الفلك

لماذا لا يبدو الاقتراب الأقرب للنجم S2 إلى Sgr A * قريبًا من بؤرة مداره الإهليلجي؟

لماذا لا يبدو الاقتراب الأقرب للنجم S2 إلى Sgr A * قريبًا من بؤرة مداره الإهليلجي؟


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.

يرى تلسكوب Phys.org كبير جدًا رقص النجوم حول ثقب أسود فائق الكتلة ، ويثبت روابط أينشتاين الصحيحة للعديد من مقاطع فيديو ESO ، بما في ذلك النجم S2 الذي يقترب من الثقب الأسود في مركز مجرة ​​درب التبانة.

في لقطة الشاشة أدناه ، موقع Sgr A * ليس قريبًا من أي مكان بالقرب من بؤرة المدار الإهليلجي.

بالإضافة إلى الإجابة الممتازة المقبولة ، كتبت هذه الإجابة على لماذا لا يبدو أن الأرض في بؤرة المدار الإهليلجي لـ TESS في هذا الفيديو؟ ولذا أعلم أن المظهر يمكن أن يكون خادعًا اعتمادًا على وجهة نظر المرء.

لكن ما زلت لا أفعل أفهم حقًا لماذا يمكن أن تبدو الإزاحة سيئة للغاية هنا. بالنسبة للفيديو ، فقد وضعوا المراقب ("الكاميرا") على مسافة قريبة إلى حد ما وبالتالي قاموا بتشويه المنظور ، أو حتى إذا اخترت المسافة لتكون لانهائية ، يمكن أن يبدو أن المدارات الإهليلجية لا تركز على جسدها المركزي ، أو على الأقل على طول محورهم؟

هل من الممكن تحديد العناصر المدارية لـ S2 بهذه الطريقة وبنظام إحداثيات ما بحيث يمكنني رسمها بشكل ثلاثي الأبعاد ثم محاولة إعادة إنتاج هذا التأثير؟


الورقة المعنية الآن على arXiv هنا: "الكشف عن حركة شوارزشيلد في مدار النجم S2 بالقرب من الثقب الأسود الهائل في مركز المجرة". هذا يعطي العناصر المدارية التالية (الجدول E.1):

أ = 125.058 ماس e = 0.884649 أنا = 134.567 درجة ω = 66.263 درجة Ω = 228.171 درجة

العناصر المدارية $ i $, $ أوميغا $ و $ أوميغا $ هي في الأساس زوايا أويلر التي تصف اتجاه المدار في الفضاء. تبدأ مع المدار في $ xy $-الطائرة ، مع إشارة الحضيض نحو $ + x $. ثم استدر حول $ z $-المحور $ أوميغا $، بالتناوب حول $ x $-المحور $ i $، ثم قم بالتناوب حول $ z $-المحور مرة أخرى $ أوميغا $.

التقليد المعتاد الذي رأيته هو الحصول على ملف $ x $-المحور يشير إلى الشمال (الانحراف الإيجابي) و $ y $-محور يشير إلى الشرق (صعود يمين إيجابي).

بتجميعها معًا ، إليك بعض أكواد Python لرسم المدار:

استيراد numpy كـ np import matplotlib.pyplot كـ plt N = 1800 # توليد قيم شذوذ غريب الأطوار Evals = np.linspace (-np.pi، np.pi، N * 2 + 1) # العناصر المدارية a = 125.058 e = 0.884649 i = np.radians (134.567) أوميغا = np.radians (66.263) أوميغا = np.radians (228.171) b = a * np.sqrt (1-e * e) # مدار في xy-plane مع periastron نحو + x xvals = a * (np.cos (Evals) - e) yvals = b * np.sin (Evals) # تدوير حول المحور z بواسطة ω xvals2 = xvals * np.cos (omega) - yvals * np.sin (omega) yvals2 = xvals * np. np.cos (أوميغا) - yvals3 * np.sin (أوميغا) yvals4 = xvals3 * np.sin (أوميغا) + yvals3 * np.cos (أوميغا) # ارسم المدار - لاحظ أن y هو RA و x هو ديسمبر plt. المؤامرة (yvals4، xvals4) # رسم الثقب الأسود plt.plot (0، 0، marker = "o") # ارسم موضع pericentre plt.plot (yvals4 [N]، xvals4 [N]، marker = "o" ) # ارسم خط apsides plt.plot ([yvals4 [0] ، yvals4 [N]] ، [xvals4 [0] ، xvals4 [N]] ، linestyle = "-") # رسم أقرب نقطة في الفصل المتوقع proj_sep = np.sqrt (xvals4 * xvals4 + yvals4 * yvals4) min_args = np.argmin (proj_sep) plt.plot (yvals4 [min_args]، xvals4 [min_args] ، marker = "o") # RA يزيد إلى اليسار plt.gca (). invert_xaxis () plt.gca (). set_aspect ('يساوي' ، قابل للتعديل = "box") plt.xlabel ('RA (mas)' ) plt.ylabel ('ΔDec (mas)') plt.show ()

ينتج عن هذا المدار التالي المسقط للسماء ، حيث النقطة البرتقالية هي الثقب الأسود ، والنقطة الخضراء هي الموضع في محيط المركز ، والنقطة الأرجواني هي الموضع الأقرب الفصل المتوقع:

هذا يتطابق مع شكل المدار الموضح في الشكل 1. الآن لمقارنة ذلك بلقطة فيديو ، أفضل جهودي في مطابقة المدارات المعروضة يعطي ما يلي:

على الرغم من أنه ليس تطابقًا مثاليًا ، إلا أنه يبدو كما لو أنهما قد يصوران أقرب نهج في الفصل المتوقع ، بدلاً من أقرب نهج في الفضاء ثلاثي الأبعاد.


العناصر المدارية موجودة على ويكيبيديا:

$$ e = 0.884 a = 0.125 "، i = 134 ^ circ ، ، Omega = 228 ^ circ $$

(على مسافة مفترضة تبلغ 8 كيلو مترات في البوصة ، 0.125 دولارًا أمريكيًا = 1000 يورو)

الميل هو ما يعني أن الثقب الأسود ليس في بؤرة القطع الناقص المسقط.

تخيل مدارًا دائريًا له جسم مركزي. إذا تم النظر إلى المدار من ميل بعيد ولكن مرتفع ، فسيتم عرض المدار على شكل قطع ناقص ، مع وجود الجسم المركزي في وسط القطع الناقص (وليس البؤرة)

الإسقاط البعيد للقطع الناقص هو شكل بيضاوي آخر ، لكن إسقاط البؤرة ليس محور الإسقاط.

أدناه يمكنك رؤية مثال آخر. يقع القطع الناقص في المستوى الرمادي ، مع وجود بؤرتين عند A و B. لكن القطع الناقص الظاهر له محور مختلف تمامًا ، ولا يكون التركيز في أي مكان بالقرب من المحور. تم إنشاء هذه الصور باستخدام geogebra ولم يتم استخدام أي منظور.


تعذر جلب المرجع لـ (Mongodb / Morvin)

منذ شهر مضى ، أواجه مشكلة في مشروع Java الخاص بي وهو أنه عندما أبدأ التطبيق أحصل على هذا:

يحدث هذا لبعض المستخدمين ، وليس لجميع المستخدمين ، ويحدث لبعض "الفصائل" التي لديها مستخدمون بداخلها ، وأنا أعلم أنه تم نشر هذا الخطأ هنا ولكن لا يمكنني العثور على حل لذلك ، لدي هذا الخطأ منذ وقت طويل ولا أعرف ماذا أفعل الآن :(

أنا آسف لعدم لصق الرمز هنا ولكنه لا يسمح لي بوضع أكثر من 30000 حرف. شكرًا مقدمًا!


يبدو أن لديك بعض السخرية من المحتوى (لقد اختلقت هذه الكلمة ، أنا فخور بنفسي!). المحتوى الذي يتم تقديمه داخل حلقة مدخلات القناة موجود داخل جدول قاعدة بيانات يسمى exp_channel_data. عندما تستدعي حلقة إدخالات القناة ، فإن المحتوى الذي يتم عرضه يأتي من قاعدة البيانات ، وهذا هو المحتوى الذي يمكن تحريره بشكل عام بواسطة المستخدمين الذين يحتفظون بموقعك.

على الأرجح أن ما حدث هو أن شخصًا ما دخل إلى لوحة التحكم الخاصة به ، وقام عن طريق الخطأ بإضافة علامات & ltstrong & gt في مجموعة من الأماكن. ألقِ نظرة على إدخالات قناتك لمعرفة ما إذا كان قد حدث في أكثر من مكان. إذا كان لديك موقع به الكثير من الصفحات ، فيمكنك البحث عن مثيلات هذه العلامة باستخدام استعلام MySQL:

ما عليك سوى تغيير field_id_ # إلى أيًا كان معرف حقل المحتوى الرئيسي (عادةً ما يكون الحقل يُسمى "النص الأساسي" أو "المحتوى الرئيسي") ، ويمكنك إجراء عمليات بحث أكبر للبحث عن إدخالات القناة. إذا كان لديك قدر ضئيل من الإدخالات ، فمن الأسهل على الأرجح استخدام لوحة التحكم للتحقق من هذه البيانات.


لماذا لا يبدو الاقتراب الأقرب للنجم S2 إلى Sgr A * قريبًا من بؤرة مداره الإهليلجي؟ - الفلك

لقد قمت بتثبيت Python 3.6.4. عندما أقوم باستيراد السيرة الذاتية 2 ، فإنه يلقي هذا الخطأ:

فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة.

لدي إصدار OpenCV 2.4.13.

من المحتمل أن يكون لديك Python 2 و 3 مثبتين وأن Python 3 لا يعرف عن تثبيت opencv الخاص بك. جرب هذا:

سيؤدي ذلك إلى تثبيت opencv لـ Python 3 ونأمل أن يؤدي ذلك إلى حل مشكلتك.

Win10: خطأ استيراد: فشل تحميل DLL: تعذر على الوحدة النمطية المحددة ، Win10: ImportError: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة # 22794. مغلق. افتتح damcclane هذا العدد في 6 أكتوبر 2018 · 184 تعليقًا. خطأ استيراد: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة. فشل تحميل وقت تشغيل TensorFlow الأصلي. # 37042

انتقل إلى موجه الأوامر و "cd" دليل بيثون.

أدخل هذا إذا كنت تقوم بتشغيل Python 3.x.x

كان هذا خطأي وكان عليّ أن أحفر كثيرًا لإيجاد حل.

فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة. بعد ، فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة. بعد التثبيت باستخدام pip في نوافذ python 3.5. # 9263. مغلق. تم فتح JafferWilson أثناء معالجة الاستثناء أعلاه ، حدث استثناء آخر: Traceback (آخر مكالمة أخيرة): ImportError: Traceback (آخر مكالمة أخيرة): ImportError: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة.

ImportError Traceback (آخر مكالمة أخيرة)

11 من keras.models استيراد load_model

13 من الاستخدامات. استيراد get_yolo_boxes ، makedirs

خطأ استيراد: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة.

واجه خطأ الاستيراد هذا في أسبوع المرور ، وقمت بحلها بإدخال البرامج النصية أدناه في موجه Anaconda.

كوندا تثبيت -c menpo opencv

وهنا بيئتي:

لمزيد من التفاصيل ، ها هو السجل الذي حاولت حله خطأ الاستيراد هذا: micky619 / holiday-similarity # 3

خطأ استيراد: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة ، (لقد وجدت هذه الإجابة من مقطع فيديو: http://www.youtube.com/watch؟v= xmvRF7koJ5E). قم بتنزيل msvcp71.dll و msvcr71.dll من الويب. لماذا لا يبدو الاقتراب الأقرب للنجم S2 إلى Sgr A * قريبًا من بؤرة مداره الإهليلجي؟ هل EMT أو PVC أكثر متانة تحت الشرفة التي تمطر؟ تم ترك الخرطوم عن طريق الخطأ ولا يوجد ضغط عليه الآن

يمكن أن يحدث هذا إذا كنت تستخدم نظام التشغيل windows 10 N ، توزيعات N لا تأتي مثبتة مسبقًا مع حزمة ميزات وسائط Windows ، وهو أمر مطلوب بعد OpenCV الإصدار 3.4 وما بعده.

كن حذرًا في اختيار الإصدار الذي يعمل مع الإصدار الحالي من Windows.

إذا لم يكن هذا خيارًا ، فارجع إلى إصدار سابق من OpenCV لا يحتوي على تبعيات dll ، يمكنك القيام بذلك عن طريق: تثبيت النقطة opencv-python = 3.3.0.9

إذا استمرت المشكلة ، فحاول استخدام Dependency walker لمعرفة مصدر مشاكلك على وجه التحديد ثم حاول إصلاحها بشكل فردي.

منذ طرح Windows للإصدار N ، شوهدت هذه المشكلة في العديد من الأماكن ، وكان لها العديد من التأثيرات عبر بيئة windows ، فإن أسرع طريقة لتحديد ما إذا كانت لديك هذه المشكلة هي فتح youtube في متصفح Edge ، إذا كانت تقول إن المكون الإضافي للوسائط HTML5 غير موجود ، هذه هي المشكلة.

Python: ImportError: فشل تحميل DLL: تعذر على الوحدة النمطية المحددة ، جرب هذا ، أضف موقع DLL (C: Programs Python Python35 DLLs) في مسار متغيرات البيئة. خطأ استيراد Pyinstaller: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة أسئلة الشبكة الساخنة قصة قصيرة SF حول رجل محاصر ويعيش في نفس اليوم مرارًا وتكرارًا

خطأ في الاستيراد: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة ، استخدم الأمر التالي لتثبيت tensorflow (حتى إذا كنت قد قمت بتثبيته بالفعل). بالنسبة لي ، عملت على win7 64bit و python 3.6.5. conda install tensorflow في حالتي ، تعذر على Win10 العثور على الوحدة النمطية لأن متغير البيئة cuDNN لم يتم تعيينه بشكل صحيح! تحتاج إلى ضبط env var على مجلد bin الفرعي. في حالتي عندما استخرجته إلى C: ، كان علي إضافة C: & # 92cuda & # 92bin إلى نظام المسار المتغير.

فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة (رقم 1 ، حسنًا ، بالنظر إلى هذا بشكل منطقي ، أود أن أقول إنك تفتقد dll ، أو أن أحدًا غير مسجل. من أصدقائنا في stackoverflow ، اكتشفت باستخدام ImportError: فشل تحميل DLL: تعذر العثور على الوحدة النمطية المحددة. عند استيراد cv2 في pycharm


1 إجابة 1

تقدر حزمة glmertree نماذج التأثيرات المختلطة الخطية (المعممة) بالشكل: $ start mathrm) & amp = & amp mu_ ز ( مو_) & amp = & amp x_i ^ top beta_ + z_i ^ top b end $ حيث $ j (i) $ هي المجموعة الفرعية (أو العقدة الطرفية أو الورقة) $ j $ التي يتم تخصيص الملاحظة $ i $ لها بواسطة الشجرة. (لمزيد من التفاصيل انظر Fokkema وآخرون. 2018, طرق البحث السلوكي، doi: 10.3758 / s13428-017-0971-x ، المعادلة 5 حيث يتم استخدام تدوين مختلف قليلاً).

