без поглощения.Красная линия показывает линию, соединяющую планету со звездой, видимой наблюдателем. Обратите внимание, что размер фотосферы, звезды, планеты и ее орбиты здесь соответствует масштабу. Радиофотосфера простирается до x = 10 R .

    Рис. 5.

    Радиофотосфера звездного ветра HD 189733 на 25 МГц за июнь / июль 2013 г., если смотреть наблюдателем при x = −∞. Область, ограниченная поверхностью, — это место, где планетарное радиоизлучение на частоте 25 МГц не может распространяться без поглощения.Красная линия показывает линию, соединяющую планету со звездой, видимой наблюдателем. Обратите внимание, что размер фотосферы, звезды, планеты и ее орбиты здесь соответствует масштабу. Радиофотосфера простирается до x = 10 R .

    Рис. 6.

    Радиофотосферы звездного ветра на расчетных частотах 2, 12 и 25 МГц в плоскости орбиты планеты. Орбита планеты показана черным пунктирным кругом, а звезда показана в центре.Около звезды отмечены орбитальные фазы 0 и 0,25. В наших расчетах наблюдатель смотрит вдоль оси x в положительном направлении.

    Рис. 6.

    Радиофотосферы звездного ветра на расчетных частотах 2, 12 и 25 МГц в плоскости орбиты планеты. Орбита планеты показана черным пунктирным кругом, а звезда показана в центре. Около звезды отмечены орбитальные фазы 0 и 0,25. В наших расчетах наблюдатель смотрит вдоль оси x в положительном направлении.

    Часть орбиты, на которой излучение может распространяться без ослабления для наблюдателя на Земле, соответствует тому моменту, когда планета приближается и покидает первичный транзит. Это может быть полезной сигнатурой для поиска в других экзопланетных радиообзорах. Действительно, Smith et al. (2009) сообщили об отсутствии обнаружения HD 189733b во время вторичного прохождения, области, где мы ожидаем, что ветер будет оптически толстым для частот ниже 10 ГГц. Отметим, однако, что частотный диапазон их наблюдений соответствует напряженности планетарного поля 100 Гс, что, вероятно, будет слишком сильным для планеты с горячим Юпитером, такой как HD189733b (см. Zaghoo & Collins 2018).Однако ясно, что обнаружение планетарного радиоизлучения более выгодно для более высоких частот, которые соответствуют сильным планетным магнитным полям. Мы предупреждаем, что размер радиофотосферы на определенной частоте зависит от плотности звездного ветра, которая является свободной переменной в нашей модели. Влияние изменения плотности на размер этих областей обсуждается в Приложении.

    4.2 Плазменная частота звездного ветра

    Другой процесс, при котором планетное излучение не может покинуть систему, — это если циклотронная частота меньше плазменной частоты звездного ветра на орбите планеты.{-3}}} \ \ text {МГц},
    \ end {eqnarray *}

    (17) где n e — плотность свободных электронов. Мы принимаем это значение равным плотности протонов в нашем ветре, поскольку он полностью ионизирован.

    Если пренебречь атмосферой планеты, радиоизлучение может распространяться за пределы области полярного излучения. Однако, если излучаемая частота ниже плазменной частоты звездного ветра, с которым он встречается, планетарное радиоизлучение будет отражаться обратно и, следовательно, не будет распространяться за пределы планетной системы.Это тот же процесс, который предотвращает проникновение источников радиоизлучения ниже 10 МГц в ионосферу Земли. На рис. 7 показана плазменная частота звездного ветра на орбите планеты для трех смоделированных эпох. Мы обнаружили, что только циклотронные частоты выше 21 МГц могут распространяться через звездный ветер на всей орбите в трех смоделированных эпохах. Для этого требуется минимальная напряженность планетарного поля 8 G, исходя из значений, перечисленных в таблице 4.

    Рисунок 7.

    Вариации плазменной частоты звездного ветра на орбите планеты для каждой моделируемой эпохи. Минимальная циклотронная частота 21 МГц, необходимая для распространения планетарного излучения через звездный ветер, отмечена серой пунктирной линией. Пунктирные отрезки показывают, где планетарное радиоизлучение поглощается звездным ветром на частоте 25 МГц (см. Раздел 4.1).

    Рис. 7.

    Вариации плазменной частоты звездного ветра на орбите планеты для каждой моделируемой эпохи.Минимальная циклотронная частота 21 МГц, необходимая для распространения планетарного излучения через звездный ветер, отмечена серой пунктирной линией. Пунктирные отрезки показывают, где планетарное радиоизлучение поглощается звездным ветром на частоте 25 МГц (см. Раздел 4.1).

    Отметим, что плазменная частота звездного ветра также будет масштабироваться с плотностью ветра. Для ветра, который в 10 раз менее плотный, плазменная частота ветра уменьшается в | $ \ sqrt {10} $ | ⁠, что снижает минимальную напряженность планетарного поля, необходимую для распространения планетарного излучения, до 3 Гс. .

