الفلك

حلقات حول كوكب أصغر قريب؟

حلقات حول كوكب أصغر قريب؟


We are searching data for your request:

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

هل من الممكن أن يكون لكوكب صغير قريب من النجم نظام حلقات مستقر - جليدي أم غير ذلك؟

يعني الكوكب الأصغر أن الحلقات يجب أن تكون أقرب إلى الكوكب ، مما يعني أن القص الشعاعي (الفرق في السرعة المدارية مقابل نصف القطر) في الحلقات سيكون أعلى. من المرجح أن يتسبب الشعاع الشعاعي الأعلى في حدوث اضطراب ... أو هكذا أعتقد.

من الواضح أن المرء لا يتوقع حلقات جليدية حول كوكب يقع داخل خط الصقيع ...


أعتقد أن الإجابة ذات الصلة التي قدمها جيمس كيلجنجر جيدة جدًا وتستحق القراءة. سأتطرق إلى بعض النقاط المتعلقة بسؤالك.

هناك جزءان لهذا ، كيف تتشكل أنظمة الحلقة وأين يحتمل أن تكون مستقرة وطويلة الأمد. أشك في أن أي نظام حلقات سيكون دائمًا ، لكن البعض يجب أن يكون أطول من الآخر.

لذا ، دعنا نتحدث عن الاستقرار أولاً.

كما أشرت ، عندما تذوب الجليد داخل خط الصقيع (في مكان ما حول سيريس ، على الرغم من أن الجليد المختلف له نقاط انصهار مختلفة ، ولكن بشكل عام ، حول مسافة المشتري أو جزيئات الجليد الأكبر تكون مستقرة إلى حد كبير ويمكن أن تكون جزءًا من نظام الحلقات (I ') لست متأكدًا من الغلاف المغناطيسي لجونزو لكوكب المشتري). بالقرب من الشمس ، بالتأكيد بحلول الوقت الذي تصل فيه إلى المريخ ، وربما أبعد قليلاً من ذلك ، يذوب الإشعاع الشمسي ويتحول إلى غاز تهب عليه الرياح الشمسية بعيدًا عن الأنظمة الحلقية بسرعة كبيرة. والأكثر من ذلك ، أن أي حطام صخري أصغر ممزوجًا بالجليد يمكن أن يتعرض للدوران أو التسارع حيث يذوب الجليد ويتسرب من جانب واحد كغاز ، ويمكن لهذه التسارعات المحلية أن تهب بعض المواد من نظام الحلقة أيضًا.

جزيئات الغبار الصغيرة في نظام الحلقة بالقرب من النجم سوف تتطاير أيضًا بسبب تأثير Poynting-Robertson الذي يكون أكثر أهمية عند الاقتراب من النجم. يمكن تجنب بعض هذه المشكلات إذا كان النجم في مرحلة القزم الأبيض وباردًا جدًا ، لكن نجم التسلسل الرئيسي يكون أكثر ملاءمة لأنظمة الحلقة البعيدة أكثر من تلك الأقرب.

أنظمة الحلقة مستقرة فقط داخل حدود روش تم تناول هذا في السؤال الآخر وخارج حدود روش ، تميل المادة إلى الإصلاح لتصبح قمرًا. ومع ذلك ، يمكن للأجسام الصلبة أن تدور داخل جسيم سائل أو دقيق تحد روش وتحافظ على شكلها.

لا تزال الكواكب القريبة من الشمس لها حدود Roche عادة داخل مناطق Hill Spheres الخاصة بها ، لكن الاستقرار على المدى الطويل لا يزال يمثل مشكلة للكواكب القريبة من نجومها. إليك مقال يتطرق إلى هذا بخصوص عطارد وواحد على كوكب الزهرة. ينطبق نفس المبدأ على أنظمة الحلقة حيث يكون للمد الشمسي الأكبر بشكل ملحوظ تأثير مزعزع للاستقرار على جميع الأجسام الموجودة في مدار حول كوكب قريب من نجمه. لن يؤدي ذلك إلى زعزعة الاستقرار على الفور ، ولكن على مدار العديد من المدارات ، يمكن للأجسام إما أن تتصاعد إلى الكوكب أو خارج حدود روش ، لذلك ستكون أنظمة الحلقة أقصر بكثير مع اقتراب الكواكب من نجمها. قوة المد والجزر تنمو مع مربع المسافة. الأرض ، على سبيل المثال ، تواجه 90 مرة من قوة المد والجزر من الشمس التي يتعرض لها زحل.

تبلغ كتلة زحل أيضًا حوالي 95 ضعف كتلة الأرض ، لذلك ليس من الصعب معرفة سبب كون زحل مرشحًا أفضل لنظام حلقات طويل المدى من أحد الكواكب الداخلية. كتلة أكبر بكثير وتشكل الشمس أكثر بكثير.

يمكن أن يحدث تكوين أنظمة الحلقة من خلال 3 طرق (يمكنني التفكير فيها). تصادم كبير ، تفكك قمر يسافر داخل حدود روش أو تراكمه. يمكن أن يكون الاصطدام على سطح الكوكب حيث يتم نفخ الحطام في المدار أو تأثير عالي السرعة مماثل على قمر في مدار حول الكوكب. تصادمات بهذا الحجم نادرة ، لكنها أكثر شيوعًا في الأنظمة الشمسية الحديثة العهد.

يمكن للقمر الذي يتحرك قريبًا جدًا من كوكب أن ينكسر ويتشكل في نظام حلقات إذا سافر داخل حدود روش ، انظر الصور في أعلى اليمين. لا يوجد سبب لعدم حدوث ذلك من وقت لآخر على عدد من الكواكب. قد يحدث يومًا ما لفوبوس لأنها تدور بالقرب من المريخ. تميل الأقمار إلى التحرك نحو الكواكب أو بعيدًا عنها ببطء شديد ، لذا لا يحدث هذا كثيرًا ، ولكن يمكن أن يحدث من وقت لآخر ، حتى عندما يكون عمر الأنظمة الشمسية مليارات السنين وتستقر في الغالب في مدارات مستقرة.

أخيرًا ، التراكم الذي يراه إنسيلادوس هنا يغذي الحلقة الإلكترونية لزحل وربما يكون قد غذى حلقات أخرى في الماضي. إنسيلادوس فريد من نوعه بين جميع الأقمار في نظامنا الشمسي من حيث قدرته على تغذية نظام الحلقات بثبات. هذا ممكن لأنه صغير جدًا ، لذا فإن البراكين الموجودة على سطحه قادرة على إخراج المواد بسرعة أكبر من سرعة إفلاتها ولأنها تحتوي على الأرجح على طبقة شبيهة بالمياه السائلة تحت سطحها ، يتم الحفاظ عليها عن طريق تسخين المد والجزر لأنها قريبة بدرجة كافية من زحل تجربة قوى المد والجزر الهائلة. من المحتمل أن يكون إنسيلادوس مسؤولاً عن جزء صغير فقط من حلقات زحل ، لكن هذه الطريقة لا تزال قابلة للتطبيق لتشكيل الحلقة.

يواجه يوروبا على كوكب المشتري نشاطًا بركانيًا متشابهًا متشابهًا بسبب قوى المد والجزر الكبيرة التي تحافظ أيضًا على بعض طبقاته الداخلية سائلة ، لكن يوروبا هو قمر أكبر بكثير ، يتم إخراج مواد أقل بكثير عند سرعة الهروب أو أعلى منها مع إنسيلادوس. فقط الأقمار الصغيرة القريبة من الكواكب الكبيرة يمكنها تزويد المواد لنظام الحلقة بهذه الطريقة.

ولكن ، نظرًا لأن الأقمار قد تلعب دورًا في تكوين الحلقات ، فمن المرجح أن يكون للكواكب الكبيرة عدد أكبر من الأقمار بسبب الجاذبية الأكبر ، كما أن الكواكب البعيدة عن نجمها أكثر عرضة لالتقاط المزيد من الأقمار نظرًا لامتلاكها كرات تل أكبر وأجسامًا أكبر. عندما تدور حول الشمس بنفس السرعة ، ربما يكون هذا هو جوهرها.

من المرجح أن يكون للكواكب الكبيرة أقمار وحلقات أكثر من الكواكب الصغيرة وبعيدًا عن الشمس ، فمن المرجح أن يحافظ الكوكب على نظام حلقات ثم قريبًا من الشمس. ليس من المستحيل أن يكون للكواكب القريبة من نجم أو الكواكب الصغيرة نظام حلقات ، ولكن احتمال حدوث ذلك أقل قليلًا.

يعني الكوكب الأصغر أن الحلقات يجب أن تكون أقرب إلى الكوكب ، مما يعني أن القص الشعاعي (الفرق في السرعة المدارية مقابل نصف القطر) في الحلقات سيكون أعلى. من المرجح أن يتسبب الشعاع الشعاعي الأعلى في حدوث اضطراب ... أو هكذا أعتقد.

أعتقد أن السرعة المدارية العالية لا تحدث فرقًا كبيرًا ، في الواقع ، سيكون للكوكب الأكبر سرعة مدارية أعلى في حلقاته من الكوكب الأصغر. يمكن أن يكون للمشتري الثقيل ، وكتلة المشتري 8 أو 10 ، وكثافة 2 أو 3 مرات من الأرض منطقة مدارية كبيرة داخل حدود روش ، وحلقات مدارية كبيرة جدًا وسريعة جدًا.

آمل أن هذا لم يكن طويلاً.


اكتشف علماء الفلك حلقة حول كوكب قزم هاوميا

القزم الحلقي: المفهوم الفني لهوميا ونظام الحلقات الخاص به بنسب صحيحة للجسم الرئيسي والحلقة. تقع الحلقة على مسافة 2287 كم فيما يتعلق بمركز الجسم الرئيسي الإهليلجي وهي أغمق من سطح هاوميا. تم اكتشافه عن طريق عمليات رصد تلسكوبية متعددة لاختفاء نجمي في أوروبا في 21 يناير 2017. © IAA-CSIC / UHU

تكشف الملاحظات الأخيرة أن كوكب هاوميا القزم له حلقة ضيقة وكثيفة تدور حوله. شاركت عشرة مراصد في ست دول أوروبية في الحملة البحثية. بالإضافة إلى ذلك ، تمكن علماء الفلك في معهد ماكس بلانك لفيزياء خارج الأرض وأكثر من 50 مؤسسة أخرى من تقييد حجم وشكل وكثافة هاوميا. النتائج التي توصلوا إليها أقرب إلى التوقعات النظرية وأقل إثارة للحيرة من التقديرات السابقة.

تعج المنطقة الواقعة خارج مدار نبتون في نظامنا الشمسي بأجسام مثيرة للاهتمام ، تسمى TNOs (الأجسام العابرة لنبتون). بلوتو هو الأبرز بين الكواكب القزمة الأربعة المعروفة عبر نبتون ، لكن علماء الفلك مهتمون أيضًا بجسم هاوميا الغريب ، وهو جسم مستطيل وسريع الدوران ، مغطى بجليد مائي بلوري. ومع ذلك ، فإن العديد من خصائصه الفيزيائية والكيميائية والحرارية لم تكن مقيدة بشكل جيد حتى الآن.

منذ اكتشافه قبل أكثر من عشر سنوات ، علمنا أن Haumea غريب ، لكن خصائصه لم تكن معروفة إلا بشكل سيئ. هذا هو السبب في أننا دفعنا لمزيد من الملاحظات من خلال أقوى التلسكوبات على الأرض وفي الفضاء ، "يشرح توماس مولر من معهد ماكس بلانك للفيزياء خارج الأرض (MPE) ، الذي قاد أحد فرق المشروع لهذه الدراسة. "إنه لأمر رائع أن نرى أن حملة منسقة من المراقبين باستخدام تلسكوبات صغيرة إلى متوسطة الحجم قد قدمت الآن أكبر مساهمة في فهمنا لهوميا وعالم الكواكب القزمة الجليدية خارج نبتون."

استغل علماء الفلك الفرصة الفريدة لاختفاء النجوم لجمع ثروة من بيانات الرصد. تشبه مثل هذه الاحتجاب النجمي كسوف الشمس ، ولكن بدلاً من مرور القمر أمام الشمس ، في هذه الحالة ، يحجب جسم صغير في نظامنا الشمسي نجمًا عشوائيًا في الخلفية. يمكن ترجمة قياس الظل المسقط على الأرض مباشرة إلى حجم الكائن وشكله (المسقط).

منظر متغير: نظرًا لأن Haumea عبارة عن جسم بيضاوي الشكل ، فإن مقطعه العرضي كما هو ملاحظ من الأرض يختلف أثناء دورانه. تُظهر هاتان الصورتان Haumea عند أدنى حد (يسار) وأقصى (يمين) يشير مقياس اللون إلى درجة حرارة السطح. في وقت الاحتجاب النجمي ، كان Haumea في أدنى مستوياته (على اليسار). © MPE

بالفعل في عام 2015 ، تم تحديد الاختفاء المحتمل لنجم لامع بدرجة كافية ، وفي سبتمبر 2016 تم إصدار كتالوج Gaia ، الذي جعلت مواقعه المحسّنة لأكثر من مليار نجم تنبؤات الاختفاء النجمي بواسطة الكويكبات أسهل بكثير. ومع ذلك ، لا يزال حساب الأحداث التي تسببها TNOs صعبة. تم اكتشاف هذه الأجسام مؤخرًا إلى حد ما ولا تتوفر الملاحظات الفلكية إلا لجزء صغير من مداراتها. لذلك ، كانت هناك حاجة إلى حملة مراقبة فلكية كبيرة في وقت قريب من حدث احتجاب محتمل لتكون قادرة على حساب مسار الظل وتنبيه شبكة المراقبين في يناير 2017: حصل ما مجموعه عشرة مراصد في ستة بلدان أوروبية على بيانات عن الاختفاء.

تظهر منحنيات الضوء قطرات عميقة ناتجة عن مرور Haumea أمام نجم الخلفية. نظرًا لأن القطرات مفاجئة ، يجب أن تفتقر Haumea إلى جو عالمي ، مثل الغلاف الجوي على بلوتو. بالإضافة إلى الاحتجاب الرئيسي ، هناك حالات تعتيم قصيرة قبل الحدث الرئيسي وبعده.

يقول أولريش هوب من معهد ماكس بلانك للفيزياء خارج الأرض ومرصد جامعة ميونيخ ، الذي كان مسؤولًا عن الملاحظات في Wendelstein: "لقد فوجئنا جدًا برؤية هذه الأحداث الثانوية ، والتي ألمحت إلى وجود بنية إضافية حول الكوكب القزم". المرصد. "يُظهر التحليل أن هذه الانخفاضات تفسر من خلال حلقة ضيقة وكثيفة حول Haumea امتصت حوالي نصف التدفق النجمي الوارد."

كشفت حملات الاختفاء الأخيرة بالفعل عن حلقات حول العديد من الكواكب الصغيرة في منطقة عبر نبتون ، مثل تشاريكلو وتشيرون ، وقد تشير تواقيع الضوء غير المبررة إلى أن كائنات أخرى قد تحتوي أيضًا على حلقات أو أنظمة حلقات. تشبه انعكاسية حلقة Haumea تلك التي تم العثور عليها حتى الآن. تتطابق زاوية موضع الحلقة مع محور Haumea الصغير ، مما يشير إلى أن الحلقة تقع في المستوى الاستوائي لـ Haumea. أظهرت الملاحظات السابقة بالفعل أن القمر الصناعي Hi’iaka موجود في المدار هناك. ومع ذلك ، فإن الحلقة قريبة بما يكفي من Haumea بحيث لا يمكن أن يستمر التراكم لتشكيل قمر صناعي آخر.

كما يشير اسمها ، فإن الأجسام العابرة لنبتون (أو TNOs باختصار) تدور حول الشمس خارج مدار نبتون ، على مسافة مليارات الكيلومترات. لاحظ التلسكوب الفضائي الأوروبي هيرشل 132 منظمة TNO ، من بينها Haumea ، وهو جسم كبير على شكل بيضة على اليسار. في هذا الرسم التوضيحي ، يشير اللون الأبيض إلى ارتفاع البياض. © ESA / Herschel / PACS / SPIRE

نظرًا لأنه يُعتقد أن Haumea له شكل ثلاثي المحاور بيضاوي الشكل ، فإن الاحتجاب وحده لا يمكنه توفير شكله ثلاثي الأبعاد. من خلال القياسات التي أجريت على مدى عدة أيام قبل وبعد الاحتجاب ، حصل علماء الفلك على معلومات إضافية عن منحنى الضوء الدوراني واشتقوا شكل الإهليلجي بالإضافة إلى كثافة الكوكب القزم. النتائج الجديدة أفضل بكثير بما يتماشى مع كثافة TNOs الكبيرة الأخرى من القياسات السابقة. ومع ذلك ، فإن النتائج غير متوافقة مع وجود جسم متجانس في حالة توازن هيدروستاتيكي. على الأرجح ، يجب استخدام الفيزياء الحبيبية لنمذجة شكل هذا الجسم السماوي.

يؤكد توماس مولر: "الجهد الذي بذلناه في التنسيق والإعداد لهذا التعاون الكبير الذي دفعناه بشكل جميل حصلنا على الكثير من المعلومات خلال أيام قليلة فقط". "نحن نعرف الآن المزيد عن شكل وتراكم Haumea واكتشاف حلقة حول هذا الكوكب القزم ، بكتلة ديناميكية مختلفة تمامًا وأبعد من الأجسام الأخرى ذات الحلقات ، مما يعني أن الحلقات ربما تكون أكثر شيوعًا مما كنا نظن سابقا. هذا مجال بحث جديد وغير متوقع ومثير حيث يمكن للتلسكوبات الصغيرة والمتوسطة الحجم أن تقدم مساهمات رائعة ".

"نظامنا الشمسي لا يتوقف أبدًا عن مفاجأتنا" ، هكذا تعجب باولا كاسيلي ، مديرة MPE. سيضع هذا الاكتشاف الجديد قيودًا مهمة على تكوين الكواكب القزمة وبالتالي التاريخ المبكر لنظامنا الشمسي. إنني أتطلع إلى رؤية متابعة الملاحظات باستخدام التلسكوبات القوية الأخرى (بما في ذلك ALMA و JWST) للتحقيق في تكوين نظام حلقة القمر الصناعي Haumea بالإضافة إلى تلك الخاصة بأجسام TNO الأخرى ".

المنشور: J.L Ortiz، et al.، & # 8220 حجم وشكل وكثافة وحلقة الكوكب القزم هاوميا من احتجاب نجمي & # 8221 Nature 550، 219–223 (12 أكتوبر 2017) دوى: 10.1038 / nature24051


الفرق بين الكوكب والكوكب القزم:

ولكن الآن بعد أن تم العثور على حلقات حول جسم صغير آخر بعيد ، من الممكن أن يكون عدد أكبر من الأجسام البعيدة في نظامنا الشمسي بها حلقات أيضًا. يشكل هذا لغزًا لعلماء الفلك: كيف تتشكل هذه الحلقات؟ ركزت معظم التفسيرات لتشكيل الحلقة على أكبر الكواكب في جوارنا الكوني. لكن الآن ، سيحتاج الباحثون إلى التوصل إلى طرق لشرح كيفية تشكل الحلقات حول هذه الأجسام الصغيرة - وكيف تبقى الحلقات هناك. "أعتقد أن من أين تأتي الحلقات ، وكيف تتشكل بشكل أساسي ، سيكون موضوع بحث كبير ،" أماندا سيكافوس ، عالمة الفلك الكوكبي في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا والتي كتبت طبيعة افتتاحية عن الاكتشاف ، يقول الحافة.

عرض فني لهوميا وحلقاتها الصورة: IAA-CSIC / UHU

وجد علماء الفلك بالصدفة حلقة Haumea الموصوفة اليوم في طبيعة، عندما شاهدوا الكوكب القزم يمر لفترة وجيزة أمام نجم في الخلفية ، مما يحجب ضوء النجم. مثل هذا المرور يسبب كسوفًا مؤقتًا يُعرف بالغيب. كان الهدف هو معرفة المزيد عن Haumea. من خلال مراقبة هذا الانخفاض السريع في الضوء ، يمكن لعلماء الفلك جمع الكثير من المعلومات حول الجسم الأمامي ، مثل حجمه وشكله وما إذا كانت الحلقات موجودة أم لا.

في الحادي والعشرين من يناير ، لاحظ فريق علم الفلك إخفاء Haumea لنجم بعيد - يُدعى ببلاغة URAT1 533-182543 - مع 12 تلسكوبًا مختلفًا في جميع أنحاء أوروبا. ساعدت التلسكوبات علماء الفلك في تقييد حجم Haumea وشكله وكثافته. ولاحظوا أيضًا وميض ضوء النجم على جانبي Haumea المتقابلين ، مما يشير إلى وجود حلقة. يقول سيكافوس: "نظرًا لأنهم رأوا ذلك من عدد من المواقع المختلفة ، فقد تمكنوا من تتبع أنه يجب أن تكون هناك حلقة من المواد تسير على طول الطريق حول Haumea".

باستخدام البيانات من 12 تلسكوبًا مختلفًا ، قرر علماء الفلك أن الحلقة كانت بعرض حوالي 43.5 ميلًا ، ونصف قطرها ما يقرب من 1500 ميل. يبدو أيضًا أنه يدور ببطء إلى حد ما حول Haumea في الوقت الذي تستغرقه الحلقة للقيام بثورة كاملة واحدة حول الكوكب القزم ، يدور Haumea حول محوره ثلاث مرات.

من المحتمل أن تكون الآليات التي شكلت حلقات زحل مختلفة تمامًا عن تلك التي شكلت حلقة Haumea. الصورة: ناسا

بالنسبة لكيفية وصول هذه الحلقة إلى هناك ، فإن علماء الفلك ليسوا متأكدين تمامًا بعد. العديد من الآليات التي يُعتقد أنها شكلت حلقات حول الكواكب العملاقة لن تفسر الحلقات حول Haumea و Chariklo. جزء من حلقات زحل ، على سبيل المثال ، مصنوع من مادة تقذف من أحد أقمار الكوكب ، إنسيلادوس. بينما تمتلك Haumea قمرين خاصين بها ، إلا أنهما صغيران جدًا وبعيدان جدًا عن الكوكب القزم للمساهمة في الحلقة ، كما يقول Sickafoose. بالإضافة إلى ذلك ، يعتقد علماء الفلك أن حلقات عمالقة الغاز قد تكون بقايا من كويكبات أو أجسام أخرى من خارج النظام الشمسي تجتذبها الكواكب ثم تمزقت بفعل الجاذبية أو الاصطدامات. لكن هذا التفسير أيضًا لا يعمل مع Haumea و Chariklo. يقول سيكافوس: "هذه الأجسام الصغيرة لن تكون قادرة على فعل ذلك".

التفسير الأكثر احتمالا لحلقة Haumea هو تصادم كبير من نوع ما - وهناك بعض الأدلة التي حدثت في ماضي الكوكب القزم. تشترك Haumea في توقيع فريد من نوعه للجليد المائي مع عدد قليل من الأجسام الأخرى في النظام الشمسي الخارجي. هذه علامة على أن Haumea وهذه الأشياء الأخرى كانت في الواقع جسدًا واحدًا في الماضي ، وبعض الاصطدام مع صخرة أخرى أدى إلى تفككها. من الممكن أن يكون هذا الاصطدام نفسه قد تسبب أيضًا في حلقة من الحطام. يقول سيكافوس: "لأننا نعلم أن هناك تصادمًا ونعلم أن هناك حلقة ، فهناك احتمال كبير أن تكون هذه الأشياء مرتبطة ببعضها البعض".

ولكن حتى لو توصل علماء الفلك إلى تفسير لتشكيل الحلقة ، فهناك لغز آخر يجب حله: ما الذي يحافظ على الحلقة هناك؟ يقول سيكافوس: "يُعتقد أن الحلقات تتبدد نوعًا ما بسرعة كبيرة". بمرور الوقت ، يُعتقد أن الحلقات تفقد طاقتها وتتفكك. كما يمكن للجسيمات عالية الطاقة المتدفقة من الشمس أن تضغط على الجسيمات في حلقة ، مما يتسبب في سقوط الحطام إلى الداخل. إذا تم تشكيل حلقة Haumea عن طريق تصادم ، فمن المحتمل أن يكون قد حدث مئات الملايين - وربما المليارات - من السنين. لذلك يجب أن يكون هناك شيء ما يمنع الحلقة من الاختفاء.

قبل كل شيء ، يفتح هذا الاكتشاف الكثير من الأسئلة حول الحلقات ، ويعتقد Sickafoose أن العديد من الباحثين سيحاولون الإجابة عليها في الأشهر والسنوات القادمة. "كيف تم تشكيل هذا الشكل ، من أين أتى في المقام الأول ، ولماذا تحتوي بعض الأشياء على [حلقات] والبعض الآخر لا؟"


حلقات زحل

حلقات زحل من أجمل المشاهد في المجموعة الشمسية (الشكل 2). من الخارج إلى الداخل ، تمت تسمية الحلقات الثلاث الأكثر سطوعًا بأسماء غير رومانسية للغاية للحلقات A و B و C. يعطي الجدول 2 أبعاد الحلقات بالكيلومترات ووحدات نصف قطر زحل ، صزحل. الحلقة B هي الأكثر سطوعًا وتحتوي على الجزيئات الأكثر تماسكًا ، بينما الحلقات A و C شفافة.

الكتلة الإجمالية للحلقة B ، والتي ربما تكون قريبة من كتلة نظام الحلقة بأكمله ، تساوي تقريبًا كتلة قمر جليدي يبلغ قطره 250 كيلومترًا (مما يشير إلى أن الحلقة قد تكون قد نشأت في تفكك مثل هذا القمر) . بين الحلقتين A و B توجد فجوة واسعة تسمى قسم كاسيني على اسم جيان دومينيكو كاسيني ، الذي لمحها لأول مرة من خلال التلسكوب في عام 1675 والذي أطلق عليه علماء الكواكب أيضًا اسم المركبة الفضائية كاسيني لاستكشاف نظام زحل.

الشكل 2: حلقات زحل كما تراه من الأعلى والأسفل. (أ) المنظر من الأعلى مضاء بأشعة الشمس المباشرة. (ب) الإضاءة التي تُرى من الأسفل هي ضوء الشمس الذي انتشر عبر الفجوات في الحلقات. (الائتمان أ ، ب: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL-Caltech / معهد علوم الفضاء)

الجدول 2. ميزات مختارة في حلقات زحل
اسم الحلقة [1] الحافة الخارجية (صزحل) الحافة الخارجية (كم) العرض (كم)
F 2.324 140,180 90
أ 2.267 136,780 14,600
شعبة كاسيني 2.025 122,170 4590
ب 1.949 117,580 25,580
ج 1.525 92,000 17,490

حلقات زحل واسعة جدًا ورقيقة جدًا. يبلغ عرض الحلقات الرئيسية 70000 كيلومتر ، ومع ذلك يبلغ متوسط ​​سمكها 20 مترًا فقط. إذا صنعنا نموذجًا مصغرًا للحلقات من الورق ، فسنضطر إلى جعلها بعرض كيلومتر واحد. على هذا المقياس ، سيظهر زحل نفسه في ارتفاع يصل إلى 80 طابقًا. تتكون جزيئات الحلقة بشكل أساسي من جليد الماء ، وتتراوح من حبيبات بحجم الرمل إلى صخور بحجم المنزل. من المحتمل أن يشبه منظر الحلقات من الداخل سحابة ساطعة من رقاقات الثلج العائمة وحجارة البَرَد ، مع بضع كرات ثلج وأشياء أكبر ، وكثير منها تجمعات سائبة من جزيئات أصغر (الشكل 3).

الشكل 3: الانطباع المثالي للفنان عن حلقات زحل كما تراه من الداخل. لاحظ أن الحلقات مصنوعة في الغالب من قطع من الجليد المائي بأحجام مختلفة. في نهاية مهمتها ، تخطط المركبة الفضائية كاسيني لاختراق إحدى الفجوات الموجودة فيها حلقات زحل، لكنها لن تقترب من هذا الحد. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL / University of Colorado)

بالإضافة إلى الحلقات الواسعة A و B و C ، يحتوي زحل على عدد قليل من الحلقات الضيقة جدًا التي لا يزيد عرضها عن 100 كيلومتر. أكثرها أهمية ، والتي تقع خارج الحلقة A مباشرة ، تسمى خاتم F مظهره المدهش تمت مناقشته أدناه. بشكل عام ، تشبه حلقات زحل الضيقة حلقات أورانوس ونبتون.

هناك أيضًا حلقة ضعيفة للغاية ، تسمى الحلقة E ، مرتبطة بقمر زحل الجليدي الصغير إنسيلادوس. الجسيمات في الحلقة E صغيرة جدًا وتتكون من جليد مائي. نظرًا لأن مثل هذه السحابة الضعيفة من بلورات الجليد سوف تميل إلى التبدد ، فإن الوجود المستمر للحلقة E يشير بقوة إلى أنه يتم تجديدها باستمرار بواسطة مصدر في إنسيلادوس. هذا القمر الجليدي صغير جدًا - قطره 500 كيلومتر فقط - لكن صور فوييجر أظهرت أن الحفر الموجودة على حوالي نصف سطحه قد تم محوها ، مما يشير إلى النشاط الجيولوجي في وقت ما خلال ملايين السنين القليلة الماضية. كان توقعًا كبيرًا أن قام علماء كاسيني بالمناورة في مدار المركبة الفضائية للسماح برحلات طيران قريبة متعددة للقمر إنسيلادوس بدءًا من عام 2005.

أولئك الذين ينتظرون نتائج رحلة كاسيني لم يخيب أملهم. أظهرت الصور عالية الدقة خطوطًا طويلة ومظلمة من الأرض الملساء بالقرب من قطبها الجنوبي ، والتي سرعان ما أطلق عليها اسم & # 8220tiger stripes & # 8221 (الشكل 4). كشفت قياسات الأشعة تحت الحمراء أن خطوط النمر هذه أكثر دفئًا من محيطها. أفضل ما في الأمر هو أن العشرات من الفتحات البركانية على خطوط النمر شوهدت على أنها تنفجر من ينابيع المياه المالحة والجليد (الشكل 5). اقترحت التقديرات أن 200 كيلوغرام من المواد كانت تطلق في الفضاء كل ثانية - ليس كثيرًا ، ولكنه كافٍ لأخذ عينات من المركبة الفضائية.

الشكل 4: إنسيلادوس. (أ) تُظهر هذه الصورة التضاريس الملساء والمليئة بالفوهات على قمر زحل ، وكذلك & # 8220 خطوط النمر & # 8221 في المنطقة القطبية الجنوبية (الجزء السفلي من الصورة). هذه الخطوط الداكنة (الموضحة هنا بألوان مبالغ فيها) لها درجات حرارة مرتفعة وهي مصدر العديد من السخانات التي تم اكتشافها في إنسيلادوس. يبلغ طولها حوالي 130 كيلومترًا وتفصل بينها 40 كيلومترًا. (ب) هنا يظهر إنسيلادوس على نطاق واسع مع بريطانيا العظمى وساحل أوروبا الغربية ، للتأكيد على أنه قمر صغير ، يبلغ قطره حوالي 500 كيلومتر فقط. (الائتمان أ ، ب: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL / Space Science Institute)

عندما تم توجيه كاسيني للطيران إلى الأعمدة ، قامت بقياس تركيبها ووجدت أنها مشابهة للمادة التي نراها تحررت من المذنبات (انظر المذنبات والكويكبات: حطام النظام الشمسي). تتكون أعمدة البخار والجليد في الغالب من الماء ، ولكن مع كميات ضئيلة من النيتروجين والأمونيا والميثان والهيدروكربونات الأخرى. المعادن الموجودة في السخانات بكميات ضئيلة شملت الملح العادي ، مما يعني أن أعمدة السخانات كانت عبارة عن بخاخات عالية الضغط من الماء المالح.

استنادًا إلى الدراسة المستمرة لخصائص كتلة إنسيلادوس والسخانات الحالية ، حدد علماء بعثة كاسيني مبدئيًا في عام 2015 محيطًا جوفيًا من الماء يغذي السخانات. اقترحت هذه الاكتشافات أنه على الرغم من صغر حجمه ، يجب إضافة إنسيلادوس إلى قائمة العوالم التي نود استكشافها من أجل الحياة الممكنة. نظرًا لأن محيطه تحت السطحي يهرب بسهولة إلى الفضاء ، فقد يكون من الأسهل بكثير أخذ عينات من محيط أوروبا ، المدفون بعمق تحت قشرة الجليد السميكة.

الشكل 5: السخانات على إنسيلادوس. تُظهر صورة كاسيني هذه عددًا من السخانات المائية على قمر زحل الصغير إنسيلادوس، مياه مالحة على ما يبدو من مصدر تحت السطح تتسرب من خلال شقوق في السطح. يمكنك أن ترى خطوط منحنية من السخانات على طول أربعة & # 8220 خطوط النمر & # 8221 على السطح. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL / Space Science Institute)


شكلت حلقات زحل أقماره الصغيرة القريبة

بقلم: كميل إم كارلايل 28 مارس 2019 0

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

سلطت دراسة جديدة للملاحظات من كاسيني التابعة لناسا الضوء على الأقمار الصغيرة التي تدور داخل نظام حلقات زحل الواسع.

يُظهر هذا المونتاج للمشاهد من مركبة الفضاء كاسيني التابعة لناسا ثلاثة من أقمار زحل الحلقية الصغيرة: أطلس ودافني وبان بنفس المقياس لسهولة المقارنة.
ناسا / JPL-Caltech / معهد علوم الفضاء

من المحتمل أن تكون خمسة أقمار صغيرة على الأقل ترقص بين حلقات زحل كمادة جليدية من حلقات الكوكب التي تشكلت حول نوى صغيرة.

هذا هو السيناريو الذي تفضله بوني بوراتي (مختبر الدفع النفاث) وزملاؤها في 28 مارس علم. توصل العلماء إلى هذا الاستنتاج باستخدام الصور والبيانات الأخرى التي التقطتها المركبة الفضائية كاسيني أثناء انطلاقها بالقرب من أقمار Pan و Daphnis و Atlas و Pandora و Epimetheus خمس مرات بين ديسمبر 2016 وأبريل 2017. - مرحلة الرعي من المدارات النهائية للمركبة الفضائية.

لطالما تساءل علماء الكواكب عن العلاقة بين الحلقات وهذه الأقمار الصغيرة. يسكن القمران Daphnis و Pan في الفجوات في الحلقة A لزحل ، الأبعد من نظام الحلقة الرئيسي. تنانير أطلس بالحافة الخارجية لـ A وترعى Pandora الحلقة الضيقة F ، التي تقع خارج A. يقع Epimetheus خلف الحلقة F.

تظهر الملاحظات أن الأقمار منخفضة الكثافة ولها أسطح مسامية. تدعم هذه الخصائص فكرة أنها تم إنشاؤها عن طريق تراكم مادة الحلقة الجليدية ، ربما حول شظايا قمر سابق انكسر بالقرب من زحل. كلما اقترب كل قمر من زحل ، زاد احمراره. يبدو أن لون كل قمر هو نوع فريد من نوعه بين الاحمرار من مادة غير معروفة وجليد الماء الأزرق من الحلقة E الضعيفة ، والتي تم إنشاؤها بواسطة مادة منبعثة من السخانات في إنسيلادوس.

تم تصنيف الحلقات السبع الرئيسية حول زحل بالترتيب الذي تم اكتشافها به. من الكوكب إلى الخارج ، هم D و C و B و A و F و G و E. Pan و Daphnis و Atlas و Pandora و Epimetheus مدار داخل نظام الحلقة.
ناسا / مختبر الدفع النفاث

من الواضح أيضًا أن الأقمار قد نجت من بعض الأحداث الجيولوجية المعقدة: لقد شابتها أخاديد ناتجة عن ضغوط المد والجزر ، ولدى كل من Pan و Atlas نتوءات حول خط الاستواء مما يجعلها تبدو مثل الرافيولي. كتب العلماء أن هذه ربما تكون مصنوعة من مواد تراكمت من الحلقات.

المرجعي:
B. J. Buratti وآخرون. "أغلق Cassini Flybys من Saturn’s Ring Moons Pan و Daphnis و Atlas و Pandora و Epimetheus." علم. 29 مارس 2019


حلقات حول كوكب أصغر قريب؟ - الفلك

في الواقع ، لا يزال هناك خلاف علمي حول الإجابة الدقيقة على هذا السؤال. تشكل النظام الشمسي من سحابة عملاقة من الغاز والجسيمات (حرفيا غبار النجوم - بقايا نجم انفجر) منذ مليارات السنين. تجمّع "الغبار" معًا ليشكل الكواكب. شكل بعض الغبار المتبقي أقمار الكواكب (على الرغم من أن أصل قمر الأرض لا يزال قيد المناقشة). كان بعض هذا الغبار قريبًا جدًا من الكوكب لتكوين أقمار مستقرة ، وبدلاً من ذلك شكل حلقات. من المحتمل أن الحلقات الكبيرة لا يمكن أن تتشكل على الكواكب الداخلية (عطارد ، الزهرة ، الأرض ، المريخ) لأن الحلقات مصنوعة من غبار جليدي متجمد ، والشمس شديدة الحرارة بالقرب منها بحيث لا تتشكل الحلقات. حقيقة إضافية: للمريخ قمرين ، أحدهما قريب جدًا من الكوكب. يتوقع بعض علماء الفيزياء الفلكية أنها سوف تنفصل وتصبح حلقة على مدى الخمسين مليون سنة القادمة.

سؤال جيد. يبدو أن الإجابة هي أن هناك أقمارًا صغيرة تدور حول الكواكب الحلقية على مسافة من الكواكب أو بالقرب منها مثل الحلقات نفسها ، وأن هذه الأقمار ضرورية لمنع الحلقات من التطاير عن بعضها. لذلك ، بشكل أساسي ، وجود عدد كافٍ من الأقمار على مسافة مناسبة من الكوكب يجعل الحلقات ممكنة.

لا أعتقد أننا نعرف لماذا تحتوي بعض الكواكب على الكثير من الأقمار بينما البعض الآخر ليس لديها سوى عدد قليل ، على الرغم من أنني لاحظت أن الكواكب الغازية العملاقة في نظامنا الشمسي (كوكب المشتري ، وزحل ، وأورانوس ، ونبتون) جميعها بها أقمار كثيرة ، بينما الكواكب الصخرية الأصغر (عطارد ، الزهرة ، الأرض ، المريخ) بها واحد أو اثنان فقط ، إن وجد. أعتقد أن الأمر يتعلق بالكتلة. ومع ذلك ، فإن بلوتو وإيريس ، وهما أكبر كواكب جليدية ، لهما أقمار ، على الرغم من أن كلاهما أصغر من عطارد ، الذي لا يمتلك أي أقمار.

هذا سؤال جيد حقًا! كان علي إجراء بعض الأبحاث حول هذا السؤال. لم أتمكن من العثور على إجابة قاطعة ، لكن لدي فرضية ("تخمين متعلم"). هناك بعض الملاحظات المهمة:

1) "الكواكب الداخلية" (عطارد ، الزهرة ، الأرض ، المريخ) ليس لها حلقات وكل "الكواكب الخارجية" (المشتري ، زحل ، أورانوس ، ونبتون) لها حلقات.

2) الكواكب الخارجية أكبر بكثير من الكواكب الداخلية. أورانوس هو أصغر الكواكب الخارجية ، ومع ذلك فهو أكبر بنحو 15 مرة من كتلة الأرض ، والمشتري أكبر بثلاثمائة مرة من الأرض (ناسا انقر هنا).

تحتوي الأجسام ذات الكتلة الكبيرة على آبار "جاذبية" كبيرة ، مما يعني أنها تمارس "سحبًا" أكبر على الأشياء الأخرى. نظرًا لأن الكواكب الخارجية أكبر حجمًا ، فإن لديها "آبار جاذبية" أكبر من الكواكب الداخلية الأصغر. تعلق الحطام الفضائي ، مثل قطع صغيرة من الصخور والجليد ، في آبار الجاذبية الكبيرة للكواكب الخارجية. عندما يكونون في جاذبية كوكب خارجي ، مثل زحل ، يبدأون في الدوران حول الكوكب. تتمتع الحطام بزخم كافٍ بحيث لا يتم سحبها بالكامل إلى الكوكب ، وبدلاً من ذلك تدور حوله. ربما لا تحتوي الكواكب الصغيرة على آبار جاذبية كبيرة بما يكفي لتشكيل حلقة كبيرة من الحطام. تشكل الشمس أكثر من 99٪ من كتلة نظامنا الشمسي ولها جاذبية هائلة. هذا هو السبب في أن جميع الكواكب تدور حوله.


يلمح اكتشاف الكوكب القزم إلى وجود سوبر إيرث مخفي في النظام الشمسي

مدارات Sedna (برتقالية) والكوكب القزم 2012 VP113 (أحمر). كما تظهر مدارات الكواكب العملاقة (بنفسجي). حزام كايبر هو المنطقة ذات اللون الأزرق الفاتح المنقطة. الرسم التوضيحي: Scott S Sheppard / Carnegie Institution for Science

مدارات Sedna (برتقالية) والكوكب القزم 2012 VP113 (أحمر). كما تظهر مدارات الكواكب العملاقة (بنفسجي). حزام كايبر هو المنطقة ذات اللون الأزرق الفاتح المنقطة. الرسم التوضيحي: Scott S Sheppard / Carnegie Institution for Science

زاد علماء الفلك من حجم النظام الشمسي الذي يمكن ملاحظته بعد اكتشاف جسم يبلغ عرضه 450 كم يدور حول الشمس.

كتلة الجليد والصخور تدور حول الشمس على مسافة أكبر من أي جسم معروف ، ولا تقترب أبدًا من 12 مليار كيلومتر - 80 ضعف المسافة من الأرض إلى الشمس.

إذا تم التأكد من حجمه فإنه يمكن اعتباره كوكبًا قزمًا في نفس فئة بلوتو. Researchers said the discovery proves the existence of the inner Oort cloud, a region of icy bodies that lies far beyond the orbit of Neptune – which at 4.5bn kilometres from the sun is the most remote planet in the solar system.

Until a proper name is decided upon, the body is known only as 2012 VP113. According to the science journal Nature, the team that discovered it call it VP for short, or "Biden", after US vice president Joe Biden.

Its pink tinge comes from radiation damage that alters the make-up of frozen water, methane and carbon dioxide on the surface.

Though exciting in its own right, the discovery raises a more tantalising prospect for many astronomers: that a "Super Earth" up to 10 times the mass of our planet orbits the sun at such a great distance that it has never been seen.

Three images of the newly discovered dwarf planet 2012 VP113 taken about two hours apart on 5 November 2012. Photograph: Scott S Sheppard/Carnegie Institution for Science

Astronomers found 2012 VP113 by taking snapshots of the night sky an hour or so apart with an instrument called the Dark Energy Camera on the US National Optical Astronomy Observatory telescope in Chile. When they turned the images into a time-lapse movie of the sky, they could see the new body moving against the background of stationary stars.

"This object has the most distant orbit known," Scott Sheppard at the Carnegie Institution of Washington told the Guardian. "It extends the known boundary of the observable solar system."

The object's orbit brings it as close as 12bn kilometres from the sun, and swings out as far as 67bn kilometres. There are comets that come from even farther out, but they pass much closer to our home planet.

The solar system has three distinct regions. Closest to the sun are the rocky planets, such as Venus, Earth and Mars. Farther out are the gas giants, such as Saturn and Jupiter. More distant still, beyond the orbit of Neptune, is a band of icy objects called the Kuiper belt.

In 2003, astronomers found an object beyond the Kuiper belt, which they called Sedna. For more than a decade, the object was a loner, an anomaly in the solar system. But the new body, 2012 VP113, lurks in the same no-man's land of space, leading astronomers to believe there could be thousands of similar bodies waiting to be discovered there.

"People wondered if Sedna was unique, and 10 years on, we have at last found another object that shows it is not. There is probably a large population of objects out there," Sheppard said.

The dwarf planet (coloured dots). Three images, each taken about two hours apart, were combined into one. The first was artificially colored red, second green and third blue. The background stars and galaxies did not move and so their red, green and blue images combine to show up as white sources. Photograph: Scott S Sheppard/Carnegie Institution for Science

The region of space where Sedna and 2012 VP113 were found is called the inner Oort cloud. Astronomers are unsure how this remote cloud of objects formed, but there are three competing theories. One is that a rogue planet was flung out of the early solar system and dragged the Oort cloud material with it.

Another is that the material was pulled out of the inner solar system by a passing star. The third option has the same job done by planets orbiting stars born in the same cluster as the sun.

"What is exciting about this work is that we know the inner Oort cloud is there. This is the second object we know of, and it's a smoking gun," said Meg Schwamb, a planetary scientist at the Institute of Astronomy and Astrophysics at Academica Sinica in Taiwan. By studying the objects, astronomers hope to confirm how the inner Oort cloud formed.

Sheppard found the new object, reported in Nature, with fellow astronomer, Chad Trujillo, who works at the Gemini Observatory in Hawaii. Trujillo was a co-discoverer of Sedna in 2003.

The latest work has already thrown up an intriguing possibility. The angle of the body's orbit and that of Sedna's are strikingly similar, an effect most likely caused by the gravitational tug of another, unseen body. One possibility is a "Super Earth" that traces so large an orbit around the sun that it has never been seen.

"If you took a Super Earth and put it a few hundred astronomical units out, the gravity could shepherd Sedna and this new object into the orbits they have," said Sheppard. An astronomical unit (AU) is around 150m kilometres, or the mean distance from Earth to the sun.

Earlier this month, Nasa's Wide-Field Infrared Survey Explorer (Wise) reported the results from its search for "Planet X", a hypothesised planet far out in the solar system. It found no evidence for a new planet larger than Saturn within 10,000 AU of the sun. But Saturn is 95 times more massive than Earth, so a smaller Super Earth could go undetected in that region.


High-def images show planetary construction sites around nearby stars

We've known for some time that planets like Earth are born from disks of gas, ice, and dust surrounding stars as they themselves form. But details matter: Planets like Earth form differently than ones like Jupiter, and أين in the disk they're born makes a difference in their potential size, composition, and more.

These disks can be many billions of kilometers across, but the distances to stars are vast even close-by stars are a thousand trillion kilometers from us! It takes powerful telescopes and a lot of clever technology to discern them.

المزيد من علم الفلك السيئ

WHOA. Those images show just six of the 26 debris disks seen around nearby stars found in the Gemini Planet Imager Exoplanet Survey. Debris disks are where the material around the star has already started to coalesce and form smaller objects (like asteroid-sized bodies) and possibly planets as well.

For the survey, astronomers targeted nearby (closer than about 500 light years) young (< 500 million years old) stars known to have too much infrared light coming from them. Stars emit light at different wavelengths in a predictable way, and if they have too much infrared coming from them it means they must have something warm around them — possibly a disk of dust warmed by the star's light.

Over four years they targeted 104 such stars, finding the 26 debris disks they could resolve (that is, the disks were large enough to appears as more than just a dot in their detector) and three more that they classified as protoplanetary disks — younger disks that haven't had enough time to really start getting the planetary formation process going.

These observations are tough, so the astronomers really took advantage of everything they could. First, they used the Gemini South telescope, a monster 8-meter ‘scope in Chile, where the conditions are excellent, with steady skies and good viewing. The camera they used, the Gemini Planet Imager, has a coronagraph, a small disk of metal that blocks out the light of the star itself, which can be millions of times brighter than the faint disks.

They also observed in polarized light, where all the waves in the light are aligned the same way. This happens when light bounces off objects like grains of dust, for example, so by filtering out unpolarized light from the star it reduces the glare, increasing the contrast hugely (polarized sunglasses work in a similar way light reflecting off glass is polarized and is blocked by the glasses, reducing glare).

This does cause some odd issues light gets more polarized if it's forward scattered, that is, if the light source is behind it from your viewpoint. So, for example, looking at the disk around HR 4796, a star 240 light years away, it seems like there's only half a disk! In reality the disk (more like a ring in this case) goes all the way around, but the back side isn't as polarized and is harder to detect using this method. You'll be forgiven if you think it looks like Praxis from Star Trek VI.

Another advantage of this survey is that all the disks are seen using the same equipment in the same way, making it easier to compare them to each other. On top of that, many of these stars were born together from the same cloud of gas, so their ages and distances are similar, making it even easier to compare them. This makes the survey the largest collection of such resolved disks yet made.

The debris disk around the star HD 32297 is send edge-on so it appears as a line knifing across the star (the star itself is blocked for better contrast). Credit: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/T. Esposito (UC Berkeley) Image processing: Travis Rector (University of Alaska Anchorage), Mahdi Zamani & Davide de Martin

All the disks except one seem to have a paucity of dust closer in to the star. That's not surprising over time small grains of dust get blown out by the fierce light of the young star. That makes these objects more like rings than disks. In general it's thought that planets tend to form closer to their stars than the inner edge of these rings, so even just measuring the ring size helps us understand planetary formation.

There is something undeniably provocative about these images. They're beautiful, certainly, but if you saw them without knowing what they are they'd only be of passing interest.

But when you know what you're seeing — rings of dust billions of kilometers across surrounding young stars quadrillions of kilometers away — then they start to have an actual impact on your brain. And then finding out that these are objects that can be studied, analyzed for composition, mass, and temperature, understanding that we are witnessing planets being born in front of our eyes, well. That's when their actual and wondrous nature is truly revealed.


What are the Inner Planets?

Inner planets of the solar system are the planets whose orbits lie between the Sun and the asteroid belt. They are also called terrestrial planets. It is believed by astronomers that these planets have an iron core.

The inner planets have a solid surface and each of the four planets have a vastly different environment. These planets have short orbits around the Sun and they all spin slowly.

The terrestrial planets have a rocky surface that has mountains, valleys, plains, etc. The temperature inside these planets is very low which makes the rocks exist as solid surfaces. They are made up mostly of silicate rock and heavy metals like iron and nickel.

Earth is the only planet in all the terrestrial planets that has life on it. Some believe that Mars does have the possibility to support life at one point, but no proof has been found yet for this. Venus and Mercury are just not suitable for life and it is said that life never existed on these planets.

  1. Mercury: This is the closest planet to the Sun and the smallest of the inner planets. It looks very much like the Earth’s Moon and is also a little greyish. This planet has deep craters and particle silicates make a thin layered covering. Its thin atmosphere makes the temperature go to extremes, as hot during the day as 430 degrees and freezing at night as low as -187 degrees. Mercury has no moons of its own and is one of the densest planets of the solar system. It is comprised mostly of iron and nickel.
  2. كوكب الزهرة: This planet is about the same size as the Earth. It has a thick topic atmosphere composed of about 96% carbon dioxide, nitrogen, and other gases. This atmosphere traps heat making it the hottest planet in our solar system. The crater impacts on Venus makes it difficult for man-made objects to penetrate without disintegrating. The surface of Venus is mostly marked with volcanoes and deep canyons. Venus is also called the morning star as it is a bright object. It has no moon on its own.
  3. Earth: This is the largest of the inner planets and the only one having life on it. Earth is the only planet to have extensive regions of liquid water and water is the most necessary for life. The water vapor in the atmosphere of the earth helps to moderate the temperature. The surface of Earth is rocky with canyons, mountains, and heavy metalcore. The seasons on earth are regular except for regions closer to the equator and the poles.
  4. المريخ: The final inner planet and also known as the Red Planet because of the rust of the iron-rich elements formed on the surface of Mars. An interesting feature of this planet is that it has the largest mountain of the solar system – Olympus Mons- which has a height of about 69,649 ft. Most of the surface of Mars is filled with craters. The polar ice caps at the Martian poles shrink during the planet’s spring and summer. The atmosphere of Mars is thin which makes astronomers believe that water must have existed there in liquid form once. This planet has two moons Phobos and Deimos.

So when and how did those rings form anyway?

The latest paper, and two others also published in Science on Friday, give "an important suggestion that Saturn's rings are far younger than the planet itself", according to Shigeru Ida from the Tokyo Institute of Technology.

But the jury is still out on the age and origin of the rings.

"A clear answer to the long-standing question of when and how Saturn's rings formed has not yet been obtained, but the Cassini data provide important pieces of the puzzle," Dr Ida wrote in an accompanying perspective.

Dr Spilker and Dr Tiscareno argue the rings are likely to be young and formed from an object — like a moon or a comet — that got too close and became captured and pulled apart.

"I think the dynamism that we are seeing in the rings has a youthful character to it," Dr Tiscareno said.

Dr Spilker said it's possible that planetary rings are temporary — from the perspective of the universe — and may only last a few hundred million years before falling into the planet.


شاهد الفيديو: اغرب 5 كواكب في الكون!! لن تصدق وجودها ابداا (قد 2022).