الفلك

هل توجد واجهة برمجة تطبيقات للحصول على بيانات الإمالة المحورية لجسم النظام الشمسي؟

هل توجد واجهة برمجة تطبيقات للحصول على بيانات الإمالة المحورية لجسم النظام الشمسي؟



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.

أرغب في الحصول على معلومات حول فترة الدوران والميل المحوري لأجسام النظام الشمسي الرئيسية والأقمار الرئيسية بمرور الوقت.

هل هناك API متاح لهذا؟

لقد راجعت مجموعة أدوات Horizons API و CSPICE الخاصة بـ JPL ، ولكن بقدر ما رأيت أن الإمالة المحورية وفترة الدوران هي ثوابت ، وليست قيمًا يمكن استرجاعها لنقاط زمنية مختلفة.


علم الفلك الرصدي

أسئلة ورقية:
- (1) هل تعتمد فترة النهار على محيطها ؟!
- (2) لماذا تعتمد حركة المشتري على محيط قمر الأرض؟ بمعنى آخر.
o (النقطة الأولى) ما هو تأثير المشتري على حركة قمر الأرض؟
o (الجانب الثاني) له تأثير مماثل لقمر الأرض على الكواكب الأخرى؟

- يتحرك زحل خلال فترة نهاره مسافة = محيطه ، ويقوم المشتري بنفس المهمة مع وجود خطأ (4٪) فقط ... بسبب هذين الكواكب التي اقترحتها القاعدة (فترة يوم الكوكب محددة بمسافة الحركة = محيط الكوكب)
- لا توجد كواكب أخرى تتبع القاعدة ، لذلك لا يمكن استخدام المصداقية كقاعدة عامة
- لكن
- قبل الاستسلام ، علينا تحليل نقطة المصدر التي نشأت منها هذه القاعدة ، والتي كانت تأثير قمر الأرض على حركة المشتري!
- أين
- يحتاج القمر (10921 كم) إلى الدوران حول محوره 13.1 مرة للتحرك مسافة = 142984 كم = قطر المشتري - على الجانب الآخر - سرعة المشتري = 13.1 كم / ثانية ، بهذه السرعة يحتاج المشتري نفسه إلى التحرك 10921 ثانية لتمريره مسافة = قطرها
- لأن البيانات مثيرة للاهتمام .. يمكننا & # 39t إعطائنا من قبل لنرى لماذا هذه البيانات مثيرة للاهتمام وكذلك أن نسأل ما إذا كان القمر يمكنه ممارسة مثل هذا التأثير على كوكب المشتري !! قد نسأل ما إذا كان لها تأثيرات مماثلة على الكواكب الأخرى
- بأي قوة يمكن للقمر أن يمارس أي تأثير؟ عندما تكون كتلة القمر صغيرة جدًا ، ولكن لا يمكن إلقاء البيانات تحت ادعاء محض الصدفة - لدينا بعض الالتزام لمعرفة ما إذا كانت هناك ضرورة هندسية وراء ...


هل توجد واجهة برمجة تطبيقات للحصول على بيانات الإمالة المحورية لجسم النظام الشمسي؟ - الفلك

يعد مستودع GitHub هذا مجرد مرآة لمكتبة برمجيات المرصد البحري الرسمي للولايات المتحدة ، مع تعديل الكود لإتاحة إمكانية إصداره على فهرس حزمة Python كحزمة novas. لا يشارك أي من مؤلفي المكتبة الفعليين في هذا المستودع. وثائقها الرسمية هنا:

NOVAS عبارة عن حزمة متكاملة من الوظائف لحساب الكميات المختلفة المطلوبة بشكل شائع في علم الفلك الموضعي. يمكن أن توفر الحزمة ، في مكالمة وظيفية واحدة أو اثنتين ، الإحداثيات الآنية لأي نجم أو جسم نظام شمسي في مجموعة متنوعة من أنظمة الإحداثيات. على مستوى أدنى ، يوفر NOVAS أيضًا تحويلات فائدة قياس الفلك ، مثل تلك الخاصة بالمبادرية ، والتعمير ، والانحراف ، والمنظر ، وانحراف الجاذبية للضوء. الحسابات دقيقة إلى أفضل من ميلي ثانية واحدة. مكتبة NOVAS هي منشأة سهلة الاستخدام يمكن دمجها في برامج تقليل البيانات وأنظمة التحكم بالتلسكوب والمحاكاة. الأجزاء الأمريكية من التقويم الفلكي يتم تحضيرها باستخدام NOVAS.

مع NOVAS Py ، تقوم USNO بتوسيع NOVAS إلى لغة برمجة Python. وحدة NOVAS Py هي مجرد غلاف حول كود NOVAS C. لا يزال يتم تنفيذ جميع الحسابات بواسطة رمز C.. يستخدم NOVAS Py وحدة أنواع بيثون.

يتم تثبيت الوحدة النمطية NOVAS Py من دليل المصدر ذي المستوى الأعلى باستخدام الأمر python setup.py install. إذا كانت هناك إصدارات متعددة من Python مثبتة ، فسيتم تثبيت حزمة NOVAS Py للإصدار المستخدم لتشغيل البرنامج النصي setup.py. لاحظ أنك قد تحتاج إلى امتيازات المستخدم المتميز أو المسؤول لتثبيت الحزمة.

يتطلب NOVAS الوصول إلى التقويم الفلكي عالي الدقة للنظام الشمسي من أجل حساب أماكن أجسام النظام الشمسي وأماكن النجوم عالية الدقة. تقوم الآن مجموعات في الولايات المتحدة وفرنسا وروسيا ببناء أجهزة إرسال سريعة للنظام الشمسي عالية الدقة. NOVAS قادرة على استخدام ephemerides النظام الشمسي التي تستخدم تنسيق تصدير JPL ، على سبيل المثال ، "ephemerides التطويرية" ، المعينة باسم "DEnnn" ، والتي ينتجها مختبر الدفع النفاث في الولايات المتحدة. قراءة واستيفاء ملف تقويمي ثنائي ذي وصول مباشر.

قبل استخدام أي وظيفة من وظائف NOVAS التي تتطلب الوصول إلى ephemerides ، يجب عليك أولاً فتح الملف باستخدام وظيفة ephem_open (من novas.compat.eph_manager import ephem_open). يجب عليك إما تمرير ephem_open المسار إلى ملف التقويم الفلكي الثنائي الذي ترغب في استخدامه أو تعيين المسار في متغير بيئة يسمى EPHEMERIS_FILE. إذا اخترت القيام بالأخير ، فيمكنك استدعاء ephem_open دون تمرير أي وسيطات إلى الوظيفة.

راجع دليل مستخدم NOVAS C للحصول على توجيهات حول كيفية إنشاء ملف التقويم الفلكي الثنائي.

تهدف المرحلة الأولى من NOVAS Py إلى الشعور مثل NOVAS C. بالنسبة للجزء الأكبر ، تتطابق استدعاءات الوظائف في Python مع استدعاءات الوظائف في C. يتم إرجاع جميع النتائج من الوظيفة. تم إعادة ترتيب بعض مدخلات الوظيفة بحيث يمكن للوظيفة أن تدعم المدخلات الاختيارية.

يمكن العثور على وظائف NOVAS ضمن مساحة الاسم novas.compat. يمكن العثور على وظائف من eph_manager.c و solsys1.c و nutation.c ضمن novas.compat.eph_manager و novas.compat.solsys و novas.compat.nutation ، على التوالي.

يتضمن NOVAS Py ملف ثوابت منسوخًا من ملف ثوابت NOVAS C ، وهو متوفر فقط للتوافق مع حزمة NOVAS C. نظرًا لأن وظائف NOVAS C المغلفة هي المكان الذي يتم فيه استخدام الثوابت ، وتحصل هذه الوظائف على الثوابت من ملف ثوابت NOVAS C ، فلن يكون لأي تغييرات على الثوابت في ملف ثوابت NOVAS Py أي تأثير.

تتم معالجة رموز إرجاع الخطأ من وظائف NOVAS C عن طريق رفع استثناء مناسب. ومع ذلك ، نظرًا للطريقة التي يستخدم بها NOVAS C رموز الخطأ ، فقد وجد أن بعض رموز الإرجاع من وظائف C ذات المستوى الأعلى يمكن أن تمثل أكثر من خطأ واحد. في هذه الحالات ، يختار المطور ما كان يعتقد أنه رمز الخطأ الأكثر احتمالًا أو الأكثر أهمية لتصعيده إلى استثناء. جميع رموز الأخطاء المحتملة موجودة في قواميس c_error المرفقة بكل كائن دالة C ، داخل كل وظيفة مجمعة ، ولكن يتم التعليق على تلك التي تحتوي على أرقام مكررة في هذا الوقت.

تتوفر بعض الاختبارات في دليل مصدر الاختبارات ، وهي مصممة للعمل مع Python & gt = 2.7. لإجراء الاختبارات باستخدام Python 2.5 أو 2.6 ، قم أولاً بتثبيت الوحدة النمطية unittest2


| الفصل السابق | العودة الى الصفحة الرئيسية | الفصل التالي |

لطالما كانت عجائب الأشياء البعيدة في السماء مزيجًا روحيًا راقيًا من العلم والدين. علم الفلك هو السعي الأبدي لفهم كل شيء في السماء يقع وراء الغيوم.

أكثر ما يميز الأجرام السماوية هو انتظامها. تشرق الشمس كل صباح ، ومرة ​​واحدة في الشهر يمر القمر بمراحلها ، ومرة ​​واحدة في السنة تدور أنماط النجوم خلال عرضها الليلي. وكشهادة من قبل العديد من المراصد المبكرة التي ميزت انتظام هذه الأحداث ، يمكن للمرء أن يدعي أن العلم والحضارة بالفعل بدأت بعلم الفلك. من خلال التعرف أولاً على الأحداث المنظمة في السماء ، أدركت البشرية ببطء أننا موجودون في عالم عقلاني.

يعتمد العلم على الاعتقاد بأننا نعيش في واقع عقلاني. ويترتب على ذلك أن الدليل المادي هو الأساس الذي يجب أن نستخدمه لدعم جميع معتقداتنا المتعلقة بالكون. سيصل طلاب العلوم إلى فهم أكبر للعلم إذا تم تحديد هذا المبدأ التأسيسي للعلم بوضوح في بداية جميع مقررات العلوم.

على عكس العلم ، يقوم الدين على أساس الإيمان وبالتالي لا يتطلب أدلة مادية لدعم معتقداته. بدون شرط الأدلة الداعمة ، تصبح الشعبية أهم معايير نجاح أي دين. تحقق الأديان شعبيتها من خلال الترويج للمعتقدات التي تجعل الناس يشعرون بأنهم مميزون.

يوضح هذا الفصل لماذا يجب أن تكون الأرض ، منذ ملايين السنين ، الكوكب الأرضي ذي الغلاف الجوي الأكثر سمكًا.

نظرية الاحتمالات والمصير

لقد تعثر الجنس البشري عبر التاريخ في كثير من الأحيان في رؤية الحقيقة بسبب إيمانه بأهميته. منذ قرون مضت ، كان عمل جاليليو أكثر صعوبة في الفوز بقبول نموذج مركزية الشمس للنظام الشمسي لأن معظم الناس افترضوا ببساطة أن الأرض يجب أن تكون في مركز الكون.

يتراجع العلم اليوم مرة أخرى بسبب إيمان الإنسان بأهميته. على الرغم من أن معظم علماء الفلك يؤمنون بمعتقدات علمانية ، إلا أنه يصعب على معظم الناس التغلب على الشعور السائد بأن هناك مصيرًا لحياتنا يتجاوز التجارب الحقيقية لواقعنا. لا يوجد دليل يدعم مفهوم القدر.

لعبة الطاولة مع الزهر: غالبًا ما تحدد احتمالية النتائج الحقيقة.

تشير جميع الأدلة إلى أن واقعنا يعتمد بقوة على نظرية الاحتمالات. قد لا يجعل هذا بعض الناس سعداء ، لكن العلم لا يتعلق بجعل الناس يشعرون بالرضا بل يتعلق بتحديد الحقيقة المتعلقة بواقعنا. في حين أن الحقيقة قد تزعجنا في البداية ، فبمجرد قبولنا للحقائق العلمية ، نكون أكثر قدرة على فهم واقعنا والتفاعل معه بنجاح. هذه الموضوعية ضرورية لفهم نظامنا الشمسي.

هذه الصعوبة التي يواجهها الناس في التخلي عن فكرة القدر الخاطئة تظهر في الولع الذي يشعر به العديد من علماء الدين لاقتباس أينشتاين "الله لا يلعب النرد". المعنى الضمني هو أن هناك قدرًا لأعمال الكون يسترشد به كائن أسمى. لكن في حين أن هذا قد يكون اعتقادًا دينيًا شخصيًا لأينشتاين ، إلا أنه ليس بيانًا علميًا. تعتبر نظرية الاحتمالية أساسية لفهم العديد من التخصصات العلمية مثل القانون الثاني للديناميكا الحرارية ، وفيزياء الكم ، ونظرية التطور على سبيل المثال لا الحصر. من النشاط الإشعاعي ، والتفاعلات الكيميائية ، والتفاعلات البيولوجية ، أو حتى ضربات الإضاءة ، فإن واقعنا كله يعتمد على نظرية الاحتمالات.

من خلال تطبيق نظرية الاحتمالات بدلاً من الإيمان بالقدر ، فإننا نمكن أنفسنا من تحمل المسؤولية واتخاذ قرارات حكيمة. قد يقود الشخص الذي يؤمن بالقدر إلى المنزل وهو في حالة سكر على افتراض أنه إما سيصل إلى المنزل بمساعدة ملاكه الحارس أو أنه سيتعرض لحادث نتيجة لإرادة الله. في حين أن الفرد الأكثر حكمة وعقلانية ومسؤولية يأخذ في الاعتبار احتمالات النتائج المحتملة لأفعاله ويتخذ خيارات جيدة وفقًا لتلك الاحتمالات. يتخذ الناس قرارات أفضل عندما يطبقون نظرية الاحتمالات في عملية صنع القرار الخاصة بهم بينما على النقيض من الناس الذين يؤمنون بالقدر يعفون أنفسهم من المسؤولية.

نحتاج أن ندرك أن واقعنا هو مزيج من الأحداث شديدة الاحتمال حيث يمكننا اتخاذ خيارات ، وأحداث غير متوقعة غير متوقعة لا نسيطر عليها أو نسيطر عليها. بالنسبة لمعظم جوانب حياتنا ، يمكننا أن نزن مخاطرنا ، ونتخذ الخيارات ، ونتحمل المسؤولية عن أفعالنا. بينما في المواقف الأخرى ، مثل الكوارث الطبيعية التي قد تودي بحياتنا أو حياة أحبائنا ، نحتاج إلى أن نجعل سلامنا في قبول وداعتنا فيما يتعلق بالطبيعة.

انظر إلى النجوم وحاول أن تتخيل مدى كوننا. مجرتنا درب التبانة ضخمة بما يفوق الخيال ، ومع ذلك فهي مجرد مجرة ​​واحدة من بين مليارات ومليارات من المجرات في الكون. وجودنا على الأرض غير مهم بالنسبة لهذه الأجسام الكونية. ولكن بالتصالح مع وداعتنا ، فإن عقولنا منفتحة على فهم كوننا.

لا حرج في التفكير في أرضنا على أنها مكان خاص جدًا ، فالأرض مكان خاص جدًا. لكن لفهم كوكبنا ونظامنا الشمسي ، نحتاج إلى إدراك أن هذه الأشياء ليست خاصة لأننا هنا ، بل نحن هنا لأن هذه الأشياء خاصة. حدثت أحداث غير محتملة ولكنها تبدو عادية في تكوينها والتي خلقت الظروف الفريدة التي أدت إلى تطور شكل الحياة المتقدم المعروف باسم البشر.

تشكيل نظامنا الشمسي

الأدلة المصورة لأجزاء من مجرتنا ستفضل الاعتقاد بأن الأنظمة الشمسية تتكون من سحب الغبار الكونية. هذا هو أفضل مكان ممكن للبدء في شرح تكوين النظام الشمسي بدلاً من محاولة العودة أبعد لتحديد مصدر سحابة الغبار.