    4.3 Генерация циклотронного излучения в расширенной атмосфере

    Другой потенциальной проблемой для обнаружения планетарного радиоизлучения является сама атмосфера планеты. Недавно Weber et al. (2018) предположили, что, хотя близкие горячие юпитеры подвергаются воздействию более сильных ветров, которые могут усилить их радиоизлучение, они также получают гораздо более высокие потоки XUV от своих звезд-хозяев. В результате их атмосферы простираются далеко от планеты и имеют более высокую плотность свободных электронов.Из уравнения (17) это означает, что плазменная частота атмосферы становится очень большой. Следовательно, для того, чтобы генерируемая циклотронная частота была выше плазменной частоты атмосферы, потребуется напряженность планетарного поля в сотни Гс. Однако они предполагают, что сверхмассивные горячие юпитеры могут быть более подходящими целями для обнаружения планетарного радиоизлучения. Поскольку их атмосферы будут более плотно связаны, плотность свободных электронов падает более резко с удалением от планеты, и, таким образом, радиоизлучение может генерироваться выше плазменной частоты атмосферы.

    В нашей модели планетарного радиоизлучения мы не учитываем присутствие планетарной атмосферы, поэтому мы не смогли проверить предсказания Вебера и др. (2018). Однако недавно Дейли-Йейтс и Стивенс (2018) смоделировали МГД-уравнения как звездного, так и планетарного ветра звезды солнечного типа, являющейся хозяином горячей планеты типа Юпитера. Они обнаружили, что генерируемая циклотронная частота в планетарной магнитосфере была по крайней мере в 10 раз ниже, чем плазменная частота во всей планетарной атмосфере.Поскольку ожидается, что атмосфера HD 189733b расширена (Lecavelier des Etangs et al. 2012; Bourrier & Lecavelier des Etangs 2013), это может предотвратить генерацию циклотронного излучения в случае HD 189733b.

    5 ПОТЕНЦИАЛ ОБНАРУЖЕНИЯ С ТЕКУЩИМИ И БУДУЩИМИ РАДИОТЕЛЕСКОПАМИ

    Из наших расчетов радиоизлучения планетарной магнитосферы и ветра родительской звезды ясно, что их радиосигналы сильно различаются.Что касается планеты, она излучает с постоянной единственной частотой для данной напряженности планетарного поля, с потоком ее излучения, изменяющимся от 1 до 10 2 мЯн, когда она движется по своей орбите. С другой стороны, звездный ветер излучает с гораздо меньшими потоками в широком диапазоне частот. В диапазоне от 10 МГц до 100 ГГц потоки ветра находятся в диапазоне от 10 −3 до 5 мкЯн. Следовательно, пиковый поток от ветрового излучения на 4 порядка меньше, чем пиковый поток от планеты. В результате должно быть несложно отличить планетарную эмиссию от ветровой.

    На рис. 8 показано сравнение прогнозируемых потоков от планеты и ветра родительской звезды, а также чувствительности LOFAR и SKA2. Мы видим, что для планетарной напряженности поля 5 Гс соответствующая циклотронная частота 12 МГц ниже нижнего предела частоты LOFAR, указанного Grießmeier, Zarka & Girard (2011). Однако в разделе 4 мы определили, что распространение излучения ниже 21 МГц маловероятно. Что касается звездного ветра, мы видим, что SKA2, вероятно, обладает достаточной чувствительностью, чтобы определить, на какой частоте он становится оптически тонким.Если это так, это позволит ограничить базовую плотность звездного ветра n 0 и, следовательно, скорость потери массы звезды (см. Приложение).

    Рис. 8.

    Сравнение прогнозируемых плотностей радиопотока и частот HD 189733b для предполагаемых значений напряженности поля планеты 5 и 10 Гс и звездного ветра от звезды. Показанная пиковая планетарная магнитная индукция является максимальной за три эпохи для данной напряженности поля с нижним пределом, равным 1 мЯн.Спектр звездного ветра такой же, как на рис. 3. Также показаны чувствительности LOFAR и SKA2 для времени интегрирования 1 час, адаптированные из Grießmeier et al. (2011) и Поуп и др. (2018) соответственно.

    Рис. 8.

    Сравнение прогнозируемых плотностей радиопотока и частот HD 189733b для предполагаемых значений напряженности поля планеты 5 и 10 Гс и звездного ветра от звезды. Показанная пиковая планетарная магнитная индукция является максимальной за три эпохи для данной напряженности поля с нижним пределом, равным 1 мЯн.Спектр звездного ветра такой же, как на рис. 3. Также показаны чувствительности LOFAR и SKA2 для времени интегрирования 1 час, адаптированные из Grießmeier et al. (2011) и Поуп и др. (2018) соответственно.

    Отметим, что, вероятно, существуют дополнительные источники радиоизлучения в планетной системе, такие как тепловое излучение из звездной хромосферы (Вилладсен и др., 2014; Фихтингер и др., 2017). Однако мы не исследуем это в данной работе.

    6 РЕЗЮМЕ И ВЫВОДЫ

    В данной работе мы охарактеризовали радиокружение горячего Юпитера HD 189733b.Для родительской звезды HD 189733 мы выполнили трехмерное МГД-моделирование ветра, построив карты поверхностного магнитного поля для эпох 2013 июнь / июль, сентябрь 2014 г. и июль 2015 г., которые были восстановлены по наблюдениям. Мы использовали наши модели для расчета ветровой изменчивости HD 189733 и определили, что скорость потери массы, скорость потери углового момента и открытый магнитный поток изменяются на 9%, 40% и 19% за этот период, соответственно. Мы также обнаружили из наших моделей ветра, что планета испытывает неоднородный ветер по мере продвижения по своей орбите, при этом скорость ветра и плотность числа частиц меняются на 29–37% и 25–32%, соответственно, в течение трех моделированные эпохи.В протяженной атмосфере HD 189733b наблюдались временные изменения (Лекавелье де Этан и др., 2012), которые могли возникнуть в результате взаимодействия с переменным звездным ветром (Бурье и Лекавелье де Этан, 2013). Таким образом, наш вывод свойств звездного ветра на планетной орбите для разных эпох будет полезен для интерпретации наших наблюдений MOVES за верхними слоями атмосферы планеты.

