الفلك

الحد الكتلي للحلقة الكوكبية

الحد الكتلي للحلقة الكوكبية


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

هل هناك حد لمدى ضخامة حلقة كوكب ما؟

إذا كان هناك ، فكيف يعتمد على كتلة الكوكب ، وجود / عدم وجود أقمار ، المسافة إلى النجم أو غيرها من العوامل؟


بضع نقاط حول هذا. بينما يمكن أن توجد الحلقات الباهتة خارج حدود Roche (مثل حلقات Saturn's G و E) - الصورة أكبر من أن يتم ربطها ولكن انقر هنا. الحلقات من أي كتلة كبيرة ستقيم فقط داخل حدود روش ، لذا فإن الحد العملي لكتلة حلقة الكوكب هو حول كتلة أكبر قمر من المحتمل أن يكون لكوكب ، تقريبًا.

يمكن أن تتشكل حلقة حول كوكب بطريقتين ، عن طريق الاصطدام العملاق ، عن طريق مرور القمر داخل حدود روش ويتفكك أو عن طريق التراكم ، مثل الطريقة التي يغذي بها إنسيلادوس الحلقة الإلكترونية الباهتة لزحل.

أيضًا ، لا يجب أن تكون الحلقات ضخمة بشكل خاص لتكون مثيرة للإعجاب. تم تقدير كتلة حلقات زحل هنا (وهناك بعض عدم اليقين في هذا التقدير ، لكنها قريبة بما يكفي لأغراضنا)

بناءً على ملاحظات Voyager ، قُدرت الكتلة الإجمالية للحلقات بحوالي 3 × 10 ^ 19 كجم. هذا جزء صغير من الكتلة الكلية لزحل (حوالي 50 جزء في البليون) وهو أقل بقليل من كتلة القمر ميماس

لذا فإن كتلة حلقات زحل هي كتلة قمر صغير جدًا ، نصف قطره أقل بقليل من 200 كيلومتر ، لكن هذا لم يكن سؤالك ، لذا ، تابعنا.

لوحظ كوكب به حلقات بحجم 200 مرة حجم زحل (40000 ضعف مساحة السطح) وإذا افترضنا نفس كثافة حلقات زحل (وهو افتراض سيء للغاية ، لكن هذا مجرد تقدير تقريبي) ، 1.2 × 10 ^ 24 ، أو ضعف كتلة المريخ. نحن الآن نصل إلى مكان ما ، ولكن هناك بعض النقاط التي يجب توضيحها على صديقنا J1407B

أولاً ، قد لا يكون كوكبًا على الإطلاق. تقدير الكتلة هو 10-40 جوبيتر مما يشير إلى أنها تنتمي إلى فئة القزم البني. ثانيًا ، إنه نظام شمسي فتي ، عمره 16 مليون سنة فقط ، لذلك قد لا يزال النظام الدائري في طور تكوين نظام قمر وليس حلقة دائمة على الإطلاق. مصدر. أيضًا ، نفس المقال ، يذكر أن أجزاء من نظام الحلقة تحجب 95٪ من ضوء الشمس ، لذلك فهو نظام أكثر كثافة بكثير من زحل وهناك قمر هناك يُعتقد أنه كتلته 0.8 مرة من كتلة الأرض ، لكنني ما زلت لا أفعل ذلك. لا أعتقد أن هذا يجب أن يُحسب لأنه قد يكون قرص تراكمي متبقي من تكوين ذلك النظام الشمسي.

إذا قمنا بتعيين حد كتلة الكواكب ليكون حوالي 13 كتلة كوكب المشتري ، وهو تقريبًا الحد الفاصل بين كوكب المشتري الثقيل والقزم البني ، وأخذنا بعض التقديرات لحجم الأقمار على الكواكب ، أثناء التكوين ، فمن غير المحتمل أن تكون الأقمار ربما تكون نسبة واحد إلى عدة مئات ، بسبب قيود الزخم الزاوي والحجم المحتمل للتكوين. في نظامنا الشمسي ، أكبر نسبة من القمر إلى الكوكب ، دون احتساب التأثيرات العملاقة أو الالتقاطات هي حوالي 1 إلى 4200 (زحل إلى تيتان). كوكب المشتري إلى جانيميد هو 1 إلى حوالي 12800 ومن تريتان إلى نبتون (وقد يكون تريتان قمرًا مأسورًا) ، حوالي 1 إلى 4800. إذا افترضنا وجود كوكب المشتري الثقيل من حوالي 13 من كتلة المشتري وقمرًا في مدار متحلل يتفكك بنسبة كتلة من 1 إلى 400 - وغني عن القول ، هذا هو الملعب ، إذن هذا التقدير النظري يعمل إلى حد عملي حول كوكب المشتري الثقيل لديه نظام قمر من حوالي 10 كتل أرضية. (1/400 من كتلة كوكب كتلته 13 كوكب المشتري).

الآن ، هناك طرق إبداعية لزيادته ، مثل ، دعنا نقول أن هناك قمرين ، ربما في نقاط طروادة لبعضهما البعض ، وكلاهما يتصاعد تدريجياً. أو ، دعنا نقول أن جسمًا عابرًا ذي كتلة أكبر يمر عبره ، لكن المشكلة مع جسم عابر هي أنه ، بسبب الهروب من سرعة السرعة ، مثل هذا الجسم ، إذا مر داخل حدود روش ، سيكون له مدار بيضاوي للغاية ، والذي لن يفسح المجال لنظام الحلقات ، لأن زخم المدار الإهليلجي سوف يمر فقط ولن يبقى داخل كرة روش. ما تحتاجه لتشكيل نظام حلقي جيد الحجم هو مدار دائري يتحلل ببطء ، وليس التقاطًا حديثًا لجسم عابر كبير.

شاهد Shoemaker Levy 9 الذي مر به لكنه سرعان ما عاد خارج حدود Roche للمشتري.