تبدأ معظم الأفكار حول تكوين النظام الشمسي بانكماش سديم. يحدث الانكماش السديم نتيجة التجاذب الثقالي الصغير الذي يشعر به كل جسيم من الغبار تجاه مركز سحابة الغبار مما يؤدي إلى تقارب الغبار ببطء على النقطة المركزية.

من سمات المجرات الحلزونية أنها تدور. من أين يأتي هذا التناوب في البداية أمر قابل للنقاش. ولكن مهما كان الدوران الطفيف الموجود في البداية يصبح دورانًا أكبر بكثير مع تقلص السحابة. هذا الدوران الأسرع مع تقلص السحابة ضروري ليكون متوافقًا مع الحفاظ على الزخم الزاوي.

يتم تحويل الغبار الذي يقترب من المركز على طول خط الاستواء الدوراني بشكل جانبي ، في حين أن الغبار الذي يقترب على طول أي مسار ليس على خط الاستواء لا يعيق وصوله إلى المركز. تؤدي نتيجة قوى الجاذبية ، والحفاظ على الزخم الزاوي ، وقوى الجاذبية المركزية ، إلى تقلص سحابة الغبار إلى شكل كرة مركزية دوارة بقرص دوار من المادة يمتد من خط الاستواء.

من المشاكل الشائعة في علم الفلك أننا نود أن نشهد أحداثًا مثل هذا يتكشف ، ومع ذلك فإن الوقت المطلوب لمعظم أحداث علم الفلك كبير جدًا مقارنة بعمرنا ، بحيث أن كل ما لدينا هو في الأساس مجموعة من الصور الثابتة. ومع ذلك ، هناك حل لهذه المشكلة في أنه إذا تمكنا من جمع صور ثابتة كافية لشيء ما في مراحل مختلفة من التطور ، ثم نأمل في تجميعها بالترتيب الصحيح ، فيمكننا "مشاهدة" حدوث هذه الأحداث الكونية.

ولكن في حين أن هذا يمكن أن ينجح مع النجوم والمجرات ، لا يوجد ضوء كافٍ قادم من الغبار البعيد في عملية تكوين الأنظمة الشمسية حتى نشهد مباشرةً تطور النظام الشمسي. ولكن مرة أخرى ، هناك حل لهذا عن طريق استبدال تطور المجرة الحلزونية بتطور النظام الشمسي.

يبدو أن نظامنا الشمسي وأنظمة الأقمار الصناعية لكواكب جوفيان وشكل المجرات الحلزونية جميعها لها نفس الشكل. وهذا يعني أنه بالنسبة لجميع هذه الكيانات ، تقع الغالبية العظمى من كتلة كل نظام في المركز بينما تدور الكتلة المتبقية في قرص حول خط الاستواء الدوراني للمركز. يبدو أن الشكل الشائع لهذه الأنظمة يعني أن التفاعل بين انكماش الجاذبية ، والحفاظ على الزخم الزاوي ، وقوى الجاذبية المركزية تعمل بنفس الطريقة. على الرغم من الاختلاف الشاسع في الحجم ، فإن نجوم المجرة تشبه جزيئات الغبار في النظام الشمسي المتكون.

لكننا ننتقل الآن إلى الخطوة التالية في فهم تكوين النظام الشمسي حيث لن يأخذنا تشابهنا مع المجرات الحلزونية أبعد من ذلك. على عكس جزيئات الغبار لدينا ، يمكن للنجوم أن تنمو بشكل كبير جدًا. على الرغم من أن النجوم يمكن أن تكون كبيرة للغاية ، وبعضها أكبر بكثير من شمسنا ، إلا أن هناك حدًا لحجمها. استنادًا إلى المبادئ والحسابات العلمية ، يجب أن يكون للنجوم الضخمة ضغوط ودرجات حرارة شديدة في قلبها ، تتجاوز بكثير تلك الموجودة في النجوم الأصغر. ستؤدي هذه الظروف القاسية داخل النجوم الضخمة إلى احتراقها بسرعة كبيرة بحيث يُعتقد أن عمرها الافتراضي لا يتجاوز بضعة ملايين من السنين. على عكس النجوم الأكبر ، تشير الأدلة غير المباشرة إلى أن النجوم الأصغر لها عمر يقدر بالمليارات أو حتى مئات المليارات من السنين.

نحتاج الآن إلى التفكير في كيفية تكتل قرص الغبار الدوار معًا لتشكيل الكواكب ، وهي مشكلة محيرة أكثر مما يدركه معظم الناس. تكون الجاذبية فعالة فقط عندما تكون هناك كتلة كبيرة جدًا. لذا في حين أن الجاذبية فعالة في جذب الجزيئات نحو مركز سحابة الغبار ، فهي عامل جذب غير فعال بين جزيئات الغبار الصغيرة نفسها.

عندما نبحث عن قوى جذب أخرى نجد أن القوى الكهروستاتيكية والكهرومغناطيسية تكون أكثر فاعلية عندما تكون الجسيمات هي الأصغر. على المستوى المجهري ، ينتج عن اختلال طفيف في الشحنة قوة جذب قوية. وبالمثل ، تحتوي الجسيمات المعدنية الدقيقة على ثنائي أقطاب مغناطيسي اتجاهي فعال في جذب الجسيمات المعدنية الصغيرة الأخرى. ولكن في كلتا الحالتين تقل قوة هذه القوى مع نمو حجم الجسم. تصبح كل من القوى الكهروستاتيكية والمغناطيسية غير فعالة بمجرد نمو الجسيمات إلى حجم حبة الرمل. هذا يترك فجوة بين الجزيئات الصغيرة التي تم تجميعها معًا بواسطة القوى الكهروستاتيكية والقوى الكهرومغناطيسية وقوة الجاذبية المؤثرة على الأجسام بحجم القمر أو أكبر.

قد يأتي الدليل على ما يمكن أن يربط الغبار السديم ببعضه من النظر إلى الغبار المترابط على الأرض. على الأرض ، البيئات المتربة هي البيئات الجافة. هذا لأنه على المستوى المجهري ، غالبًا ما يكون الماء هو المادة اللاصقة التي تجمع الأشياء معًا. كما تم شرحه في فصل الغلاف الجوي السميك ، الماء عبارة عن جزيء كهربائي ثنائي القطب. جزيء الماء ثنائي القطب قادر على إنتاج قوة كهروستاتيكية محلية على الرغم من أنه جزء من جسم أكبر له شحنة محايدة إجمالية. يبدو أن نمو بلورات الجليد هو الآلية التي تسمح لجزيئات غبار السديم الصغيرة والمركبات غير المرتبطة بالتجمع معًا لتصبح في النهاية أقمارًا وكواكبًا أكبر بكثير.

على مسافة صغيرة فقط ، يبدو أن ثنائي القطب الكهربائي محايد كهربائيًا ، تتناقص قوة المجال الكهربائي ثنائي القطب مع المسافة كدالة واحدة على المسافة المكعبة. لذلك ، في حين أن ثنائي القطب المائي فعال في ربط الجزيئات معًا ، إلا أنه فعال بشكل معتدل كجاذب للجزيئات التي ليست قريبة بما يكفي لتصطدم بجانبها. وبالتالي ، فإن النظام الشمسي المتشكل والمضغوط سيحتاج أولاً إلى الوصول إلى كثافة عالية من الجسيمات التي تصطدم ببعضها البعض قبل أن تصبح عملية التكتل هذه فعالة. ومع ذلك ، بمجرد أن تكون هناك كثافة عالية ، فإن كتل الجليد الصغيرة المتسخة ستستمر في ربط المزيد من المواد معًا في طريقها لتصبح بحجم أقمار صغيرة. عندما تصل إلى هذا الحجم ، ستصبح قوى الجاذبية فعّالة لزيادة تسريع عملية التراكم. سوف تكتسح هذه الأجسام المتنامية القرص الدوار بعيدًا عن مادة الغبار الدقيقة الأخرى حتى تظل هي والكواكب وأنظمة الأقمار الصناعية الخاصة بها هي كل ما تبقى.

بعض الأدلة التي تدعم هذه الفكرة هي حقيقة أن جليد الماء هو المكون الأساسي للعديد من الأجسام الأصغر في نظامنا الشمسي: المذنبات وأجسام حزام كويبر والأقمار الأصغر للكواكب الخارجية وحتى حلقات زحل .

تطبيق نموذج التراكم لفهم نظامنا الشمسي

عندما ننظر إلى السمات الخارجية لكواكب نظامنا الشمسي ، يبدو كل واحد منهم تقريبًا غريبًا جدًا عن البقية لدرجة أنه قد يكون من الصعب تصديق أنه يمكن أن يكون لديهم أصل مشترك. ولكن من خلال البدء من بدايتها المشتركة كقرص دوار من غبار السديم ثم تطبيق معرفتنا بمبادئ الفيزياء والكيمياء ، يمكننا أن نفهم كيف تطورت هذه الكواكب إلى حالتها الحالية.

خلال العقدين الماضيين ، اكتشف علماء الفلك كواكب تدور حول نجوم قريبة ، وفي بعض الحالات وجد علماء الفلك عددًا قليلاً من الكواكب التي تدور حول نجم ، مما يؤكد وجود أنظمة شمسية أخرى. ومع ذلك ، فإن اكتشاف هذه الكواكب هو في طليعة التكنولوجيا بحيث تكون الفترة المدارية ونصف القطر وكتلة الكوكب هي كل ما هو معروف عن هذه الكواكب. تفضل الأساليب المستخدمة في اكتشاف هذه الكواكب العثور على أكبر الكواكب القريبة من نجمها ، وبالتالي تم العثور على العديد من هذه الكواكب الكبيرة. يبدو أن كتلة كوكب ما لها علاقة قليلة ، إن وجدت ، بنصف القطر المداري للكوكب.

يوجد حوالي 99.8٪ من مادة نظامنا الشمسي داخل الشمس ، وبناءً على المبادئ العلمية ، يبدو من المعقول أن يكون للأنظمة الشمسية الأخرى نفس التوزيع غير المتكافئ للكتلة. النسبة المئوية للمواد التي تتكون منها الكواكب صغيرة جدًا مقارنة بالنجم المتكون ، بحيث أن المادة التي تدخل قرص التكوين هي فعليًا مجرد الخردة المتبقية. لذلك ، عند تكوين هذه الأنظمة الشمسية ، فإن الفروق التي تبدو غير مهمة بين سحابة سديم وأخرى تميل إلى إنتاج اختلافات مهمة في الترتيبات النهائية لكل مجموعة من الكواكب.

على سبيل المثال ، على عكس نظامنا الشمسي ، لا يحتاج الكوكب الثالث من النجم المركزي إلى أن يكون أكبر الكواكب الداخلية تمامًا لأن أقرب كوكب المشتري لا يحتاج إلى أن يكون أكبر كوكب بشكل عام. ينتج كل سديم بداية فريد توزيعًا فريدًا فيما يتعلق بكمية الكتلة الممنوحة لكل كوكب يدور حوله.

إلى جانب الكتلة ، هناك متغير عشوائي آخر هو الميل الدوراني لكل كوكب. مرة أخرى ، فإن الشكل الفريد للسحابة السدمية الدوامة الأولية التي يتم سحبها معًا هي التي تحدد نتائج كتلة كل كوكب والميل المحوري. علاوة على ذلك ، بمجرد أن تأخذ السحابة الرئيسية شكل الكرة / القرص ، تبدأ أشكال الكرة / القرص الأصغر بكثير في تشكيل أنظمة الأقمار الصناعية. بناءً على نظامنا الشمسي ، فإن الكواكب مع أقمارها الصناعية تميل إلى تفضيل الدوران بنفس معنى نجمها المضيف وقرصها الدوار من المواد. ولكن في حين يبدو أن الاتجاه المحوري الدوراني المماثل مفضل ، فمن الواضح أنه ليس شرطًا. يميل أورانوس على جانبه بمقدار 98 درجة بينما يمتلك الزهرة 177 درجة مما يعني أنه يدور في الاتجاه العكسي للكواكب الأخرى.

لذا فإن أول فكرة رئيسية تأتي من نموذج تقلص السديم هي أن الكتلة والميل الدوراني لكل كوكب هما نتائج عشوائية إلى حد ما مستمدة من الشكل الفريد للسحابة السدمية الأصلية. في بناء كل نظام شمسي ، سيكون الأمر كما لو أن الكتلة والميل المحوري لكل كوكب قد تم تحديدهما من قبل شخص ما رمي النرد. إذا كنت ترغب في تسمية هذا الشخص المتخيل بالله ، فمن المؤكد أن الله يلعب النرد.

بالطبع من المهم بالنسبة لنا أن تكون كتلة شمسنا 2.0 E30 كجم ، والصخرة الثالثة من هذا النجم تبعد 1.5 E11 مترًا ، وكتلتها 6.0 E24 كجم ، وميلها الدوراني 23.5 درجة. لولا هذه الميزات الرئيسية وبعض الميزات الأخرى ، لكان البشر قد تطوروا بشكل مختلف تمامًا أو لم يتطوروا على الإطلاق. لكننا لسنا بحاجة إلى إثارة عقولنا حول سبب ظهور هذه الميزات على ما هي عليه ، لأنه من منظور الكون ، فإن نظامنا الشمسي هو مجرد واحد من ملايين أو مليارات النتائج المحتملة. يوجد البشر في هذا الجزء من مجرة ​​درب التبانة ، في هذا الجزء من الكون دون سبب سوى الحظ البكم.

البصيرة المهمة التالية التي نكتسبها من نموذجنا البسيط هي أنه على الرغم من المظاهر الخارجية للكواكب ، فقد تم إنشاؤها في البداية من نفس حساء المواد. في البداية عندما اتخذت سحابة السديم شكل الكرة / القرص ، كانت المادة التي يتكون منها القرص متجانسة أو على الأقل شبه متجانسة. على الأكثر ، قد تكون هناك بعض الاختلافات في التركيب في مادة الغبار الأقرب إلى المركز من الغبار الأبعد. لكن التكوين الأولي للكواكب المجاورة ، مثل كوكب الزهرة والأرض والمريخ سيكون متطابقًا تقريبًا.

تأتي البصيرة المفيدة النهائية المكتسبة من نموذجنا من المرحلة الثانية من تكوين النظام الشمسي. بالنسبة لهذه المرحلة الثانية من التكوين ، تم افتراض أن الماء سيكون عامل الترابط الذي يربط الكواكب الأولية معًا. لذلك في البداية ، كان لدى الأقمار والكواكب جليد مائي في قلبها ، وبمجرد أن تصبح هذه الأجسام كبيرة وساخنة ، ينتقل الماء بعد ذلك إلى سطح كل كوكب.

نحن الآن جاهزون لنرى كيف تصبح كرة الثلج المتسخة المائيّة كوكبًا.

تطور كواكب نظامنا الشمسي

يتم التحكم في تطور الكوكب أو القمر بشكل أساسي من خلال الكتلة وموقعه المداري.

الأشياء الصغيرة البعيدة عن الشمس لم تتطور كثيرًا على الإطلاق. وتشمل هذه الأقمار الأصغر لكواكب جوفيان وأجسام حزام كويبر. وُلدت هذه الأشياء كأجسام جليدية قذرة ولذا فهي تبقى طوال الوقت.

الاستثناء الوحيد هو أجسام حزام Kuiper التي يتم ركلها في مسار شكل بيضاوي ممدود مما يجعلها قريبة من الشمس على فترات منتظمة. وبمجرد حدوث ذلك تصبح هذه الأجسام مذنبات. تفقد المذنبات المواد في كل زيارة تقوم بها حول الشمس بحيث تتفكك بعد عدة تمريرات.

الكتلة هي أهم المعايير التطورية للأشياء التي تبقى بعيدة عن الشمس. تتمثل الخطوة التطورية الأولى لجسم سماوي في اكتساب كتلة كافية تجعله ينتقل من شكل بطاطس غريب إلى شكل كروي. يحدث هذا الانتقال عندما يجمع جسم ما ما يكفي من المواد بحيث تتغلب قوى الجاذبية على القوى الكهروستاتيكية التي تحمل شكلها الأصلي لتحطيم شكل البطاطس الغريب وإصلاح اللب إلى شكل كروي.