    Используя числовой код, разработанный Ó Fionnagáin et al. (2019) мы рассчитали свободно-свободный радиоспектр ветра HD 189733.Мы обнаружили, что он излучает при малых потоках от 10 −3 до 5 мкЯн в диапазоне частот от 10 МГц до 100 ГГц. Хотя маловероятно, что это можно будет обнаружить с помощью существующих радиотелескопов, будущие разработки, такие как SKA, вероятно, будут иметь чувствительность, необходимую для характеристики радиоизлучения от ветров звезд, таких как HD 189733. Если это возможно, скорость потери массы звезды может быть ограничена.

    Наши модели ветра предоставили нам локальные характеристики ветра на планетарной орбите, которые, в свою очередь, мы использовали для расчета планетарного радиоизлучения.Для предполагаемой напряженности поля планеты 1, 5 и 10 Гс соответственно, мы обнаружили, что планета излучает на частотах 2, 12 и 25 МГц, с небольшими изменениями этих значений в течение моделируемого периода и орбиты планеты. Однако в наших расчетах излучаемая плотность потока колеблется от 1 до 10 2 мЯн. Следовательно, частота, соответствующая напряженности поля ≳10 Гс, помещает HD189733b в предел обнаружения LOFAR.

    Мы исследовали, может ли наше предсказанное планетарное радиоизлучение распространяться, и обнаружили, что HD189733b вращается внутри и вне регионов, где планетарное излучение будет поглощаться звездным ветром.Для расчетных циклотронных частот 12 и 25 МГц мы обнаружили, что распространение может происходить только на 41% и 67% орбиты соответственно. Часть орбиты, на которой возможно распространение, соответствует моменту, когда планета приближается и покидает первичный транзит звезды-хозяина. Это может быть полезной информацией при планировании кампаний радионаблюдений за экзопланетными системами. Однако, поскольку плотность потока радиоволн на планете на несколько порядков выше, чем у звездного ветра, некоторая часть излучения планеты все еще может ускользать даже после ослабления звездным ветром.Мы также определили, что плазменная частота звездного ветра на орбите планеты слишком высока для распространения ниже 21 МГц в три моделируемых эпохи. В дополнение к этому сама атмосфера планеты может препятствовать генерации радиоизлучения, как недавно предположили Вебер и др. (2018).

    В заключение, наша работа показала, что наиболее подходящими кандидатами для обнаружения планетарного радиоизлучения являются горячие юпитеры с большой напряженностью магнитного поля, вращающиеся вокруг неактивных звезд с ветрами низкой плотности.

    БЛАГОДАРНОСТИ

    Авторы благодарят анонимного рецензента за комментарии и предложения. RDK выражает признательность за финансирование, полученное от Ирландского исследовательского совета в рамках программы стипендий правительства Ирландии для аспирантов. RDK и AAV также выражают признательность за финансирование, полученное от лауреата премии Ирландского исследовательского совета 2017/2018. VB выражает признательность Швейцарскому национальному научному фонду (SNSF) за поддержку в рамках Национального центра компетенции в области исследований PlanetS и получает финансирование от Европейского исследовательского совета (ERC) в рамках исследовательской и инновационной программы Европейского Союза Horizon 2020 (проект Four Тузы; грант соглашения нет.724427). Эта работа проводилась с использованием инструментов BATSRUS, разработанных в Центре моделирования космической среды (CSEM) Мичиганского университета и доступных через Центр координированного моделирования сообщества НАСА (CCMC). Авторы также выражают признательность Ирландскому центру высокопроизводительных вычислений SFI / HEA (ICHEC) за предоставление вычислительных средств и поддержки.

    ССЫЛКИ

    Альварадо-Гомес

    Дж. Д.

    ,

    Хуссейн

    Г.AJ

    ,

    Cohen

    O.

    ,

    Drake

    JJ

    ,

    Garraffo

    C.

    ,

    Grunhut

    J.

    ,

    Gombosi

    TI

    ,

    2016

    ,

    A&A

    ,

    588

    ,

    A28

    Bingham

    R.

    ,

    Cairns

    RA

    ,

    Kellett

    BJ

    ,

    2001

    ,

    A&A

    ,

    370

    ,

    1000

    Boro Saikia

    С.

    et al. .,

    2016

    ,

    A&A

    ,

    594

    ,

    A29

    Boro Saikia

    S.

    ,

    Jeffers

    SV

    ,

    Petit

    P.

    ,

    Marsden

    S.

    ,

    Morin

    J.

    ,

    Folsom

    CP

    ,

    2015

    ,

    A&A

    ,

    573

    ,

    A17

    Bourrier

    V.

    ,

    Lecavelier des Etangs

    A.

    ,

    2013

    ,

    A&A

    ,

    557

    ,

    A124

    Bourrier

    V.

    ,

    Lecavelier des Etangs

    A.

    ,

    Ehrenreich

    D.

    ,

    Tanaka

    YA

    ,

    Vidotto

    AA

    ,

    2016

    ,

    A&A

    ,

    591

    ,

    A121

    Cauley

    PW

    ,

    Школьник

    E.L.