وبالتالي ، من الممكن تقدير الشجرة بأكملها في GLMM واحد "مشترك" بمجرد أن يصبح هيكل المجموعة $ j (i) $ "معروفًا" (مقدّر فعليًا). يمكن النظر إلى التقدير كنموذج تفاعل حيث تتفاعل جميع التأثيرات الثابتة مع الانحدار $ x_i $ مع عامل ترميز بنية التجميع بينما يتم استخدام تقدير عالمي للتأثيرات العشوائية مع الانحدار $ z_i $.

يتم تطبيق هذا الرأي أيضًا بشكل افتراضي في glmertree. لسبب ما ، قمت بتعيين Joint = FALSE الذي أضفناه لأن الأساليب الأخرى في الأدبيات تفعل ذلك. لكنها أقل شأنا حقًا لأن: (أ) يحتاج التكرار على غرار EM إلى وقت أطول للتقارب ، (2) ومع ذلك ، فإن التقارب ليس قريبًا من الحد الأقصى ، (3) لا تحصل على كائن نموذج واحد يحتوي على جميع المعلمات. إذا كنت تستخدم المفصل الافتراضي = TRUE ، فستحصل على:

من حيث المبدأ ، من الممكن تقنيًا الحصول على فترات ثقة من هذا الكائن. ومع ذلك: يؤدي القيام بذلك إلى تجاهل أن بنية المجموعة الفرعية من الشجرة غير معروفة خارجيًا مسبقًا ولكن يتم تقديرها فعليًا من البيانات. هذا مشابه لأداء الاستدلال بعد اختيار النموذج عبر AIC أو BIC. غالبًا ما يتم تنفيذ هذا الأخير من الناحية العملية ولكن من المعروف أيضًا من الأدبيات أنه يمكن أن يحدث خطأ مرضيًا (انظر عمل ليب وبويتشر ، على سبيل المثال ، نظرية الاقتصاد القياسي تعتبر ورقة "اختيار النموذج والاستدلال: حقائق وخيال" ، دوى: 10.1017 / S0266466605050036 ، نقطة انطلاق جيدة). إذا كنت ترغب في إلقاء نظرة ، يمكنك القيام بذلك عن طريق:

هذا يطرح عددًا من التحذيرات ، على الرغم من أنها قد تكون مرتبطة بالنتائج المحرجة في .sig02 و. sig03. ربما يشير هذا إلى أن النموذج معقد جدًا بالفعل بالنسبة لحجم toy_data.


محتويات

على المدى الثنائية تم استخدامه لأول مرة في هذا السياق من قبل السير ويليام هيرشل في عام 1802 ، [1] عندما كتب: [2]

على العكس من ذلك ، إذا كان يجب وضع نجمين قريبين جدًا من بعضهما البعض ، وفي نفس الوقت معزولان حتى الآن حتى لا يتأثران ماديًا بجاذبية النجوم المجاورة ، فسوف يؤلفان نظامًا منفصلاً ، ويظلان متحدين رابطة انجذابهم المتبادل تجاه بعضهم البعض. يجب أن يسمى هذا نجمًا مزدوجًا حقيقيًا وأي نجمين مرتبطين ببعضهما البعض ، يشكلان النظام الفلكي الثنائي الذي يجب أن نضعه في الاعتبار الآن.

بالتعريف الحديث ، المصطلح نجم ثنائي بشكل عام يقتصر على أزواج النجوم التي تدور حول مركز مشترك للكتلة. تُعرف النجوم الثنائية التي يمكن حلها باستخدام التلسكوب أو طرق قياس التداخل باسم الثنائيات المرئية. [3] [4] بالنسبة لمعظم النجوم الثنائية المرئية المعروفة ، لم يتم ملاحظة ثورة كاملة واحدة ، بل لوحظ أنها سارت على طول مسار منحني أو قوس جزئي. [5]

مصطلح أكثر عمومية نجمة مزدوجة يستخدم لأزواج من النجوم التي يمكن رؤيتها قريبة من بعضها البعض في السماء. [1] نادرًا ما يتم هذا التمييز في لغات أخرى غير الإنجليزية. [3] قد تكون النجوم المزدوجة عبارة عن أنظمة ثنائية أو قد تكون مجرد نجمين يبدو أنهما قريبان من بعضهما في السماء ولكن لهما مسافات حقيقية مختلفة تمامًا عن الشمس. هذا الأخير يسمى مضاعفات بصرية أو أزواج بصرية. [6]

منذ اختراع التلسكوب ، تم العثور على العديد من أزواج النجوم المزدوجة. تشمل الأمثلة المبكرة ميزار وأكروكس. ميزار ، في الدب الأكبر (Ursa Major) ، لوحظ أنه مضاعف بواسطة Giovanni Battista Riccioli في عام 1650 [7] [8] (وربما قبل ذلك من قبل Benedetto Castelli و Galileo). [9] اكتشف الأب فونتيني النجم الجنوبي اللامع أكروكس ، في الصليب الجنوبي ، ليكون مزدوجًا في عام 1685. [7]

كان جون ميشيل أول من اقترح أن النجوم المزدوجة قد تكون مرتبطة ماديًا ببعضها البعض عندما جادل في عام 1767 أن احتمال أن يكون النجم المزدوج ناتجًا عن اصطفاف الصدفة كان ضئيلًا. [10] [11] بدأ ويليام هيرشل في رصد النجوم المزدوجة في عام 1779 وسرعان ما نشر بعد ذلك كتالوجات لحوالي 700 نجمة مزدوجة. [12] بحلول عام 1803 ، كان قد لاحظ تغيرات في المواضع النسبية في عدد من النجوم المزدوجة على مدار 25 عامًا ، وخلص إلى أنها يجب أن تكون أنظمة ثنائية. تم حسابه حتى عام 1827 ، عندما قام فيليكس سافاري بحساب مدار Xi Ursae Majoris. [14] منذ هذا الوقت ، تم فهرسة وقياس العديد من النجوم المزدوجة. يحتوي كتالوج واشنطن دبل ستار ، وهو قاعدة بيانات للنجوم المرئية المزدوجة التي جمعها المرصد البحري للولايات المتحدة ، على أكثر من 100000 زوج من النجوم المزدوجة ، [15] بما في ذلك المضاعفات البصرية بالإضافة إلى النجوم الثنائية. تُعرف المدارات ببضعة آلاف فقط من هذه النجوم المزدوجة ، [16] ولم يتم التأكد من أن معظمها إما ثنائيات حقيقية أو نجوم بصرية مزدوجة. [17] يمكن تحديد ذلك بملاحظة الحركة النسبية للأزواج. إذا كانت الحركة جزءًا من مدار ، أو إذا كانت للنجوم سرعات شعاعية متشابهة وكان الاختلاف في حركاتها المناسبة صغيرًا مقارنة بحركتها المناسبة الشائعة ، فمن المحتمل أن يكون الزوج فيزيائيًا. [18] إحدى المهام المتبقية للمراقبين المرئيين للنجوم المزدوجة هي الحصول على ملاحظات كافية لإثبات أو دحض اتصال الجاذبية.

طرق المراقبة تحرير

تُصنف النجوم الثنائية إلى أربعة أنواع وفقًا للطريقة التي يتم ملاحظتها بها: بصريًا ، عن طريق الملاحظة الطيفية ، عن طريق التغيرات الدورية في الخطوط الطيفية ضوئيًا ، عن طريق التغيرات في السطوع الناتجة عن الكسوف أو قياس الفلك ، عن طريق قياس الانحراف في موقع النجم. سببها رفيق غير مرئي. [3] [19] يمكن لأي نجم ثنائي أن ينتمي إلى العديد من هذه الفئات على سبيل المثال ، العديد من الثنائيات الطيفية تحجب أيضًا الثنائيات.

الثنائيات المرئية تحرير

أ ثنائي بصري النجم هو نجم ثنائي يكون فيه الفصل الزاوي بين المكونين كبيرًا بما يكفي للسماح برصدهما كنجم مزدوج في تلسكوب ، أو حتى مناظير عالية الطاقة. تعد الدقة الزاوية للتلسكوب عاملاً مهمًا في اكتشاف الثنائيات المرئية ، ومع تطبيق دقة زاوية أفضل على ملاحظات النجوم الثنائية ، سيتم اكتشاف عدد متزايد من الثنائيات المرئية. يعد السطوع النسبي للنجمين عاملاً مهمًا أيضًا ، حيث قد يجعل الوهج من النجم اللامع من الصعب اكتشاف وجود مكون أضعف.

النجم الأكثر إشراقًا للثنائي المرئي هو خبرات نجمة ، ويعتبر باهتة ثانوي. في بعض المنشورات (خاصة القديمة منها) ، يُطلق على الثانوية الباهتة اسم يأتي (جمع قادم رفيق). إذا كانت النجوم بنفس السطوع ، فإن تسمية المكتشف للسطوع الأولي تكون مقبولة عادةً. [20]

تقاس زاوية موضع المرحلة الثانوية بالنسبة إلى المرحلة الأولية ، مع المسافة الزاوية بين النجمين. يتم تسجيل وقت المراقبة أيضًا. بعد تسجيل عدد كافٍ من الملاحظات على مدار فترة زمنية ، يتم رسمها في إحداثيات قطبية مع النجم الأساسي في الأصل ، ويتم رسم القطع الناقص الأكثر احتمالاً من خلال هذه النقاط بحيث يتم استيفاء قانون كيبلر للمناطق. يُعرف هذا القطع الناقص باسم القطع الناقص الظاهر، وهو إسقاط المدار الإهليلجي الفعلي للثانوي فيما يتعلق بالمدار الأولي على مستوى السماء. من هذا القطع الناقص المسقط ، يمكن حساب العناصر الكاملة للمدار ، حيث لا يمكن التعبير عن المحور شبه الرئيسي إلا بالوحدات الزاويّة ما لم يكن المنظر النجمي ، ومن ثم المسافة ، معروفًا للنظام. [4]

تحرير الثنائيات الطيفية

في بعض الأحيان ، يأتي الدليل الوحيد على وجود نجم ثنائي من تأثير دوبلر على ضوءه المنبعث. في هذه الحالات ، يتكون الثنائي من زوج من النجوم حيث تتحرك الخطوط الطيفية في الضوء المنبعث من كل نجم أولاً نحو اللون الأزرق ، ثم باتجاه الأحمر ، حيث يتحرك كل منهما أولاً نحونا ، ثم بعيدًا عنا أثناء حركته. حول مركز كتلتهم المشترك ، مع فترة مدارهم المشترك.

في هذه الأنظمة ، يكون الفصل بين النجوم عادةً صغيرًا جدًا ، والسرعة المدارية عالية جدًا. ما لم يكن مستوى المدار متعامدًا على خط البصر ، فإن السرعات المدارية ستحتوي على مكونات في خط الرؤية وستتغير السرعة الشعاعية الملحوظة للنظام بشكل دوري. نظرًا لأنه يمكن قياس السرعة الشعاعية بمقياس الطيف من خلال ملاحظة انزياح دوبلر للخطوط الطيفية للنجوم ، تُعرف الثنائيات المكتشفة بهذه الطريقة باسم الثنائيات الطيفية. لا يمكن حل معظمها كثنائي بصري ، حتى مع التلسكوبات ذات أعلى قوة حل موجودة.

في بعض الثنائيات الطيفية ، تكون الخطوط الطيفية من كلا النجمين مرئية والخطوط مزدوجة ومفردة بالتناوب. يُعرف هذا النظام باسم ثنائي طيفي مزدوج الخط (غالبًا ما يُشار إليه بـ "SB2"). في الأنظمة الأخرى ، يُرى طيف نجم واحد فقط وتتحول الخطوط في الطيف بشكل دوري نحو اللون الأزرق ، ثم باتجاه الأحمر والعودة مرة أخرى. تُعرف هذه النجوم بالثنائيات الطيفية أحادية الخط ("SB1").

يتم تحديد مدار ثنائي طيفي من خلال إجراء سلسلة طويلة من الملاحظات للسرعة الشعاعية لأحد مكونات النظام أو كليهما. يتم رسم الملاحظات مقابل الوقت ، ومن المنحنى الناتج يتم تحديد فترة زمنية. إذا كان المدار دائريًا ، فسيكون المنحنى عبارة عن منحنى جيبي. إذا كان المدار بيضاوي الشكل ، فسيعتمد شكل المنحنى على الانحراف المركزي للقطع الناقص واتجاه المحور الرئيسي بالإشارة إلى خط البصر.

من المستحيل تحديد المحور شبه الرئيسي بشكل فردي أ وميل الطائرة المدارية أنا. ومع ذلك ، فإن ناتج المحور شبه الرئيسي وجيب الميل (أي أ الخطيئة أنا) مباشرة بوحدات خطية (مثل الكيلومترات). أي كان أ أو أنا يمكن تحديده بوسائل أخرى ، كما في حالة كسوف الثنائيات ، يمكن العثور على حل كامل للمدار. [21]

النجوم الثنائية التي هي ثنائيات بصرية وطيفية على حد سواء نادرة ، وهي مصدر قيم للمعلومات عند العثور عليها. حوالي 40 معروفة. غالبًا ما يكون للنجوم الثنائية المرئية فواصل حقيقية كبيرة ، مع فترات تقاس من عقود إلى قرون ، وعادة ما يكون لها سرعات مدارية صغيرة جدًا بحيث لا يمكن قياسها بالطيف. على العكس من ذلك ، تتحرك النجوم الثنائية الطيفية بسرعة في مداراتها لأنها قريبة من بعضها البعض ، وعادة ما تكون قريبة جدًا بحيث لا يمكن اكتشافها كثنائيات بصرية. يجب أن تكون الثنائيات التي تم العثور عليها على أنها بصرية وطيفية على حد سواء قريبة نسبيًا من الأرض.

كسوف الثنائيات تحرير

ان كسوف نجم ثنائي هو نظام نجمي ثنائي يقع فيه المستوى المداري للنجمين تقريبًا في خط رؤية المراقب بحيث تخضع المكونات للخسوف المتبادل. [22] في الحالة التي يكون فيها الثنائي أيضًا ثنائيًا طيفيًا ويكون الاختلاف في النظام معروفًا ، يكون الثنائي مفيدًا جدًا للتحليل النجمي. يحتوي Algol ، وهو نظام نجمي ثلاثي في ​​كوكبة Perseus ، على أفضل مثال معروف للكسوف الثنائي.