تصل العديد من أقمار كواكب جوفيان الأصغر إلى هذه المرحلة ولكنها لا تذهب أبعد من ذلك. إذا استثنينا الكويكبات ، فإن كل هذه الأقمار الصغيرة لها كثافة إجمالية تبلغ حوالي 1.1 جم / سم 3. إذا كان الجليد المائي مع كمية صغيرة نسبيًا من الغبار هي المكونات الرئيسية للأقمار الصغيرة وكائنات KOB ، فإن كثافة 1.1 جم / سم 3 تبدو منطقية. تبلغ كثافة الجليد 0.917 جم / سم 3 وبالتالي فإن إضافة نسبة صغيرة من الغبار المعدني عالي الكثافة إلى الجليد من شأنه أن يرفع متوسط ​​كثافة هذه الأقمار إلى 1.1 جم / سم 3.

سيكون من المنطقي أن يكون لكل منهم كثافة 1.1 جم / سم 3 إن لم يكن للأقمار البعيدة لالتقاط الغبار المعدني الإضافي. أقمار أورانوس لها كثافة تتراوح بين 1.4 و 1.7 جم / سم 3. لا تلتقط الأقمار البعيدة الغبار المعدني فحسب ، بل تلتقط الكواكب البعيدة المعادن الثقيلة أيضًا. بعد زحل الذي يحتوي على أقل كثافة من بين جميع الكواكب ، تبلغ كثافة أورانوس 1.27 جم / سم 3 والكوكب الأبعد ، نبتون ، تبلغ كثافته 1.64 جم / سم 3. من الواضح أن الكواكب والأقمار الخارجية تجمع الغبار المعدني الشارد الذي ينجذب إلى نظامنا الشمسي.

هناك طريقة أخرى لبلوغ القمر كثافة عالية وهي النمو من خلال التراكم ليصبح أحد أكبر الأقمار. أكبر ثلاثة أقمار لكواكب المشتري ، تيتان زحل وجانيميد وكاليستو ، جميعها لها كثافة تبلغ 1.9 جم / سم 3. تنتج المادة الأكبر قوى جاذبية أكبر تنتج حرارة وضغطًا يذوب بعضًا من الجليد الداخلي للقمر الذي يهاجر بعد ذلك إلى السطح. والنتيجة هي زيادة كثافة باطن القمر.

الأجرام السماوية المتبقية التي حصلت على كثافة أعلى من ذلك فعلت ذلك من خلال تطبيق قوى جاذبية المد والجزر.

تسخين المد والجزر للكواكب والأقمار

تدور كواكب نظامنا الشمسي حول الشمس لأن كل منها يشعر بجاذبية الجاذبية نحو الشمس. تشعر الشمس بدورها بقوة جذب متساوية تجاه كل من الكواكب. يتم حساب الجاذبية بين أي جسمين على النحو التالي:

حيث F هي القوة ، G هو ثابت الجاذبية العام يساوي 6.67 E-11 N m 2 / kg 2 ، M 1 و M 2 هي كتلة الجسم الأول والجسم 2 ، و R هي المسافة بين مركز كتلة الجسمين.

في حين أن قوى الجذب على كل من الجسمين متساوية في الحجم ، فإن حجم مجال الجاذبية المحيط بكل جسم يمكن أن يكون مختلفًا بشكل كبير. حجم مجال جاذبية الشمس أكبر بكثير من مجال جاذبية الأرض. يكون مجال الجاذبية أقوى عندما نكون بالقرب من جسم ضخم. تُعطى قوة مجال الجاذبية g على النحو التالي:

يتطور الكوكب الدوار في حقل جاذبية قوي إلى كثافة أكبر بسبب قوى المد التي تولد حرارة داخلية. تتناسب قوة قوى المد والجزر هذه مع قوة انحدار الجاذبية. يتم حساب قوة الانحدار الثقالي على شكل

حيث دلتا g على دلتا R هي التدرج الجاذبي ، و G هو ثابت الجاذبية العام ، و M هي كتلة الجسم المركزي الهائل مثل الشمس أو أحد كواكب المشتري ، و R هي المسافة البعيدة عن هذا الجسم. تعني الإشارة السلبية فقط أن قوة التدرج الجاذبي للجسم الضخم تصبح أضعف عندما نبتعد عن الجسم الهائل الذي يولد المجال. نظرًا لأن التدرج الجاذبي هو دالة واحدة على نصف القطر تكعيبًا ، فإن قوة انحدار الجاذبية تعتمد على المسافة من الجسم الضخم أكثر من كتلة الجسم الكبير. لهذا السبب تتعرض أقمار كواكب المشتري لتدرج جاذبية أقوى من الكواكب.

على عكس الأرض ، لا يمر سطح القمر بهذه التذبذبات اليومية. مثل الأرض ، يمتد الشكل الكروي للقمر على طول الخط المرسوم بين الجسمين. لكن على عكس الأرض ، يتجمد القمر بهذا الشكل. بدون الثني الداخلي ، لا يوجد تقريبًا أي حرارة احتكاك داخلية يتم توليدها. بدون تسخين داخلي ، برد القمر ليصبح صلبًا تمامًا بحيث أصبح الآن ميتًا جيولوجيًا.

هذا يفسر بعد ذلك سبب احتواء جميع الكواكب الأرضية على كثافة عالية ، وهي ميزة تشير إلى تاريخ من تسخين المد والجزر القوي. كل هذه الأجسام قريبة بما يكفي من الشمس لتكون ضمن تدرج جاذبيتها القوية ومع ذلك فهي كلها لا تزال تدور فيما يتعلق بالمنظر من الشمس. أثناء تدويرها ، ينثني شكلها استجابةً لتدرج الجاذبية. يتسبب هذا الثني غير المرن في أن تكون انتفاخات المد والجزر على بعد درجات قليلة من خط السحب المباشر من الشمس. والنتيجة هي أن 1) يتم إنتاج الطاقة الحرارية الداخلية داخل الكوكب ، 2) تتباطأ سرعة دوران الكوكب و 3) تتحرك الكواكب الأرضية ببطء بعيدًا عن الشمس. الكواكب المغلقة ، تلك التي تدور خلال أقوى تدرجات الجاذبية ستغلق في النهاية في دوران متزامن مع الشمس. بمرور الوقت ، على الأقل في هذا الصدد ، ستكون كواكب نظامنا الشمسي مشابهة لأقمار المشتري.

يبدو أن هذه المفاهيم تتوافق بشكل جيد مع الأدلة حتى نصل إلى استثناءات قمري غاليلي المغلقين لكوكب المشتري: Io و Europa. هذه الأقمار مقفلة في دوران متزامن لذلك قد نتوقع موتها جيولوجيًا مثل القمر. ومع ذلك ، فإن كلا من هذين القمرين لهما كثافة عالية وهما نشطان جيولوجيًا: كثافة Io تبلغ 3.5 جم / سم 3 وكثافة يوروبا تبلغ 3.0 جم / سم 3. السبب في أن Io و Europa لهما نشاط جيولوجي عالي وكثافة عالية ليس بسبب تفاعلهما مع المشتري بل هو بسبب تفاعلهما مع بعضهما البعض. إنها في الواقع تأكيد إضافي لكيفية تسخين قوى المد والجزر للأجرام السماوية لنظامنا الشمسي.

إذا كان آيو هو القمر الكبير الوحيد لكوكب المشتري ، فلن يكون له كثافة عالية وسيكون ميتًا جيولوجيًا مثل قمر الأرض. ولكن بدلاً من أن تكون بمفردها ، يوجد لدى آيو مكان قريب من أوروبا. كل 3.55 يومًا يمر Io بجانب Europa في المدار الداخلي. عندما يمر هذان القمران الكبيران بالقرب من بعضهما البعض ، فإنهما يشعران بجر المد والجزر من بعضهما البعض. أي أنها ضخمة بما يكفي لإنشاء تدرج جاذبيتها القوية ، وعندما تمر بالقرب من بعضها البعض ، فإنها تشعر بتأثير انحدار الجاذبية لبعضها البعض. نتيجة لذلك ، تدور الأقمار وتشوه أشكالها قليلاً في كل مرة يمرون فيها. يشبه هذا الانثناء المتكرر لشكل هذه الأقمار الانثناء الذي تتعرض له الكواكب الأرضية أثناء دورانها عبر التدرج الجاذبي للشمس. وبالمثل ، هناك احتكاك داخلي وما يقابله من تسخين داخلي لإنتاج نشاطها الجيولوجي.

أقمار الجليل البعيدة ، جانيميد وكاليستو ، تعاني أيضًا من هذا التأثير ولكن بدرجة أقل بكثير. تمر هذه الأقمار المتبقية مع بعضها البعض بشكل أقل تواترًا ، والأهم من ذلك عندما تمر بعضها ببعض ، تكون بعيدة عن بعضها البعض. حقيقة أنهم بعيدون عن بعضهم البعض هو العامل الأكثر أهمية لأن قوة تدرج الجاذبية هي دالة واحدة على المسافة المكعبة.

تعد الكثافة الإجمالية لكوكب أو قمر ميزة أساسية تخبرنا بمدى تطور ذلك الجسم السماوي.

خلق الغلاف الجوي للكوكب الأرضي

عند إضافة الحرارة إلى مادة ما ، إما أن ترتفع درجة حرارتها أو تمر بمرحلة تغيير في الطور. عادة ما يكون تغيير الطور عبارة عن مادة صلبة تتحول إلى سائل أو سائل يتحول إلى غاز. إذا تمت إضافة حرارة كافية إلى المادة ، فسوف تزداد درجة الحرارة وستمر بتغييرات المرحلة.

المركبات المختلفة لها درجات حرارة انصهار وغليان مختلفة بناءً على روابطها الكيميائية. بشكل عام ، تذوب المركبات الأخف والأبسط أو تغلي عند درجات حرارة أقل من المركبات الكبيرة أو المعادن الثقيلة.

عندما تتولد الحرارة داخل كوكب أرضي ، تزداد درجة حرارته الداخلية. عندما تصل درجة الحرارة إلى نقطة انصهار جليد الماء ومركبات الضوء الأخرى ، تكمل هذه المركبات طورتها من الحالة الصلبة إلى السائلة. مع زيادة درجة الحرارة ، حتى الصخور تصبح طرية وتبدأ في الذوبان. مع ذوبان الصخور ، تنتقل المركبات ذات الكثافة المنخفضة إلى السطح. إن تسخين المد والجزر هو الذي يسمح للكوكب بالتمييز إلى طبقات وفقًا لكثافة المادة. تغرق المعادن الكثيفة إلى المركز ، وتملأ الصخور متوسطة الكثافة الوشاح والقشرة ، بينما تهرب أخف المركبات كغاز إلى السطح.

مدى تمايز الكوكب هو دالة أساسية لدرجة الحرارة داخل الكوكب. الكواكب التي تولد أكبر قدر من الحرارة الداخلية ثم تحتفظ بهذه الحرارة ستكون الكواكب التي تحصل على أعلى درجات حرارة داخلية. في حين أن قوى المد والجزر هي الوسيلة الأساسية لتوليد الحرارة ، فإن حجم الكوكب هو الذي يساعده على الاحتفاظ بهذه الحرارة. كما هو موضح في Scaling Properties ، تستغرق الأجسام الأكبر وقتًا أطول لتبديد الحرارة نظرًا لأن مساحة سطحها إلى نسبة الحجم أقل من الأجسام الأصغر المماثلة ، وبالتالي فإن الكواكب الأكبر حجمًا تكون أكثر قدرة على الاحتفاظ بطاقتها الحرارية. للتلخيص ، فإن كوكبًا أرضيًا كبيرًا سريع الدوران في تدرج جاذبية قوي سيستقبل ويحتفظ بمزيد من الحرارة ويمر عبر تمايز أكبر من كوكب صغير يدور ببطء في تدرج جاذبية ضعيف.

كلما زادت درجة الحرارة ، زاد تمايز الكوكب ، كلما زاد طرد الغاز على سطح الكوكب. تمتد هذه العملية على مدى فترة طويلة حيث أنه بمجرد تحرر المركبات منخفضة الكثافة ، فقد يستغرق الأمر مئات الملايين من السنين حتى تهاجر إلى السطح. يمكن أن تكون هذه المركبات الخفيفة إما سوائل أو معجون أسنان ناعمًا مثل المواد الصلبة ، ولكن عند الوصول إلى السطح ، سيؤدي إطلاق الضغط إلى جعل العديد من هذه المركبات السائلة الخفيفة متطايرة أثناء انتقالها إلى غاز. يُفقد معظم هذا الغاز ، أخف الغازات مثل الهيدروجين ، في الفضاء. مع فقدان أخف المركبات يصبح الكوكب المتبقي أكثر كثافة. وهكذا فإن الكواكب التي تتعرض لأكبر درجة حرارة وأكبر تمايز هي الكواكب ذات الكثافة الكلية الأكبر.

لا تمتلك الكواكب الأرضية مجالات جاذبية قوية بما يكفي للاحتفاظ بأخف الغازات مثل الهيدروجين والهيليوم ، وبالتالي تُفقد هذه الغازات الخفيفة في الفضاء. الغازات الأثقل المتبقية لها خيار إما أن تصبح جزءًا من الغلاف الجوي للكوكب أو أن تتفاعل مع المركبات الأخرى الموجودة على السطح. يعتمد المسار الذي يسلكه الغاز على خصائصه الكيميائية. تتفاعل الغازات الأكثر تفاعلًا مثل الأكسجين أحادي الذرة مع الحديد والمركبات الأخرى الموجودة على السطح. في حين أن الغازات الخاملة للغاية مثل النيتروجين أو الأرجون يمكن أن تبقى في الغلاف الجوي إلى أجل غير مسمى تقريبًا.

العوامل التي تحدد التطور التطوري لكوكب أرضي

كوكبالمسافة من الشمس
(الجامعة الأمريكية)
كتلة
(كتلة الأرض)
& # 916g / & # 916R
(ق -2 E-15)
دوران الشمس
(E-6 راديان / ثانية)
كثافة
(ز / سم 3)
الزئبق 0.39 0.055 1375 0.41 5.4
كوكب الزهرة 0.72 0.82 211 -0.62 5.2
أرض 1.00 1.00 258* 73 5.5
المريخ 1.52 0.11 23 71 3.9

تعتمد سماكة الغلاف الجوي للكوكب الأرضي بشكل أساسي على حجم الكوكب ومقدار التسخين الداخلي الذي "طهى" الكوكب لإطلاق مركباته الضوئية على سطحه. إذا كان الكوكب أو القمر صغيرًا جدًا ، كما هو الحال مع عطارد ، فإن مجال الجاذبية لهذا الجسم السماوي يكون أضعف من أن يتمسك بالغلاف الجوي ، لذلك لا يهم عطارد ما إذا كانت الغازات تنطلق على سطحه أم لا. لكن بالنسبة للكواكب الأرضية المتبقية ، فإننا مهتمون أكثر بمدى كبرها ، ومدى سرعة دورانها ، وقوة التدرج الجاذبي كوسيلة لنمذجة التنبؤات المتعلقة بسمك الغلاف الجوي للكوكب.

يعد كوكب المريخ ثاني أكبر كوكب بعد عطارد. ليس من المفاجئ أن يكون للمريخ مثل هذا الغلاف الجوي الرقيق. تبلغ كتلته 11٪ فقط من كتلة الأرض ، وعلى الرغم من كونه كوكبًا سريع الدوران ، فهو الكوكب الأرضي الأبعد عن الشمس. كونه بعيدًا جدًا عن الشمس ، يكون تدرج الجاذبية أضعف من أن ينتج الكثير من الحرارة في داخل المريخ ، ولأنه صغير جدًا فإنه يفقد هذه الحرارة أسرع من الكواكب الأكبر. في المراحل المبكرة ، كان المريخ قادرًا على إنتاج ما يكفي من الغاز لترسيب المحيط. لكن بدون حرارة كافية لإمداد غاز جديد من البراكين ، فإن محيطها قد تبدد منذ فترة طويلة. مع تزايد كثافة المريخ بمرور الوقت ، أصبحت حرارة المد والجزر الصغيرة الناتجة داخليًا غير كافية للسماح للمواد المنصهرة الأخف بالوصول إلى سطح المريخ. مع وجود المواد الخفيفة المتبقية المحاصرة داخل الداخل ، يبدو الآن أن المريخ ميت جيولوجيًا.