    ,

    Llama

    J.

    ,

    Bourrier

    V.

    ,

    Moutou

    C.

    ,

    2018

    ,

    AJ

    ,

    156

    ,

    262

    Cohen

    O

    ,

    Drake

    JJ

    ,

    Glocer

    A.

    ,

    Garraffo

    C.

    ,

    Poppenhaeger

    K.

    ,

    Bell

    JM

    ,

    Ridley

    A.J.

    ,

    Gombosi

    TI

    ,

    2014

    ,

    ApJ

    ,

    790

    ,

    57

    Cuntz

    M.

    ,

    Saar

    SH

    ,

    Musielak

    ZE

    ,

    2000

    ,

    ApJ

    ,

    533

    ,

    L151

    Daley-Yates

    S.

    ,

    Stevens

    IR

    ,

    2018

    ,

    MNRAS

    ,

    479

    ,

    1194

    Донати

    Дж.-F.

    ,

    Semel

    M.

    ,

    Carter

    BD

    ,

    Rees

    DE

    ,

    Collier Cameron

    A.

    ,

    1997

    ,

    MNRAS

    ,

    291

    ,

    658

    Донати

    JF

    et al. .,

    2008

    ,

    MNRAS

    ,

    385

    ,

    1179

    Тарифы

    R.

    et al. .,

    2009

    ,

    МНРАС

    ,

    398

    ,

    1383

    Тарифы

    р.

    et al. .,

    2010

    ,

    MNRAS

    ,

    406

    ,

    409

    Тарифы

    R.

    et al. .,

    2017

    ,

    MNRAS

    ,

    471

    ,

    1246

    Fichtinger

    B.

    ,

    Güdel

    M.

    ,

    Mutel

    RL

    ,

    Hallinan

    G.

    ,

    Гайдос

    E.

    ,

    Скиннер

    SL

    ,

    Lynch

    C.

    ,

    Gayley

    K. G.

    ,

    2017

    ,

    A&A

    ,

    599

    ,

    A127

    Gaia Collaboration

    et al. .,

    2018

    ,

    A&A

    ,

    616

    ,

    A1

    Grießmeier

    J.-M.

    ,

    Zarka

    P.

    ,

    Girard

    J. N.

    ,

    2011

    ,

    Radio Sci ..

    ,

    46

    ,

    RS0F09

    Güdel

    M.

    ,

    2002

    ,

    ARA & A

    ,

    40

    ,

    217

    IP

    W.-H.

    ,

    Kopp

    A.

    ,

    Hu

    J.-H.

    ,

    2004

    ,

    ApJ

    ,

    602

    ,

    L53

    Jardine

    M.

    ,

    Collier Cameron

    A.

    ,

    2019

    ,

    MNRAS

    ,

    482

    ,

    2853

    Джонстон

    С.P.

    ,

    Güdel

    M.

    ,

    2015

    ,

    A&A

    ,

    578

    ,

    A129

    Lanza

    AF

    ,

    2012

    ,

    A&A

    ,

    544

    ,

    A23

    Lazio

    TJW

    ,

    Shankland

    PD

    ,

    Farrell

    WM

    ,

    Blank

    DL

    ,

    2010

    ,

    AJ

    ,

    140

    ,

    1929

    Lecavelier des Etangs

    A.

    et al. .,

    2012

    ,

    A&A

    ,

    543

    ,

    L4

    Lecavelier des Etangs

    A.

    ,

    Sirothia

    SK

    ,

    Gopal-Krishna Zarka

    P.

    ,

    2013

    ,

    A&A

    ,

    552

    ,

    A65

    Llama

    J.

    ,

    Vidotto

    AA

    ,

    Jardine

    M.

    ,

    Wood

    K.

    ,

    Тарифы

    R.

    ,

    Gombosi

    TI

    ,

    2013

    ,

    MNRAS

    ,

    436

    ,

    2179

    Llama

    J.

    ,

    Jardine

    MM

    ,

    Дерево

    K.

    ,

    Hallinan

    G.

    ,

    Morin

    J.

    ,

    2018

    ,

    ApJ

    ,

    854

    ,

    7

    Nicholson

    B.A.

    et al. .,

    2016

    ,

    MNRAS

    ,

    459

    ,

    1907

    Nichols

    JD

    ,

    Milan

    SE

    ,

    2016

    ,

    MNRAS

    ,

    461

    ,

    2353

    O’Gorman

    E.

    ,

    Coughlan

    CP

    ,

    Vlemmings

    W.

    ,

    Varenius

    E.

    ,

    Sirothia

    S.

    ,

    Ray

    T.P.

    ,

    Olofsson

    H.

    ,

    2018

    ,

    A&A

    ,

    612

    ,

    A52

    Ó Fionnagáin

    D.

    et al. .,

    2019

    ,

    MNRAS

    ,

    483

    ,

    873

    Panagia

    N.

    ,

    Felli

    M.

    ,

    1975

    ,

    A&A

    ,

    39

    ,

    1

    Пти

    П.

    et al. .,

    2008

    ,

    MNRAS

    ,

    388

    ,

    80

    Pope

    BJS

    ,

    Withers

    P.

    ,

    Callingham

    JR

    ,

    Vogt

    MF

    ,

    2018

    ,

    MNRAS

    ,

    484

    ,

    648

    ,

    Powell

    KG

    ,

    Roe

    PL

    ,

    Linde

    TJ

    ,

    Gombosi

    T.I.