الآن إذا تخيلنا سيناريو لكوكب مزدوج ، وهو على الأرجح سيناريو نادر ولكنه ليس مستحيلًا ، وبمرور الوقت بسبب القرب وقوى المد والجزر ، يشكل الكواكب مدارًا دائريًا متحللًا حول بعضهما البعض ، في هذه النظرية ، دعنا نقول أننا لديك اثنان من كوكب المشتري الثقيل يدوران حول بعضهما البعض ، واحدة من 12 كتلة كوكب المشتري والأخرى من 6 كتل المشتري (نظري بحت) ويبدأ كوكب المشتري ذو الكتلة الست في الانقسام عند دخوله حد روش لكتلة 12 كوكب المشتري. هناك مشكلتان في افتراض حصولك على حلقة بنصف كتلة الكوكب. الأول هو أن الهيدروجين وغاز الهليوم من المحتمل أن يكون 80٪ على الأقل من كتلة الكوكب تتفكك ، وربما 90٪ والهيدروجين والهيليوم لا يرتبطان بسهولة بجزيئات الجليد ، لذلك بمرور الوقت ، من المحتمل أن يتحول معظم هذا الغاز تهب الرياح الشمسية. لقد تركت لديك كتلة صخرية وجليدية أقل بقليل من 6 من كتل المشتري ، وربما أقل من 1. المشكلة الأخرى ، مع وجود جسم يدور بهذا الحجم ، فإنه لا يتفكك دفعة واحدة ، لكنه قلب أكثر كثافة يبقى معًا ولوالبًا أقرب إلى الكوكب بينما تبدأ الجليد الأخف حول السطح والتي تبدأ في تكوين الحلقة ، ويمكن أن تنفصل وتندفع إما إلى الكوكب أو تقذف خارج حدود روش ، مثل اللب الأكثر كثافة للأصغر من الاثنين اقترب الكوكب ببطء ، سيكون هناك تأثير مكنسة كهربائية يدمر الخراب على نفس الحلقة التي كان الكوكب يتشكل. بالنسبة للأقمار الأصغر ، يمكن رؤية هذا التأثير حول زحل حيث تخلق الأقمار الصغيرة فواصل صغيرة في حلقات زحل. مع وجود نواة أكثر ضخامة من الكوكب والتي كانت تشكل قمرًا ، ستحصل على فوضى مدارية ولن يكون سيناريو جيدًا لتشكيل حلقة ، حتى مع كل تلك المواد الحلقية المتاحة. لا يزال من المحتمل أن ينتهي بك الأمر بحلقة ، لكنني أعتقد أن نسبة صغيرة فقط من كتلة الكوكب الأصغر الأصلية ستنجو من هذه العملية.

تنشأ مشكلة مماثلة مع التأثيرات العملاقة. إذا كان التأثير كبيرًا جدًا ، فإن الكوكب ينهار. إذا لم يكن بهذا الحجم ، مثلما كان يُعتقد أن التأثير العملاق على الأرض ، قبل 4.4 مليار سنة ، فإن الحطام ينفجر خارج حدود روش ويشكل قمرًا ، في حالتنا 1/81 من كتلة الأرض ، على الرغم من ربما كان الوقت أكثر قليلاً ، ربما 1 / 72-74 أو نحو ذلك ، وربما كان هناك قمرين في البداية ليس واحدًا ، لكني استطعت. النقطة المهمة هي ، أن تتطاير الحطام بعيدًا عن الكوكب مع البقاء داخل حدود Roche بحيث تشكل حلقة ، وليس قمرًا ، فأنت بحاجة إلى تأثير أصغر من ذلك الذي شكل قمرنا ، والتأثير الأصغر يعني حطامًا أقل ، لذلك مع عوالم صخرية ، ماذا يعني ذلك ، 1/100؟ 1/200؟ هناك في مكان ما. مع عمالقة الغاز ، تكون طريقة التأثير أسوأ بسبب الطبقة الخارجية من عمالقة الغاز التي تحتوي على الكثير من الهيدروجين بحيث لا تحصل على مادة جيدة لهيكل دائري كثيف من الصدمة العملاقة.

لذلك ، هناك حدود عملية لحجم نظام الحلقة التي من المحتمل أن تراها (إذا تجاهلنا معلومات الأنظمة الشمسية الشابة ، مثل J1407b. إنها لعبة كرة قدم بالكاد مجرد تخمين تعليمي ، لكنني أعتقد أن الحد العملي للحلقة من المحتمل أن يكون النظام صغيرًا جدًا مقارنةً بكتلة الكوكب ، مثل النسبة من 1 إلى 200 أو نحو ذلك ، والتي إذا كان لديك كوكب كتلته 13 كواكب ، فهذا لا يزال قليلاً من الكتلة. إذا استخدمنا 1 إلى 200 النسبة و 13 كوكب المشتري ، أي كتلة الأرض 20. أجد صعوبة كبيرة في رؤية كيف يمكن لنظام الحلقة حول كوكب أن يصبح أكثر كتلة من ذلك بكثير.

الآن ، من الناحية النظرية ، مثل ، لنفترض أننا نريد بناء نظام حلقي ، ونحن نصمم منفاخ الثلج الهائل هذا وننفخ بلورات الجليد حول كوكب ، من أجل المتعة فقط. من المحتمل أن يظل نظام الحلقات مستقرًا بعد تلك الكتلة. لا أملك الوسائل لحساب المكان الذي يمكن أن يلعب فيه عدم الاستقرار ، ولكن إذا قمت ببناء نظام الحلقات الخاص بك حول كوكب ، فقد تتمكن من الحصول على نظام الحلقة بضخامة 1/10 من كتلة الكوكب ، ربما أكثر قليلاً قبل أن يسيطر نوع من عدم استقرار الجاذبية. لا أعتقد أنه من المحتمل أن ترى ذلك في وضع طبيعي ، لكن نظريًا أعتقد أنه يمكن القيام به.

الآن للإجابة على أسئلتكم:

هل تعتمد على كتلة الكوكب؟

إطلاقا. تحدد كتلة الكوكب (وكثافته) حجم حد روش ، والذي يحدد إلى أي مدى يمكن أن يمتد نظام الحلقة. كما أشرنا أعلاه ، يمكن أن يكون للكواكب حلقات تتجاوز حدود روش ولكن حلقات خافتة فقط. تتشكل الحلقات الكثيفة / السميكة فقط داخل حدود روش وكلما زاد حجم الكوكب ، زاد حد روش.

حضور / غياب الأقمار؟

الأقمار الصغيرة لا تهم كثيرًا. يحتوي زحل على أقمار صغيرة داخل حلقاته ويخلقون فواصل صغيرة في نظام الحلقات الخاص به. يمكن للأقمار الكبيرة ، خاصة إذا كانت قريبة من الكوكب ، أن تسبب اضطرابات الجاذبية ولن تكون جيدة لنظام الحلقة الدائم.