الكوكب الأكبر التالي هو كوكب الزهرة. من السهل أن نفهم لماذا يمتلك كوكب الزهرة غلاف جوي أكثر سمكًا من كوكب المريخ. لا تدور الزهرة بسرعة ولكنها تسجل درجات عالية في المعايير الأخرى الأكثر أهمية.كوكب الزهرة هو كوكب أرضي كبير حيث تبلغ كتلته 82٪ من كتلة الأرض ، وهو أقرب إلى الشمس من الأرض ، لذا فهو يعاني من قوى المد والجزر القوية. ولأنه يدور في انحدار ثقالي قوي ولأنه كبير فإن درجة الحرارة داخل الزهرة ستكون أكبر بكثير من درجة حرارة المريخ. هذا المنطق مدعوم بمقارنة كثافات هذين الكوكبين. تبلغ كثافة كوكب المريخ الذي يتم تسخينه بشكل معتدل وقيد التطور 3.9 جم / سم 3 بينما تبلغ كثافة كوكب الزهرة الأكثر سخونة وتطورًا 5.2 جم / سم 3. الغلاف الجوي لكوكب الزهرة أكثر سمكًا من الغلاف الجوي للمريخ بعشرة آلاف مرة.

هناك حقيقة مدهشة غالبًا ما يتم تجاهلها وهي أن التركيبات الكيميائية للأغلفة الجوية لهذين الكواكب الأرضية متطابقة لجميع الأغراض العملية. بالإضافة إلى ذلك ، إذا قمنا أيضًا بتضمين الأدلة التي لدينا حول الغلاف الجوي المبكر للأرض ، فإن كل هذه الكواكب الثلاثة كانت لها ذات مرة نفس التركيب الكيميائي لغلافها الجوي. تظهر التراكيب المطابقة للأغلفة الجوية لهذه الكواكب أن هذه الكواكب تشكلت من نفس سحابة الغبار والمركبات. هذا دليل بارز لدعم نموذجنا لتشكيل نظامنا الشمسي.

يتكون الغلاف الجوي للمريخ من 95.3٪ من ثاني أكسيد الكربون ، و 2.7٪ من النيتروجين ، و 1.6٪ من الأرجون ، بينما يتكون غلاف كوكب الزهرة من 96.5٪ من ثاني أكسيد الكربون ، و 3.5٪ من النيتروجين ، وكميات ضئيلة من الأرجون. إن التطابق الوثيق بين هذين الغلافين الجوي أكثر إثارة للدهشة عندما نعتبر أن متوسط ​​درجة حرارة سطح المريخ هو 210 كلفن بينما درجة حرارة سطح كوكب الزهرة هي 730 كلفن: فرق قدره 520 درجة مئوية. من المدهش أن هذا الاختلاف الكبير في درجة الحرارة لم يولد تفاعلات كيميائية مختلفة على كل كوكب ، وذلك لإحداث فرق كبير في التركيبات الكيميائية للأغلفة الجوية لهذه الكواكب.

تمتلك الأرض أكبر كثافة من بين جميع الكواكب وهي أيضًا أكثر الكواكب تطورًا داخل نظامنا الشمسي. لديها كل ما تفعله فيما يتعلق بتوليد الحرارة داخلها. إنه أكبر كوكب أرضي وهو كوكب يدور بسرعة ضمن تدرج جاذبية قوي. في الواقع ، على الرغم من أن الأرض بعيدة عن الشمس أكثر من كوكب الزهرة ، إلا أنها تعاني من انحدار جاذبية أقوى بسبب قوى المد والجزر القوية التي يطبقها القمر. فيما يتعلق بتوليد الحرارة الداخلية ، فإن درجات الأرض أعلى من كوكب الزهرة في كل فئة.

بمجرد أن نفكر من حيث المبادئ العلمية ، ندرك أن الغلاف الجوي الحالي للأرض ليس هو القاعدة. من الواضح أنه من المنطقي أكثر أن تكون الأرض هي الكوكب الأرضي ذي الغلاف الجوي الأكثر سمكًا ، وطوال معظم فترة وجود الأرض البالغة 4.6 مليار سنة ، كانت الأرض هي الكوكب الأرضي ذو الغلاف الجوي الأكثر سمكًا. أفضل ما يمكن تحديده من الأدلة الجيولوجية ، كانت الأوقات الوحيدة التي لم يكن للأرض فيها الغلاف الجوي الأكثر سمكًا خلال أواخر عصر الباليوزويك والحاضر.

عندما نأخذ فحصًا أكثر عمقًا لتكوين الغلاف الجوي للأرض ، يمكننا التعرف على ارتباطنا بالكواكب المجاورة لنا. نبدأ بالتركيب الكيميائي القياسي للغلاف الجوي لكوكب أرضي: حوالي 96٪ من ثاني أكسيد الكربون ، و 3٪ نيتروجين ، وكميات ضئيلة من الأرجون. نضيف الأكسجين لحساب الحياة على الأرض لإنتاج الأكسجين ثنائي الذرة من خلال عملية التمثيل الضوئي. ثم نقوم بإزالة كل ثاني أكسيد الكربون تقريبًا لحساب الكمية الهائلة من الصخور الكربونية الموجودة في جميع أنحاء الأرض. والنتيجة النهائية هي أن الغلاف الجوي الحالي للأرض يتكون من 78٪ نيتروجين ، و 21٪ أكسجين ، و 1٪ أرجون ، و 0.03٪ فقط من ثاني أكسيد الكربون.

من مياه الينابيع الحياة. هذا ما يجعل الأرض كوكبًا فريدًا.

للتلخيص ، تم إنشاء الكواكب الأرضية للزهرة والأرض ومار من نفس حساء المواد التي كانت ذات يوم قرصًا من الغبار وأيًا كان ما يدور حول ما كان سيصبح الشمس. من خلال التراكم الذي بدأ بتشكيل كتل الجليد المائي ، أصبح هذا القرص من المواد هو الكواكب. ثم قامت قوى المد والجزر بتسخين هذه الكواكب الأرضية مما سمح للمركبات الأخف بالانتقال إلى سطح كل من هذه الكواكب. كانت كمية المركبات الضوئية التي تصل إلى السطح لتصبح الغلاف الجوي للكوكب مختلفة بشكل كبير لأن حجم كل كوكب كان مختلفًا ومقدار التدفئة الداخلية لكل كوكب مختلف. أنتج المريخ أقل كمية من الغلاف الجوي ، وأنتج كوكب الزهرة غلافًا جويًا أكبر بعشرة آلاف مرة من كوكب المريخ ، وفي البداية خلقت الأرض غلافًا جويًا أكثر بكثير من كوكب الزهرة. في البداية ، كان لكل هذه الأجواء نفس التركيب الكيميائي. ولكن بعد ذلك مر الغلاف الجوي للأرض بتطورات أخرى غيرت تركيبته الكيميائية الكلية وقللت بشكل كبير من سمكه.

ولكن ما هو الشيء الذي جعلها مميزة بحيث خضع غلافها الجوي لمزيد من التطورات؟ الأرض هي المسافة الصحيحة من الشمس بحيث يمكن أن توجد المياه السائلة على سطحها. كوكب الزهرة قريب جدًا من الشمس ولذا فهو شديد الحرارة ، والمريخ بعيد جدًا ولذلك فهو شديد البرودة ، ومع ذلك فإن درجة حرارة سطح الأرض مناسبة لوجود الماء السائل. محيطات المياه التي تغطي الأرض مسؤولة عن تغيير الغلاف الجوي للأرض إلى ما هو عليه اليوم. الماء: المذيب الشامل ، واهب الحياة. الماء هو ما يجعل الأرض الكوكب الأزرق.


هل توجد واجهة برمجة تطبيقات للحصول على بيانات الإمالة المحورية لجسم النظام الشمسي؟ - الفلك

النظم البيئية والسكان

يجب على الطلاب إكمال الفصل 12 من الاختبار التمهيدي والفصل 12 دليل الدراسة قبل بدء دورة الدرس.

يقوم دليل الدراسة بإعداد الطلاب لمحتوى الفصل من خلال تلخيص النقاط الرئيسية والمفردات. يجب على الطالب قراءة دليل الدراسة بصوت عالٍ.

يخطب

الاتصال بالمعرفة السابقة: سرعة الضوء

في الفصل الثاني ، تعلم الطلاب السرعة. اكتب الحقائق والسؤال التالي على السبورة. اطلب من الطلاب التفكير في كل عبارة عن سرعة الضوء ومسافات السفر وأوقاته.

  • يستغرق Ligh t من الشمس حوالي 8.5 دقيقة للوصول إلى الأرض.
  • ينتقل الضوء عبر الفضاء بسرعة 300.000.000 متر في الثانية (أو 186.000 ميل في الثانية).
  • تبعد الشمس 150 مليون كيلومتر (93 مليون ميل) عن الأرض.
  • يستغرق وصول الطاقة من نواة الشمس 150 ألف سنة إلى الغلاف الضوئي ، السطح المرئي للشمس.

اسأل الطلاب عما تعنيه هذه الحقائق من حيث الضوء الذي نراه اليوم. قد يتفاجأ الطلاب عندما يدركون أن الضوء الذي يراه البشر اليوم نتج في قلب الشمس منذ حوالي 150 ألف عام.

المهام التي يمكن تعيينها للطلاب لأداء الواجب المنزلي:

  1. اكتب قصة خيال علمي قصيرة بناءً على هذه الحقائق.
  2. اكتب مقالاً عن تأثير هذه الحقائق على فهمك للكون ومكانك فيه.
  3. وصف طرق تقديم هذه المعلومات للأطفال الصغار حتى يتمكنوا من فهم هذه الحقائق بسهولة أكبر. & # 160

كوكبة - مجموعة من النجوم ، عند رؤيتها من الأرض ، تشكل نمطًا

المدار - مسار منتظم متكرر يتبعه جسم في الفضاء حول جسم آخر.

القطع الناقص - شكل بيضاوي مسطح

المحور - الخط الوهمي الذي يمر عبر مركز كوكب من القطب إلى القطب

الدوران - دوران كوكب على محوره

السنة - مقدار الوقت الذي يستغرقه كوكب لإكمال ثورة واحدة حول الشمس

مستوي - سطح مستو

خط عمودي - خط يتقاطع مع خط أو مستوى آخر بزاوية 90 درجة

الإمالة المحورية - ميل محور دوران الأرض بالنسبة لمستوى مدار الأرض

ثورة (من كلمة Revolvere اللاتينية التي تعني "تراجع")

تدور الأرض حول الشمس ، بثورة واحدة تساوي سنة واحدة. اعرض على الطلاب تقويم جداري لمدة 12 شهرًا. اسأل الطلاب ، "ماذا تفعل عندما ينتهي الشهر الأول؟" وجّه الطلاب نحو القول ، "نعيد صفحة الشهر الحالي إلى الوراء لفضح صفحة الشهر المقبل." ثم أخبر الطلاب أن الأرض أيضًا "تتراجع" لأنها تكمل ثورة واحدة.

يستكشف

سيستخدم الطلاب مقارنات لقياسات شدة الضوء لاستنتاج أن السبب الرئيسي لفصول الأرض هو ميلها المحوري ، وتبديد المفهوم الخاطئ الشائع بأن مواسم الأرض ترجع أساسًا إلى بعدها عن الشمس.

  1. يعمل الطلاب في مجموعات صغيرة من ثلاثة إلى خمسة.
  2. قبل أن يبدأ الطلاب في التحقيق ، اطلب منهم إكمال نشاط المختبر المسبق الموضح في فتح حوار التحقيق. هذا ضروري لنجاح الطلاب في النشاط.
  3. اطبع أوراق الإجابة أو اكتب الملاحظات والإجابات في دفاتر الملاحظات.

كره ارضيه

خلية شمسية (PV)

المقياس المتعدد

شريط قياس متري

شريط الإخفاء

يجب أن يكون لديك مصدر إضاءة بمصباح 100 واط. يجب ألا يحتوي المصدر على غطاء مصباح أو غطاء فوق المصباح. يجب وضع مصدر الضوء على طاولة في منتصف الفصل الدراسي. ضع مصدر الضوء على الكتب إذا لزم الأمر بحيث يكون المصباح مستويًا مع خط الاستواء على الكرة الأرضية. يجب وضع أربعة جداول حول مصدر الضوء كما هو موضح في الرسم البياني أدناه.

قم بإطفاء الأنوار العلوية قبل أخذ القياسات.

التحقيق 12.1 مواسم الأرض

نشاط ما قبل المختبر (من الإعداد الخطوة رقم 3)

امنح كل مجموعة خليتها الشمسية ومقاييسها المتعددة. امنح الطلاب بعض الوقت لاكتشاف كيف تتغير القراءة الحالية عندما يقتربون من مصدر الضوء أو بعيدًا عنه. يحتاجون أيضًا إلى رؤية تأثير الظل: إذا كان رأس أحد أعضاء المجموعة يقوم بتظليل الخلية الشمسية عند أخذ القراءات ، فسيتم إيقاف تشغيل البيانات. حتى الخيوط التي تنتقل من الخلية الشمسية إلى المتر يمكن أن تلقي بظلالها. اطلب من كل مجموعة الإجابة على الأسئلة التالية:

  • ماذا يحدث للقراءة الحالية على المتر المتعدد عندما تقترب من مصدر الضوء؟ ماذا يحدث عندما تبتعد؟
  • في أي مكان في الغرفة يمكنك الحصول على أعلى قراءة؟
  • ماذا يحدث إذا قمت بتغطية الخلية الشمسية بيدك؟
  • ماذا يحدث إذا ظللت الخلية الشمسية من على بعد قدم أو قدمين؟

ناقش هذه الأسئلة كصف دراسي قبل الانتقال إلى التحقيق.

1. ما هو السبب الرئيسي للدورة السنوية التي نسميها المواسم؟

تقريبا كل شخص لديه موسم مفضل. يستمتع بعض الناس بالزهور الجميلة ودرجات الحرارة المعتدلة في الربيع ، بينما يتطلع البعض الآخر للثلج وأنشطة الشتاء مثل التزلج. في تحقيق اليوم ستتعرف على أسباب الفصول. خذ لحظة لإلقاء نظرة على الرسم الموضح في الجزء 1. فهو يوضح كيف يبدو مدار الأرض حول الشمس. من الرسم ، يمكنك أن ترى أن المسافة بين الأرض والشمس تختلف خلال العام.

امنح الطلاب وقتًا لتحديد هذه الاختلافات.

محور دوران الأرض هو محورها من الشمال إلى الجنوب. ما هو المحور وماذا نعني بمحور الدوران؟

المحور يعني الخط الوهمي الذي يمر عبر مركز كوكب من القطب إلى القطب ، والدوران هو دوران كوكب على محوره. كل جسم دوار له محور دوران يشير في اتجاه معين في أي وقت.

دائمًا ما يميل محور دوران الأرض في نفس الاتجاه ، وبنفس الزاوية ، ويشير دائمًا إلى نجم الشمال ، الذي يبعد مسافة كبيرة. نتيجة لذلك ، إذا كنت تقف على القطب الشمالي للأرض ، فسيظل نجم الشمال دائمًا في سماء المنطقة.

استخدم الرسم التوضيحي لتوضيح ذلك للطلاب.

لماذا تعتقد الفصول؟ ناقش أفكارك مع أعضاء مجموعتك ثم توصل إلى فرضية تعكس ما تؤمن به.

يطور الطلاب فرضياتهم. تم تصميم الأسئلة المدرجة في الجزء 1 أ لتحديد المفاهيم المسبقة (أو المفاهيم الخاطئة) التي قد تكون لدى الطلاب حول العوامل التي تحدد مواسم الأرض. في الوقت الحالي ، ليس من المهم الإجابة على السؤال بشكل صحيح. الهدف هو معرفة ما يعرفه الطلاب بالفعل وتحديد ما إذا كانوا يفهمون حقًا المفاهيم ذات الصلة. إن ميل محور الأرض هو السبب الأكثر أهمية للفصول ، ولكن من الجيد قبول جميع الاستجابات في هذه المرحلة. سيتمكن الطلاب من إعادة النظر في هذا السؤال في ختام التحقيق.