    ,

    De Zeeuw

    D. L.

    ,

    1999

    ,

    J. Comput. Phys.

    ,

    154

    ,

    284

    Réville

    V.

    ,

    Brun

    AS

    ,

    2017

    ,

    ApJ

    ,

    850

    ,

    45

    Rodríguez

    LF

    ,

    Lizano

    S.

    ,

    Loinard

    L.

    ,

    Chávez-Dagostino

    M.

    ,

    Bastian

    T.S.

    ,

    Beasley

    AJ

    ,

    2019

    ,

    ApJ

    ,

    871

    ,

    172

    Школьник

    E.

    ,

    Bohlender

    DA

    ,

    Walker

    GAH

    ,

    Collier Cameron

    A.

    ,

    2008

    ,

    ApJ

    ,

    676

    ,

    628

    Sirothia

    SK

    ,

    Lecavelier des Etangs

    A.

    ,

    Гопал-Кришна Кантария

    NG

    ,

    Ишвар-Чандра

    CH

    ,

    2014

    ,

    A&A

    ,

    562

    ,

    A108

    Smith

    AMS

    ,

    Collier Cameron

    A.

    ,

    Наголенники

    J.

    ,

    Jardine

    M.

    ,

    Langston

    G.

    ,

    Защитник

    D.

    ,

    2009

    ,

    MNRAS

    ,

    395

    ,

    335

    Стассун

    К.G.

    ,

    Collins

    K. A.

    ,

    Gaudi

    B. S.

    ,

    2017

    ,

    AJ

    ,

    153

    ,

    136

    Tóth

    G.

    et al. .,

    2012

    ,

    J. Comput. Phys.

    ,

    231

    ,

    870

    Treumann

    R.A.

    ,

    2006

    ,

    A&AR

    ,

    13

    ,

    229

    Van Doorsselaere

    T.

    ,

    Wardle

    N.

    ,

    Del Zanna

    G.

    ,

    Jansari

    K.

    ,

    Verwichte

    E.

    ,

    Nakariakov

    VM

    ,

    2011

    ,

    ApJ

    ,

    727

    ,

    L32

    Varela

    J.

    ,

    Réville

    V.

    ,

    Brun

    AS

    ,

    Zarka

    P.

    ,

    Pantellini

    F.

    ,

    2018

    ,

    A&A

    ,

    616

    ,

    A182

    Vidotto

    A. A.

    et al. .,

    2014

    ,

    MNRAS

    ,

    441

    ,

    2361

    Vidotto

    AA

    ,

    Bourrier

    V.

    ,

    2017

    ,

    MNRAS

    ,

    470

    ,

    4026

    Видотто

    AA

    ,

    Донати

    J.-F.

    ,

    2017

    ,

    A&A

    ,

    602

    ,

    A39

    Vidotto

    AA

    ,

    Fares

    R.

    ,

    Jardine

    M.

    ,

    Donati

    J.-F .

    ,

    Opher

    M.

    ,

    Moutou

    C.

    ,

    Catala

    C.

    ,

    Gombosi

    TI

    ,

    2012

    ,

    MNRAS

    ,

    423

    ,

    3285

    Видотто

    А.A.

    ,

    Fares

    R.

    ,

    Jardine

    M.

    ,

    Moutou

    C.

    ,

    Donati

    J.-F.

    ,

    2015

    ,

    MNRAS

    ,

    449

    ,

    4117

    Villadsen

    J.

    ,

    Hallinan

    G.

    ,

    Bourke

    S.

    ,

    Güdel

    M.

    ,

    Рупен

    M.

    ,

    2014

    ,

    ApJ

    ,

    788

    ,

    112

    Weber

    C.

    ,

    Еркаев

    Н.В.

    ,

    Иванов

    В.А.

    ,

    Одерт

    П.

    ,

    Грисмайер

    Ж.-М.

    ,

    Fossati

    L.

    ,

    Lammer

    H.

    ,

    Rucker

    HO

    ,

    2018

    ,

    MNRAS

    ,

    480

    ,

    3680

    Дерево

    BE

    ,

    2004

    ,

    Living Rev. Solar Phys.

    ,

    1

    ,

    2

    Райт

    А.E.

    ,

    Barlow

    MJ

    ,

    1975

    ,

    MNRAS

    ,

    170

    ,

    41

    Zaghoo

    M.

    ,

    Collins

    GW

    ,

    2018

    ,

    ApJ

    ,

    862

    ,

    19

    Зарка

    П.

    ,

    2007

    ,

    Планета. Космические науки.

    ,

    55

    ,

    598

    Zarka

    P.

    ,

    Treumann

    R.А.

    ,

    Рябов

    BP

    ,

    Рябов

    VB

    ,

    2001

    ,

    Ap & SS

    ,

    277

    ,

    293

    Zarka

    P.

    ,

    Cecconi

    B.

    ,

    Kurth

    WS

    ,

    2004

    ,

    J. Geophys. Res.

    ,

    109

    ,

    A09S15

    ПРИЛОЖЕНИЕ: ИЗЛУЧЕНИЕ И ПОГЛОЩЕНИЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ДЛЯ ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА НИЗКОЙ ПЛОТНОСТИ

    Спектр свободно-свободного радиоизлучения звездного ветра зависит от плотности.Профиль плотности в основном определяется корональной базовой плотностью в нашем моделировании ветра n 0 , которая является свободной переменной. Чтобы увидеть влияние ветра с меньшей плотностью на свободный-свободный радиоспектр HD 189733, мы разделим наши значения плотности из моделирования ветра в 10 раз.