ثنائيات الكسوف هي نجوم متغيرة ، ليس بسبب اختلاف ضوء المكونات الفردية ولكن بسبب الكسوف. يتميز منحنى الضوء لثنائي الكسوف بفترات من الضوء الثابت عمليًا ، مع انخفاضات دورية في الشدة عندما يمر أحد النجوم أمام الآخر. قد ينخفض ​​السطوع مرتين أثناء المدار ، مرة عندما يمر الثانوي أمام الابتدائي ومرة ​​عندما يمر الأساسي أمام الثانوي. يُطلق على أعمق الخسوفين اسم الخسوف الأساسي بغض النظر عن النجم الذي يتم إخفاءه ، وإذا حدث كسوف ثانٍ ضحل أيضًا ، فإنه يسمى الكسوف الثانوي. يعتمد حجم قطرات السطوع على السطوع النسبي للنجمين ، ونسبة النجم المخفي ، وسطوع السطح (أي درجة الحرارة الفعالة) للنجوم. عادةً ما يتسبب انسداد النجم الأكثر سخونة في حدوث الخسوف الأساسي. [22]

يمكن تحديد فترة مدار ثنائي الكسوف من دراسة منحنى الضوء الخاص بها ، ويمكن تحديد الأحجام النسبية للنجوم الفردية من حيث نصف قطر المدار ، من خلال ملاحظة مدى سرعة تغير السطوع كقرص أقرب ينزلق النجم فوق قرص النجم الآخر. [22] إذا كان أيضًا ثنائيًا طيفيًا ، فيمكن أيضًا تحديد العناصر المدارية ، ويمكن تحديد كتلة النجوم بسهولة نسبيًا ، مما يعني أنه يمكن تحديد الكثافة النسبية للنجوم في هذه الحالة. [23]

منذ حوالي عام 1995 ، أصبح قياس المعلمات الأساسية للكسوف الثنائي خارج المجرة ممكنًا باستخدام تلسكوبات فئة 8 أمتار. هذا يجعل من الممكن استخدامها لقياس المسافات إلى المجرات الخارجية مباشرة ، وهي عملية أكثر دقة من استخدام الشموع القياسية. [24] بحلول عام 2006 ، تم استخدامها لإعطاء تقديرات المسافة المباشرة لمجرة LMC و SMC و Andromeda Galaxy و Triangulum Galaxy. تقدم ثنائيات الكسوف طريقة مباشرة لقياس المسافة إلى المجرات إلى مستوى دقة محسّن بنسبة 5٪. [25]

ثنائيات غير قابلة للكسوف يمكن اكتشافها من خلال تحرير القياس الضوئي

يمكن أيضًا اكتشاف الثنائيات القريبة غير الخسوفية ضوئيًا من خلال مراقبة كيفية تأثير النجوم على بعضها البعض بثلاث طرق. الأول هو مراقبة الضوء الإضافي الذي تنعكسه النجوم عن رفيقها. ثانيًا ، من خلال ملاحظة اختلافات الضوء الإهليلجي الناتجة عن تشوه شكل النجم من قبل رفاقهم. الطريقة الثالثة هي النظر في كيفية تأثير الإشعاع النسبي على الحجم الظاهري للنجوم. يتطلب اكتشاف الثنائيات بهذه الطرق قياسًا ضوئيًا دقيقًا. [26]

الثنائيات الفلكية تحرير

اكتشف علماء الفلك بعض النجوم التي يبدو أنها تدور حول فضاء فارغ. الثنائيات الفلكية هي نجوم قريبة نسبيًا يمكن رؤيتها وهي تتأرجح حول نقطة في الفضاء ، بدون رفيق مرئي. يمكن تطبيق نفس الرياضيات المستخدمة في الثنائيات العادية لاستنتاج كتلة الرفيق المفقود. يمكن أن يكون الرفيق خافتًا جدًا ، بحيث لا يمكن اكتشافه حاليًا أو إخفاءه بواسطة وهج أوله ، أو يمكن أن يكون جسمًا يصدر القليل من الإشعاع الكهرومغناطيسي أو لا يصدر أي إشعاع كهرومغناطيسي ، على سبيل المثال نجم نيوتروني. [27]

يتم قياس موضع النجم المرئي بعناية واكتشافه ليتغير ، بسبب تأثير الجاذبية من نظيره. يتم قياس موضع النجم مرارًا وتكرارًا بالنسبة إلى النجوم البعيدة ، ثم يتم التحقق من التحولات الدورية في الموضع. عادةً لا يمكن إجراء هذا النوع من القياس إلا على النجوم القريبة ، مثل تلك الموجودة ضمن 10 فرسخ فلكي. غالبًا ما تتمتع النجوم القريبة بحركة مناسبة عالية نسبيًا ، لذلك ستظهر الثنائيات الفلكية على أنها تتبع متهاد طريق عبر السماء.

إذا كان الرفيق ضخمًا بما يكفي لإحداث تحول ملحوظ في موقع النجم ، فيمكن استنتاج وجوده. من خلال القياسات الفلكية الدقيقة لحركة النجم المرئي على مدى فترة زمنية طويلة بما فيه الكفاية ، يمكن تحديد معلومات حول كتلة النجم المرافق وفترة مداره. [28] على الرغم من أن الرفيق غير مرئي ، يمكن تحديد خصائص النظام من الملاحظات باستخدام قوانين كبلر. [29]

تُستخدم طريقة اكتشاف الثنائيات هذه أيضًا لتحديد موقع الكواكب خارج المجموعة الشمسية التي تدور حول نجم. ومع ذلك ، فإن متطلبات إجراء هذا القياس صارمة للغاية ، بسبب الاختلاف الكبير في نسبة الكتلة ، والفترة الطويلة عادة لمدار الكوكب. يعد اكتشاف تغيرات موقع النجم علمًا دقيقًا للغاية ، ومن الصعب تحقيق الدقة اللازمة. يمكن للتلسكوبات الفضائية أن تتجنب التأثير الضبابي للغلاف الجوي للأرض ، مما ينتج عنه دقة أكثر دقة.


محتويات

بسبب الغبار البينجمي على طول خط البصر ، لا يمكن دراسة مركز المجرة في أطوال موجات الأشعة السينية المرئية أو فوق البنفسجية أو اللينة (منخفضة الطاقة). تأتي المعلومات المتاحة حول مركز المجرة من الملاحظات على أشعة جاما والأشعة السينية الصلبة (عالية الطاقة) والأشعة تحت الحمراء وما دون المليمتر وأطوال موجات الراديو.

صرح إيمانويل كانت في التاريخ الطبيعي العام ونظرية السماوات (1755) أن نجمًا كبيرًا كان في مركز مجرة ​​درب التبانة ، وأن سيريوس قد يكون النجم. [5] صرح هارلو شابلي في عام 1918 أن هالة العناقيد الكروية المحيطة بدرب التبانة بدت وكأنها تتمحور حول أسراب النجوم في كوكبة القوس ، لكن السحب الجزيئية المظلمة في المنطقة منعت رؤية علم الفلك البصري. [6] في أوائل الأربعينيات من القرن الماضي ، استفاد والتر بادي في مرصد ماونت ويلسون من ظروف التعتيم في زمن الحرب في لوس أنجلوس القريبة لإجراء بحث عن المركز باستخدام تلسكوب هوكر 100 بوصة (250 سم). وجد أنه بالقرب من نجم النصل (جاما ساجيتاري) يوجد فراغ بعرض درجة واحدة في ممرات الغبار بين النجوم ، مما يوفر رؤية واضحة نسبيًا لأسراب النجوم حول نواة مجرة ​​درب التبانة. [7] عُرفت هذه الفجوة باسم نافذة Baade منذ ذلك الحين. [8]

في دوفر هايتس في سيدني ، أستراليا ، استخدم فريق من علماء الفلك الراديوي من قسم الفيزياء الإشعاعية في CSIRO ، بقيادة جوزيف ليد باوسي ، `` قياس التداخل البحري '' لاكتشاف بعض المصادر الراديوية الأولى بين النجوم وبين المجرات ، بما في ذلك Taurus A و Virgo وبحلول عام 1954 ، بنوا هوائيًا ثابتًا بطول 80 قدمًا (24 مترًا) واستخدموه لإجراء دراسة تفصيلية لحزام ممتد وقوي للغاية من البث اللاسلكي تم اكتشافه في القوس. قاموا بتسمية مصدر نقطة مكثف بالقرب من مركز هذا الحزام القوس A ، وأدركوا أنه يقع في قلب المجرة ، على الرغم من كونه حوالي 32 درجة جنوب غرب مركز المجرة المفترض في ذلك الوقت. [9]

في عام 1958 ، قرر الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) اعتماد موضع القوس A كنقطة تنسيق صفرية حقيقية لنظام خطوط الطول والعرض في المجرة. [10] في نظام الإحداثيات الاستوائية الموقع هو: RA 17 ساعة و 45 مترًا و 40.04 ثانية ، ديسمبر 29 ° 00 ″ 28.1 ″ (حقبة J2000).

المسافة الدقيقة بين النظام الشمسي ومركز المجرة غير مؤكدة ، [11] على الرغم من أن التقديرات منذ عام 2000 ظلت ضمن النطاق 24-28.4 كيلولايت سنة (7.4-8.7 كيلوبارسك). [12] أحدث التقديرات من الأساليب القائمة على الهندسة والشموع القياسية تعطي المسافات التالية إلى مركز المجرة:

  • 7.4 ± 0.2 (ستات) ± 0.2 (نظام) أو 7.4 ± 0.3 كيلوباس (24 ± 1 كلي) [12]
  • 7.62 ± 0.32 كيلوبتامين (≈24.8 ± 1 كلي) [13]
  • 7.7 ± 0.7 كيلوباس (≈25.1 ± 2.3 كيلو) [14]
  • 7.94 أو 8.0 ± 0.5 كيلوباس (≈26 ± 1.6 كيلو) [15] [16] [17]
  • 7.98 ± 0.15 (إحصائية) ± 0.20 (نظام) أو 8.0 ± 0.25 كيلوباس (26 ± 0.8 كيلو) [18]
  • 8.33 ± 0.35 كيلوبتامين (27 ± 1.1 كيلوبولت) [3]
  • 8.0 ± 0.3 كيلوباس (25.96 ± 0.98 كيلو) [19]
  • 8.7 ± 0.5 كيلوباس (≈28.4 ± 1.6 كيلو) [20]
  • 8.122 ± 0.031 كيلوبتامين (≈26.49 ± 0.1 كلي) [21]
  • 8.178 ± 0.013 (ستات) ± 0.022 (نظام) (≈26.67 ± 0.1 كلي) [4]


يتم إعاقة التحديد الدقيق للمسافة إلى مركز المجرة على النحو المحدد من النجوم المتغيرة (مثل متغيرات RR Lyrae) أو الشموع القياسية (مثل النجوم ذات الكتلة الحمراء) بتأثيرات لا حصر لها ، والتي تشمل: قانون احمرار غامض ، وتحيز لقيم أصغر من المسافة إلى مركز المجرة بسبب أخذ عينات تفضيلية من النجوم باتجاه الجانب القريب من الانتفاخ المجري بسبب الانقراض بين النجوم وعدم اليقين في توصيف كيفية ارتباط متوسط ​​المسافة لمجموعة من النجوم المتغيرة الموجودة في اتجاه الانتفاخ المجري المسافة إلى مركز المجرة. [22] [23]

إن طبيعة شريط مجرة ​​درب التبانة ، الذي يمتد عبر مركز المجرة ، موضع نقاش نشط أيضًا ، مع تقديرات لنصف طوله واتجاهه الذي يمتد بين 1-5 kpc (شريط قصير أو طويل) و 10-50 درجة. [20] [22] [24] يؤيد بعض المؤلفين أن مجرة ​​درب التبانة تتميز بقطعتين متميزتين ، أحدهما يقع داخل الآخر. [25] تم تحديد الشريط بواسطة النجوم ذات التكتل الأحمر (انظر أيضًا العملاق الأحمر) ومع ذلك ، فإن متغيرات RR Lyrae لا تتبع شريط مجرة ​​بارز. [22] [26] [27] قد يكون الشريط محاطًا بحلقة تسمى 5-kpc الدائري التي تحتوي على جزء كبير من الهيدروجين الجزيئي الموجود في مجرة ​​درب التبانة ، ومعظم نشاط تكوين النجوم في مجرة ​​درب التبانة. إذا نظرنا إليها من مجرة ​​المرأة المسلسلة ، فإنها ستكون ألمع ميزة لمجرة درب التبانة. [28]

يبدو أن المصدر الراديوي الفلكي المعقد Sagittarius A يقع بالضبط تقريبًا في مركز المجرة ويحتوي على مصدر راديو مضغوط مكثف ، Sagittarius A * ، والذي يتزامن مع ثقب أسود هائل في مركز مجرة ​​درب التبانة. إن تراكم الغاز على الثقب الأسود ، والذي ربما يتضمن قرصًا تراكميًا حوله ، من شأنه أن يطلق الطاقة لتشغيل مصدر الراديو ، وهو نفسه أكبر بكثير من الثقب الأسود. هذا الأخير صغير جدًا بحيث لا يمكن رؤيته باستخدام الأدوات الحالية.

قامت دراسة في عام 2008 ربطت بين التلسكوبات الراديوية في هاواي وأريزونا وكاليفورنيا (قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا) بقياس قطر القوس A * ليكون 44 مليون كيلومتر (0.3 AU). [2] [29] للمقارنة ، يبلغ نصف قطر مدار الأرض حول الشمس حوالي 150 مليون كيلومتر (1.0 AU) ، في حين أن مسافة عطارد من الشمس عند أقرب اقتراب (الحضيض) هي 46 مليون كيلومتر (0.3 AU). وبالتالي ، فإن قطر المصدر الراديوي أقل بقليل من المسافة من عطارد إلى الشمس.

أكد العلماء في معهد ماكس بلانك للفيزياء خارج الأرض في ألمانيا باستخدام تلسكوبات تشيلية وجود ثقب أسود فائق الكتلة في مركز المجرة ، بترتيب 4.3 مليون كتلة شمسية. [3] قدرت الدراسات اللاحقة الكتلة بـ 3.7 مليون [30] [31] أو 4.1 مليون كتلة شمسية. [21]

في 5 يناير 2015 ، أبلغت وكالة ناسا عن رصد توهج للأشعة السينية 400 مرة أكثر سطوعًا من المعتاد ، وهو رقم قياسي ، من القوس A *. وفقًا لعلماء الفلك ، قد يكون سبب هذا الحدث غير المعتاد هو تحطم كويكب سقط في الثقب الأسود أو عن طريق تشابك خطوط المجال المغناطيسي داخل الغاز المتدفق إلى القوس A *. [32]

يحتوي الفرسخ المكعب المركزي حول القوس A * على حوالي 10 ملايين نجمة. [33] على الرغم من أن معظمهم من النجوم العملاقة الحمراء القديمة ، إلا أن مركز المجرة غني أيضًا بالنجوم الضخمة. تم تحديد أكثر من 100 نجم OB و Wolf-Rayet هناك حتى الآن. [34] يبدو أنهم جميعًا قد تشكلوا في حدث واحد لتشكيل النجوم قبل بضعة ملايين من السنين. كان وجود هذه النجوم الصغيرة نسبيًا مفاجأة للخبراء ، الذين توقعوا أن تمنع قوى المد من الثقب الأسود المركزي تكونها. هذا مفارقة الشباب أقوى بالنسبة للنجوم التي تدور في مدارات ضيقة جدًا حول القوس A * ، مثل S2 و S0-102. تتضمن السيناريوهات التي تم استدعاؤها لشرح هذا التكوين إما تكوين النجوم في عنقود نجمي ضخم تم تعويضه من مركز المجرة الذي كان من الممكن أن ينتقل إلى موقعه الحالي بمجرد تشكله ، أو تشكل النجوم داخل قرص تراكم غازي ضخم ومضغوط حول الثقب الأسود المركزي. تفضل الأدلة الحالية النظرية الأخيرة ، حيث من المرجح أن يؤدي التكوين من خلال قرص تراكم كبير إلى الحافة المنفصلة المرصودة للعنقود النجمي الشاب عند 0.5 فرسخ فلكي تقريبًا. [35] يبدو أن معظم هذه النجوم الضخمة المائة الفتية تتركز داخل قرص أو قرصين ، بدلاً من توزيعها عشوائيًا داخل الفرسخ المركزي. [36] [37] لكن هذه الملاحظة لا تسمح باستخلاص استنتاجات محددة في هذه المرحلة.

لا يبدو أن تشكل النجوم يحدث حاليًا في مركز المجرة ، على الرغم من أن القرص النووي الدائري للغاز الجزيئي الذي يدور حول مركز المجرة في فرسخ فلكي يبدو موقعًا مناسبًا إلى حد ما لتشكيل النجوم. أظهر العمل الذي قدمه أنطوني ستارك وكريس مارتن في عام 2002 رسم خرائط لكثافة الغاز في منطقة تبلغ مساحتها 400 سنة ضوئية حول مركز المجرة ، حلقة متراكمة كتلتها تبلغ عدة ملايين مرة كتلة الشمس وقريبة من الكثافة الحرجة لتشكيل النجوم. ويتوقعون أنه في غضون 200 مليون سنة تقريبًا ستكون هناك حلقة من الانفجار النجمي في مركز المجرة ، حيث تتشكل العديد من النجوم بسرعة وتخضع للمستعرات الأعظمية بمعدل مائة ضعف المعدل الحالي. قد يكون هذا الانفجار النجمي مصحوبًا أيضًا بتكوين نفاثات نسبية مجرية عندما تسقط المادة في الثقب الأسود المركزي. يُعتقد أن مجرة ​​درب التبانة تتعرض لانفجار نجمي من هذا النوع كل 500 مليون سنة.

بالإضافة إلى مفارقة الشباب ، هناك أيضًا "لغز الشيخوخة" المرتبط بتوزيع النجوم القديمة في مركز المجرة. تنبأت النماذج النظرية بأن النجوم القديمة - التي يفوق عددها بكثير عدد النجوم الفتية - يجب أن يكون لها كثافة شديدة الارتفاع بالقرب من الثقب الأسود ، وهو ما يسمى بهكل وولف. بدلاً من ذلك ، اكتشف في عام 2009 أن كثافة النجوم القديمة تبلغ ذروتها على مسافة 0.5 فرسخ فلكي تقريبًا من Sgr A * ، ثم تنخفض إلى الداخل: بدلاً من الكتلة الكثيفة ، يوجد "ثقب" ، أو لب ، حول الأسود الفجوة. [38] تم تقديم العديد من الاقتراحات لشرح هذه الملاحظة المحيرة ، لكن لم يكن أي منها مرضيًا تمامًا. [39] [40] على سبيل المثال ، على الرغم من أن الثقب الأسود قد يأكل النجوم القريبة منه ، مما يخلق منطقة منخفضة الكثافة ، إلا أن هذه المنطقة ستكون أصغر بكثير من فرسخ فرسخ. نظرًا لأن النجوم المرصودة هي جزء صغير من العدد الإجمالي ، فمن الممكن نظريًا أن يختلف التوزيع النجمي الكلي عما لوحظ ، على الرغم من عدم اقتراح نماذج معقولة من هذا النوع حتى الآن.

تحرير المعرض

جزء صغير من فسيفساء ملونة جيجابيكسل لقلب مجرة ​​درب التبانة. [41]


نهائيات

4000 ك
كبير وبارد ومشرق نسبيًا
بروتوستار "يخرج" من شرنقة
لا يزال يتعاقد
-زمن:

8 كتل شمسية
لقد تم حرق الكربون لصنع النيون
يمكن أن يحرق النيون لصنع الأكسجين والمغنيسيوم (يدوم

سنة واحدة)
يمكن أن يحرق الأكسجين لصنع السيليكون والكبريت والفوسفور (يدوم

6 اشهر)
يمكن أن يحرق السيليكون لصنع عناصر من النيكل إلى الحديد (تدوم

16،00 لي سميك)
الكثير من النجوم والغاز / الغبار
ثقب أسود عملاق
- هالة منخفضة الكثافة (غير محددة جيدًا)
يشمل عناقيد كروية
2. مكون القرص (

1 مليون لي
أكبر بكثير من تقدير أي شخص لحجم مجرتنا
المسافة المعروفة الآن أن تكون

14 مليار سنة
بافتراض معدل ثابت للتوسع
لكن من الممكن أن يكون للتوسع أيضًا مراحل من التباطؤ أو الإسراع
أفضل تقدير الآن هو

200 مليون سنة - العصور المظلمة
حار جدًا لدرجة أن الهيدروجين يتكثف في النجوم
يجب الانتظار حتى تنخفض درجة الحرارة

1 مليار سنة فصاعدا
- تظهر مجرات قرصية كبيرة
العديد من الكوازارات (تغذي الثقوب السوداء) في المركز
تشكل تصادمات قرص المجرات الكبيرة مجرات إهليلجية
نشرت المستعرات الأعظمية الأولى المواد الثقيلة
الكواكب ممكنة الآن
التكوين الأولي لدرب التبانة
-


محتويات

بالنسبة لمعظم التاريخ ، لم تدرك البشرية أو تفهم مفهوم النظام الشمسي. يعتقد معظم الناس حتى أواخر العصور الوسطى - عصر النهضة أن الأرض ثابتة في مركز الكون ومختلفة بشكل قاطع عن الأشياء الإلهية أو الأثيرية التي تتحرك في السماء. على الرغم من أن الفيلسوف اليوناني Aristarchus of Samos قد تكهن بشأن إعادة ترتيب مركزية الشمس للكون ، كان نيكولاس كوبرنيكوس أول من طور نظامًا تنبئيًا رياضيًا حول مركزية الشمس. [11] [12]

في القرن السابع عشر ، اكتشف جاليليو أن الشمس مميزة بالبقع الشمسية ، وأن كوكب المشتري لديه أربعة أقمار صناعية في مدار حوله. [13] تبع كريستيان هيغنز اكتشافات غاليليو باكتشاف قمر زحل تيتان وشكل حلقات زحل. [14] أدرك إدموند هالي في عام 1705 أن المشاهدات المتكررة للمذنب كانت تسجل نفس الجسم ، وتعود بانتظام مرة كل 75-76 سنة. كان هذا أول دليل على أن أي شيء آخر غير الكواكب يدور حول الشمس. [15] في هذا الوقت تقريبًا (1704) ، ظهر مصطلح "النظام الشمسي" لأول مرة باللغة الإنجليزية. [16] في عام 1838 ، نجح فريدريك بيسيل في قياس اختلاف المنظر النجمي ، وهو تحول واضح في موقع نجم ناتج عن حركة الأرض حول الشمس ، مما يوفر أول دليل تجريبي مباشر على مركزية الشمس. [17] التحسينات في علم الفلك الرصدي واستخدام المركبات الفضائية غير المأهولة مكنت منذ ذلك الحين من إجراء تحقيق مفصل للأجسام الأخرى التي تدور حول الشمس.

المكون الرئيسي للنظام الشمسي هو الشمس ، وهو نجم متسلسل رئيسي من G2 يحتوي على 99.86٪ من الكتلة المعروفة للنظام ويسيطر عليه جاذبيًا. [18] أكبر أربع أجسام تدور حول الشمس ، الكواكب العملاقة ، تمثل 99٪ من الكتلة المتبقية ، ويشكل كوكب المشتري وزحل معًا أكثر من 90٪. تشكل الكائنات المتبقية من النظام الشمسي (بما في ذلك الكواكب الأرضية الأربعة والكواكب القزمة والأقمار والكويكبات والمذنبات) معًا أقل من 0.002٪ من الكتلة الكلية للنظام الشمسي. [ز]

تقع معظم الأجسام الكبيرة في مدار حول الشمس بالقرب من مستوى مدار الأرض ، والمعروف باسم مسير الشمس. الكواكب قريبة جدًا من مسير الشمس ، في حين أن أجسام المذنبات وحزام كايبر غالبًا ما تكون بزوايا أكبر بكثير. [22] [23] نتيجة لتشكيل النظام الشمسي ، تدور الكواكب (ومعظم الأجسام الأخرى) حول الشمس في نفس الاتجاه الذي تدور فيه الشمس (عكس اتجاه عقارب الساعة ، كما يُرى من أعلى القطب الشمالي للأرض). [24] هناك استثناءات ، مثل مذنب هالي. تدور معظم الأقمار الكبيرة حول كواكبها في هذا تقدم الاتجاه (مع كون Triton هو الأكبر متراجع استثناء) ومعظم الأجسام الأكبر تدور في نفس الاتجاه (مع كوكب الزهرة كونها بارزة متراجع استثناء).

يتكون الهيكل العام للمناطق المرسومة للنظام الشمسي من الشمس ، وأربعة كواكب داخلية صغيرة نسبيًا محاطة بحزام من الكويكبات الصخرية في الغالب ، وأربعة كواكب عملاقة محاطة بحزام كويبر المكون من أجسام جليدية في الغالب. يقسم علماء الفلك أحيانًا بشكل غير رسمي هذه البنية إلى مناطق منفصلة. يتضمن النظام الشمسي الداخلي الكواكب الأرضية الأربعة وحزام الكويكبات. النظام الشمسي الخارجي وراء الكويكبات ، بما في ذلك الكواكب الأربعة العملاقة. [25] منذ اكتشاف حزام كويبر ، تعتبر الأجزاء الخارجية من النظام الشمسي منطقة متميزة تتكون من أجسام خارج نبتون. [26]

تمتلك معظم الكواكب في المجموعة الشمسية أنظمة ثانوية خاصة بها ، حيث تدور حولها أجسام كوكبية تسمى الأقمار الصناعية الطبيعية ، أو الأقمار (اثنان منها ، تيتان وجانيميد ، أكبر من كوكب عطارد). الكواكب الأربعة العملاقة لها حلقات كوكبية ، عصابات رفيعة من الجسيمات الدقيقة تدور حولها في انسجام تام. معظم أكبر الأقمار الصناعية الطبيعية في حالة دوران متزامن ، مع توجيه وجه واحد بشكل دائم نحو والدها. [27]

تصف قوانين كبلر لحركة الكواكب مدارات الأجسام حول الشمس. باتباع قوانين كبلر ، ينتقل كل جسم على طول قطع ناقص مع الشمس في بؤرة واحدة. تتحرك الأجسام الأقرب إلى الشمس (ذات المحاور شبه الرئيسية الأصغر) بسرعة أكبر لأنها تتأثر أكثر بجاذبية الشمس. في مدار بيضاوي الشكل ، تختلف مسافة الجسم عن الشمس على مدار العام. يُطلق على أقرب نهج للجسم من الشمس اسمها الحضيض، في حين يطلق على أبعد نقطة لها عن الشمس اسمها اوج. تكون مدارات الكواكب دائرية تقريبًا ، لكن العديد من المذنبات والكويكبات وأجسام حزام كايبر تتبع مدارات إهليلجية للغاية. يمكن التنبؤ بمواضع الأجسام في النظام الشمسي باستخدام النماذج العددية.

على الرغم من أن الشمس تهيمن على النظام بالكتلة ، إلا أنها تمثل حوالي 2٪ فقط من الزخم الزاوي. [28] [29] تمثل الكواكب ، التي يسيطر عليها المشتري ، معظم الزخم الزاوي المتبقي بسبب الجمع بين كتلتها ، ومدارها ، وبعدها عن الشمس ، مع إمكانية مساهمة كبيرة من المذنبات. [28]

تتكون الشمس ، التي تضم جميع المواد الموجودة في النظام الشمسي تقريبًا ، من 98٪ تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم. [30] كوكب المشتري وزحل ، اللذان يشكلان تقريبًا كل المواد المتبقية ، يتكونان أيضًا بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم. [31] [32] يوجد تدرج تركيبي في النظام الشمسي ، تم إنشاؤه بواسطة الحرارة والضغط الضوئي من الشمس ، وتتكون تلك الأجسام الأقرب إلى الشمس ، والتي تتأثر أكثر بالحرارة والضغط الضوئي ، من عناصر ذات نقاط انصهار عالية. تتكون الأجسام البعيدة عن الشمس بشكل كبير من مواد ذات نقاط انصهار منخفضة. [33] تُعرف الحدود في النظام الشمسي التي يمكن أن تتكثف بعدها المواد المتطايرة باسم خط الصقيع ، وتقع على بعد 5 وحدات فلكية تقريبًا من الشمس. [4]

تتكون أجسام النظام الشمسي الداخلي في الغالب من الصخور ، [34] وهو الاسم الجماعي للمركبات ذات نقاط الانصهار العالية ، مثل السيليكات أو الحديد أو النيكل ، والتي ظلت صلبة تحت جميع الظروف تقريبًا في السديم الكوكبي الأولي. [35] يتكون كل من كوكب المشتري وزحل بشكل أساسي من الغازات ، وهو المصطلح الفلكي للمواد ذات نقاط الانصهار المنخفضة للغاية وضغط البخار المرتفع ، مثل الهيدروجين والهيليوم والنيون ، والتي كانت دائمًا في المرحلة الغازية في السديم. [35] الجليدات ، مثل الماء والميثان والأمونيا وكبريتيد الهيدروجين وثاني أكسيد الكربون ، [34] لها نقاط انصهار تصل إلى بضع مئات من كلelن. [35] يمكن العثور عليها على شكل جليد أو سوائل أو غازات في أماكن مختلفة من النظام الشمسي ، بينما في السديم كانت إما في المرحلة الصلبة أو الغازية. [35] تشكل المواد الجليدية غالبية الأقمار الصناعية للكواكب العملاقة ، بالإضافة إلى معظم أورانوس ونبتون (ما يسمى ب "عمالقة الجليد") والعديد من الأجسام الصغيرة التي تقع خارج مدار نبتون. [34] [36] يشار إلى الغازات والجليد معًا باسم متطايرة. [37]

المسافات والمقاييس

المسافة من الأرض إلى الشمس هي وحدة فلكية واحدة [AU] (150.000.000 كم 93.000.000 ميل). للمقارنة ، يبلغ نصف قطر الشمس 0.0047 AU (700000 كم). وهكذا ، تحتل الشمس 0.00001٪ (10 5٪) من حجم الكرة التي يبلغ نصف قطرها حجم مدار الأرض ، في حين أن حجم الأرض هو تقريبًا واحد على مليون (10 6) من حجم الشمس. كوكب المشتري ، أكبر كوكب ، يبعد 5.2 وحدة فلكية (780.000.000 كم) عن الشمس ويبلغ نصف قطره 71.000 كم (0.00047 AU) ، في حين أن الكوكب الأبعد ، نبتون ، يبعد عن الشمس 30 وحدة فلكية (4.5 × 10 9 كم). .

مع استثناءات قليلة ، كلما كان الكوكب أو الحزام بعيدًا عن الشمس ، زادت المسافة بين مداره ومدار الجسم التالي الأقرب للشمس. على سبيل المثال ، يقع كوكب الزهرة على بُعد 0.33 وحدة فلكية تقريبًا من الشمس من عطارد ، بينما يبعد زحل 4.3 وحدة فلكية عن كوكب المشتري ، بينما يبعد كوكب نبتون مسافة 10.5 وحدة فلكية عن أورانوس. بذلت محاولات لتحديد العلاقة بين هذه المسافات المدارية (على سبيل المثال ، قانون تيتيوس بود) ، [38] ولكن لم يتم قبول مثل هذه النظرية.

تحاول بعض نماذج النظام الشمسي نقل المقاييس النسبية المتضمنة في النظام الشمسي وفقًا للمصطلحات البشرية. بعضها صغير الحجم (وقد يكون ميكانيكيًا - يسمى orreries) - بينما يمتد البعض الآخر عبر المدن أو المناطق الإقليمية. [39] أكبر نموذج من هذا القبيل ، النظام الشمسي السويدي ، يستخدم 110 مترًا (361 قدمًا) إريكسون غلوب في ستوكهولم كبديل لها الشمس ، وبعد المقياس ، كوكب المشتري عبارة عن كرة طولها 7.5 متر (25 قدمًا) في مطار ستوكهولم أرلاندا ، على بعد 40 كم (25 ميل) ، في حين أن أبعد جسم حالي ، سيدنا ، هو كرة 10 سم (4 بوصات) في لوليا ، على بعد 912 كم (567 ميل). [40] [41]

إذا تم قياس المسافة بين الشمس ونبتون إلى 100 متر ، فسيكون قطر الشمس حوالي 3 سم (حوالي ثلثي قطر كرة الجولف) ، وستكون الكواكب العملاقة أصغر من حوالي 3 مم ، وقطر الأرض جنبا إلى جنب مع الكواكب الأرضية الأخرى سيكون أصغر من برغوث (0.3 مم) في هذا المقياس. [42]

مسافات أجسام مختارة من النظام الشمسي عن الشمس. تتوافق الحواف اليمنى واليسرى لكل شريط مع الحضيض الشمسي وأوج الجسم ، على التوالي ، وبالتالي تشير القضبان الطويلة إلى الانحراف المداري العالي. يبلغ نصف قطر الشمس 0.7 مليون كيلومتر ، ونصف قطر كوكب المشتري (أكبر كوكب) يبلغ 0.07 مليون كيلومتر ، وكلاهما صغير جدًا بحيث لا يمكن تحديده في هذه الصورة.

تشكل النظام الشمسي قبل 4.568 مليار سنة من انهيار الجاذبية لمنطقة داخل سحابة جزيئية كبيرة. [h] من المحتمل أن تكون هذه السحابة الأولية تمتد على عدة سنوات ضوئية وربما ولدت عدة نجوم. [44] كما هو معتاد في السحب الجزيئية ، تتكون هذه السحب في الغالب من الهيدروجين وبعض الهيليوم وكميات صغيرة من العناصر الأثقل اندمجت بواسطة الأجيال السابقة من النجوم. مع انهيار المنطقة التي ستصبح النظام الشمسي ، والمعروفة باسم سديم ما قبل الشمس ، [45] ، أدى الحفاظ على الزخم الزاوي إلى دورانها بشكل أسرع. أصبح المركز ، حيث تجمع معظم الكتلة ، أكثر سخونة من القرص المحيط. [44] مع دوران السديم المتقلص بشكل أسرع ، بدأ يتسطح إلى قرص كوكبي أولي يبلغ قطره حوالي 200 وحدة فلكية [44] ونجم أولي ساخن كثيف في المركز. [46] [47] تشكلت الكواكب عن طريق التراكم من هذا القرص ، [48] حيث يجذب الغبار والغاز بعضهما البعض بفعل الجاذبية ، ويتحدان ليشكلوا أجسامًا أكبر من أي وقت مضى. ربما كانت المئات من الكواكب الأولية موجودة في النظام الشمسي المبكر ، لكنها إما اندمجت أو دمرت ، تاركة الكواكب ، والكواكب القزمة ، وبقايا الأجسام الصغيرة. [49]

نظرًا لارتفاع نقاط الغليان ، يمكن أن توجد المعادن والسيليكات فقط في شكل صلب في النظام الشمسي الداخلي الدافئ القريب من الشمس ، وستشكل هذه الكواكب الصخرية في النهاية لعطارد والزهرة والأرض والمريخ. نظرًا لأن العناصر المعدنية كانت تشكل جزءًا صغيرًا جدًا من السديم الشمسي ، فإن الكواكب الأرضية لا يمكن أن تنمو بشكل كبير جدًا. تشكلت الكواكب العملاقة (كوكب المشتري ، وزحل ، وأورانوس ، ونبتون) بعيدًا عن خط الصقيع ، وهي النقطة الواقعة بين مداري المريخ والمشتري حيث تكون المادة باردة بدرجة كافية لتبقى المركبات الجليدية المتطايرة صلبة. كانت الجليد الذي شكل هذه الكواكب أكثر وفرة من المعادن والسيليكات التي شكلت الكواكب الأرضية الداخلية ، مما سمح لها بالنمو بشكل كبير بما يكفي لالتقاط أغلفة جوية كبيرة من الهيدروجين والهيليوم ، أخف العناصر وأكثرها وفرة. تجمعت الحطام المتبقي الذي لم يتحول إلى كواكب في مناطق مثل حزام الكويكبات وحزام كايبر وسحابة أورت. [49] نموذج نيس هو شرح لتكوين هذه المناطق وكيف يمكن للكواكب الخارجية أن تكون قد تشكلت في مواقع مختلفة وانتقلت إلى مداراتها الحالية من خلال تفاعلات الجاذبية المختلفة. [51]

في غضون 50 مليون سنة ، أصبح ضغط وكثافة الهيدروجين في مركز النجم الأولي كبيرًا بما يكفي لبدء الاندماج النووي الحراري. [52] زادت درجة الحرارة ومعدل التفاعل والضغط والكثافة حتى يتحقق التوازن الهيدروستاتيكي: الضغط الحراري يساوي قوة الجاذبية. في هذه المرحلة ، أصبحت الشمس نجمًا رئيسيًا في التسلسل. [53] سوف تستمر مرحلة التسلسل الرئيسي ، من البداية إلى النهاية ، حوالي 10 مليارات سنة بالنسبة للشمس مقارنة بحوالي ملياري سنة لجميع المراحل الأخرى من حياة ما قبل بقايا الشمس مجتمعة. [54] خلقت الرياح الشمسية القادمة من الشمس الغلاف الشمسي وجرفت الغاز والغبار المتبقي من قرص الكواكب الأولية إلى الفضاء بين النجوم ، مما أنهى عملية تكوين الكواكب. تزداد الشمس سطوعًا في وقت مبكر من تسلسل حياتها الرئيسي ، حيث كان سطوعها 70٪ من سطوعها اليوم. [55]

سيبقى النظام الشمسي كما نعرفه اليوم تقريبًا حتى يتم تحويل الهيدروجين الموجود في قلب الشمس بالكامل إلى الهيليوم ، والذي سيحدث بعد حوالي 5 مليارات سنة من الآن. هذا سيمثل نهاية حياة التسلسل الرئيسي للشمس. في هذا الوقت ، سيتقلص لب الشمس مع اندماج الهيدروجين الذي يحدث على طول الغلاف المحيط بالهيليوم الخامل ، وسيكون ناتج الطاقة أكبر بكثير مما هو عليه الآن. ستتوسع الطبقات الخارجية للشمس إلى ما يقرب من 260 ضعف قطرها الحالي ، وستصبح الشمس عملاقًا أحمر. بسبب زيادة مساحة سطح الشمس بشكل كبير ، سيكون سطح الشمس أكثر برودة (2600 كلفن في أبرد درجاته) مما هو عليه في التسلسل الرئيسي. [54] من المتوقع أن تؤدي الشمس المتوسعة إلى تبخير عطارد وتجعل الأرض غير صالحة للسكن. في النهاية ، سيكون اللب ساخنًا بدرجة كافية لانصهار الهيليوم ، وستحرق الشمس الهيليوم لجزء بسيط من الوقت الذي تحرق فيه الهيدروجين في اللب. الشمس ليست ضخمة بما يكفي لبدء اندماج العناصر الثقيلة ، وسوف تتضاءل التفاعلات النووية في القلب. ستتحرك طبقاته الخارجية بعيدًا في الفضاء ، تاركًا قزمًا أبيض ، جسمًا كثيفًا للغاية ، نصف الكتلة الأصلية للشمس ولكن بحجم الأرض فقط. [56] ستشكل الطبقات الخارجية المقذوفة ما يُعرف بالسديم الكوكبي ، مما يعيد بعض المواد التي شكلت الشمس - ولكنها الآن غنية بعناصر أثقل مثل الكربون - إلى الوسط النجمي.

الشمس هي نجم النظام الشمسي وهي إلى حد بعيد أكثر مكوناته ضخامة. كتلته الكبيرة (332900 كتلة أرضية) ، [57] والتي تشكل 99.86٪ من الكتلة الكلية في النظام الشمسي ، [58] تنتج درجات حرارة وكثافة في قلبها عالية بما يكفي للحفاظ على الاندماج النووي للهيدروجين في الهيليوم ، مما يجعله عنصرًا رئيسيًا نجم التسلسل. [59] يطلق هذا كمية هائلة من الطاقة ، تشع في الغالب في الفضاء حيث يبلغ الإشعاع الكهرومغناطيسي ذروته في الضوء المرئي. [60]

الشمس هي نجم تسلسل رئيسي من النوع G2. نجوم التسلسل الرئيسي الأكثر سخونة هي أكثر سطوعًا. درجة حرارة الشمس متوسطة بين أكثر النجوم سخونة ودرجة حرارة أبرد النجوم. النجوم الأكثر إشراقًا وسخونة من الشمس نادرة ، في حين أن النجوم الأكثر خفوتًا وبرودة ، والمعروفة بالأقزام الحمراء ، تشكل 85٪ من النجوم في مجرة ​​درب التبانة. [61] [62]

الشمس هي مجموعة من النجوم الأولى ولديها وفرة من العناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم ("المعادن" في اللغة الفلكية) من المجموعة الأكبر سنًا من النجوم الثانية. [63] تشكلت العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم في قلب النجوم القديمة والمتفجرة ، لذلك كان لابد من موت الجيل الأول من النجوم قبل أن يتم إثراء الكون بهذه الذرات. تحتوي أقدم النجوم على عدد قليل من المعادن ، في حين أن النجوم التي ولدت لاحقًا تحتوي على المزيد. يُعتقد أن هذا المعدن المرتفع كان حاسمًا في تطوير الشمس لنظام كوكبي لأن الكواكب تتشكل من تراكم "المعادن". [64]

تتكون الغالبية العظمى من النظام الشمسي من شبه فراغ يعرف بالوسط بين الكواكب. إلى جانب الضوء ، تشع الشمس تيارًا مستمرًا من الجسيمات المشحونة (البلازما) المعروفة باسم الرياح الشمسية. ينتشر تيار الجسيمات هذا للخارج بسرعة 1.5 مليون كيلومتر في الساعة تقريبًا ، [65] مما يخلق جوًا ضعيفًا يتخلل الوسط بين الكواكب إلى ما لا يقل عن 100 وحدة فلكية (انظر § الغلاف الشمسي). [66] النشاط على سطح الشمس ، مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية ، يزعج الغلاف الشمسي ، ويخلق طقسًا فضائيًا ويسبب عواصف مغنطيسية أرضية. [67] أكبر هيكل داخل الغلاف الشمسي هو لوح تيار الغلاف الشمسي ، وهو شكل حلزوني تم إنشاؤه بفعل تأثير المجال المغناطيسي الدوار للشمس على الوسط بين الكواكب. [68] [69]

يمنع المجال المغناطيسي للأرض غلافها الجوي من أن تجرده الرياح الشمسية. [70] لا يمتلك كوكب الزهرة والمريخ مجالات مغناطيسية ، ونتيجة لذلك تتسبب الرياح الشمسية في نزف الغلاف الجوي تدريجياً بعيدًا في الفضاء. [71] تؤدي القذفات الكتلية التاجية والأحداث المماثلة إلى نفخ مجال مغناطيسي وكميات هائلة من المواد من سطح الشمس. يؤدي تفاعل هذا المجال المغناطيسي والمواد مع المجال المغناطيسي للأرض إلى تحويل الجسيمات المشحونة إلى الغلاف الجوي العلوي للأرض ، حيث تخلق تفاعلاتها شفقًا يُرى بالقرب من القطبين المغناطيسيين.

الغلاف الشمسي والمجالات المغناطيسية الكوكبية (لتلك الكواكب التي تحتوي عليها) تحمي جزئيًا النظام الشمسي من جسيمات عالية الطاقة بين النجوم تسمى الأشعة الكونية. تتغير كثافة الأشعة الكونية في الوسط النجمي وقوة المجال المغناطيسي للشمس على نطاقات زمنية طويلة جدًا ، لذلك يختلف مستوى اختراق الأشعة الكونية في النظام الشمسي ، على الرغم من مقدار ذلك غير معروف. [72]

الوسط بين الكواكب هو موطن لمنطقتين على الأقل تشبهان القرص من الغبار الكوني. الأولى ، سحابة غبار البروج ، تقع في النظام الشمسي الداخلي وتسبب ضوء البروج. من المحتمل أن تكون قد تشكلت عن طريق الاصطدامات داخل حزام الكويكبات الناتجة عن تفاعلات الجاذبية مع الكواكب. [73] تمتد سحابة الغبار الثانية من حوالي 10 وحدات فلكية إلى حوالي 40 وحدة فلكية ، وربما تكون قد نشأت عن تصادمات مماثلة داخل حزام كايبر. [74] [75]

ال النظام الشمسي الداخلي هي المنطقة التي تضم الكواكب الأرضية وحزام الكويكبات. [76] تتكون أجسام النظام الشمسي الداخلي بشكل أساسي من السيليكات والمعادن ، وهي قريبة نسبيًا من الشمس ، ونصف قطر هذه المنطقة بأكملها أقل من المسافة بين مداري كوكب المشتري وزحل. تقع هذه المنطقة أيضًا داخل خط الصقيع ، وهي أقل بقليل من 5 وحدات فلكية (حوالي 700 مليون كيلومتر) من الشمس. [77]

الكواكب الداخلية

الأربعة الأرضية أو الكواكب الداخلية لها تركيبات صخرية كثيفة ، وأقمار قليلة أو معدومة ، ولا توجد أنظمة حلقات. وتتكون إلى حد كبير من معادن مقاومة للصهر ، مثل السيليكات - التي تشكل قشورها ودثارها - ومعادن ، مثل الحديد والنيكل ، التي تشكل قلبها.ثلاثة من الكواكب الأربعة الداخلية (الزهرة والأرض والمريخ) لها غلاف جوي كبير بما يكفي لتوليد الطقس ، وكلها لها فوهات أثرية وخصائص سطح تكتونية ، مثل الوديان المتصدعة والبراكين. على المدى الكوكب الداخلي لا ينبغي الخلط بينه وبين كوكب أدنى، والتي تحدد تلك الكواكب الأقرب إلى الشمس من الأرض (أي عطارد والزهرة).

الزئبق

عطارد (0.4 AU من الشمس) هو أقرب كوكب إلى الشمس وفي المتوسط ​​جميع الكواكب السبعة الأخرى. [78] [79] أصغر كوكب في المجموعة الشمسية (0.055 م ) ، عطارد ليس لديه أقمار صناعية طبيعية. إلى جانب الفوهات الصدمية ، فإن سماتها الجيولوجية الوحيدة المعروفة هي التلال المفصصة أو الروبيات التي ربما تكون قد نتجت عن فترة من الانكماش في وقت مبكر من تاريخها. [80] يتكون الغلاف الجوي الضعيف لعطارد من ذرات انفجرت عن سطحه بفعل الرياح الشمسية. [81] قلبها الحديدي الكبير نسبيًا وغطائها الرقيق لم يتم شرحهما بشكل كافٍ. تتضمن الفرضيات أن طبقاته الخارجية جُردت بفعل تأثير عملاق ، أو أنه تم منعه من التراكم الكامل بواسطة طاقة الشمس الفتية. [82] [83]

كوكب الزهرة

كوكب الزهرة (0.7 AU من الشمس) قريب في الحجم من الأرض (0.815 م ) ومثل الأرض ، يحتوي على غطاء من السيليكات السميك حول قلب حديدي وجو كبير ودليل على نشاط جيولوجي داخلي. إنه أكثر جفافاً من الأرض ، وغلافه الجوي أكثر كثافة بتسعين مرة. كوكب الزهرة ليس لديه أقمار صناعية طبيعية. إنه الكوكب الأكثر سخونة ، حيث تزيد درجات حرارة سطحه عن 400 درجة مئوية (752 درجة فهرنهايت) ، ويرجع ذلك على الأرجح إلى كمية غازات الدفيئة في الغلاف الجوي. [84] لم يتم الكشف عن أي دليل قاطع على النشاط الجيولوجي الحالي على كوكب الزهرة ، ولكن لا يوجد لديه مجال مغناطيسي يمنع استنفاد غلافه الجوي ، مما يشير إلى أن غلافه الجوي يتجدد بفعل الانفجارات البركانية. [85]

أرض

الأرض (1 AU من الشمس) هي أكبر الكواكب الداخلية وأكثرها كثافة ، وهي الوحيدة المعروفة بنشاطها الجيولوجي الحالي ، والمكان الوحيد المعروف بوجود الحياة فيه. [86] غلافه المائي السائل فريد من نوعه بين الكواكب الأرضية ، وهو الكوكب الوحيد الذي رُصدت فيه الصفائح التكتونية. يختلف الغلاف الجوي للأرض اختلافًا جذريًا عن الغلاف الجوي للكواكب الأخرى ، حيث تم تغييره بسبب وجود الحياة لاحتواء 21٪ من الأكسجين الحر. [87] لديها قمر طبيعي واحد ، القمر ، القمر الصناعي الوحيد الكبير لكوكب أرضي في النظام الشمسي.

المريخ (1.5 AU من الشمس) أصغر من الأرض والزهرة (0.107 M ). يحتوي على غلاف جوي يتكون في الغالب من ثاني أكسيد الكربون مع ضغط سطحي يبلغ 6.1 مليبار (حوالي 0.6٪ من الغلاف الجوي للأرض). [88] سطحه المليء بالبراكين الضخمة ، مثل أوليمبوس مونس ، والوديان المتصدعة ، مثل فاليس مارينيريس ، يُظهر نشاطًا جيولوجيًا ربما استمر حتى وقت قريب حتى مليوني سنة. [89] يأتي لونه الأحمر من أكسيد الحديد (الصدأ) الموجود في تربته. [90] المريخ له قمران طبيعيان صغيران (ديموس وفوبوس) يعتقد أنهما إما كويكبات تم التقاطها ، [91] أو حطامًا مقذوفًا من تأثير هائل في وقت مبكر من تاريخ المريخ. [92]

حزام الكويكبات

  • شمس
  • كوكب المشتري أحصنة طروادة
  • مدار كوكبي
  • حزام الكويكبات
  • كويكبات هيلدا
  • الأجسام القريبة من الأرض(اختيار)

تُصنف الكويكبات باستثناء أكبرها ، سيريس ، على أنها أجسام صغيرة في النظام الشمسي [و] وتتكون أساسًا من معادن صخرية ومعدنية مقاومة للصهر ، مع بعض الجليد. [93] [94] يتراوح حجمها من بضعة أمتار إلى مئات الكيلومترات. عادة ما تسمى الكويكبات الأصغر من متر واحد النيازك والنيازك الدقيقة (بحجم حبة) ، اعتمادًا على تعريفات مختلفة وتعسفية إلى حد ما.

يحتل حزام الكويكبات المدار بين المريخ والمشتري ، بين 2.3 و 3.3 AU من الشمس. يُعتقد أنها بقايا من تكوين النظام الشمسي الذي فشل في الاندماج بسبب التداخل الثقالي لكوكب المشتري. [95] يحتوي حزام الكويكبات على عشرات الآلاف ، وربما الملايين من الأجسام التي يزيد قطرها عن كيلومتر واحد. [96] على الرغم من ذلك ، من غير المرجح أن تكون الكتلة الإجمالية لحزام الكويكبات أكثر من جزء من الألف من كتلة الأرض. [21] حزام الكويكبات عبارة عن مركبات فضائية ذات كثافة سكانية منخفضة جدًا تمر بشكل روتيني من خلاله دون وقوع حوادث. [97]

سيريس

سيريس (2.77 AU) هو أكبر كويكب وكوكب أولي وكوكب قزم. [و] يبلغ قطرها أقل بقليل من 1000 كم ، وكتلة كبيرة بما يكفي لجاذبيتها لجذبها إلى شكل كروي. كان سيريس يعتبر كوكبًا عندما تم اكتشافه في عام 1801 وأعيد تصنيفه إلى كويكب في خمسينيات القرن التاسع عشر حيث كشفت المزيد من الملاحظات عن كويكبات إضافية. [98] تم تصنيفه على أنه كوكب قزم في عام 2006 عندما تم وضع تعريف للكوكب.

مجموعات الكويكبات

تنقسم الكويكبات الموجودة في حزام الكويكبات إلى مجموعات وعائلات الكويكبات بناءً على خصائصها المدارية. أقمار الكويكبات هي كويكبات تدور حول كويكبات أكبر. لا يتم تمييزها بوضوح مثل أقمار الكواكب ، وأحيانًا تكون تقريبًا بحجم شركائها. يحتوي حزام الكويكبات أيضًا على مذنبات الحزام الرئيسي ، والتي ربما كانت مصدر مياه الأرض. [99]

تقع أحصنة كوكب المشتري في أي من كوكب المشتري L4 أو L.5 النقاط (المناطق المستقرة جاذبيًا التي تقود وتتبع كوكبًا في مداره) المصطلح حصان طروادة يستخدم أيضًا للأجسام الصغيرة في أي نقطة لاغرانج كوكبية أو قمرية أخرى. كويكبات هيلدا لها صدى 2: 3 مع المشتري أي أنها تدور حول الشمس ثلاث مرات لكل مدارين حول كوكب المشتري. [100]

يحتوي النظام الشمسي الداخلي أيضًا على كويكبات قريبة من الأرض ، والعديد منها يعبر مدارات الكواكب الداخلية. [101] بعضها يحتمل أن يكون كائنات خطرة.

المنطقة الخارجية للنظام الشمسي هي موطن للكواكب العملاقة وأقمرها الكبيرة. تدور أيضًا القنطور والعديد من المذنبات قصيرة المدى في هذه المنطقة. نظرًا لبعدها الأكبر عن الشمس ، تحتوي الأجسام الصلبة في النظام الشمسي الخارجي على نسبة أعلى من المواد المتطايرة ، مثل الماء والأمونيا والميثان ، مقارنة بتلك الموجودة في النظام الشمسي الداخلي لأن درجات الحرارة المنخفضة تسمح لهذه المركبات بالبقاء صلبة. [49]

الكواكب الخارجية

تشكل الكواكب الخارجية الأربعة ، أو الكواكب العملاقة (تسمى أحيانًا كواكب جوفيان) ، مجتمعة 99٪ من الكتلة المعروفة بأنها تدور حول الشمس. [ز] كوكب المشتري وزحل معًا تزيد كتلتهما عن 400 مرة كتلة الأرض ويتكونان بأغلبية ساحقة من غازي الهيدروجين والهيليوم ، ومن هنا تم تصنيفهما كعمالقة غازية. [102] أورانوس ونبتون أقل كتلة بكثير - أقل من 20 كتلة أرضية (M ) كل منها - وتتكون أساسًا من الجليد. لهذه الأسباب ، يقترح بعض علماء الفلك أنهم ينتمون إلى فئتهم الخاصة ، عمالقة الجليد. [103] جميع الكواكب العملاقة الأربعة لها حلقات ، على الرغم من أن نظام حلقات زحل فقط يمكن ملاحظته بسهولة من الأرض. على المدى كوكب متفوق يحدد الكواكب خارج مدار الأرض وبالتالي يشمل كلاً من الكواكب الخارجية والمريخ.

كوكب المشتري

كوكب المشتري (5.2 AU) عند 318 م تساوي 2.5 ضعف كتلة جميع الكواكب الأخرى مجتمعة. يتكون بشكل كبير من الهيدروجين والهيليوم. تخلق الحرارة الداخلية القوية لكوكب المشتري ميزات شبه دائمة في غلافه الجوي ، مثل العصابات السحابية والبقعة الحمراء العظيمة. كوكب المشتري لديه 79 قمرا صناعيا معروفا. تُظهر أكبر أربعة كواكب ، جانيميد وكاليستو وآيو وأوروبا ، أوجه تشابه مع الكواكب الأرضية ، مثل البراكين والتدفئة الداخلية. [104] جانيميد ، أكبر قمر صناعي في المجموعة الشمسية ، أكبر من عطارد.

زحل

زحل (9.5 AU) ، الذي يتميز بنظام الحلقة الواسع ، له العديد من أوجه التشابه مع كوكب المشتري ، مثل تكوين الغلاف الجوي والغلاف المغناطيسي. على الرغم من أن حجم كوكب زحل يحتوي على 60٪ من حجم كوكب المشتري ، إلا أنه أقل من ثلث حجمه عند 95 مترًا . زحل هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي الأقل كثافة من الماء. [105] تتكون حلقات زحل من جسيمات صغيرة من الجليد والصخور. زحل لديه 82 قمرا صناعيا مؤكد يتكون معظمها من الجليد. اثنان من هؤلاء ، تيتان وإنسيلادوس ، يظهران علامات على النشاط الجيولوجي. [106] تيتان ، ثاني أكبر قمر في المجموعة الشمسية ، أكبر من عطارد والقمر الصناعي الوحيد في النظام الشمسي الذي يتمتع بغلاف جوي كبير.

أورانوس

أورانوس (19.2 AU) عند 14 م ، هو أخف الكواكب الخارجية. بشكل فريد بين الكواكب ، يدور حول الشمس على جانبه ، ويميله المحوري أكثر من تسعين درجة إلى مسير الشمس. لها نواة أبرد بكثير من الكواكب العملاقة الأخرى وتشع القليل جدًا من الحرارة في الفضاء. [107] أورانوس لديه 27 قمرا صناعيا معروفا ، أكبرها تيتانيا ، أوبيرون ، أومبريال ، آرييل ، وميراندا. [108]

نبتون

نبتون (30.1 AU) ، على الرغم من أنه أصغر قليلاً من أورانوس ، إلا أنه أكثر ضخامة (17 م ) وبالتالي أكثر كثافة. يشع المزيد من الحرارة الداخلية ، ولكن ليس بقدر كوكب المشتري أو زحل. [109] نبتون لديه 14 قمرا صناعيا معروفا. أكبرها ، Triton ، نشط جيولوجيًا ، مع سخانات من النيتروجين السائل. [110] تريتون هو القمر الصناعي الكبير الوحيد الذي له مدار رجعي. يصاحب نبتون في مداره عدة كواكب صغيرة تسمى نبتون أحصنة طروادة ، والتي تكون في صدى 1: 1 معها.

القنطور

القنطور هي أجسام جليدية شبيهة بالمذنبات ولها محاور نصف رئيسية أكبر من محور المشتري (5.5 AU) وأقل من محاور نبتون (30 AU). أكبر قنطور معروف ، 10199 تشاريكلو ، يبلغ قطره حوالي 250 كم. [111] أول قنطور تم اكتشافه ، 2060 تشيرون ، صُنف أيضًا على أنه مذنب (95P) لأنه يطور غيبوبة تمامًا كما تفعل المذنبات عندما تقترب من الشمس. [112]

المذنبات عبارة عن أجسام صغيرة في النظام الشمسي ، [و] يبلغ عرضها بضعة كيلومترات فقط ، وتتكون بشكل كبير من جليد متطاير. لديهم مدارات غريبة الأطوار ، بشكل عام الحضيض داخل مدارات الكواكب الداخلية وجوج بعيد وراء بلوتو. عندما يدخل مذنب إلى النظام الشمسي الداخلي ، فإن قربه من الشمس يتسبب في تسامي سطحه الجليدي وتأينه ، مما يؤدي إلى حدوث غيبوبة: ذيل طويل من الغاز والغبار غالبًا ما يكون مرئيًا بالعين المجردة.

المذنبات قصيرة المدى لها مدارات تدوم أقل من مائتي عام. المذنبات طويلة المدى لها مدارات تستمر لآلاف السنين. يُعتقد أن المذنبات قصيرة المدى تنشأ في حزام كويبر ، بينما يُعتقد أن المذنبات طويلة المدى ، مثل Hale – Bopp ، نشأت في سحابة أورت. تشكلت العديد من مجموعات المذنبات ، مثل Kreutz Sungrazers ، من تفكك أحد الوالدين. [113] قد تنشأ بعض المذنبات ذات المدارات القطعية خارج النظام الشمسي ، لكن تحديد مداراتها الدقيقة أمر صعب. [114] غالبًا ما يتم تصنيف المذنبات القديمة التي تم طرد موادها المتطايرة بسبب الاحترار الشمسي على أنها كويكبات. [115]

ما وراء مدار نبتون تقع منطقة "منطقة عبر نبتون" ، مع حزام كويبر على شكل دونات ، موطن بلوتو والعديد من الكواكب القزمة الأخرى ، وقرص متداخل من الأجسام المتناثرة ، والتي تميل نحو مستوى سطح الأرض. النظام الشمسي ويصل إلى أبعد بكثير من حزام كويبر. المنطقة بأكملها لا تزال غير مستكشفة إلى حد كبير. يبدو أنها تتكون بشكل كبير من عدة آلاف من العوالم الصغيرة - أكبرها يبلغ قطره خُمس قطر الأرض فقط وكتلة أصغر بكثير من كتلة القمر - تتكون أساسًا من الصخور والجليد. توصف هذه المنطقة أحيانًا بأنها "المنطقة الثالثة من النظام الشمسي" ، وتضم النظام الشمسي الداخلي والخارجي. [116]

حزام كويبر

  • شمس
  • كوكب المشتري أحصنة طروادة
  • الكواكب العملاقة
  • حزام كويبر
  • قرص مبعثر
  • نبتون طروادة

حزام كويبر عبارة عن حلقة كبيرة من الحطام تشبه حزام الكويكبات ، ولكنها تتكون أساسًا من أجسام تتكون أساسًا من الجليد. [117] ويمتد من الشمس بين 30 و 50 وحدة فلكية. على الرغم من أنه يُقدر أنها تحتوي على أي شيء يتراوح بين عشرات إلى آلاف الكواكب القزمة ، إلا أنها تتكون أساسًا من أجسام صغيرة من النظام الشمسي. قد تثبت العديد من أجسام حزام كويبر الأكبر حجمًا ، مثل Quaoar و Varuna و Orcus ، أنها كواكب قزمة تحتوي على مزيد من البيانات. تشير التقديرات إلى أن هناك أكثر من 100000 جسم في حزام كويبر يبلغ قطرها أكثر من 50 كيلومترًا ، ولكن يُعتقد أن الكتلة الإجمالية لحزام كويبر لا تزيد عن عُشر أو حتى جزء من المائة من كتلة الأرض. [20] العديد من أجسام حزام كويبر لها أقمار صناعية متعددة ، [118] ومعظمها لها مدارات تأخذها خارج مستوى مسير الشمس. [119]

يمكن تقسيم حزام كويبر تقريبًا إلى الحزام "الكلاسيكي" والرنين. [117] الرنين هو مدارات مرتبطة بمدارات نبتون (على سبيل المثال مرتين لكل ثلاثة مدارات نبتون ، أو مرة واحدة لكل اثنين). يبدأ الرنين الأول في مدار نبتون نفسه. يتكون الحزام الكلاسيكي من أجسام ليس لها صدى مع نبتون ، ويمتد من 39.4 AU تقريبًا إلى 47.7 AU. [120] يُصنف أعضاء حزام كويبر الكلاسيكي على أنهم cubewanos ، بعد الأول من نوعه الذي تم اكتشافه ، 15760 ألبيون (التي كانت تحمل التصنيف المؤقت سابقًا 1992 QB1) ، ولا تزال في مدارات شبه بدائية منخفضة الانحراف. [121]

بلوتو وشارون

الكوكب القزم بلوتو (بمتوسط ​​مدار 39 AU) هو أكبر جسم معروف في حزام كويبر. عند اكتشافه في عام 1930 ، كان يعتبر الكوكب التاسع الذي تغير في عام 2006 مع اعتماد تعريف رسمي للكوكب. يمتلك بلوتو مدارًا غريب الأطوار نسبيًا يميل 17 درجة إلى مستوى مسير الشمس ويتراوح من 29.7 AU من الشمس عند الحضيض (داخل مدار نبتون) إلى 49.5 AU عند الأوج. يمتلك بلوتو صدى بنسبة 3: 2 مع نبتون ، مما يعني أن بلوتو يدور مرتين حول الشمس لكل ثلاثة مدارات نبتون. تسمى أجسام حزام كايبر التي تشترك مداراتها في هذا الرنين بالبلوتينات. [122]

يُوصف شارون ، وهو أكبر أقمار بلوتو ، أحيانًا بأنه جزء من نظام ثنائي مع بلوتو ، حيث يدور الجسمان حول مركز ثقل الجاذبية فوق أسطحهما (أي يبدو أنهما "يدوران حول بعضهما البعض"). وراء شارون ، أربعة أقمار أصغر بكثير ، Styx ، Nix ، Kerberos ، و Hydra ، تدور داخل النظام.

Makemake و Haumea

Makemake (متوسط ​​45.79 AU) ، على الرغم من أنه أصغر من بلوتو ، هو أكبر كائن معروف في كلاسيكي حزام كايبر (أي جسم حزام كويبر ليس له صدى مؤكد مع نبتون). Makemake هو ألمع جسم في حزام كويبر بعد بلوتو. تم تكليفه بلجنة تسمية في ظل توقع أنه سيثبت أنه كوكب قزم في عام 2008. [6] مداره أكثر ميلًا من مدار بلوتو ، عند 29 درجة. [123]

يقع Haumea (متوسط ​​43.13 AU) في مدار مشابه لماكيماكي ، باستثناء أنه في صدى مداري مؤقت 7:12 مع نبتون. [124] تمت تسميته بنفس التوقع بأنه سيثبت أنه كوكب قزم ، على الرغم من أن الملاحظات اللاحقة أشارت إلى أنه قد لا يكون كوكبًا قزمًا على الإطلاق. [125]

قرص مبعثر

يُعتقد أن القرص المبعثر ، الذي يتداخل مع حزام كايبر ولكنه يمتد إلى حوالي 200 وحدة فلكية ، هو مصدر المذنبات قصيرة المدى. يُعتقد أن أجسام الأقراص المتناثرة قد قُذفت في مدارات غير منتظمة بسبب تأثير الجاذبية لهجرة نبتون المبكرة إلى الخارج. تحتوي معظم كائنات القرص المتناثرة (SDOs) على الحضيض داخل حزام كايبر ولكن الأفيليا أبعد منه (بعض أكثر من 150 وحدة فلكية من الشمس). تميل مدارات SDO أيضًا إلى مستوى مسير الشمس وغالبًا ما تكون متعامدة معها. يعتبر بعض علماء الفلك أن القرص المبعثر هو مجرد منطقة أخرى من حزام كويبر ويصفون أجسام القرص المتناثرة بأنها "أجسام حزام كويبر المتناثرة". [126] يصنف بعض علماء الفلك أيضًا القنطور على أنها أجسام مبعثرة إلى الداخل في حزام كويبر جنبًا إلى جنب مع السكان المنتشرين في الخارج للقرص المتناثر. [127]

إيريس (بمتوسط ​​مدار يبلغ 68 وحدة فلكية) هو أكبر جسم قرص مبعثر معروف ، وقد تسبب في جدل حول ماهية الكوكب ، لأنه أكبر بنسبة 25٪ من بلوتو [128] ونفس القطر تقريبًا. إنه أضخم الكواكب القزمة المعروفة. لديها قمر واحد معروف ، Dysnomia. مثل بلوتو ، مداره غريب الأطوار للغاية ، حيث يبلغ الحضيض 38.2 AU (تقريبًا مسافة بلوتو من الشمس) وجوج يبلغ 97.6 AU ، ويميل بشدة إلى مستوى مسير الشمس.

لم يتم تحديد النقطة التي ينتهي عندها النظام الشمسي ويبدأ الفضاء بين النجوم بدقة لأن حدوده الخارجية تتشكل بواسطة قوتين ، الرياح الشمسية وجاذبية الشمس. يبلغ حد تأثير الرياح الشمسية أربعة أضعاف مسافة بلوتو عن الشمس تقريبًا الشمس، الحدود الخارجية للغلاف الشمسي ، تعتبر بداية الوسط النجمي. [66] يُعتقد أن مجال تلة الشمس ، النطاق الفعال لهيمنة جاذبيتها ، يمتد إلى أبعد ألف مرة ويشمل سحابة أورت الافتراضية. [129]

الغلاف الشمسي

الغلاف الشمسي عبارة عن فقاعة رياح نجمية ، وهي منطقة من الفضاء تهيمن عليها الشمس ، حيث تشع رياحها الشمسية بسرعة 400 كم / ثانية تقريبًا ، وهو تيار من الجسيمات المشحونة ، حتى تصطدم برياح الوسط النجمي.

يحدث التصادم في صدمة الإنهاء، وهو ما يقرب من 80-100 وحدة فلكية من اتجاه رياح الشمس للوسط النجمي وحوالي 200 وحدة فلكية من اتجاه رياح الشمس. [130] هنا تتباطأ الرياح بشكل كبير ، وتتكثف وتصبح أكثر اضطرابًا ، [130] وتشكل بنية بيضاوية كبيرة تُعرف باسم غلاف الشمس. يُعتقد أن هذا الهيكل يشبه إلى حد كبير ويتصرف مثل ذيل المذنب ، ويمتد إلى الخارج لمسافة 40 وحدة فلكية إضافية على جانب الريح ، ولكنه يتأرجح عدة مرات تلك المسافة في اتجاه الريح من كاسيني اقترحت المركبة الفضائية Interstellar Boundary Explorer أنها تُجبر على شكل فقاعة بفعل تقييد المجال المغناطيسي بين النجوم. [131]

الحدود الخارجية للغلاف الشمسي ، و الشمس، هي النقطة التي تنتهي عندها الرياح الشمسية أخيرًا وهي بداية الفضاء بين النجوم. [66] فوييجر 1 و فوييجر 2 تم الإبلاغ عن اجتياز صدمة الإنهاء ودخلت الغلاف الشمسي ، عند 94 و 84 وحدة فلكية من الشمس ، على التوالي. [132] [133] فوييجر 1 ورد أنه عبرت منطقة الغلاف الشمسي في أغسطس 2012. [134]

من المحتمل أن يتأثر شكل وشكل الحافة الخارجية للغلاف الشمسي بديناميات السوائل للتفاعلات مع الوسط النجمي وكذلك الحقول المغناطيسية الشمسية السائدة في الجنوب ، على سبيل المثال تم تشكيلها بشكل صريح حيث يمتد نصف الكرة الشمالي بمقدار 9 وحدات فلكية أبعد من نصف الكرة الجنوبي. [130] ما وراء الغلاف الشمسي ، عند حوالي 230 وحدة فلكية ، تكمن صدمة القوس ، "يقظة" البلازما التي خلفتها الشمس أثناء انتقالها عبر درب التبانة. [135]

  • النظام الشمسي الداخلي والمشتري
  • النظام الشمسي الخارجي وبلوتو
  • مدار سيدنا (جسم منفصل)
  • الجزء الداخلي من سحابة أورت

بسبب نقص البيانات ، فإن الظروف في الفضاء بين النجوم المحلي غير معروفة على وجه اليقين. من المتوقع أن تنقل المركبة الفضائية فوييجر التابعة لناسا ، أثناء مرورها فوق الغلاف الشمسي ، بيانات قيمة عن مستويات الإشعاع والرياح الشمسية إلى الأرض. [136] من غير المفهوم جيدًا مدى حماية الغلاف الشمسي للنظام الشمسي من الأشعة الكونية. طور فريق ممول من وكالة ناسا مفهوم "مهمة الرؤية" المخصصة لإرسال مسبار إلى الغلاف الشمسي. [137] [138]

كائنات منفصلة

90377 Sedna (بمتوسط ​​مدار قدره 520 AU) هو جسم كبير ضارب إلى الحمرة مع مدار عملاق بيضاوي الشكل يأخذه من حوالي 76 AU عند الحضيض إلى 940 AU عند aphelion ويستغرق 11400 سنة لإكماله. يؤكد مايك براون ، الذي اكتشف الجسم في عام 2003 ، أنه لا يمكن أن يكون جزءًا من القرص المتناثر أو حزام كويبر لأن الحضيض بعيد جدًا عن التأثر بهجرة نبتون. يعتبره هو وعلماء الفلك الآخرون أنه الأول من مجموعة جديدة تمامًا ، يطلق عليها أحيانًا "الأجسام المنفصلة البعيدة" (DDOs) ، والتي قد تتضمن أيضًا الجسم 2000 CR105 ، الذي يبلغ الحضيض فيه 45 وحدة فلكية ، وجناح 415 وحدة فلكية ، وفترة مدارية تبلغ 3420 عامًا. [139] يطلق براون على هذه المجموعة اسم "سحابة أورت الداخلية" لأنها ربما تكونت من خلال عملية مماثلة ، على الرغم من أنها أقرب بكثير إلى الشمس. [140] من المحتمل جدًا أن يكون سيدنا كوكبًا قزمًا ، على الرغم من أن شكله لم يتحدد بعد. الجسم الثاني المنفصل بشكل لا لبس فيه ، مع الحضيض الشمسي أبعد من سيدنا عند حوالي 81 وحدة فلكية ، هو 2012 VP 113 ، الذي تم اكتشافه في عام 2012. وجناحه نصف فقط من Sedna ، عند 400-500 AU. [141] [142]

سحابة أورت

سحابة أورت هي سحابة كروية افتراضية تضم ما يصل إلى تريليون جسم جليدي يُعتقد أنها مصدر جميع المذنبات طويلة المدى وتحيط بالنظام الشمسي عند حوالي 50000 وحدة فلكية (حوالي سنة ضوئية واحدة (لي)) ، و ربما تصل إلى 100000 AU (1.87 لي). يُعتقد أنه يتكون من مذنبات تم طردها من النظام الشمسي الداخلي عن طريق تفاعلات الجاذبية مع الكواكب الخارجية. تتحرك أجسام سحابة أورت ببطء شديد ، ويمكن أن تتأثر بأحداث غير متكررة ، مثل الاصطدامات ، وتأثيرات الجاذبية لنجم عابر ، أو المد المجري ، أو قوة المد والجزر التي تمارسها درب التبانة. [143] [144]

حدود

لا يزال جزء كبير من النظام الشمسي غير معروف. يقدر مجال جاذبية الشمس للسيطرة على قوى الجاذبية للنجوم المحيطة بحوالي سنتين ضوئيتين (125000 وحدة فلكية). وعلى النقيض من ذلك ، فإن التقديرات المنخفضة لنصف قطر سحابة أورت لا تضعها في مكان أبعد من 50000 وحدة فلكية. [145] على الرغم من الاكتشافات مثل Sedna ، فإن المنطقة الواقعة بين حزام كويبر وسحابة أورت ، وهي منطقة نصف قطرها عشرات الآلاف من الاتحاد الأفريقي ، لا تزال غير محددة فعليًا. هناك أيضًا دراسات جارية للمنطقة الواقعة بين عطارد والشمس. [146] قد يتم اكتشاف الأجسام في مناطق النظام الشمسي المجهولة.

حاليًا ، تمتلك الأجسام الأبعد المعروفة ، مثل Comet West ، aphelia حوالي 70000 وحدة فلكية من الشمس ، ولكن عندما تصبح سحابة Oort معروفة بشكل أفضل ، قد يتغير هذا.

يقع النظام الشمسي في مجرة ​​درب التبانة ، وهي مجرة ​​لولبية ضيقة يبلغ قطرها حوالي 100000 سنة ضوئية وتحتوي على أكثر من 100 مليار نجم. [147] توجد الشمس في أحد الأذرع الحلزونية الخارجية لمجرة درب التبانة ، والمعروفة باسم Orion – Cygnus Arm أو Local Spur. [148] تقع الشمس على بعد حوالي 26660 سنة ضوئية من مركز المجرة ، [149] وسرعتها حول مركز مجرة ​​درب التبانة حوالي 247 كم / ث ، بحيث تكمل دورة واحدة كل 210 مليون سنة. تُعرف هذه الثورة بالسنة المجرية للنظام الشمسي. [150] قمة الشمس ، اتجاه مسار الشمس عبر الفضاء بين النجوم ، تقع بالقرب من كوكبة هرقل في اتجاه الموقع الحالي للنجم الساطع فيغا. [151] يقع مستوى مسير الشمس بزاوية 60 درجة تقريبًا على مستوى المجرة. [أنا]

يعد موقع النظام الشمسي في مجرة ​​درب التبانة عاملاً في التاريخ التطوري للحياة على الأرض. مداره قريب من دائري ، والمدارات القريبة من الشمس بنفس سرعة الأذرع الحلزونية تقريبًا. [153] [154] لذلك ، نادرًا ما تمر الشمس عبر الذراعين. نظرًا لأن الأذرع الحلزونية هي موطن لتركيز أكبر بكثير من المستعرات الأعظمية ، وعدم استقرار الجاذبية ، والإشعاع الذي يمكن أن يعطل النظام الشمسي ، فقد أعطى هذا الأرض فترات طويلة من الاستقرار لتتطور الحياة. [153] ومع ذلك ، يمكن أن يفسر الوضع المتغير للنظام الشمسي بالنسبة لأجزاء أخرى من درب التبانة أحداث الانقراض الدورية على الأرض ، وفقًا لفرضية شيفا أو النظريات ذات الصلة. يقع النظام الشمسي خارج المناطق المزدحمة بالنجوم لمركز المجرة. بالقرب من المركز ، يمكن أن تزعج قاطرات الجاذبية من النجوم القريبة أجسام سحابة أورت وترسل العديد من المذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي ، مما ينتج عنه تصادمات ذات آثار كارثية محتملة على الحياة على الأرض. يمكن للإشعاع المكثف لمركز المجرة أن يتداخل أيضًا مع تطور الحياة المعقدة. [153] حتى في الموقع الحالي للنظام الشمسي ، توقع بعض العلماء أن المستعرات الأعظمية الأخيرة ربما أثرت سلبًا على الحياة في الـ 35000 سنة الماضية ، عن طريق قذف أجزاء من النواة النجمية نحو الشمس ، كحبيبات غبار مشعة وأكبر تشبه المذنبات جثث. [155]

حي

النظام الشمسي موجود في السحابة البينجمية المحلية أو الزغب المحلي. يُعتقد أنه قريب من G-Cloud المجاورة ولكن من غير المعروف ما إذا كان النظام الشمسي مضمنًا في السحابة المحلية بين النجوم ، أو إذا كان في المنطقة التي تتفاعل فيها السحابة بين النجوم المحلية و G-Cloud. [156] [157] السحابة بين النجوم المحلية هي منطقة من السحابة الأكثر كثافة في منطقة متفرقة تُعرف بالفقاعة المحلية ، وهي تجويف على شكل ساعة رملية في الوسط النجمي يبلغ عرضه 300 سنة ضوئية تقريبًا. الفقاعة مليئة بالبلازما ذات درجة الحرارة العالية ، مما يشير إلى أنها نتاج العديد من المستعرات الأعظمية الحديثة. [158]

يوجد عدد قليل نسبيًا من النجوم في غضون عشر سنوات ضوئية من الشمس. الأقرب هو نظام النجم الثلاثي Alpha Centauri ، والذي يبعد حوالي 4.4 سنة ضوئية. Alpha Centauri A و B هما زوجان مرتبطان ارتباطًا وثيقًا من النجوم الشبيهة بالشمس ، في حين أن القزم الأحمر الصغير ، Proxima Centauri ، يدور حول الزوج على مسافة 0.2 سنة ضوئية. في عام 2016 ، تم التأكد من أن كوكبًا خارجيًا يحتمل أن يكون صالحًا للسكن يدور حول كوكب Proxima Centauri ، المسمى Proxima Centauri b ، وهو أقرب كوكب خارجي مؤكد إلى الشمس. [159] النجوم الأقرب للشمس هي الأقزام الحمراء ، نجمة بارنارد (عند 5.9 ليتر) ، وولف 359 (7.8 ليي) ، ولاند 21185 (8.3 ليالي).

أكبر نجم قريب هو Sirius ، وهو نجم لامع في التسلسل الرئيسي يبعد حوالي 8.6 سنة ضوئية وحوالي ضعف كتلة الشمس ويدور حوله قزم أبيض ، Sirius B. أقرب الأقزام البنية هو نظام Luhman 16 الثنائي عند 6.6 ضوء. -سنوات. الأنظمة الأخرى في غضون عشر سنوات ضوئية هي نظام القزم الأحمر الثنائي Luyten 726-8 (8.7 لي) والقزم الأحمر الانفرادي روس 154 (9.7 لي). [160] أقرب نجم منفردة شبيهة بالشمس إلى النظام الشمسي هو تاو سيتي عند 11.9 سنة ضوئية. لديها ما يقرب من 80 ٪ من كتلة الشمس ولكن فقط 60 ٪ من لمعانها. [161] أقرب جسم ذي كتلة كوكبية حرة عائمة للشمس هو WISE 0855−0714 ، [162] جسم كتلته أقل من 10 من كوكب المشتري على بعد 7 سنوات ضوئية تقريبًا.

مقارنة مع أنظمة خارج المجموعة الشمسية

مقارنة بالعديد من أنظمة الكواكب الأخرى ، يبرز النظام الشمسي في افتقاره إلى الكواكب الداخلية لمدار عطارد. [163] [164] يفتقر النظام الشمسي المعروف أيضًا إلى الكواكب الأرضية الفائقة (يمكن أن يكون الكوكب التاسع أرضًا خارقة خارج النظام الشمسي المعروف). [163] بشكل غير مألوف ، لديها فقط كواكب صخرية صغيرة وكواكب غازية عملاقة كبيرة في أماكن أخرى من الكواكب ذات الحجم المتوسط ​​- الصخرية والغازية على حد سواء - لذلك لا توجد "فجوة" كما رأينا بين حجم الأرض ونبتون (بنصف قطر 3.8 مرات كبيرة). أيضًا ، هذه الكواكب الأرضية الفائقة لها مدارات أقرب من عطارد. [163] أدى ذلك إلى فرضية مفادها أن جميع أنظمة الكواكب تبدأ بالعديد من الكواكب القريبة ، وأن تسلسل تصادماتها يؤدي عادةً إلى توحيد الكتلة في عدد قليل من الكواكب الكبيرة ، ولكن في حالة النظام الشمسي ، تسببت الاصطدامات في تدميرها و طرد. [165] [166]

تكون مدارات كواكب النظام الشمسي دائرية تقريبًا. بالمقارنة مع الأنظمة الأخرى ، لديهم انحراف مداري أصغر. [163] على الرغم من وجود محاولات لشرح ذلك جزئيًا بالتحيز في طريقة اكتشاف السرعة الشعاعية وجزئيًا مع التفاعلات الطويلة لعدد كبير جدًا من الكواكب ، تظل الأسباب الدقيقة غير محددة. [163] [167]

هذا القسم عبارة عن عينة من أجسام النظام الشمسي ، تم اختيارها لحجم وجودة الصور ، ومرتبة حسب الحجم. تم حذف بعض العناصر الكبيرة هنا (لا سيما Eris و Haumea و Makemake و Nereid) لأنه لم يتم تصويرها بجودة عالية.

  1. ^ أب اعتبارًا من 27 أغسطس 2019.
  2. ^تختلف الكتابة بالأحرف الكبيرة للاسم. يحدد الاتحاد الفلكي الدولي ، وهو الهيئة الرسمية فيما يتعلق بالتسميات الفلكية ، كتابة أسماء جميع الأجرام الفلكية بأحرف كبيرة ، ولكنه يستخدم هياكل مختلطة من "النظام الشمسي" و "النظام الشمسي" في وثيقة إرشادات التسمية الخاصة بهم. يتم تقديم الاسم بشكل شائع بأحرف صغيرة ("النظام الشمسي") ، على سبيل المثال ، في قاموس أوكسفورد الإنكليزية و قاموس Merriam-Webster الحادي عشر الجماعي.
  3. ^ الأقمار الصناعية الطبيعية (الأقمار) التي تدور حول كواكب المجموعة الشمسية هي مثال على هذا الأخير.
  4. ^ تاريخيًا ، اعتبرت عدة أجسام أخرى كواكب ، بما في ذلك ، منذ اكتشافها في عام 1930 حتى عام 2006 ، بلوتو. انظر الكواكب السابقة.
  5. ^ القمرين الأكبر من عطارد هما جانيميد ، الذي يدور حول كوكب المشتري ، وتيتان ، الذي يدور حول زحل. على الرغم من أن كلا القمرين أكبر من عطارد ، إلا أن كتلتهما تقل عن نصف كتلتهما. بالإضافة إلى ذلك ، فإن نصف قطر قمر المشتري كاليستو يزيد عن 98٪ من قطر عطارد.
  6. ^ أبجده وفقًا لتعريفات IAU ، يتم تصنيف الكائنات التي تدور حول الشمس ديناميكيًا وجسديًا إلى ثلاث فئات: الكواكب, عالم الأقزام، و هيئات النظام الشمسي الصغيرة.
    • الكوكب هو أي جسم يدور حول الشمس تكون كتلته كافية لجذب الجاذبية إلى شكل كروي (قريب) مما أدى إلى تطهير جواره المباشر من جميع الأجسام الأصغر. وفقًا لهذا التعريف ، يحتوي النظام الشمسي على ثمانية كواكب: عطارد والزهرة والأرض والمريخ والمشتري وزحل وأورانوس ونبتون. نظرًا لأنه لم يزيل جواره من أجسام حزام كويبر الأخرى ، فإن بلوتو لا يتوافق مع هذا التعريف. [5]
    • الكوكب القزم هو جسم يدور حول الشمس وهو ضخم بما يكفي لجعله شبه كروي من خلال جاذبيته الخاصة ، لكن هذا لم يزيل الكواكب الصغيرة من جواره كما أنه ليس قمرًا صناعيًا. [5] بلوتو كوكب قزم وقد تعرف الاتحاد الفلكي الدولي على أربعة أجسام أخرى في النظام الشمسي أو أطلق عليها اسمًا تحت توقع أنها ستصبح كواكب قزمة: سيريس وهوميا وماكيماكي وإيريس. [6] من الأشياء الأخرى التي يُتوقع أن تكون كواكب قزمة ، Gonggong و Sedna و Orcus و Quaoar. [7] في إشارة إلى بلوتو ، تسمى أحيانًا الكواكب القزمة الأخرى التي تدور في المنطقة العابرة لنبتون "بلوتويدات" ، [8] على الرغم من أن هذا المصطلح نادرًا ما يستخدم.
    • تُعرف الأجسام المتبقية التي تدور حول الشمس باسم أجسام النظام الشمسي الصغيرة. [5]
  7. ^ أب يمكن تحديد كتلة النظام الشمسي باستثناء الشمس والمشتري وزحل عن طريق جمع كل الكتل المحسوبة لأكبر أجسامه معًا واستخدام الحسابات التقريبية لكتل ​​سحابة أورت (المقدرة بنحو 3 كتل أرضية) ، [19] حزام كويبر (المقدّر بحوالي 0.1 كتلة أرضية) [20] وحزام الكويكبات (المقدّر بـ 0.0005 من كتلة الأرض) [21] لإجمالي ، تقريبًا لأعلى ،

37 كتلة أرضية ، أو 8.1٪ من الكتلة في مدار حول الشمس. مع الجماهير المشتركة لأورانوس ونبتون (


المادة المظلمة مفقودة أكثر الآن.

يمكنك النشر الآن والتسجيل في وقت لاحق. إذا كان لديك حساب ، قم بتسجيل الدخول الآن للنشر باستخدام حسابك.

أهم الملصقات في هذا الموضوع

BeAChooser 625 المشاركات

أيام شعبية

منشورات شائعة

بلودوغ

هل هذا الآن & quotScience هو خيط الشيطان & quot؟ كيف تعتقد أن جميع الرؤى والاكتشافات المذهلة حتى الآن حول طبيعة الكون قد تم صنعها. منذ Galiepo ، الشوري المتفاني والموهوب

بلودوغ

أنا أجعلك تدفع مقابل البحث عن المادة المظلمة؟ أنت & # 039 تعيش في حلم مظلم.

بلودوغ

أنت & # 039 تعيش في أرض جنوم وأنت & # 039 تمثل جنوم بجنون العظمة في الأسرة. إن فرض أيديولوجية الجناح اليميني على العلم هو الموضوع الرئيسي في رواياتك. أنت مؤيد للعلم مثل Merlin the m

"المنتدى الليبرالي" الأصلي - تأسس عام 2003 - غرفة الدردشة السياسية الأمريكية بدعم من مجتمع Invision


مستقبل تقنية الدفع

هل هناك أنواع أخرى من أنظمة الدفع يمكن تطويرها لتوفير طريقة فعالة واقتصادية لتشغيل السفر بين الكواكب؟
لم يمض وقت طويل عندما يبدو أن آفاق تكنولوجيا الصواريخ النووية هي المستقبل. ربما لا يزال.
الصاروخ النووي هو ببساطة نوع آخر من محركات التفاعل حيث يتم تسخين الغاز الدافع (المخزن على هيئة هيدروجين سائل) بواسطة مفاعل نووي ويتم طرده من الخلف من الفوهة لتوفير دفع أمامي فعال. أو يمكن أن يكون مفاعلًا نوويًا يوفر الطاقة الكهربائية اللازمة لنظام الدفع الأيوني. سيكون كلا النظامين فعالين في الفضاء الأعمق حيث تكون الطاقة الكهربائية المحصودة من الألواح الشمسية أقل كفاءة في ضوء الشمس الخافت في الفضاء السحيق.
في أواخر الستينيات وأوائل السبعينيات ، كان لدى ناسا برنامج يعرف باسم نيرفا. هذا يمثل المحرك النووي لتطبيق المركبات الصاروخية. لقد كان عرضًا لمحرك صاروخي حراري نووي أثبت أن هذا النوع من تكنولوجيا الدفع كان فعالًا وعمليًا.
تصاميم نيرفا [الشكل. 12] لديهم توجه إيجابي جدا لنسب الوزن. إنها تتفوق نظريًا على صواريخ التفاعل الكيميائي الأكثر تقدمًا على لوحات الرسم. يمكن أن يحترق تصميم الصاروخ هذا لساعات ويقتصر فقط على حجم الوقود الدافع على متنه. من المحتمل ، أنها قادرة على دلتا- v مثيرة للغاية ولديها العديد من مزايا كل من الصواريخ الأيونية والصواريخ الكيميائية.
لسوء الحظ ، وقع برنامج نيرفا ضحية لفأس الميزانية في إدارة نيكسون. ومع ذلك ، هناك مخاوف تتعلق بالسلامة والبيئة عند التفكير في إطلاق مواد نووية في المدار. إذا سارت الأمور على ما يرام ، فإن هذه التكنولوجيا لديها الكثير لتقدمه ، ولكن إذا حدث خطأ ما أثناء مرحلة التعزيز ، فقد ننظر إلى كارثة بيئية. يجب أن تفوق الفوائد بالتأكيد العيوب عند التفكير في تطبيق من نوع NERVA. أعتقد أننا سنراه مرة أخرى. [روبينز 1991]

الشكل 10 مخطط نيرفا [ناسا]