انظر إلى الرسم التخطيطي. أي ربع من المخطط يمثل الصيف في نصف الكرة الشمالي؟

يستخدم الطلاب الرسم التخطيطي للوصول إلى إجابة. الاستجابة الصحيحة هي من D إلى A لأنه في الموضع D ، تميل الأرض نحو الشمس. يمكن للطلاب اختيار إجابات أخرى لأسباب عديدة. انتظر حتى نهاية التحقيق لتوضيح المفاهيم الخاطئة لأنه من المحتمل جدًا أن يتمكن الطلاب من استنتاج الإجابات الصحيحة بناءً على ملاحظاتهم الخاصة.

2. إنشاء نموذج لمدار الأرض

في الجزء الأول ، قرأت أن المسافة بين الأرض والشمس تختلف قليلاً لأنها تدور حول الشمس. الآن ستقوم بإنشاء نموذج يمثل التغييرات في المسافة بين الأرض والشمس. من المستحيل قياس ملايين الكيلومترات في الفصل الدراسي الخاص بك ، ولكن يمكنك استخدام مسافة متدرجة يمثل فيها 1 سم 1 مليون كيلومتر. لذلك ، يتم تمثيل مسافة 150 مليون كيلومتر بـ 150 سم. باستخدام مسافة القياس البالغة 1 سم = 1 مليون كم ، حدد مسافة المقياس للمواضع ب وج و د. اكتب مسافة المقياس في العمود الثالث من الجدول 1.

اكتب علاقة المقياس على السبورة. اطلب من بعض المتطوعين نموذج الحساب. تحقق من أن الطلاب لديهم الإجابات الصحيحة قبل الانتقال.

تذكر أن محور الأرض بين الشمال والجنوب هو محور دورانها وأنه يشير دائمًا إلى نجم الشمال. لهذا السبب ، نحتاج إلى اختيار مكان لتمثيل نجم الشمال. علينا أيضًا أن نختار مكانًا للشمس. سيتم إصلاح هذا الوضع ، لذلك لا ينبغي لأحد تحريكه بمجرد تعيينه.

عيّن موقع نجم الشمال والشمس. أشر إلى الطلاب وذكرهم أنه لا ينبغي نقله. وجه الطلاب لجمع المواد اللازمة لهذا الجزء: كرة أرضية وخلية شمسية وشريط قياس وشريط لاصق. يجب أن يكون مصدر الضوء المستخدم لتمثيل الشمس 100 & # 160 واط على الأقل. من المهم أيضًا أن تكون الغرفة مظلمة إلى حد ما بحيث لا يؤثر الضوء المحيط من الشمس على قراءات الخلايا الشمسية. قم بتغطية أي نوافذ قبل أن يبدأ الطلاب في جمع البيانات. إذا كنت تستخدم جداول أو جداول بيضاء ذات تشطيب لامع ، فقد تجد أن الخلايا الشمسية تمتص الضوء المنعكس من الجداول ، مما يتسبب في حدوث أخطاء في البيانات. لحل هذه المشكلة ، قم بتغطية الطاولات بورق مقوى أسود أو مفرش طاولة أسود قبل لصق الكرات الأرضية.

ستمثل الكرة الأرضية موضعًا واحدًا في مدار الأرض — A أو B أو C أو D. ستضع مجموعتك الكرة الأرضية بعناية في أحد المواضع الأربعة. للقيام بذلك ، سيتعين على جزء من فريقك تحريك الكرة الأرضية وسيتعين على جزء آخر تشغيل شريط القياس. قم بتمديد شريط القياس بحيث يكون لديك شريط يزيد بمقدار 5 سم عن الطول الذي تريد قياسه. قم بتثبيت شريط القياس في مكانه وأثناء تثبيت طرف القفل في يدك ، اترك الشريط يبرز مباشرة على الكرة الأرضية.

أشر إلى المواقف المختلفة. قد يكون من المفيد تسمية المحطات A و B و C و D ، مع التأكد من تطابق الملصقات مع مخطط التحقيق.

ضع الطول الدقيق للشريط (مسافة القياس من الشمس) الذي تقيسه مباشرة فوق مركز المصباح غير المضاء الذي يمثل الشمس. حرك الكرة الأرضية حتى يلامس مركز الكرة النهاية الممتدة لشريط القياس. يجب محاذاة مركز الكرة الأرضية مع مركز المصباح الكهربائي. يجب أن يكون لجميع الكرات الأربع محاور تشير في نفس الاتجاه. استخدم الرسم التخطيطي وعلامة نجم الشمال كدليل لك. بمجرد أن تكون الكرة الأرضية هي المسافة الصحيحة من الشمس ويكون محورها يشير في الاتجاه الصحيح ، قم بلصق قاعدة الكرة الأرضية بالجدول. يجب أن تكون الكرة الأرضية قادرة على تحمل عثرة أو اثنتين دون أن تتحرك.

إذا كان الوقت محدودًا ، فقم بقياس المسافات والصق الكرات الأرضية مسبقًا. اطلب من كل مجموعة إعادة فحص محطة واحدة.

انظر إلى الإعداد الخاص بك. ماذا تمثل الكرات الأربع في نموذجك؟

تمثل الكرات الأرضية موقع الأرض في أوقات مختلفة من العام أثناء دورانها حول الشمس.

في أي اتجاه تشير المحاور الشمالية والجنوبية لكل كرة أرضية؟ لماذا هو كذلك؟

تشير المحاور نحو نجم الشمال بسبب الموضع الثابت للميل المحوري للأرض في جميع أنحاء مدارها.

3. فحص شدة الضوء الذي يسقط على الكرة الأرضية

أنت الآن جاهز لإلقاء نظرة على الاختلافات في شدة الضوء التي تقع على كل كرة أرضية. كلما زادت شدة الضوء ، زادت الكهرباء التي تنتجها خليتك الشمسية. يسمح لنا قياس خرج الخلايا الشمسية بالعثور على الاختلافات في شدة الضوء في أماكن مختلفة على الكرة الأرضية. استخدم نفس الخلية الشمسية والمقاييس المتعددة طوال فترة التحقيق. ستتحرك مجموعتك في جميع أنحاء الغرفة من الكرة الأرضية إلى الكرة الأرضية ، متبعةًا مسار الأرض حول الشمس.

يقوم الطلاب بإعداد الخلية الشمسية عن طريق ربط الخيوط. يجب ضبط العداد لقياس التيار.

ستأخذ قياسين في كل موضع. سيحدد القياس الأول كيف تؤثر المسافة بين الشمس والأرض على شدة الضوء. سيقيس القياس الثاني كيفية تأثير ميل الأرض على شدة الضوء. للقياس الأول ، ستقوم بقياس ملي أمبير للتيار الذي تنتجه الخلية الشمسية في منتصف الكرة الأرضية. هذا مهم لأنك تحاول تحديد تأثير المسافة فقط على التيار الناتج.

قم بإحالة الطلاب إلى الرسم الخاص بالإعداد.

بالنسبة للقياس الثاني ، فأنت تريد معرفة تأثير ميل الأرض فقط. لذلك ، ستنقل الخلية الشمسية إلى مدار السرطان للحصول على القياس. ستكرر هذه العملية في كل كرة أرضية ثم تسجل بياناتك في الجدول 2. انقل مسافة المقياس من قياسات الشمس من الجدول 1 إلى العمود الثالث من الجدول 2.

هناك اختلافات طفيفة في كفاءة الخلايا الشمسية. لذلك ، ستحقق نتائج أكثر اتساقًا وذات مغزى إذا استخدمت كل مجموعة خليتها الشمسية ومقياسها المتعدد طوال عملية جمع البيانات.

فكر فيما فعلته في الجزء الأخير من التحقيق. لقد قمت بقياس التيار الناتج في منتصف الكرة الأرضية ثم في مدار السرطان. لماذا كان هذا مهمًا؟

هذا مهم لأنك قادر على تحديد تأثير متغيرات معينة في كل حالة. هذا صحيح. يمكنك فقط تحديد العامل - المسافة أو الميل المحوري - الذي له التأثير الأكثر أهمية عن طريق عزله. أكبر تغير نراه في المسافة من الأرض إلى الشمس هو من 147 & # 160 مليون كيلومتر إلى 153 & # 160 مليون كيلومتر ، بفارق حوالي 6 ملايين كيلومتر. ما هي النسبة المئوية للتغير في المسافة؟

يطبق الطلاب المعادلة لتحديد النسبة المئوية للتغيير.

هل تعتقد أن هذه النسبة من التغيير كبيرة أم صغيرة؟

يشارك الطلاب الآراء. يجب أن يستنتجوا أن التغيير صغير نسبيًا.

فكر الآن في الفرق في زاوية الخلايا الشمسية في المواضع الأربعة. هل كان هذا الاختلاف كبيرًا أم صغيرًا؟

يجب أن يكون الاختلاف كبيرًا بشكل ملحوظ بناءً على بيانات الطلاب التي تم جمعها.

كيف تقارن التغيرات في شدة الضوء فيما يتعلق بالمسافة بالتغييرات التي لاحظتها بسبب التغيرات في الزاوية؟

كانت التغييرات في شدة الضوء أكثر أهمية فيما يتعلق بتغييرات الزاوية.

في هذا التحقيق ، سعيت إلى تحديد سبب مواسم الأرض.لقد فكرت في عاملين: المسافة من الأرض إلى الشمس والميل المحوري للأرض. لقد جمعت بيانات في شكل قياسات شدة الضوء لمساعدتك في الوصول إلى إجابة. ما الذي يمكنك استنتاجه بشأن سبب مواسم الأرض بناءً على ملاحظاتك؟

تحدث مواسم الأرض بسبب ميلها المحوري.

فكر في فرضيتك الأصلية عند طرح السؤال لأول مرة. هل كانت فرضيتك صحيحة؟

ارجع إلى الرسم التخطيطي في الجزء 1. أي موضع (أ - د) يمثل اليوم الأول من الصيف في نصف الكرة الشمالي؟ ماذا عن أول أيام الشتاء؟ ما هو أساس إجابتك؟

اليوم الأول من الصيف هو عند النقطة D لأن نصف الكرة الأرضية الشمالي يميل مباشرة نحو الشمس. والعكس صحيح عند النقطة B ، أول أيام الشتاء ، لأن الأرض بزاوية بعيدة عن الشمس. استخدم الرسم البياني لتوضيح هذه النقطة. استخدم الرسم التخطيطي لتوجيه الطلاب وهم يجيبون على الأسئلة المتبقية في الجزء 5. تأكد من قيام الطلاب بالربط بين شدة الضوء والطريقة التي تميل بها الأرض لتحديد الفصول.


2 إجابات 2

تحتوي صفحة ويكيبيديا على السبق المحوري على قدر كبير من الرياضيات ، وما لم يكن لديك مطلقًا أرقام دقيقة لبعض أسباب القصة الغامضة (وهو على الأرجح ما أسميه الذيل الذي يهز الكلب - قم بتغيير القصة لتجنب ذلك المشكلة) ثم تكوين الأرقام أو مجرد نسيان كل شيء عن السبق المحوري هو السبيل للذهاب. ستكون الفترات المتضمنة طويلة جدًا وفقًا لمعايير أي قصة من المحتمل أن تكتبها ، فلماذا تثقل نفسك بشيء ربما لا تحتاج إليه.

الرياضيات التالية تعطي فقط تقريبًا تقريبيًا على أي حال ، ولا تريد حتى التفكير في نوع الأشياء التي تحتاج إلى القيام بها للحصول على واحدة أفضل: لا يستحق كل هذا العناء.

ومع ذلك ، دعونا نلقي نظرة على نتيجة النظرية الأساسية التي قدمتها ويكيبيديا:

هناك مكونان للمبادرة المحورية مهمان (للأرض): الأول بسبب القمر والآخر بسبب الشمس. تأثير القمر أكبر في الواقع ، لكن هذه الأرقام حساسة جدًا للقيم التي تستخدمها.

مساهمة الطاقة الشمسية

الكثير من الرموز فماذا تعني؟

  • $ G $ - ثابت الجاذبية العالمي مشهور أيضًا من $ F = frac قانون نيوتن للجاذبية.
  • $ M_s $ - كتلة الشمس - في حالتك تحتاج بالطبع إلى كتلة نجم كوكبك.
  • $ a_s $ - المحور شبه الرئيسي لمدار الكوكب حول نجمه
  • $ e_s $ - الانحراف اللامركزي لمدار الكوكب حول نجمه.

الآن هذا المصطلح الثاني بين قوسين مربعين ، والذي يوجد أيضًا في التعبير عن المساهمة القمرية. هذا واحد اصعب

  • $ C $ - لحظة القصور الذاتي (للأرض) حول محور الدوران
  • $ A $ - لحظة من القصور الذاتي حول خط الاستواء
  • $ epsilon $ - الزاوية بين المستوى الاستوائي ومستوى مسير الشمس (انظر أدناه)
  • $ omega $ - السرعة الزاوية للأرض (بسبب دورانها وليس مدارها)

الآن يتم التعامل مع هذا التعبير بشكل سيئ في ويكيبيديا بسبب مشكلتين.

يُفترض أن $ epsilon $ في ويكيبيديا هو نفسه لكل من المساهمات الشمسية والقمرية. هذا ليس (AFAIK) صحيحا. يجب أن تكون الزاوية هي الزاوية بين محور دوران الجسم ومستوى مدار الجسم الآخر (مما يعني أنها مختلفة بالنسبة للشمس والقمر).

من الصعب حقًا التعامل مع شروط $ C-A $ و $ A $ لمجرد البشر (وبصراحة فوضويون لأي شخص آخر). لأغراضك ، أقترح مصطلح الحل الوسط التالي بدلاً من ذلك. يعتمد على نمذجة الانتفاخ الكوكبي على أنه شكل بيضاوي ذو كثافة ثابتة مقارنة بقيمة $ A $ للكرة المثالية - كلا الجسمين لهما نفس الكتلة والكثافة ، والتي أعتبرها ثابتة. سأوفر لك الاشتقاق:

حيث في هذه الحالة $ R $ هو معدل نصف قطر الكوكب و $ a $ هو نصف القطر الاستوائي للكوكب.

المساهمة القمرية

لا يتوقع الكثير من التغيير هنا أن الجماهير وما إلى ذلك تشير إلى القمر وليس الشمس (ومن هنا جاءت الرموز المختلفة). هناك مصطلح إضافي واحد وهو العامل:

هذا يصحح لتأثير أن زاوية ميل مدار القمر إلى مسير الشمس ليست صفرًا. مسير الشمس هو المستوى مع الشمس ومدار الأرض فيه.

عليك أن تقرر هذه الأرقام بنفسك.

التأثير الكلي:

التأثير الكلي هو ببساطة مجموع التأثيرين الآخرين:

إذا كان لديك عدة أقمار ، فستحتاج إلى عدة شروط لتصحيح القمر.

فقط للتوضيح أن $ frac

يعني $ معدل تغير الزاوية $ psi $ بالنسبة إلى الوقت $ t $. لمعرفة حجم الزاوية التي ستتحرك فيها خلال قرن من الزمان ، يمكنك القيام بذلك:

$ Delta psi almost frac

دلتا t $

أولاً ، ابحث عن النجم القطبي الليلة. عندما يدور الكوكب حول محوره ، على مدار النهار / الليل ، ستتحرك جميع النجوم في السماء في مسار دائري ، باستثناء النجم القطبي. يمكنك استخدام خط رؤية ثابت (على سبيل المثال ، طرفي عودين عالقين في الأرض) لتحديد ما إذا كان النجم قد تحرك بعد بضع دقائق فقط. يجب أن تكون قادرًا بعد ذلك على تضييق نطاق نجم القطب في غضون ساعة. ضع في اعتبارك - معظم العوالم لا تحتوي على نجم قطبي "دقيق" ، حتى أن قطبنا Polaris يتحرك في دائرة صغيرة.

الآن بعد أن أصبح لديك نجم قطبي (أو مسار دائري لنجم قطب) ، يمكنك إعداد بعض الأجهزة الدائمة لإصلاح موضعها لفترة طويلة. إذا كان للكوكب موكب محوري ، فإن نجم القطب سينتقل في النهاية من هذا الوضع "الثابت بشكل دائم". سيحدد المعدل الذي يتحرك عنده خارج هذا الموضع معدل المبادرة المحورية. الوقت الذي يستغرقه النجم للعودة إلى موقعه الأصلي سيحدد دورة تسبق كاملة. الحد الأقصى للإزاحة خلال هذه الفترة من شأنه أن يحدد الحد الأقصى من البادئات الزاوية.