    На рис. A1 показано сравнение спектра, показанного на рис. 3 и спектр, рассчитанный для ветра с более низкой базовой плотностью. Мы обнаружили, что ветер с более низкой плотностью становится оптически тонким на частоте 1 ГГц, в отличие от 10 ГГц для ветра с более высокой плотностью.Мы также видим, что для ветра меньшей плотности плотности радиопотока на 1-2 порядка меньше, чем для ветра n 0 = 10 10 см −3 . Таким образом, обнаружение свободно-свободного излучения звездного ветра HD 189733 более выгодно, если у него более плотный ветер. Однако рассчитанные для более плотного ветра потоки все еще довольно малы. Хотя маловероятно, что это можно будет обнаружить с помощью существующих радиотелескопов, ожидается, что будущие разработки, такие как SKA, позволят обнаруживать радиоизлучение ветров близлежащих маломассивных звезд (см. Ó Fionnagáin et al.2019). Определив частоту, с которой ветер становится оптически тонким, можно ограничить скорость потери массы звезды.

    Рисунок A1.

    Сравнение свободно-свободного радиоспектра звездного ветра HD 189733 с рис. 3 ( n 0 ) со звездным ветром, плотность которого в 10 раз ниже ( n 0 /10). Плотности планетарного потока для предполагаемой напряженности поля 5 и 10 Гс также показаны в верхнем левом углу.Пиковые значения планетных потоков были масштабированы для звездного ветра с более низкой плотностью из значений, показанных на рис. 8.

    Рис. A1.

    Сравнение свободно-свободного радиоспектра звездного ветра HD 189733 с рис. 3 ( n 0 ) со звездным ветром, плотность которого в 10 раз ниже ( n 0 /10). Плотности планетарного потока для предполагаемой напряженности поля 5 и 10 Гс также показаны в верхнем левом углу. Пиковые значения планетарных потоков были масштабированы для звездного ветра с меньшей плотностью из показанных на рис.8.

    Мы также показываем планетарные плотности потока для 5 и 10 Гс на рис. A1, которые были масштабированы для звездного ветра с более низкой плотностью. Если предположить, что планета остается на орбите в режиме с преобладанием ударного давления для ветра с более низкой плотностью, планетарный радиопоток масштабируется с n 0 −1/2 (Vidotto & Donati 2017). Частота планетарного излучения очень слабо зависит от плотности звездного ветра, так как размер магнитопаузы R м масштабируется с n 0 −1/6 в этом режиме (см. Уравнения 9–12 ).

    Размеры радиофотосферы ветра также будут зависеть от плотности ветра. На рис. A2 показаны границы этих областей на трех рассчитанных циклотронных частотах в плоскости орбиты планеты для ветра с меньшей плотностью. Мы видим, что для более низкой плотности области орбиты планеты, где ветер оптически толстый до циклотронных частот, меньше по сравнению с показанными на рис. 6 для данной частоты. Следовательно, в отличие от ветрового радиоизлучения, обнаружение планетарного радиоизлучения более выгодно для планет, вращающихся вокруг звезд с малой плотностью ветра.

    Рисунок A2.

    Радиофотосферы звездного ветра HD 189733 для звездного ветра, плотность которого в 10 раз ниже. Размеры радиофотосферы ветра с меньшей плотностью на данной частоте меньше по сравнению с показанными на рис. 6.

    Рис. A2.

    Радиофотосферы звездного ветра HD 189733 для звездного ветра, плотность которого в 10 раз ниже. Размеры радиофотосферы ветра меньшей плотности на данной частоте меньше, чем на рис.6.

    © 2019 Автор (ы) Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества

    Shreddage 3 Jupiter (VST, AU, AAX) Виртуальный гитарный инструмент для Kontakt


    Обзор библиотеки


    Shreddage 3 Jupiter берет наш самый популярный инструмент когда-либо ( Shreddage 2: Absolute Electric Guitar ) и обновляет его до нашего передового двигателя S3. Оригинальная гитара S2, используемая тысячами композиторов, продюсеров и групп по всему миру, установила новый стандарт для виртуальных гитар и раздвинула границы реализма для рок- и металлической продукции «из коробки».Теперь вы можете наслаждаться этими невероятными семплами с еще более качественным воспроизведением, бренчанием, отображением артикуляции и опциями тембра!

    Sporting 7-струнный и настроенный на drop-A, Shreddage 3 Jupiter имеет темный, богатый гитарный тон, идеально подходящий для хэви-рока и металла. Его массивные пауэр-аккорды и пыхтения мгновенно заполнят ритм-трек, особенно с нашим двойным и четверным трекингом одним щелчком мыши. С входящими в комплект поставки стойкой Console FX и микшером вам даже не понадобятся внешние плагины; просто выберите из наших десятков включенных пресетов, и вы готовы к уничтожению.

    Все сочленения оригинального S2 здесь, и их можно отображать или запускать, как бы вы ни захотели, используя Total Articulation Control Technology 2.0 (TACT). предлагает больше способов настроить и воспроизвести эти артикуляции , чем когда-либо: динамический слой и регулировка уровня отключения звука, скорость каждой артикуляции для громкости, режим Strum и многое другое.

    Добро пожаловать в новое поколение виртуальных гитарных инструментов!