المسافة إلى النجم أو غيرها من المعلمات؟

ما وراء خط الصقيع هو الأفضل ، لأن هذا هو المكان الذي لا تذوب فيه الجليد. تشكل Ices كتلة أكبر من نظامنا الشمسي وربما معظم الأنظمة الشمسية من المواد الصخرية وتتفكك بسهولة أكبر ، لذا من الناحية الإحصائية ، يجب أن يعمل نظام الحلقة بشكل أفضل بعيدًا عن الشمس ، في حالتنا ، على الأقل مسافة كوكب المشتري. قد لا يكون المجال المغناطيسي الهائل لكوكب المشتري أيضًا صديقًا للحلقة على المدى الطويل ، لذلك بالإضافة إلى أنه بعيد عن الشمس ، فأنت تريد كوكبًا بدون مجال مغناطيسي قوي جدًا يطلق جزيئات مشحونة عالية السرعة عبر الحلقة. إليك مقال ممتع حول كيفية تآكل الحلقة المغناطيسية لزحل. سيذيب كوكب المشتري أي حلقة جليدية لديه أسرع بكثير من زحل.

آمل أن يكون ذلك لم يكن طويلاً جدًا وأن الأمر يتعلق بمحاولة حلها أكثر من مجرد إجابة نهائية ، ولكن حتى نحصل على تلسكوبات أفضل بكثير ، قد لا تكون هناك إجابة نهائية لهذه الإجابة.


12.5 حلقات كوكبية

بالإضافة إلى أقمارها ، تحتوي جميع الكواكب العملاقة الأربعة على حلقات ، ويتكون كل نظام حلقات من مليارات الجسيمات الصغيرة أو "الأقمار" الصغيرة التي تدور بالقرب من كوكبها. تعرض كل حلقة من هذه الحلقات بنية معقدة مرتبطة بالتفاعلات بين جسيمات الحلقة والأقمار الأكبر. ومع ذلك ، فإن أنظمة الحلقات الأربعة تختلف كثيرًا عن بعضها البعض في الكتلة والبنية والتركيب ، كما هو موضح في [الرابط].

يتكون نظام الحلقة الكبيرة لزحل من جزيئات جليدية منتشرة في عدة حلقات واسعة ومسطحة تحتوي على قدر كبير من الهياكل الدقيقة. من ناحية أخرى ، فإن أنظمة حلقات أورانوس ونبتون هي عكس كوكب زحل تقريبًا: فهي تتكون من جسيمات مظلمة محصورة في عدد قليل من الحلقات الضيقة مع وجود فجوات فارغة واسعة بينهما. حلقة كوكب المشتري وواحد على الأقل من حلقات زحل هي مجرد عصابات غبار عابرة ، تتجدد باستمرار بواسطة حبيبات الغبار التي تآكلت من أقمار صغيرة. في هذا القسم ، نركز على نظامي الحلقات الأكثر ضخامة ، وهما كوكب زحل وأورانوس.


ما الذي يسبب الخواتم؟

الحلقة عبارة عن مجموعة من أعداد هائلة من الجسيمات ، كل منها يشبه قمرًا صغيرًا يخضع لقوانين كبلر لأنه يتبع مداره حول الكوكب. وهكذا ، فإن الجسيمات الداخلية تدور أسرع من تلك البعيدة ، والحلقة ككل لا تدور كجسم صلب. في الواقع ، من الأفضل عدم التفكير في حلقة تدور على الإطلاق ، بل التفكير في الثورة (أو الحركة في المدار) للقمر الصغيرة الفردية.

إذا كانت جسيمات الحلقة متباعدة على نطاق واسع ، فإنها ستتحرك بشكل مستقل ، مثل الأقمار الصغيرة المنفصلة. ومع ذلك ، في الحلقات الرئيسية لكوكب زحل وأورانوس ، تكون الجسيمات قريبة بما يكفي لممارسة تأثير الجاذبية المتبادلة ، وأحيانًا حتى لفرك بعضها البعض أو الارتداد عن بعضها البعض في تصادمات منخفضة السرعة. وبسبب هذه التفاعلات ، نرى ظواهر مثل الموجات التي تتحرك عبر الحلقات - فقط الطريقة التي تتحرك بها موجات الماء فوق سطح المحيط.

هناك فكرتان أساسيتان حول كيفية ظهور هذه الحلقات. الأول هو فرضية التفكك، مما يوحي بأن الحلقات هي بقايا قمر ممزق. قد يصطدم مذنب أو كويكب عابر بالقمر ، مما يؤدي إلى تحطيمه. ثم قامت قوات المد والجزر بسحب الشظايا عن بعضها ، وتشتت في قرص. تشير الفرضية الثانية ، التي تأخذ منظورًا عكسيًا ، إلى أن الحلقات مصنوعة من جسيمات لم تكن قادرة على التجمع معًا لتشكيل قمر في المقام الأول.

في أي من النظريتين ، تلعب جاذبية الكوكب دورًا مهمًا. بالقرب من الكوكب (انظر [الرابط]) ، يمكن لقوى المد والجزر أن تمزق الأجسام أو تمنع الجزيئات السائبة من التجمع. لا نعرف التفسير الذي ينطبق على أي حلقة معينة ، على الرغم من أن العديد من العلماء قد خلصوا إلى أن عددًا قليلاً على الأقل من الحلقات صغيرة نسبيًا وبالتالي يجب أن تكون نتيجة تفكك.

شكل 1. يوضح هذا الرسم البياني مواقع أنظمة الحلقة للكواكب الأربعة العملاقة. يمثل المحور الأيسر سطح الكوكب. الخط العمودي المنقط هو الحد الذي يمكن داخله لقوى الجاذبية أن تفكك الأقمار (يتم رسم نظام كل كوكب إلى مقياس مختلف ، بحيث يصطف حد الاستقرار هذا لجميع الأقمار الأربعة). النقاط السوداء هي الأقمار الداخلية لكل كوكب على نفس مقياس حلقاته. لاحظ أن الأقمار الصغيرة فقط هي التي تعيش داخل حدود الاستقرار.

نظام الحلقة

النظام الحلقي هو قرص أو حلقة تدور حول جسم فلكي يتكون من مادة صلبة مثل الغبار والأقمار الصغيرة ، وهو مكون شائع لأنظمة الأقمار الصناعية حول الكواكب العملاقة. يُعرف النظام الدائري حول الكوكب أيضًا بنظام الحلقة الكوكبية. يختلف تكوين جسيمات الحلقة فقد تكون غبار سيليكات أو جليدي. قد توجد أيضًا صخور وصخور أكبر ، وفي عام 2007 تم اكتشاف تأثيرات المد والجزر من ثمانية & # 8216 قمر صغير & # 8217 على بعد بضع مئات من الأمتار داخل حلقات زحل & # 8217.