أظن أنه مع بعض من تلك الرياضيات المجنونة التي ذكرتها ، يمكنهم معرفة المدة التي ستستغرقها دورة كاملة ، والحد الأقصى الزاوي للمبادرة ، قبل اكتمال دورة كاملة ، لكنني لست متأكدًا حقًا من كيفية القيام بذلك.

تحرير: للتوضيح فقط - هذه النجوم لا تتحرك ، بل كوكبك يدور ويتقدم ، مما يجعل النجوم تبدو وكأنها تتحرك. في الواقع ، ما ورد أعلاه مبني على افتراض أنهم لا يتحركون.


1 المقدمة

في السنوات الأخيرة ، أصبح الطيران التشكيلي كعنصر رئيسي في مهمات الفضاء المستقبلية أكثر وأكثر جاذبية للباحثين. علاوة على ذلك ، فإن اشتقاق معادلات الحركة النسبية له أهمية خاصة لتحليل المهمات الفضائية الجديدة (Yang et al. 2015 Zeng et al. 2015). تم إنشاء هذه المعادلات أساسًا على أساس مدارات كبلر الدائرية. بُذلت جهود لاشتقاق معادلات المدارات غير الدائرية والمضطربة. حاول الباحثون أيضًا الحصول على معادلات أكثر دقة مع مراعاة قوة التوافقيات النطاقية (Casotto 2016) ، وسحب الغلاف الجوي (Gaias et al. 2015) وإنشاء اختلافات في خصائص مدار القمر الصناعي المرجعية (Chu et al. 2015).

بالنسبة لبعثات الطيران التشكيلي طويلة المدى ، تتأثر حركة الأقمار الصناعية باضطراب الجسم الثالث وضغط الإشعاع الشمسي في المدارات عالية الارتفاع. ومن ثم ، في النمذجة الحديثة وتصميم تشكيل الأقمار الصناعية (Gong et al. 2011 ، 2009 Hu et al. 2016 Shahid & amp Kumar 2014) ، تُؤخذ قوة اضطراب جاذبية الجسم الثالث والإشعاع الشمسي في الاعتبار أيضًا في تحليل الحركة النسبية.

تمت دراسة تأثير الاضطراب لجسم ثالث على الحركة المطلقة لمركبة فضائية في نظام الإحداثيات بالقصور الذاتي على نطاق واسع في الأدبيات (Carvalho et al. 2010 Domingos et al. 2015 ، 2014 ، 2013 Lara et al. 2012). باستخدام الطرق المتوسطة والمزدوجة المتوسط ​​(Carvalho et al. 2010 Feng et al. 2015 Gomes & amp de Cássia Domingos 2015 Ma & amp Li 2013) ، لا يزال التحقيق في الرحلة الطويلة في وجود جسم مزعج موضوعًا بحثيًا مثيرًا للاهتمام. في الأعمال السابقة ، من أجل التبسيط ، تم تقديم المستوى X-Y كمستوى مداري لجسم ثالث بدلاً من المستوى الاستوائي للجسم الرئيسي. كان Liu (Liu et al. 2012) أول باحث استخدم طريقة المتوسط ​​المزدوج للتحقيق في تأثير زاوية ميل الجسم الثالث على الحركة المطلقة للقمر الصناعي.

في وقت لاحق ، قام Ortore (Ortore et al. 2016) بتوسيع وظيفة الجاذبية للجسم الثالث ككثير حدود Legendre حتى الدرجة الثانية ، وأسس تحليليًا معادلات الحركة المطلقة للقمر الصناعي مع الأخذ في الاعتبار الجسم الثالث المائل.

ومع ذلك ، فإن التأثير المضطرب لجسم ثالث على الحركة النسبية لمركبة فضائية قد جذب الانتباه. في الآونة الأخيرة ، وللمرة الأولى ، تمكنت Roscoe (Roscoe et al. 2013) من الحصول بشكل تحليلي على تأثيرات اضطراب القمر على تكوين القمر الصناعي ، باستخدام النموذج الذي قدمه Bertachini de Almeida Prado (2003) دون النظر إلى الانحراف. تظهر مراجعة شاملة للأدبيات أنه لا يوجد سوى عدد قليل من الأوراق حول نمذجة الحركة النسبية للأقمار الصناعية في وجود جسم ثالث.

كما يمكن العثور عليه من الأدبيات السابقة ، لم يتم حل معادلات الحركة النسبية بالضبط مع مراعاة تأثيرات الجاذبية والانحراف للجسم الثالث. أيضًا ، في معظم الأعمال السابقة ، تم تجاهل اضطراب المدار المرجعي ، مما تسبب في أخطاء كبيرة في الرحلة الطويلة. أيضًا ، من الواضح أن امتداد المنطقة الفوضوية يعتمد بشكل واضح على قيمة الانحراف والميل المحوري يمكن أن يؤدي إلى تباين كبير في انحراف المدار (Liu et al. 2012). علاوة على ذلك ، لا يمكن تجاهل مقدار تأثيرات الانحراف للكواكب في النظام الشمسي. لذا ، فإن الغرض من هذه الورقة هو توضيح تأثيرات ميل الجسم الرئيسي على الحركة النسبية وتصميم التكوين.

لاشتقاق نموذج الطيران بتشكيل المسافات القريبة / البعيدة ، تم استخدام نهج جديد لدفع معادلات الحركة غير المبسطة للساتل المرجعي في وجود جسم ثالث قائم على ستة عناصر هجينة. تشير مقارنة الحركة المطلقة بالنماذج السابقة إلى أن النموذج المقترح يتمتع بدقة جيدة جدًا في الرحلات الطويلة الأمد. في الخطوة التالية ، من خلال تطبيق ميكانيكا لاغرانج ، تم استخلاص معادلات الحركة النسبية الدقيقة الجديدة مع مراعاة جاذبية الجسم الثالث في مدار ثلاثي الأبعاد بجسم رئيسي مفلطح. لتأكيد دقة نموذج الحركة النسبية المقدم ، تم تقديم نموذج يسمى نموذج الحركة النسبية القائم على مركز الجسم الرئيسي (MCRM). أخيرًا ، تم التحقيق في تأثير الميل المحوري للجسم الرئيسي على نوعين من تشكيل الساتل (في المسار والمدار الدائري المسقط (PCO)).


المدارات الدائرية للكواكب الخارجية الصغيرة: ما هي الكواكب الخارجية بحجم الأرض التي يُحتمل أن تكون صالحة للسكن؟

بالنظر إليها من الأعلى ، تشبه المدارات الكوكبية لنظامنا الشمسي حول الشمس حلقات حول عين مركزية. يحتفظ كل كوكب ، بما في ذلك الأرض ، بمسار دائري تقريبًا ، ويحافظ دائمًا على نفس المسافة من الشمس.

على مدى عقود ، تساءل علماء الفلك عما إذا كانت المدارات الدائرية للنظام الشمسي نادرة في كوننا. يشير تحليل جديد الآن إلى أن مثل هذا الانتظام المداري هو القاعدة ، على الأقل بالنسبة للأنظمة ذات الكواكب الصغيرة مثل الأرض.

في ورقة نشرت في مجلة الفيزياء الفلكيةأفاد باحثون من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا وجامعة آرهوس في الدنمارك أن 74 كوكبًا خارج المجموعة الشمسية ، تقع على بعد مئات السنين الضوئية ، تدور حول نجومها في أنماط دائرية ، مثل كواكب نظامنا الشمسي.

هذه الكواكب الخارجية البالغ عددها 74 ، والتي تدور حول 28 نجمًا ، هي بحجم الأرض تقريبًا ، ومساراتها الدائرية تقف في تناقض صارخ مع تلك الموجودة في الكواكب الخارجية الأكثر ضخامة ، والتي يقترب بعضها بشدة من نجومها قبل أن تندفع بعيدًا في مدارات شديدة الانحراف والمطولة .

يقول فنسنت فان إيلين ، طالب دراسات عليا زائر في قسم الفيزياء بمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا: "منذ عشرين عامًا ، كنا نعرف فقط عن نظامنا الشمسي ، وكان كل شيء دائريًا ، لذا توقع الجميع مدارات دائرية في كل مكان". "ثم بدأنا في العثور على الكواكب الخارجية العملاقة ، ووجدنا فجأة مجموعة كاملة من الانحرافات ، لذلك كان هناك سؤال مفتوح حول ما إذا كان هذا ينطبق أيضًا على الكواكب الأصغر. وجدنا أنه بالنسبة للكواكب الصغيرة ، من المحتمل أن تكون الدائرة هي القاعدة."

في النهاية ، يقول فان إيلين إن هذه أخبار جيدة في البحث عن الحياة في مكان آخر. من بين المتطلبات الأخرى ، لكي يكون الكوكب صالحًا للسكنى ، يجب أن يكون بحجم الأرض - صغيرًا ومضغوطًا بما يكفي ليكون مصنوعًا من الصخور ، وليس الغاز. إذا احتفظ كوكب صغير أيضًا بمدار دائري ، فسيكون أكثر ملاءمة للحياة ، لأنه سيدعم مناخًا مستقرًا على مدار العام. (على النقيض من ذلك ، قد يتعرض كوكب ذي مدار غريب الأطوار لتقلبات كبيرة في المناخ أثناء دورانه بالقرب من نجمه ، ثم بعيدًا عن نجمه).

يقول فان إيلين: "إذا كانت المدارات غير المركزية شائعة بالنسبة للكواكب الصالحة للسكن ، فسيكون ذلك مصدر قلق كبير للحياة ، لأنه سيكون لها مثل هذا النطاق الكبير من الخصائص المناخية". "ولكن ما وجدناه هو أنه ربما لا داعي للقلق كثيرًا لأن الحالات الدائرية شائعة إلى حد ما."

الأرقام المتقاطعة بالنجوم

في الماضي ، قام الباحثون بحساب الانحرافات المدارية للكواكب الخارجية الكبيرة "الغازية العملاقة" باستخدام السرعة الشعاعية - وهي تقنية تقيس حركة النجم. عندما يدور كوكب حول نجم ، فإن قوة جاذبيته ستجذب النجم ، مما يؤدي إلى تحركه في نمط يعكس مدار الكوكب. ومع ذلك ، فإن هذه التقنية هي الأكثر نجاحًا للكواكب الأكبر حجمًا ، حيث تمارس قوة جاذبية كافية للتأثير على نجومها.

يجد الباحثون عادة كواكب أصغر باستخدام طريقة اكتشاف العبور ، حيث يدرسون الضوء المنبعث من النجم ، بحثًا عن الانخفاضات في ضوء النجوم التي تدل على أن الكوكب يعبر ، أو "يمر" ، أمام هذا النجم ، للحظات. التقليل من نورها. عادةً ما تُنير هذه الطريقة وجود الكوكب فقط ، وليس مداره. لكن Van Eylen وزميله Simon Albrecht ، من جامعة Aarhus ، ابتكروا طريقة لجمع المعلومات المدارية من بيانات العبور النجمية.

لقد استنتجوا أولاً أنهم إذا كانوا يعرفون كتلة ونصف قطر نجم كوكب ما ، فيمكنهم حساب المدة التي سيستغرقها كوكب ما للدوران حول هذا النجم ، إذا كان مداره دائريًا. تحدد كتلة النجم ونصف قطره قوة جاذبيته ، والتي بدورها تؤثر على سرعة دوران الكوكب حول النجم.

من خلال حساب السرعة المدارية للكوكب في مدار دائري ، يمكنهم بعد ذلك تقدير مدة العبور - المدة التي سيستغرقها كوكب للعبور أمام نجم. إذا كان العبور المحسوب يتطابق مع العبور الفعلي ، فقد استنتج الباحثون أن مدار الكوكب يجب أن يكون دائريًا. إذا كان العبور أطول أو أقصر ، فيجب أن يكون المدار مستطيلًا أو غريب الأطوار.

ليس غريب الأطوار

للحصول على بيانات العبور الفعلية ، نظر الفريق في البيانات التي تم جمعها على مدى السنوات الأربع الماضية بواسطة تلسكوب كبلر التابع لناسا - وهو مرصد فضائي يقوم بمسح شريحة من السماء بحثًا عن كواكب صالحة للسكن. رصد التلسكوب سطوع أكثر من 145000 نجم ، ولم يتم تمييز سوى جزء بسيط منها بأي تفاصيل.

اختار الفريق التركيز على 28 نجمًا تم قياس كتلتها ونصف قطرها سابقًا ، باستخدام علم الزهرة النجمية - وهي تقنية تقيس النبضات النجمية ، والتي تعكس كتلة النجم ونصف قطره.

تستضيف هذه النجوم الـ 28 أنظمة متعددة الكواكب - إجمالي 74 كوكبًا خارجيًا. حصل الباحثون على بيانات كبلر لكل كوكب خارج المجموعة الشمسية ، ولم يبحثوا فقط عن حدوث العبور ، ولكن أيضًا مدتها. بالنظر إلى كتلة النجوم المضيفة ونصف قطرها ، قام الفريق بحساب مدة عبور كل كوكب إذا كان مداره دائريًا ، ثم قارن فترات العبور المقدرة مع فترات العبور الفعلية من بيانات كبلر.

عبر اللوح ، وجد Van Eylen و Albrecht مدد العبور المحسوبة والفعلية متطابقة ، مما يشير إلى أن جميع الكواكب الخارجية البالغ عددها 74 تحافظ على مدارات دائرية وليست غريبة الأطوار.

تقول Van Eylen: "وجدنا أن معظمها متطابق إلى حد كبير ، مما يعني أنها قريبة جدًا من كونها دائرية". "نحن على يقين من أنه إذا كانت الانحرافات الشديدة جدًا شائعة ، لكنا قد رأينا ذلك ، وهو ما لا نفعله".

يقول فان إيلين إن النتائج المدارية لهذه الكواكب الأصغر قد تساعد في النهاية في تفسير سبب امتلاك الكواكب الأكبر لمدارات أكثر تطرفًا.

يقول فان إيلين: "نريد أن نفهم سبب وجود مدارات غريبة للغاية لبعض الكواكب الخارجية ، بينما في حالات أخرى ، مثل النظام الشمسي ، تدور الكواكب في الغالب بشكل دائري". "هذه واحدة من المرات الأولى التي قمنا فيها بقياس انحرافات الكواكب الصغيرة بشكل موثوق ، ومن المثير أن نرى أنها مختلفة عن الكواكب العملاقة ، ولكنها تشبه النظام الشمسي."


هل توجد واجهة برمجة تطبيقات للحصول على بيانات الإمالة المحورية لجسم النظام الشمسي؟ - الفلك

مقدمة
أورانوس كوكب طالما أهمله علماء الفلك الهواة. هذا ليس غير منطقي من وجهة نظر نصف الكرة الشمالي ، حيث يقع الكوكب جنوب خط الاستواء السماوي ، ولأن له فترة مدارية تبلغ حوالي 84 عامًا ، وهذا يعني أنه يتحرك ببطء عبر الأبراج الجنوبية لمعظم القرن العشرين. . هذا ، جنبًا إلى جنب مع حجم قرص صغير يقل عن 4 ثوانٍ قوسية ، ويبدو السطح الأخضر اللطيف والخالي من الملامح مبررًا كافيًا لاعتبار أورانوس كائنًا ذا أولوية منخفضة ، ولا يستحق المراقبة المتكررة.

لكن الوضع مختلف قليلاً اليوم. سيواجه أورانوس في 19 أكتوبر 2017 في كوكبة الحوت (انظر الشكل 2 ب) في 2018 يصل أورانوس إلى المعارضة في 24 أكتوبر في كوكبة الحمل (الشكل 2 أ). بالنسبة لمراقبي نصف الكرة الشمالي ، يسهل الوصول إلى الكوكب ويصبح أقل عرضة لضعف الرؤية. أيضًا ، قد يكون الكوكب أكثر ديناميكية بكثير مما كان يُدرك سابقًا ، وهناك بعض الأدلة الحديثة التي تُظهر حدوث تغييرات على هذا الكوكب. أولاً ، سوف ندرس بعض الملاحظات التاريخية وبعض الملاحظات الحديثة ،

هذه الورقة لها هدفان. أولاً ، سوف ندرس بعض الملاحظات والحسابات والاكتشافات التاريخية وبعض الملاحظات الحديثة. تعطينا مراجعات الملاحظات السابقة فكرة عما يمكن توقعه. كما أنها توضح لنا المخالفات ، والتي من المهم التحقق منها مع تكرار الملاحظة ، وبالتالي فقد خصصنا قسمين لهذه الموضوعات. الهدف الثاني من الورقة هو توفير دليل للمراقبة المنتظمة. تم تقسيم هذا إلى قسمين: أولاً نقدم بعض الأساليب لأولئك الذين يرغبون في متابعة المراقبة المرئية ، وثانيًا نناقش الأساليب والمعدات للراغبين في القيام بالتصوير.

ملاحظات تاريخية
اكتشف السير ويليام هيرشل كوكب أورانوس عام 1781. كان هيرشل موسيقيًا ، لكنه تخلى عن هذا عندما تولى علم الفلك زمام الأمور. انخرط في رسم خرائط مجموعات النجوم في مجرة ​​درب التبانة وإجراء ملاحظات منتظمة للكواكب باستخدام منزله الذي صنعه عاكس نيوتوني بحجم 6 بوصات (15.2 سم) من منزله في 19 شارع كينج الجديد ، باث (الآن متحف هيرشل لعلم الفلك).

في 13 مارس 1781 ، لاحظ هيرشل شيئًا غريبًا في كوكبة الجوزاء. من الواضح أنه لم يكن نجمًا لأنه كان لديه قرص محسوس ولون مخضر. في البداية أطلق هيرشل على الجسم (الذي اعتقد في البداية أنه مذنب) على اسم راعيه الملك جورج الثالث. في بعض نصوص تلك الفترة ، يُشار إلى الكوكب باسم جورجيوس سيدوم أو نجم جورج.

بمجرد حساب مداره ، سرعان ما أدرك أن المذنب المشتبه به هو كوكب في الواقع ، ومن منظور البشرية ، أصبح النظام الشمسي أكثر اتساعًا. كما تم إدراك أن الكوكب قد شوهد عدة مرات من قبل ، لكن لم يتعرف عليه أحد على حقيقته. فلامستيد ، على سبيل المثال ، قد لاحظه في ما لا يقل عن ست مناسبات بين عامي 1690 و 1750

مع انتشار أخبار اكتشاف الكوكب وموقعه ، بدأ علماء الفلك في رصده بأكبر التلسكوبات التي كانت متاحة في ذلك الوقت. ومن المثير للاهتمام ، أن هيرشل يعتقد أنه لاحظ نظامًا دائريًا حول الكوكب ، إلا أن الملاحظات اللاحقة التي أجراها وعلماء الفلك الآخرون أظهرت أن هذا لم يكن على ما يبدو وأنه تم التخلي عن نظام الحلقة. 1

سرعان ما بدأ بعض علماء الفلك في الإبلاغ عن ميزات مثيرة للاهتمام على القرص ، بينما فشل آخرون في رؤية أي شيء. يقدم كتاب W. F. Denning التلسكوبي لأمسيات النجوم 1 روايات مختلفة. يبدو أنه في أوائل عام 1870 ، استخدم السيد بوفهام عاكسًا مقاس 9 بوصات (22.8 سم) بقدرة x212 و x320 وكان قادرًا على مراقبة النقاط المضيئة والمناطق على القرص ، والتي استخدمها لتقدير دوران الكوكب تم الوصول إلى رقم 12 ساعة (الفترة الحديثة المقبولة تزيد قليلاً عن 17 ساعة). ومع ذلك ، فإن اللورد روس مع عاكسه الذي يبلغ طوله 72 بوصة (1.82 مترًا) في ليلة 16 يناير 1873 ، مع رؤية وتعريف جيدين للغاية ، لم يتمكن من رؤية أي شيء على الإطلاق على القرص.

خلال شهري مايو ويونيو من عام 1883 ، استخدم البروفيسور يونغ المنكسر مقاس 23 بوصة (58 سم) الموجود في مرصد برينستون لمراقبة الكوكب. 1 كان قادرًا على رؤية حزامين استوائيين خافين. ألمحت ملاحظات أخرى إلى نشاط الغلاف الجوي في 18 مارس 1884 ، استخدم اثنان من المراقبين ، Thollon & amp Perrotin ، التلسكوب الجميل مقاس 14 بوصة (35 سم) ولاحظوا بقعًا داكنة على القرص تشبه تلك الموجودة على المريخ ، باتجاه مركز القرص شوهدت بقعة بيضاء على الطرف. هناك العديد من الروايات الأخرى المثيرة للاهتمام والملاحظات التاريخية المثيرة للفضول للكوكب ، ويمكن العثور على العديد منها في العمل الشامل للمؤرخ أ.ف.أودونيل ألكسندر ، والذي يعطي تاريخًا زمنيًا لملاحظات الكوكب. 3

يعتقد هيرشل أنه اكتشف ستة أقمار صناعية لأورانوس ، لكن اتضح أن أربعة منها كانت في الواقع نجومًا في الخلفية. كان أول قمرين صناعيين له ، أطلق عليهما فيما بعد تيتانيا وأوبيرون ، اكتشافات حقيقية. تم العثور على ثالث ، أرييل ، من قبل ويليام لاسيل في عام 1847 في 14 سبتمبر ، والرابع ، أمبريل ، بواسطة أو.ستروف في 1847 أكتوبر. كتاب الإسكندر. 3 كان من الواضح من خلال دراسة مدارات الأقمار الصناعية أن أورانوس لديه ميل محوري كبير قدره 98 درجة ، أي أكثر من زاوية قائمة.

استمر علماء الفلك في مراقبة الكوكب حتى القرن العشرين. رأى البعض أن أورانوس كان بلا ملامح وأن هناك القليل على القرص ، كما في الرسم الذي رسمه باتريك مور (الشكل 1). رأى المراقبون الآخرون أحزمة وبقع باهتة ، لكن الإجماع العام كان على أنه عالم لطيف إلى حد ما. من المؤكد أن الميزات بدت بعيدة المنال ، لكن SJ O'Meara تمكن من اشتقاق فترة دوران لأورانوس باستخدام سبع ملاحظات بصرية قام بها للسحب على القرص Uranian مع منكسر مرصد كلية هارفارد 0.23m في عام 1981. حصل O'Meara على قيمة بين 16-16.2 ساعة ، ليست بعيدة جدًا عن 17 ساعة و 14.4 دقيقة اليوم. 4

في عام 1902 أظهر H. Deslandres أن الكوكب يدور إلى الوراء. 2 تم تأكيد هذه النتائج من قبل P.Lowell و V.M.Slipher في مرصد Lowell في عام 1911. في عام 1933 ، حدد R.Mecke غاز الميثان (CH4) في الغلاف الجوي لأورانوس ، وبحلول عام 1934 ، اقترح R. Wildt أول نموذج داخلي للكوكب ، الذي اقترح أن الكوكب يحتوي على غلاف جوي غني بالهيدروجين ، تحته طبقة كبيرة من الجليد ، ثم أخيرًا قلب صخري. 2

لم يظل هذا النموذج السائد لفترة طويلة لأنه في عام 1951 ، اقترح دبليو رامزي من مانشستر نموذجًا داخليًا بديلاً للكوكب. اقترح رامسي أن الكوكب يتكون إلى حد كبير من الميثان والأمونيا والماء. 2 هذا هو النموذج الذي ما زلنا نفضله اليوم.

ظهر اكتشاف رئيسي آخر باستخدام التلسكوبات الأرضية في 10 مارس 1977 عندما تم اكتشاف نظام حلقي حول الكوكب بالصدفة. في هذا اليوم ، سيحجب أورانوس النجم SAO 158687 (تم التنبؤ بواسطة عضو BAA جوردون تايلور) ، وبما أن النجم كان ساطعًا نسبيًا مع الحجم الظاهري +8.9 ، ستكون هذه فرصة جيدة لقياس القطر الظاهر للقطر. الكوكب ، وتقديم معلومات عن الغازات الموجودة في الغلاف الجوي العلوي.

تم إدراك أن الغموض لن يكون مرئيًا إلا لمراقبي نصف الكرة الجنوبي ، لذلك تم استخدام مرصد كويبر الجوي. على متن المركب ، استعد كل من J. Elliott و E. Dunham & amp D. Mink لمراقبة الغيب. قبل حوالي 35 دقيقة من الحدث ، شوهد النجم وهو يغمز خمس مرات ، وبعد الانبعاث تكررت هذه الملاحظة بشكل متماثل. وقد لوحظ هذا أيضًا من قبل J. Churms في جنوب إفريقيا. لا يمكن تفسير هذه الظاهرة إلا من خلال وجود نظام حلقات حول الكوكب. 5

تلسكوبات الأرض ، ومراقبوهم اليقظون ، اكتشفوا الكوكب وأقماره ثم بالصدفة حلقاته. المزيد من الاكتشافات الرئيسية ستأتي من مركبة فضائية.

الاكتشافات الحديثة
في 24 كانون الثاني (يناير) 1986 ، مرت المركبة الفضائية فوييجر 2 على أورانوس وحتى الآن كانت المركبة الفضائية الوحيدة التي تزور الكوكب وتكشف عنه. تأتي معظم معرفتنا التفصيلية عن أورانوس وأقمارها الصناعية من مهمة فوييجر. اقتربت المركبة الفضائية من قطب الكوكب وحلقت فوق خط الاستواء على ارتفاع 80000 كيلومتر فوق قمم السحابة. 2 أثناء تحليقها ، تمكنت فوييجر 2 من إخبارنا بالكثير عن أورانوس وأقمارها الصناعية. التقطت فوييجر 2 أيضًا العديد من الصور عالية الدقة للكوكب (الشكل 3).

تم الكشف عن موجات الراديو من الكوكب ويبدو أن هناك اختلاف بسيط في درجات الحرارة من خط الاستواء إلى القطبين. تم العثور على أن الغلاف الجوي العلوي يتكون بشكل كبير من الهيدروجين (86٪) والهيليوم (13٪) مع وفرة 2٪ فقط من الميثان. 2 يتكون الغلاف الجوي من التروبوسفير (حتى 50 كم فوق مستوى الضغط المرجعي 1 بار) ، والستراتوسفير (50-4000 كم فوق المستوى المرجعي) ثم الغلاف الحراري والأيونوسفير. لقد وجد أن الغلاف الخارجي يمتد لمسافة كبيرة ، ربما إلى نظام الحلقات ، مما قد يكون له آثار على مظهر وبنية حلقات أورانوس. 6 الجزء الأدنى والأكثر كثافة من الغلاف الجوي هو طبقة التروبوسفير حيث يُعتقد أن درجة حرارة قمم السحب تبلغ حوالي -225 درجة مئوية ، وقد يكون تركيبها عبارة عن هيدرو كبريتيد الأمونيوم والماء. تحت طبقات السحب ، يُعتقد أن الكوكب يحتوي على منطقة سميكة تتكون بشكل كبير من الجليد - الماء (H2O) ، الأمونيا (NH4) والميثان (CH4). من المحتمل أن يكون الجليد المائي هو الأكثر وفرة من الجليد. في هذه الأنواع من الأعماق داخل أورانوس ، تتصرف هذه الجزيئات كسائل. تحت كل هذا ، قد يكون هناك نواة من سيليكات الحديد ، على الرغم من حقيقة أن أورانوس ليس لديه مصدر حرارة داخلي (على عكس كوكب المشتري وزحل ونبتون) قد يشير إلى عدم وجود نواة محددة جيدًا في مركز الكوكب. 2

أكدت فوييجر 2 أيضًا وجود نظام الحلقة واكتشفت عددًا من الأقمار الصناعية الجديدة. تم العثور على الأقمار الصناعية نفسها لتكون متطرفة إلى حد ما من الناحية الجيولوجية. يمكن العثور على خرائط ومناقشات حول الأقمار الصناعية الرئيسية في المرجع 2. من بين جميع الأقمار الصناعية ، ربما يكون ميراندا هو الأغرب. يبدو أن سطح هذا القمر عبارة عن مزيج غريب من التضاريس القديمة المليئة بالفوهات وكذلك المنحدرات والكورونا ، وقد تم بالفعل اقتراح أن ميراندا كانت ذات يوم جسمًا أكبر تم تقسيمه بفعل اصطدام بجسم آخر ثم أعيد تشكيله. بالطبع لا يمكن لأحد أن يكون على يقين ، ولكن بالنظر إلى الميل المداري الغريب لأورانوس ، والبنية الجيولوجية لأسطح أقمارها الصناعية ، يبدو أن الكوكب نفسه ربما كان ضحية تصادم عنيف في تاريخه المبكر.

بعد فوييجر ، تم استخدام تلسكوب هابل الفضائي من حين لآخر لرصد أورانوس. في يوليو / تموز 1997 وأكتوبر / تشرين الأول ، لوحظ في شبه الأشعة تحت الحمراء ، شوهدت السحب المنفصلة على الكوكب (الشكل 4) كما سجلت الملاحظات في عام 1998 مع HST اندلاع العواصف مع سرعة رياح تقديرية تبلغ 500 كم / ساعة. في الآونة الأخيرة ، أظهرت الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام تلسكوبات UKIRT و IRTF و Gemini-North أن أورانوس أصبح أكثر نشاطًا ، حيث تم الإبلاغ عن المنطقة الاستوائية وأحزمة خطوط العرض الداكنة ، إلى جانب المنطقة القطبية الجنوبية عند 45 درجة جنوبا يتلاشى و يبدأ الشكل الشمالي المقابل (عند 45 درجة شمالاً) في التكون. 7 أظهر تلسكوب سبيتزر الفضائي الذي يعمل بالأشعة تحت الحمراء تنوعًا كبيرًا في انبعاث الستراتوسفير كدالة على خط الطول. 8،9 من الواضح إذن أن أورانوس هو بالفعل عالم نشط ، وأن النشاط قد يحدث فقط محليًا وليس عالميًا (كما تظهر وظيفة نتائج خطوط الطول).

قد تظهر ملاحظات الهواة بعض التغييرات. تشير الملاحظات المرئية التي تم إجراؤها خلال ظهور 2010-2011 بواسطة Abel و Gray & amp McKim إلى أن بعض نطاقات السحب الباهتة كانت مرئية ، ولكن ربما تلاشت هذه لاحقًا (الشكل 5). كما لوحظت منطقة استوائية ساطعة ، ويبدو أن هذا قد خفت فيما بعد كما هو موضح في الصور بواسطة Peach and Lawrence (الشكل 6). يجب التأكيد على أن العلامات على أورانوس في الطيف البصري يمكن أن تكون بعيدة المنال ويصعب تحديدها. كان هناك بعض التفاوت والاتفاق مع كل من الملاحظات المرئية والصور وسنكون قادرين فقط على معالجة مظهر ميزات أورانوس من خلال جمع العديد من الملاحظات (المرئية والتصويرية) أكثر مما فعلناه في السنوات الأخيرة. يجب أن يدرك المراقبون المرئيون ذوو الفتحات المتوسطة أنه يمكن تضليل المرء لرؤية الأحزمة التي قد تكون في الواقع مجرد تأثيرات تباين في حالة وجود منطقة استوائية لامعة.

الملاحظات المرئية
مراقبة أورانوس بصريًا ليست مهمة سهلة. حتى في حالة المعارضة ، لا يتجاوز حجم القرص 4 ثوان قوسية. ومع ذلك ، بالنسبة للمراقبين الذين لديهم تلسكوبات يبلغ قطرها 200 ملم أو أكبر ، فمن الممكن ملاحظة أحزمة السحب الباهتة والمنطقة الاستوائية الأكثر إشراقًا والتي يبدو أنها تأتي وتذهب على هذا الكوكب. هناك أربعة خطوط مفيدة للتحقيق يمكن للمراقب البصري الشروع فيها: رسومات القرص وتقديرات الكثافة وتقديرات اللون وتقديرات الحجم.

رسومات القرص
يجب أن يتم تصنيعها باستخدام فراغات يبلغ قطرها 50 مم ، ويمكن العثور على قوالب منها على موقع ويب BAA Saturn Section. 9 ليس هناك نفس الشعور بالإلحاح لإنهاء الرسم في 10 دقائق أو نحو ذلك كما هو الحال مع كوكب المشتري وزحل ، ولكن لا يزال يتعين على المراقبين رسم الرسم بأسرع ما يمكن. كالعادة يجب على المراقبين تسجيل التاريخ والوقت (في UT) والتلسكوب والتكبير المستخدم. من المفيد أيضًا أن يقوم المراقبون بتسجيل خط طول CM مع رسوماتهم ، ويمكن الحصول على ذلك من برنامج WINJUPOS. 11

تقديرات الكثافة واللون
كما رأينا ، هناك بعض الأدلة الرصدية التي تشير إلى أن المنطقة الاستوائية للكوكب تختلف في السطوع. يجب أن يقوم المراقبون برسم قرص آخر ثم تعيين تقديرات الكثافة للمناطق المختلفة ذات السطوع المختلف. يجب أن يستخدم المراقبون مقياس الشدة BAA وهو رقم يتراوح من 0 (شديد السطوع) إلى 10 (السماء السوداء). كما هو الحال مع رسومات القرص ، يجب على المراقبين ملاحظة التاريخ والوقت والتلسكوب والتكبير المستخدم وخط الطول CM.

تقديرات الحجم
يمكن إجراء هذه بواسطة أي مراقب بأي تلسكوب بأي حجم (على الرغم من أن المجال الواسع مفضل بحيث تكون النجوم الإرشادية المفيدة متاحة للمقارنة). هناك دليل لإثبات أن أورانوس يختلف قليلاً في الحجم ، 12 لذا فإن المراقبين الذين يقومون بتقديرات الحجم مثل جزء من عملهم في علم الفلك مدعوون لعمل تقديرات منتظمة للكوكب لمعرفة ما إذا كان يمكن تكرار هذه الملاحظات. يقدم قسم النجوم المتغيرة في BAA تفاصيل حول كيفية تقدير الأحجام. 13

يمكن استخدام مرشح Wratten W # 15 (أصفر عميق) مع أدوات أكبر لزيادة حدة مظهر الكوكب والمساعدة في التأكيد على أي أحزمة مشتبه بها. يجب على المراقبين إجراء أكبر عدد ممكن من الملاحظات على جميع خطوط الطول بحيث يمكن تكوين صورة عامة ، وبالتالي المساعدة في معالجة بعض الأسئلة المحيرة التي ناقشناها فيما يتعلق بالتباين في المظهر المرئي للأحزمة والمناطق على هذا الكوكب.

بطبيعة الحال ، إذا لوحظت عاصفة أو ظاهرة أخرى غير عادية ، فيجب إخطار قسم زحل على الفور حتى يمكن إعلام المراقبين الآخرين وعلماء الفلك المحترفين بها.

تصوير أورانوس
على عكس الكواكب الرئيسية الأخرى ، يعتبر أورانوس كائنًا صعبًا للغاية للتصوير بأي تفاصيل أو جودة. يجعل سطوع السطح المنخفض جدًا (حتى أقل من سطوع زحل) من تصوير هذا العالم البعيد تحديًا كبيرًا ، على الرغم من إمكانية الحصول على بعض النتائج الجيدة المدهشة مع الممارسة والعناية.

من خلال عرض الحجم الزاوي الذي يبلغ 3.7 بوصة فقط عند المعارضة ، يلزم وجود تلسكوبات ذات فتحة أكبر لمحاولة تصوير الكوكب بدقة عالية ، وسيثبت استخدام فتحات أصغر من 200-250 مم صعوبة بالغة ، خاصة عند استخدام مرشحات الألوان.

إن ضمان موازاة التلسكوب بدقة وتبريده بشكل صحيح أمر مهم للغاية بالطبع لتحقيق نتائج جيدة. على عكس أبناء عمومته العملاقة ، يفتقر أورانوس إلى أي أحزمة أو مناطق في الضوء المرئي. حتى الصور الملونة الحقيقية من تلسكوب هابل الفضائي تظهر فقط نطاقات باهتة منخفضة التباين. للحصول على فرصة لتسجيل تفاصيل السحابة في الصور ، يجب استخدام مرشحات الأشعة تحت الحمراء. تتغلغل هذه العناصر في عمق الغلاف الجوي للكوكب وغالبًا ما تكشف عن أحزمة / مناطق أو حتى عواصف غير مرئية على الإطلاق بأطوال موجية أقصر مثل الضوء غير المرشح أو اللون الحقيقي. نظرًا لأن أورانوس خافت جدًا ، فإن مرشحات الضوء الأحمر التي تمرر الضوء من 600 نانومتر فصاعدًا ستكون خيارًا جيدًا لمعظم التلسكوبات. تحتاج مرشحات الأحمر إلى الأشعة تحت الحمراء التي تمر من 700 نانومتر أو أكثر إلى تلسكوبات ذات فتحة كبيرة ليتم استخدامها بنجاح على الرغم من أنه من المحتمل أن تكشف عن مزيد من التفاصيل. مرشحات نطاق الميثان ، مثل تلك المستخدمة لتصوير كوكب المشتري وزحل ، غير قابلة للاستخدام بشكل واقعي على التلسكوبات ذات حجم الهواة نظرًا لانخفاض سطوع السطح الذي يعرضه أورانوس.

نظرًا لأن أورانوس له قطر ظاهر صغير ، فإن البُعد البؤري الطويل إلى حد ما مطلوب. يجب أن تهدف إلى الحصول على نسبة بؤرية من حوالي f / 30 إلى f / 40 لتوفير مقياس صورة مناسب. يدور أورانوس بشكل أبطأ من كوكب المشتري وزحل ، لذا فإن النافذة الزمنية التي يلزم خلالها الحصول على صورة واحدة معقولة تمامًا. لا بأس من ثماني إلى 10 دقائق دون إمكانية تلطيخ أي تفاصيل عابرة قد تكون موجودة على القرص. لاكتشاف نمط الحزام / المنطقة العام ، يمكن استخدام عمليات تشغيل أطول في طول موجي معين (بترتيب ساعة أو أكثر إن أمكن) للمساعدة في تحسين نسبة الإشارة / الضوضاء للصورة.

قد يكون التركيز على أورانوس نفسه أمرًا صعبًا للغاية ، وننصح باستخدام نجم قريب للتركيز على الأغراض بدلاً من أورانوس نفسه. يمكن أن يجعل سواد الأطراف القوي إلى جانب قطره الزاوي الصغير محاولة التركيز على قرص الكواكب تجربة محبطة. خلال عام 2010 ، قدم كوكب المشتري القريب مقياس تركيز ممتازًا ، على الرغم من أن النجوم القريبة ستثبت فعاليتها بنفس القدر.

ستكون الرؤية الثابتة أمرًا حيويًا في الحصول على صور جيدة. من المحتمل أن تكون الصور التي تم الحصول عليها في حالة الرؤية الضعيفة قليلة الفائدة ، لذلك ننصح بالانتظار حتى ليالٍ من الرؤية الجيدة لاستهداف الكوكب. من المملكة المتحدة ، من الأفضل تجنب التصوير في الضوء غير المرشح لأن الارتفاع ليس مرتفعًا بما يكفي للهروب من الآثار الضارة للتشتت الجوي. يوصى بالتركيز على العمل المفلتر للحصول على أفضل النتائج وأكثرها فائدة.

يجب الحرص الشديد على عدم المبالغة في معالجة الصور لأن ذلك قد يتسبب في حدوث أخطاء قد تكون مضللة فيما يتعلق بالتفاصيل المسجلة بالفعل. تظل هذه مشكلة بشكل عام في التصوير الفوتوغرافي للهواة الكواكب وعند التعامل مع كائن مثل أورانوس ، من السهل جدًا معالجة صورة بقسوة شديدة في محاولة الكشف عن التفاصيل. إذا بدأ مركز ساطع أو حلقة داخلية داكنة في الظهور على الصورة ، فقد ذهبت بعيدًا جدًا مع التوضيح ويجب أن تقلل المستوى. الصور المفرطة في المعالجة قليلة القيمة ويمكن أن تؤدي إلى استنتاجات زائفة ومضللة.

الأهداف الممتازة الأخرى لمراقبي CCD هي الأقمار الصناعية الخمسة الرئيسية لأورانوس. حتى التلسكوبات الصغيرة ستكشف بسهولة عن ألمع أربعة (أرييل وأومبريل وتيتانيا وأوبيرون) على الرغم من أن ميراندا الخافتة في الداخل ستشكل تحديًا حتى بالنسبة للتلسكوبات ذات الفتحة الكبيرة. إن التعرض لبضع ثوان باستخدام التلسكوبات الصغيرة سوف يلتقط بسهولة هذه العوالم المجمدة الصغيرة. يمكن تتبع حركاتهم كما هو الحال مع الأقمار الصناعية لكوكب المشتري وزحل بسهولة من الليل إلى الليل.

مع المعدات المتاحة للهواة اليوم والنتائج المذهلة التي يتم الحصول عليها من خلال تصوير المريخ والمشتري وزحل ، فإن أورانوس البعيد هو كوكب يتطلب الآن اهتمامًا أكبر بكثير من المصورين ، والفرصة موجودة لتقديم مساهمات حقيقية وقيمة لدراسة هذا. عالم مهمل.

استنتاج
لقد رأينا أن كوكب أورانوس ليس العالم اللطيف الخامل الذي اعتقدناه ذات مرة. هناك العديد من الأسباب للاعتقاد بأن الكوكب قد يكون أكثر ديناميكية مما كان يُعتقد سابقًا ، لكن النقص الهائل في المراقبة يعيق أي استنتاج حقيقي حول مدى نشاط الكوكب حقًا. لا يسعنا إلا التكهن بالظواهر المثيرة للاهتمام التي ربما فاتتنا خلال العقود العديدة من الإهمال. تشير الملاحظات الأخيرة ، على الرغم من أنها بعيدة كل البعد عن كونها قاطعة ، إلى وجود بعض التغييرات المثيرة للاهتمام التي تحدث على الكوكب ، وبما أن الكوكب (بالنسبة لمراقبي نصف الكرة الشمالي) يتسلق أخيرًا أعلى ارتفاعًا ، فإننا نحث بشدة المراقبين الذين لديهم تلسكوبات كبيرة على مراقبة أورانوس بنفس الأسلوب الصارم والجاد كما يفعلون مع الزهرة والمريخ والمشتري وزحل.

سيكون قسم زحل ممتنًا لتلقي أي وجميع هذه الملاحظات من الكوكب. بالنظر إلى التأثيرات الأخيرة على كوكب المشتري والعواصف البيضاء الهائلة لزحل ، من يدري ما هي المفاجآت التي يخبئها مراقبو أورانوس المنتظمون؟

شكر وتقدير
يود المؤلفون أن يشكروا التاليين لمساعدتهم ونصائحهم أثناء كتابة هذه الورقة: السير باتريك مور وريتشارد بوم وبيت لورانس. شكرًا أيضًا لمارتن موبيرلي للعثور على مرجع لملاحظة S.J. O'Meara لأورانوس ، وديفيد جراي لنصائحه بشأن المراقبة المرئية للكوكب.

  1. دبليو إف دينينج ، العمل التلسكوبي لأمسيات النجوم ، تايلور وأمبير فرانسيس ، 1891
  2. بي مور وأمبير ر. ريس ، كتاب باتريك مور لبيانات علم الفلك ، مطبعة جامعة كامبريدج ، 2011
  3. أ. واو أود. الإسكندر ، كوكب أورانوس: تاريخ الملاحظة والنظرية والاكتشاف ، فابر وأمبير فابر ، 1965
  4. أورانوس ، المكتب المركزي للبرقيات الفلكية ، التعميم رقم 3912 ، 1984 1 فبراير (http://dare.uva.nl/document/4787)
  5. إليوت ، إي.دونهام وأمبير دي مينك ، "The Rings of Uranus ،" Nature ، 267 ، 328-330 (1977)
  6. F.هربرت وآخرون ، "الغلاف الجوي العلوي لأورانوس: حالات سحابة EUV التي تمت ملاحظتها بواسطة Voyager 2 ،" J.Geophys.Res.، 92، No. A13، 15،093-15،109 (1987)
  7. كاركوشكا ، "السحب ذات التباين العالي على أورانوس ،" العلوم ، 280 ، رقم 5363 ، 570-572 (1998)
  8. Patrick GJ Irwin et al. ، "فحص البنية السحابية العمودية لأورانوس وأمبير نبتون باستخدام ملاحظات أرضية قريبة من الأشعة تحت الحمراء في UKIRT و IRTF و Gemini-North" ، الجمعية العامة EGU 2010 ، المنعقدة في الفترة من 2 إلى 7 مايو 2010 ، فيينا ، النمسا ، p .4466 http://adsabs.harvard.edu/abs/2010EGUGA..12.4466I
  9. أورتن وآخرون ، "القياسات الأولى للبنية الحرارية الستراتوسفيرية لأورانوس" ، Geophys.Res.Abstr. ، 12 ، EGU 2010-2541 ، 2010 EGU Assembly
  10. قسم زحل BAA ، نموذج مراقبة أورانوس: http://www.britastro.org/saturn/subpages/visualreportforms/Uranus-form.jpg
  11. برنامج WINJUPOS المجاني: http://www.grischa-hahn.homepage.t-online.de/
  12. G.W. Lockwood & amp D. T. Thompson ، "التباين الضوئي لأورانوس ، 1972-1996 ،" إيكاروس ، 137 (1) ، 2-12 (1999)
  13. موقع قسم النجوم المتغيرة BAA: https://britastro.org/section_front/22

نُشر في الأصل في JBAA 121 ، 4 ، 2011 هنا مع المراجعات / التحديثات.

إذا كنت مهتمًا بمراقبة أورانوس أو تصويره ، فقم بقراءة تحدي مراقب داميان بيتش: عمالقة الجليد.

قد يكون القراء مهتمين باستكشاف قسم زحل وأورانوس ونبتون في BAA حيث يجب إرسال ملاحظات أورانوس ، أو لإلقاء نظرة على ملاحظات أعضاء Uranus BAA التي تم تحميلها على صفحات أعضاء BAA.


أسئلة مفتوحة ومهمة ترايدنت

آمل أن تجعلك هذه المواجهة القصيرة مع Triton أكثر فضولًا حول هذا العالم الاستثنائي وتجعلك ترغب في اكتشاف أكثر مما يمكنني تقديمه في المساحة المحدودة لمقالتين مميزتين (هذا والمقال السابق). يجب أن يكون واضحًا الآن أن العديد من الأسئلة لا تزال بدون إجابة ، على سبيل المثال:

هل Triton هو كائن نموذجي في حزام كايبر ، أم أنه غريب ، وإذا كان الأمر كذلك ، فلماذا؟

ما هو هيكلها الداخلي وتكوينها ، وهل يوجد محيط بداخلها؟ إذا كان الأمر كذلك ، فهل هذا المحيط هو المضيف للحياة؟

ما الذي يكمن في 60٪ غير المكتشفة من سطح تريتون؟

ما هي بنية الغلاف الجوي لتريتون؟ هل يمكننا الحصول على فهم أفضل لتركيبتها الكيميائية وهيكلها الحراري؟ و،

ما هو تأثير الغلاف المغناطيسي لنبتون على الأيونوسفير لتريتون (لم تتم مناقشته في هذه المقالات المميزة)؟

تهدف مهمة Trident المقترحة إلى معالجة مسألة ما إذا كان Triton يحتوي على محيط ، ولماذا يكون سطح Triton صغيرًا جدًا ، والشدة غير العادية (بالنسبة إلى القمر الصناعي) للغلاف الأيوني Triton (Prockter et al. . يقترح فريق مهمة Trident الحصول على بيانات الجاذبية والغلاف الجوي عن طريق الاحتجاب الراديوي وقياس طيف البلازما ، واستخدام البيانات التي تم الحصول عليها بواسطة مقياس المغناطيسية ، وصور الكاميرا ذات الزاوية الضيقة والعريضة ، ومقياس طيف الأشعة تحت الحمراء عالي الدقة ، للحصول على معلومات أكثر تفصيلاً و صورة كاملة لسطح تريتون وداخله. يمكن العثور على مزيد من المعلومات حول ترايدنت هنا.

هذا يختتم مغامرتنا Triton. من الميزة التالية سوف نتحرك نحو الشمس. المحطة التالية: أعمق قمر كوكب المشتري ، عالم آيو البركاني.


شاهد الفيديو: Planete en die sonnestelsel Leer al die planete in Afrikaans! (أغسطس 2022).