    Консоль: Modular FX Rack and Mixer


    Console — это наш новый микшер, модульная стойка эффектов и педальная плата, разработанные для того, чтобы дать вам полный контроль над тембром виртуальной гитары.В отличие от наших предыдущих стоек FX, которые были ограничены небольшим количеством предустановленных модулей, Console дает вам 30 модулей эффектов на выбор!

    Сюда входят несколько эквалайзеров (цифровых и аналоговых), компрессоры, пространственные эффекты, эффекты модуляции, усилители, педали искажения, ревербераторы и набор из более 30 настраиваемых кабинетов IR , записанных только для серии Shreddage 3! Эти кабинеты охватывают все наиболее важные звуки, которые вам могут понадобиться, с динамическими и конденсаторными микрофонами в нескольких положениях, а также с ленточным микрофоном для определенных моделей.

    Используя консоль , вы можете легко сохранять и загружать цепочки эффектов или пресеты между проектами или даже различными продуктами Shreddage 3. Он также позволяет вам микшировать и смешивать звукосниматели гитары с индивидуальными вставками на каждом, если хотите.

    Загрузите руководство по консоли , чтобы узнать больше!


    Технология Total Articulation Control (TACT) 2,0


    Shreddage 3 Jupiter включает обновленную версию TACT , позволяющую настраивать отображение и запуск всех сочленений! У каждого свои предпочтения относительно того, как играть или писать для виртуальной гитары, и с TACT вы можете создать идеальную установку для вашей DAW.

    Загрузите руководство по TACT 2.0 здесь , чтобы узнать больше!

    Великое соединение Юпитера и Сатурна — лучшее за 800 лет — вот как это увидеть

    В этот праздничный сезон самым особенным, что можно увидеть в небе, будет не летающий олень, тянущий сани, а скорее редкое небесное рандеву — своего рода космический дар, в процессе становления много жизней. 21 декабря Юпитер и Сатурн встретятся в «великом соединении», самом близком расстоянии, которое они могли видеть в небе вместе почти за 800 лет.

    Астрономическое соединение происходит, когда любые два небесных тела, кажется, проходят или встречаются друг с другом, если смотреть с Земли. Однако для того, чтобы сделать одну «великую», требуется столкновение двух крупнейших планет нашей солнечной системы. Орбиты Юпитера и Сатурна совпадают, чтобы гигантские миры собирались примерно каждые 20 лет.

    Однако некоторые великие союзы лучше других. Слегка овальная форма орбит Юпитера и Сатурна и то, насколько наклонена каждая орбита по отношению к солнечному экватору, заставляет близость планет в небе колебаться в зависимости от их циклических соединений.Во время некоторых великих соединений два мира, кажется, подходят так близко, что практически обнимают друг друга; в других они кажутся не ближе, чем на расстоянии вытянутой руки. (Конечно, планеты вообще никогда не бывают близко; во время встречи 21 декабря они все равно будут разделены более чем 730 миллионами километров.)

    Во время последнего великого соединения 28 мая 2000 г. видимое расстояние между Юпитером и Сатурном на небе составляло 68,9 угловых минут, или более чем в два раза больше диаметра полной Луны.Напротив, с великим соединением 2020 года, которое совпадает с декабрьским солнцестоянием, самым коротким днем ​​в году в северном полушарии и самым длинным в южном полушарии, газовые гиганты будут разделены всего 6,1 угловыми минутами. Это примерно толщина десятицентовика на расстоянии вытянутой руки.

    «Если у вас есть телескоп, вы сможете одновременно увидеть кольца Сатурна и галилеевы спутники Юпитера, расположенные близко друг к другу», — говорит астроном Джеки Фээрти из Американского музея естественной истории в Нью-Йорке.

    В некотором роде эта конкретная деталь делает астрономическое зрелище этого года еще более поэтичным: в последний раз Юпитер и Сатурн казались так близко 16 июля 1623 года, когда Галилей был еще жив, спустя немногим более десяти лет после того, как он впервые использовал телескоп, чтобы обнаружить четыре крупнейших спутника Юпитера, которые теперь все вместе носят его имя. Однако вероятность того, что Галилею или кому-либо еще на Земле, удалось засвидетельствовать это великое соединение, которое было практически невозможно увидеть из-за его видимого положения около Солнца, невысока.Последнее великое соединение, столь близкое и столь же заметное, как и предстоящее, произошло 4 марта 1226 года. «Если смотреть на будущее, Чингисхан тогда еще бродил по Азии», — говорит астроном Патрик Хартиган из Университета Райса в Хьюстоне.

    Вы можете детально увидеть предстоящее великое соединение в бинокль и телескоп, «но самое лучшее в нем то, что мы сможем наблюдать его невооруженным глазом», — говорит Фаэрти. Найдите место, где вы можете наблюдать закат с чистым горизонтом перед вами, без деревьев или зданий.Примерно через час после наступления темноты сначала на западном небе появится Юпитер, а затем Сатурн, обе светящиеся точки, отличимые от звезд тем, что они не мерцают. «Скорее всего, они будут видны даже при световом загрязнении — Юпитер довольно яркий», — говорит Хартиган.

    Хотя великое соединение наступит 21 декабря, «до этого момента вы должны каждую ночь наблюдать, как сближаются Юпитер и Сатурн», — рекомендует Фаэрти. В противном случае «это было бы похоже на то, как если бы вы настроились на финал шоу, не просмотрев все эпизоды перед ним, чтобы понять, что происходит.Наблюдая за их приближением, вы сможете понять, как небесная механика работает в ночном небе ».