يتم تحديد الحجم الأقصى للجسيم الحلقي من خلال القوة المحددة للمادة المكونة منها وكثافتها وقوة المد والجزر على ارتفاعها. تتناسب قوة المد والجزر مع متوسط ​​الكثافة داخل نصف قطر الحلقة ، أو مع كتلة الكوكب مقسومة على نصف قطر الحلقة مكعبة. كما أنه يتناسب عكسياً مع مربع الفترة المدارية للحلقة.

هناك ثلاث طرق تم اقتراح تشكل حلقات كوكبية أكثر سمكًا (الحلقات حول الكواكب): من مادة قرص الكواكب الأولية التي كانت ضمن حدود روش للكوكب وبالتالي لا يمكن أن تتحد لتشكل أقمارًا ، من حطام a القمر الذي تعطل بسبب تأثير كبير ، أو من حطام القمر الذي تعطل بسبب ضغوط المد والجزر عندما مر داخل الكوكب & # 8217s Roche Limit.

كان يُعتقد أن معظم الحلقات غير مستقرة وتتبدد على مدار عشرات أو مئات الملايين من السنين ، ولكن يبدو الآن أن حلقات زحل قد تكون قديمة جدًا ، ويعود تاريخها إلى الأيام الأولى للنظام الشمسي.

يمكن أن تتشكل حلقات الكواكب الخافتة نتيجة لتأثيرات النيازك مع الأقمار التي تدور حول الكوكب أو ، في حالة الحلقة الإلكترونية الخاصة بزحل & # 8217s ، قاذفة مادة البراكين البركانية.

أحيانًا يكون للحلقات أقمار & # 8220shepherd & # 8221 ، وهي أقمار صغيرة تدور بالقرب من الحواف الداخلية أو الخارجية للحلقات أو داخل فجوات في الحلقات. تعمل جاذبية أقمار الراعي على الحفاظ على حافة محددة بشكل حاد للمادة الحلقية التي تنجرف بالقرب من قمر الراعي & # 8217 s إما تنحرف مرة أخرى إلى جسم الحلقة ، أو تنبثق من النظام ، أو تتراكم على القمر نفسه.

أبرز وأشهر حلقات الكواكب في النظام الشمسي هي تلك الموجودة حول زحل ، لكن الكواكب العملاقة الثلاثة الأخرى (كوكب المشتري وأورانوس ونبتون) لها أيضًا أنظمة حلقات. تشير الدلائل الحديثة إلى أنه يمكن أيضًا العثور على أنظمة الحلقة حول أنواع أخرى من الأجسام الفلكية ، بما في ذلك الكواكب الصغيرة والأقمار والأقزام البنية ، وكذلك المسافات بين الكواكب بين الكواكب مثل الزهرة وعطارد.

أشارت التقارير الصادرة في مارس 2008 إلى أن ريا قمر زحل و # 8217s قد يكون له نظام حلقات ضعيف خاص به ، مما يجعله القمر الوحيد المعروف بوجود نظام حلقات. كشفت دراسة لاحقة نُشرت في عام 2010 أن تصوير ريا بواسطة المركبة الفضائية كاسيني كان غير متوافق مع الخصائص المتوقعة للحلقات ، مما يشير إلى أن بعض الآليات الأخرى مسؤولة عن التأثيرات المغناطيسية التي أدت إلى فرضية الحلقة.

من المعقول وجود كواكب خارجية ذات حلقات. على الرغم من أن جزيئات الجليد ، المادة السائدة في حلقات زحل ، يمكن أن توجد فقط حول الكواكب خارج خط الصقيع ، داخل هذا الخط يمكن أن تكون الحلقات المكونة من مادة صخرية مستقرة على المدى الطويل.

يمكن اكتشاف أنظمة الحلقة هذه للكواكب التي يتم ملاحظتها بواسطة طريقة العبور عن طريق تقليل إضافي لضوء النجم المركزي إذا كانت عتامة هذه الكواكب كافية. اعتبارًا من عام 2020 ، تم العثور على نظام حلقة خارج المجموعة الشمسية مرشح واحد بهذه الطريقة ، حول HIP 41378 f.

تم العثور على Fomalhaut b ليكون كبيرًا وغير محدد بشكل واضح عند اكتشافه في عام 2008. تم افتراض هذا إما بسبب سحابة من الغبار المنجذب من قرص غبار النجم ، أو نظام حلقة محتمل ، على الرغم من أنه تم تحديد Fomalhaut b نفسها في عام 2020 من المحتمل جدًا أن تكون سحابة حطام متوسعة ناتجة عن اصطدام كويكبات بدلاً من كوكب.

لوحظ أن Proxima Centauri c أكثر إشراقًا مما كان متوقعًا نظرًا لكتلته المنخفضة البالغة 7 كتل أرضية ، والتي يمكن أن تُعزى إلى نظام حلقي يبلغ حوالي 5 RJ.

تم تفسير تسلسل سحوبات النجم 1SWASP J140747.93-394542.6 الذي لوحظ في عام 2007 على مدار 56 يومًا على أنه عبور لنظام حلقة لرفيق فرعي (لم يتم ملاحظته بشكل مباشر) يطلق عليه & # 8220J1407b & # 8221. يُعزى هذا النظام الدائري إلى نصف قطر يبلغ حوالي 90 مليون كيلومتر (حوالي 200 مرة من حلقات زحل # 8217). في البيانات الصحفية ، تم استخدام المصطلح & # 8220super-Saturn & # 8221.


ماذا نعرف عن حلقات الكواكب؟ كثير جدا ، في الواقع!

نسخة مختصرة من مدخل المدونة هذا: لكل ما تريد معرفته عن أنظمة حلقات الكواكب ، اقرأ مقالة مراجعة جديدة بقلم مات تيسكارينو بعنوان "حلقات الكواكب" المتاحة الآن على arXiv. (بفضل Luke Dones على المؤشر.)

والآن للنسخة الأطول. أنا أكتب عادة عن الأوراق من علم و طبيعة لسبب ربما ليس جيدًا هو أن هذه الأوراق قصيرة. يعني اختصارهم أنه من السهل جدًا أن ألتف حول مقال وأكتب منشورًا ذا مغزى عنه في غضون ساعات قليلة. أكتب أحيانًا عن الأوراق العلمية المنشورة في إيكاروس أو ال مجلة البحوث الجيوفيزيائية. هذه الأوراق دائمًا أكثر دقة وتستند إلى فترة أطول بكثير من العمل البحثي (لذلك من المرجح أن تصمد أمام التدقيق أكثر من أي شيء منشور في علم أو طبيعة) ، لكنها أيضًا تستغرق وقتًا أطول لفهمها وتوليفها ، عادةً نصف يوم إلى يوم.

حلقات من صنع القمر يكشف هذا المنظر ، الذي تم الحصول عليه من الشمس خلف زحل مباشرة تقريبًا ، عن حلقة خافتة غير معروفة سابقًا من مادة تتزامن مع مدار القمر الصغير باليني. تجعل هندسة العرض هذه جزيئات الحلقة الجليدية المجهرية تضيء بشكل كبير. أمضت كاسيني ما يقرب من 12 ساعة في ظل زحل في 15 سبتمبر 2006 في رصد مثل هذه الملاحظة. حلقة Pallene الجديدة عبارة عن شريط ضيق ضعيف ، يبلغ عرضه حوالي 2500 كيلومتر ، بين الحلقة E والحلقة G. المنظر يطل من حوالي 15 درجة فوق الجانب غير المضيء من الحلقات. يمكن أيضًا رصد بعض المتحدثين الخافتين في الحلقات الرئيسية ، والتي يمكن رؤيتها بواسطة أشعة الشمس المنتشرة عبر الحلقة B. الصورة: NASA / JPL-Caltech / SSI

ثم هناك أوراق المراجعة. بحكم طبيعتها ، من المستحيل تلخيص أوراق المراجعة ، لأنها في حد ذاتها ملخصات لعقود - أو حتى قرون - من عمل العديد من العلماء. لذلك أنا لا أكتب عنهم أبدًا. لكنني متحمس للكتابة عن ورقة Tiscareno الجديدة لأنها تحتوي على إجابات للعديد من الأسئلة التي حاولت البحث عنها على الويب أثناء كتابة القصص ، وفشلت في العثور على موارد مفيدة. في الصفحات القليلة الأولى فقط ، تعلمت الكثير من الأشياء التي جعلتني أذهب إلى "حسنًا" أو "آها!"

في وقت مبكر من الورقة ، كانت هناك أشياء تتعلق بحدود روش. حد روش ، كما يحدده تيسكارينو ، "هو المسافة من كوكب يمكن للمد والجزر داخله أن يفكك جسمًا مضغوطًا. ومع ذلك ، لا يحتوي حد روش فعليًا على قيمة واحدة ، ولكنه يعتمد بشكل خاص على الكثافة وقوة المادة الداخلية من القمر الذي قد ينفصل أو لا ينفصل ".

كنت أعرف هذا كثيرًا ، لكن في الفقرات التالية يناقش حلقات زحل الصغيرة على أنها مسابر صغيرة للخصائص الفيزيائية للحلقة. Ringmoons عبارة عن قطع من المواد الصلبة التي تقاوم التمزق بفعل قوى المد والجزر. بمرور الوقت ، تتراكم غبارًا سطحيًا من مادة رقيقة جدًا ، لكن هذا يتوقف عندما تصل كثافة المادة بأكملها (اللب الصلب بالإضافة إلى الطلاء الرقيق) إلى كثافة روش الحرجة. ينتج الثبات والامتداد غير العاديين لحلقات زحل من حقيقة أن كثافة روش الحرجة أقل من أي كوكب آخر ، حيث تقترب من كثافة 40٪ فقط من كثافة الجليد المائي. هذا ، بدوره ، ناتج عن حقيقة أن حلقات زحل تحتوي على نسبة أعلى بكثير من الجليد إلى الصخور من أي كوكب آخر ، مما يقلل من كثافتها الإجمالية. (لم يتطرق تيسكارينو إلى سبب كون حلقات زحل جليدية أكثر من الصخور الصخرية ، حيث اقترحت ورقة حديثة لروبن كانوب أن زحل أكل قلب قمر بحجم تيتان وترك غلافه الجليدي في المدار).

مدارات أورانوس & # 039 حلقات وأقمار تشكل حلقات وأقمار أورانوس نقطة مركزية للمسارات المدارية حول الكواكب المائلة. تم الإعلان عن حلقتين جديدتين U1 و U2 في ديسمبر 2005. الصورة: ناسا

هناك بعض المناقشات الرائعة حول حدود روش للكواكب العملاقة الأخرى وما تنطوي عليه من كثافات أقمارها. على سبيل المثال ، إذا حطمت "مجموعة بورتيا" من أقمار أورانوس (كورديليا ، وأوفيليا ، وبيانكا ، وكريسيدا ، وديسيمونا ، وجولييت ، وبورتيا ، وروزاليند ، وكوبيد ، وبيليندا ، وبيرديتا ، وبك) ونشرت كتلتها فوق منطقة في المدارات ، ستحصل على شيء بنفس كثافة الحلقة A لزحل تقريبًا. فلماذا هم أقمار بدلاً من حلقة؟ على الأرجح لأنهم أكثر كثافة (صخريًا) من الحلقة A لزحل: "قد يكون نظام القمر هذا مشابهًا جدًا في الأصل لأنظمة الحلقة المعروفة ، باستثناء أن الكثافة الطبيعية للأجسام المتراكمة أكبر من كثافة روش الحرجة. لذا فإن أي قمر التي تتعطل بفعل الاصطدام (الذي كان يجب أن يحدث عدة مرات على مدى عمر النظام الشمسي) سوف يتجمع مرة أخرى ".

غالبًا ما توصف حلقات الكواكب بأنها نسخ صغيرة من أنواع الأقراص التي تتكون منها الكواكب. يعتبر التوازي مفيدًا ولكن من المثير للاهتمام أن النظامين ، وكلاهما يتكون من أقراص دوارة من الجسيمات تدور حول كتلة مركزية كبيرة ، هما أقراص مسطحة لأسباب مختلفة تمامًا. في نهاية المطاف ، تكون أنظمة الحلقة الكوكبية مسطحة بسبب الأشكال المفلطحة (المنتفخة استوائيًا) للكواكب ، مما يخلق مجال جاذبية غير متماثل حول الكواكب. لا تحتوي أقراص الحطام النجمي على حقول الجاذبية غير المتماثلة. إنها مسطحة ، في النهاية ، بسبب الزخم الزاوي الكبير للقرص نفسه. في حين أن النظامين لهما أسباب مختلفة ، فإن كلاهما ينتهي بجسيمات تدور في مستوى مفضل لأن الاصطدامات بين الجسيمات تخفف أي حركة عمودية على ذلك المستوى. زحل ، بشكل فريد ، لديه مجموعة واحدة من الحلقات المحاذاة مع مستوى دوران الكوكب (بسبب انتفاخ زحل الاستوائي) وحلقة أكبر بكثير وأكثر بعدًا تتماشى مع مستواه المداري (حلقة فيبي ، وهي بعيدة جدًا عن زحل بالنسبة للانتفاخ الاستوائي أن يكون لها مساهمة مهمة في التطور المداري لجسيماتها).

تستعرض الورقة أسباب وجود حلقات في المريخ وبلوتو ولماذا كان من الصعب اكتشافها (إن كانت موجودة أصلاً). يستعرض الدليل على وجود حلقات على قمر زحل ريا ولماذا لا توجد على الأرجح. يستعرض قابلية اكتشاف حلقات الكواكب الخارجية.

بعد النظر في كل هذه الحالات من الحلقات الفعلية المعروفة أو النظرية ، تنتقل الورقة إلى معالجة أكثر نظرية لأنواع الحلقات والظواهر الموجودة فيها. يشرح الفرق بين موجات الكثافة الحلزونية (التي تكون مضغوطة وتنتشر إلى الخارج) وموجات الانحناء الحلزونية (المستعرضة وتنتشر إلى الداخل) ولماذا تكون باردة: "الموجات الحلزونية ، خاصة الموجات الضعيفة ، هي هياكل مفيدة يمكن التفكير فيها من الأدوات العلمية الموجودة في الموقع الموضوعة في الحلقات ". يمكنك الحصول على كتل من الأقمار الصغيرة من موجات الكثافة الحلزونية ، واستنتاج خصائص الحلقات نفسها من الانحناء الموجات ، في ظل ظروف الإضاءة المناسبة ، بالقرب من الاعتدالات.

Pan and Daphnis وموجاتهما الحلقية إن الأنماط الموجودة على الحافة الخارجية للحلقة A متحمسة بتأثير الجاذبية لـ Pan ، أعلى اليسار ، ودافني ، بالقرب من القاع. في هذه الصورة تم تفتيح الحلقات بالنسبة للأقمار. شكل صحن بان - الشائع في حلقات زحل - واضح. يشير أطول محور بان دائمًا نحو زحل. الصورة: NASA / JPL-Caltech / SSI / تمت معالجتها بواسطة إميلي لاكدوالا

هناك قدر لا بأس به من الرياضيات في المقالة ، والتي أتخطاها غريزيًا أثناء القراءة. لكن عندما أجبر نفسي على العودة لقراءة المعادلات ، أجد أنها ذات شكل عام حتى يمكن لمن لم يكتب معادلة لمدة 12 عامًا قراءتها. نتعرف على قص Keplerian ، وكيف أن الحواف المتعرجة لفجوة Encke جنبًا إلى جنب مع الرياضيات البسيطة نسبيًا مكنت Mark Showalter وزملائه في العمل من التنبؤ بموقع القمر المضمن ثم اكتشافه في صور Voyager المؤرشفة. نتعلم عن المراوح والمكبرات.

هناك المزيد ، ولكن كما قلت ، من الحماقة محاولة تلخيص بحث يمثل في حد ذاته ملخصًا لنتائج أربعة قرون من البحث العلمي. هل سبق لك أن نظرت إلى صور كاسيني وحاولت اكتشاف ما الذي يجعل تلك الهياكل الرائعة في حلقات زحل؟ هل تساءلت يومًا ما الفرق بين الموجة المنحنية وموجة الكثافة واليقظة الحلقية؟ هل سبق لك أن طرحت أسئلة مثل "لماذا لا يوجد للمريخ حلقات" أو "هل للكواكب خارج المجموعة الشمسية حلقات؟" أو "ما الذي يتحدثون عنه عندما يناقشون" المراوح "في حلقات زحل؟" جرب هذه الورقة! ستتعرف أيضًا على "أحزمة المروحة" و "أصداء الضفادع" وحقيقة أن "الحلقة F هي الجد من النغمات الترابية الضيقة" وتحتوي على "حزام غير مرئي من الأقمار الصغيرة بحجم كيلومتر".

Giant & quotpropeller & quot in the ring "Propeller" تم رصدها لأول مرة في صور قريبة للحلقة التقطتها كاسيني أثناء إدخالها في مدارها. قرر العلماء أنهم يشيرون إلى وجود أجسام معزولة حجمها 100 متر داخل الحلقات - أجسام متوسطة الحجم بين الأشياء التي سميت على أنها أقمار والجسيمات الفردية التي لا حصر لها والتي تشكل الحلقات نفسها. هذه المروحة ، التي تم رصدها بعد الاعتدال في 13 أغسطس 2009 ، ساطعة للغاية لأنها تلتصق فوق مستوى الحلقة في وقت كان ضوء الشمس قادمًا بزاوية منخفضة ، مما أدى إلى إضاءة خافتة للحلقات. الصورة: NASA / JPL-Caltech / SSI


المقالات

أقمار

كارول ، م. "تايتان: ما تعلمناه عن عالم جديد غريب." الفلك (مارس 2010): 30. استعراض جيد لنتائج مهمة كاسيني.

إليوت ، ج. "الخصلات الدافئة لتريتون." سكاي & تلسكوب (فبراير 1999): 42. حول قمر نبتون المثير للاهتمام.

Hayes، A.، "Secrets from Titan’s Seas." الفلك (أكتوبر 2015): 24. مراجعة جيدة لما نعرفه الآن وما يحيرنا بشأن بحيرات الهيدروكربون في تيتان.

جيويت ، د. ، وآخرون. "أغرب الأقمار الصناعية في النظام الشمسي." Scientific American (أغسطس 2006): 40. أقمار صغيرة غير منتظمة في النظام الشمسي الخارجي.

لاكدوالا ، إي. "عوالم الجليد في الكوكب الدائري". سكاي & تلسكوب (يونيو 2009): 27. في بعثة كاسيني لاستكشاف إنسيلادوس وإيابيتوس وأقمار أخرى.

ماكنزي ، د. "هل هناك حياة تحت الجليد؟" الفلك (آب / أغسطس 2001): 32. حول استكشاف يوروبا في المستقبل.

روبرتسون ، د. "أين يذهب المطر؟" سكاي & تلسكوب (مارس 2013): 26. حول دورة طقس الميثان على تيتان وما تخبرنا به تجارب كاسيني.

شارف ، سي "عالم من المحيطات المظلمة." سكاي & تلسكوب (ديسمبر 2014): 20. المحيطات الجوفية في أوروبا وجانيميد وإنسيلادوس وتيتان.

شوالتر ، إم. "How to Catch a Moon (or Two) of Pluto." فوز علم الفلك (ديسمبر 2012): http://www.astrosociety.org/wp-content/uploads/2013/02/ab2012-106.pdf. عن اكتشاف أقمار صغيرة حول بلوتو كتبها الشخص الذي اكتشف اثنين منهم.

سبنسر ، ج. "نظرة جاليليو الأقرب إلى آيو." سكاي & تلسكوب (مايو 2001): 40.

تالكوت ، آر. "كاسيني تطير عبر سخانات إنسيلادوس." الفلك (مارس 2009): 32.

زيمرمان ر. "هل يتدفق الميثان على تيتان؟" الفلك (فبراير 2014): 22. أفكار حول البحيرات والقنوات والأمطار.

بلوتو

ستيرن ، أ. "بلوتو: عن قرب وشخصي." الفلك (يوليو 2015): 22. ملخص جيد لتاريخ فهم بلوتو ومعرفتنا الحالية عشية لقاء نيو هورايزونز.

ستيرن ، أ. "استكشاف نظام بلوتو." الفلك (نوفمبر 2015): 24. مراجعة جيدة لما تعلمه الفريق من التنزيلات القليلة الأولى للبيانات من New Horizons.

تومبو ، سي. "How I found Pluto" فوز علم الفلك (مايو 2009): http://astrosociety.org/wp-content/uploads/2013/02/ab2009-23.pdf.

خواتم

بيتي ، جي "حلقات زحل المذهلة." سكاي & تلسكوب (مايو 2013): 18. ملخص جيد من 7 صفحات لما نعرفه.

بيرنز ، ج ، وآخرون. "عوالم مرصعة بالجواهر." Scientific American (فبراير 2002): 64. على الحلقات في جميع أنحاء النظام الشمسي.

إليوت ، ج ، وآخرون. "اكتشاف حلقات أورانوس." سكاي & تلسكوب (يونيو 1977): 412.

إسبوزيتو ، إل. "الشكل المتغير لحلقات الكواكب." الفلك (سبتمبر 1987): 6.

سوبيل ، د. "أسرار الخواتم". يكتشف (أبريل 1994): 86. يناقش أنظمة حلقات الكوكب الخارجي.

Tiscareno ، إم. "Ringworld Revelations." سكاي & تلسكوب (فبراير 2007): 32. نتائج كاسيني حول حلقات زحل.


حد كتلة الحلقة الكوكبية - علم الفلك

يعد أصل حلقات الكواكب من أقل العمليات فهماً المتعلقة بتكوين الكواكب وتطورها. في حين تبدو الحلقات منتشرة في كل مكان حول الكواكب العملاقة ، فإن التنوع الكبير في كتلتها وبنيتها وتركيبها يمثل تحديًا لأي سيناريو تكوين. يبدو أن تدمير الأقمار الصناعية من خلال تأثيرات المذنبات وقصف النيازك من العمليات الرئيسية التي تؤدي إلى حلقات منخفضة الكتلة للغاية لأورانوس ونبتون والمشتري. على النقيض من ذلك ، من غير المحتمل أن يكون تدمير القمر قد أنتج حلقات زحل الأكثر ضخامة مؤخرًا ، لذا فهي لا تزال تمثل تحديًا قويًا لعلماء الفلك.

تشير التطورات الحديثة في فهمنا لتشكيل الحلقات والأقمار الصناعية وتدميرها إلى أن هذه العمليات مترابطة بشكل وثيق ، بحيث يمكن أن تكون الحلقات والأقمار الصناعية جانبين من نفس النظام الجيولوجي. في الواقع ، قد لا تكون الحلقات مجرد زينة كوكبية جميلة ، ولكنها ربما تكون خطوة أساسية في عملية تكوين الأقمار الصناعية ، على الأقل بالنسبة للأقمار الصغيرة والمتوسطة الحجم. استفادت هذه التطورات الحديثة من العديد من النتائج المحيرة من مهمة كاسيني ، بالإضافة إلى التطورات في تقنيات المحاكاة العددية. ومع ذلك ، لا يبدو أن هناك نظرية واحدة قادرة على تفسير أصل الحلقات الكوكبية المختلفة المعروفة في نظامنا الشمسي ، ويبدو الآن واضحًا أن الحلقات قد تنتج عن مجموعة متنوعة من العمليات مثل الاصطدامات العملاقة ، أو تعرية المد والجزر للمذنبات أو الأقمار الصناعية ، وكذلك تشكيل الكوكب نفسه. Understanding rings appears to be an important step toward understanding the origin and evolution of planetary environments.

Most work on the origin of rings has been devoted to Saturn, and somewhat less to the rings of Jupiter, Uranus, and Neptune. So our chapter will be mainly focused on the case of Saturn. However, processes that are common to all rings or particularly to those of Saturn will be clearly delineated. In order to build any theory of ring formation it is important to specify physical processes that affect the long-term evolution of rings, as well as to describe the different observations that any ring formation model should explain. This is the topic of Section 18.2. In Section 18.3, we focus our attention on Saturn's rings and their main properties, and then discuss the pros and cons of a series of ring formation models. We also discuss the link between rings and satellites. In Section 18.4, we extend the discussion to the other giant planets (Jupiter, Uranus, and Neptune).


ASJC Scopus subject areas

  • APA
  • اساسي
  • هارفارد
  • فانكوفر
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • RIS

In: Icarus , Vol. 30, No. 4, 04.1977, p. 769-779.

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - Size distribution of particles in planetary rings

N2 - Harris (Icarus 24, 190-192) has suggested that the maximum size of particles in a planetary ring is controlled by collisional fragmentation rather than by tidal stress. While this conclusion is probably true, estimated radius limits must be revised upward from Harris' values of a few kilometers by at least an order of magnitude. Accretion of particles within Roche's limit is also possible. These considerations affect theories concerning the evolution of Saturn's rings, of the Moon, and of possible former satellites of Mercury and Venus. In the case of Saturn's rings, comparison of various theoretical scenarios with available observational evidence suggests that the rings formed from the breakup of larger particles rather than from original condensation as small particles. This process implies a distribution of particle sizes in Saturn's rings possibly ranging up to ∼100 km but with most cross-section in cm-scale particles.

AB - Harris (Icarus 24, 190-192) has suggested that the maximum size of particles in a planetary ring is controlled by collisional fragmentation rather than by tidal stress. While this conclusion is probably true, estimated radius limits must be revised upward from Harris' values of a few kilometers by at least an order of magnitude. Accretion of particles within Roche's limit is also possible. These considerations affect theories concerning the evolution of Saturn's rings, of the Moon, and of possible former satellites of Mercury and Venus. In the case of Saturn's rings, comparison of various theoretical scenarios with available observational evidence suggests that the rings formed from the breakup of larger particles rather than from original condensation as small particles. This process implies a distribution of particle sizes in Saturn's rings possibly ranging up to ∼100 km but with most cross-section in cm-scale particles.


محتويات

There are three ways that thicker planetary rings (the rings around planets) have been proposed to have formed: from material of the protoplanetary disk that was within the Roche limit of the planet and thus could not coalesce to form moons from the debris of a moon that was disrupted by a large impact or from the debris of a moon that was disrupted by tidal stresses when it passed within the planet's Roche limit. Most rings were thought to be unstable and to dissipate over the course of tens or hundreds of millions of years, but it now appears that Saturn's rings might be quite old, dating to the early days of the Solar System. [9]

Fainter planetary rings can form as a result of meteoroid impacts with moons orbiting around the planet or, in case of Saturn's E-ring, the ejecta of cryovolcanic material. [10] [11]

The composition of ring particles varies they may be silicate or icy dust. Larger rocks and boulders may also be present, and in 2007 tidal effects from eight 'moonlets' only a few hundred meters across were detected within Saturn's rings.

Sometimes rings will have "shepherd" moons, small moons that orbit near the outer edges of rings or within gaps in the rings. The gravity of shepherd moons serves to maintain a sharply defined edge to the ring material that drifts closer to the shepherd moon's orbit is either deflected back into the body of the ring, ejected from the system, or accreted onto the moon itself.

Several of Jupiter's small innermost moons, namely Metis and Adrastea, are within Jupiter's ring system and are also within Jupiter's Roche limit. [12] It is possible that these rings are composed of material that is being pulled off these two bodies by Jupiter's tidal forces, possibly facilitated by impacts of ring material on their surfaces.

Uranus's ε ring also has two shepherd satellites, Cordelia and Ophelia, acting as inner and outer shepherds respectively. [13] Both moons are well within Uranus' synchronous orbit radius, and their orbits are therefore slowly decaying due to tidal deceleration. [14]

Neptune's rings are very unusual in that they first appeared to be composed of incomplete arcs in Earth-based observations, but Voyager 2's images showed them to be complete rings with bright clumps. [15] It is thought [16] that the gravitational influence of the shepherd moon Galatea and possibly other as-yet undiscovered shepherd moons are responsible for this clumpiness.

Pluto is not known to have any ring systems. However, some astronomers think that the New Horizons probe might find a ring system when it visits in 2015. [8]

It is also predicted that Phobos, a moon of Mars, will break up and form into a planetary ring in about 50 million years due to its low orbit. [17] [18]

One minor planet is known to have rings, 10199 Chariklo. It has two rings, perhaps due to a collision that caused a chain of debris to orbit it. The rings came to light when astronomers watched Chariklo passing in front of the star UCAC4 248-108672 on June 3, 2013 from seven locations in South America. While watching, they saw two dips in the star’s apparent brightness just before and after the occultation. Because this event was observed at multiple locations, the conclusion that the dip in brightness was in fact due to rings orbiting the asteroid is unanimously the leading theory. The observations revealed what is likely a 12.4-mile (20-kilometer)-wide ring system that is about 1,000 times closer than the Moon is to Earth. In addition, astronomers suspect there could be a moon lying amidst the asteroid's ring debris. If these rings are the leftovers of a collision as astronomers suspect, this would give fodder to the idea that moons (such as the Moon) come to be from collisions of smaller bits of material. Chariklo's rings have not been officially named, but the discoverers have nicknamed them Oiapoque and Chuí, after two rivers near the northern and southern ends of Brazil. [19]


Mass limit of planetary ring - Astronomy

Traditional simulations of accretional growth developed to model the formation of the planets utilize two-body approximations to describe encounters between orbiting bodies. Such approximations break down as orbits approach the classical Roche limit where tidal influences become significant and a three-body approach is required. I have developed a tidal accretion model and identified a dynamical transitional regime surrounding the Roche radius. In the "Roche zone," collisional growth has a unique character: only bodies which differ greatly in mass can remain gravitationally bound, as like-sized bodies are pulled-apart by the differential gravity of the planet. Tidal forces have influenced most circumplanetary systems, as the Roche zone is the locale of planetary rings, inner satellites, and the likely birth place of Earth's Moon. The co-existence of rings and small satellites around all of the giant planets challenges the premise of the Roche limit as a sharp boundary between accreting and non-accreting regions. Simulations of accretion in the Roche zone show that debris distributions evolve into bi-modal populations, consisting of a swarm of tiny bodies and a small number of moonlets. Tidally modified accretion offers a natural explanation for the formation of systems of co-existing rings and ringmoons. Tidal accretion also likely influenced lunar formation. The favored theory of lunar origin proposes that the Moon accreted from a debris disk formed when a large body collided with Earth. Simulations of the "Giant-Impact" predict formation of a protolunar disk centered around the Roche limit. Past works propose that multiple moonlets which accreted in the protolunar disk evolved into crossing orbits due to tidal orbital evolution, allowing for their subsequent accumulation into a single Moon. Orbit crossing requires that the innermost moonlet which formed in the disk be the most massive. This requirement, together with modeling of tidal accretion, constrains initial disk conditions which could yield a single moon. The simplest scenario is a disk with a lunar mass of material outside the Roche zone. This corresponds most closely to simulations of impacts with twice the angular momentum of the current Earth/Moon system by a body with twice the mass of Mars.


شاهد الفيديو: ابشع جريمة قتل مجرم يقتل خالته (سبتمبر 2022).


تعليقات:

  1. Cleon

    بشكل ملحوظ ، الجواب المضحك للغاية

  2. Branigan

    أعتقد أنك ترتكب خطأ. دعونا نناقش هذا.

  3. Hilel

    عظيم

  4. Teague

    هذه إجابة قيمة للغاية.

  5. Emrys

    بدلاً من النقد ، اكتب خياراتك.



اكتب رسالة