    Великие союзы временами заставляли ученых размышлять об их возможной связи с крупными событиями. Например, Иоганн Кеплер исследовал, была ли Вифлеемская звезда, которая в истории Рождества Евангелия от Матфея привела Трех мудрецов к рождению Христа, великим соединением, рассчитывая, что оно действительно произошло в 7 г. до н. Э. «Часто астрономы любят просматривать истории из древних времен и выяснять, не стоит ли какое-то астрономическое явление за чем-то захватывающим, что видели люди», — говорит Фаэрти.(Хартиган отмечает, что древнее великое соединение не было особенно близким или примечательным.)

    После того, как это великое соединение закончится, звездочетам не нужно ждать столетия до следующего близкого соединения. Еще одна встреча, на которой планеты-гиганты разделены всего шестью угловыми минутами, состоится 15 марта 2080 года, говорит Хартиган. «Молодой человек, который выходит и видит это великое соединение сейчас, потенциально может увидеть следующее близкое соединение в 2080 году», — говорит он. «Это была бы прекрасная связь между поколениями, та, которая заставляет задуматься обо всех, кто видел эти соединения в прошлом — и тех, кто увидит это в будущем.”

    В целом, великое соединение — напоминание о том, как можно найти утешение в постоянстве небесных циклов на протяжении тысячелетий, учитывая непостоянство современности, — говорит Фаэрти. «Мы зациклены на вещах, которые происходят в течение того небольшого заданного количества времени, в течение которого существует человеческая жизнь, но астрономия охватывает гораздо больше времени», — отмечает она. «Перед лицом всего, что происходит, вы можете найти перспективу в астрономических временных рамках».

    Больной Юпитер-6; мысли? — Gearspace

    Цитата:

    Сообщение от eruptionchaser
    ➡️

    Таким образом, похоже, что неисправность, согласно этому свидетельству, вполне может быть изолирована от четырех голосовой карты и / или ее интерфейса с контроллером

    Да, это определенно выглядит так.В любом случае проверьте источник питания в качестве самой первой меры, просто чтобы исключить из множества любые проблемы на этой стороне, которые могут запутать вас при выполнении остальной части устранения неполадок. Убедитесь также, что напряжения источника питания, которые поступают на 4-х голосную карту, правильные, возможно, они испорчены из-за обрыва провода или холодного паяного соединения.

    Цитата:

    Сообщение от eruptionchaser
    ➡️

    Мне нужно попытаться понять, какие именно функции вызывает кнопка «tune» и почему нажатие на нее иногда блокирует синтезатор — помимо очевидного: «Я пытался настроить эту голосовую доску, но она не реагировала! Я не знаю, что делать, поэтому сижу в бесконечном цикле! »

    Обычно алгоритм настройки аналогового синтезатора работает, измеряя частоты ГУН, по одному ГУН за раз, возвращая их сигнал на счетчик частоты или ИС компаратора (есть переключатели КМОП, участвующие в маршрутизации сигнала обратно на счетчик / компаратор. ).На Jupiter 6 это обрабатывается непосредственно на голосовых картах, где схема идентифицирует схему автонастройки как COMPUTUNE. ЦП голосовой карты с помощью схемы компаратора / счетчика измеряет ГУН в диапазоне частот и вычисляет смещение, которое добавляется к управляющим напряжениям ГУН, чтобы заставить генераторы генерировать правильные частоты (= правильные частоты). ноты). Когда все VCO настроены, ЦП голосовой платы уведомляет основной ЦП инструмента о том, что его работа выполнена.

    Если все генераторы на голосовой карте не настраиваются, проблема может быть в схеме автонастройки, и обычно это касается ИС переключателя CMOS и / или микросхемы компаратора / счетчика. КМОП-переключатели, используемые в аналоговых синтезаторах, обычно представляют собой микросхемы серии 4000, которые сегодня довольно хорошо известны как общие точки отказа. И если схема автонастройки неисправна, возможно, это сводит с ума ЦП этой голосовой платы, что приводит к зависанию всего синтезатора при попытке вызвать функцию автонастройки с панели.

    Чтобы диагностировать вычислительную схему, я бы начал анализировать выход его переключателя 4051 CMOS (IC20, контакт 3), чтобы увидеть, исходят ли из него сигналы VCO, когда процедура автонастройки вызывается с панели.

    Другой сбой может быть в ЦАП CV, который в Jupiter 6 является теперь (к сожалению) редким Intersil ITS80141, и по одному на каждой голосовой карте. Чтобы увидеть, заключается ли проблема в ЦАП, с синтезатором, установленным в режиме WhoLE, сделайте патч только с белым шумом (Europa позволяет полностью подавить оба VCO) и с фильтром / усилителем, модулируемым их огибающими.Если патч звучит достаточно последовательно для всех голосов (играйте на разных клавишах, чтобы запускались разные голоса), оба ЦАП в порядке. Если нет, сравните с осциллографом выход IC12 (выходной операционный усилитель ЦАП, который является TL081) на голосовых картах, который должен выглядеть одинаково для обоих. Если это так, то с ЦАП все в порядке, и, вероятно, есть проблема в схеме демультиплексора S / H после него, которая заполнена переключателями 4051 CMOS и операционными усилителями TL084, последний снова является распространенной точкой отказа аналоговых синтезаторов.

    Related Post

    Добавить комментарий

    Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *