الكواكب العملاقة وحلقاتها والكواكب التابعة لها. عرض تقديمي عن موضوع الكوكب - العمالقة عرض عن عمالقة الكوكب للأطفال

خلاصة

في علم الفلك

حول موضوع:

"الكواكب العملاقة"

تم الانتهاء من العمل من قبل طالب في الصف 11 "ب"

المدرسة الثانوية № 4

فومين مكسيم

لقد قمت بفحص Tiptyareva V.V.

ميتيشي، 2001.

الكواكب العملاقة

الفرق بين الكواكب العملاقة والكواكب المجموعة الأرضية

الخصائص العامة

أَجواء

خاتم كوكب المشتري

الأقمار الصناعية الداخلية والخارجية لكوكب المشتري

الغلاف الجوي وطبقة السحاب

الخصائص المغناطيسية لزحل

أقمار زحل

معلومات عامة

تاريخ الاكتشاف

ملامح دوران أورانوس

التركيب الكيميائي والظروف الفيزيائية وبنية أورانوس

حلقات اورانوس

الغلاف المغناطيسي

أقمار أورانوس

معلومات عامة

تاريخ الاكتشاف

التركيب الكيميائي والظروف الفيزيائية و الهيكل الداخلي

أقمار نبتون

حلقات نبتون

الغلاف المغناطيسي

7. قائمة المراجع

الكواكب العملاقة

يمثل المشتري وزحل وأورانوس ونبتون مجموعة الكواكب المشترية، أو مجموعة الكواكب العملاقة، على الرغم من أن أقطارها الكبيرة ليست السمة الوحيدة التي تميز هذه الكواكب عن الكواكب الأرضية. الكواكب العملاقة ذات كثافة منخفضة فترة قصيرةالدوران اليومي، وبالتالي الضغط الكبير عند القطبين؛ تعكس أسطحها المرئية جيدًا، أو بعبارة أخرى، تشتت أشعة الشمس.

لقد ثبت منذ زمن طويل أن الغلاف الجوي للكواكب العملاقة يتكون من الميثان والأمونيا والهيدروجين والهيليوم. تظهر نطاقات امتصاص الميثان والأمونيا بأعداد كبيرة في أطياف الكواكب الكبيرة. علاوة على ذلك، مع الانتقال من كوكب المشتري إلى نبتون، تتعزز مجموعات الميثان تدريجيا، وتضعف نطاقات الأمونيا. يمتلئ الجزء الرئيسي من الغلاف الجوي للكواكب العملاقة بسحب كثيفة، توجد فوقها طبقة غازية شفافة إلى حد ما، حيث "تطفو" جزيئات صغيرة، ربما بلورات الأمونيا والميثان المجمدة.

من الطبيعي أن يكون من بين الكواكب العملاقة، الأقرب إلينا، كوكب المشتري وزحل، من الأفضل دراستهما.

نظرًا لأن أورانوس ونبتون لا يجذبان حاليًا الكثير من الاهتمام من العلماء، فلنتناول المزيد من التفاصيل حول كوكب المشتري وزحل. بالإضافة إلى ذلك، فإن جزءًا كبيرًا من الأسئلة التي يمكن حلها فيما يتعلق بوصف كوكب المشتري وزحل ينطبق أيضًا على نبتون.

كوكب المشتري هو واحد من أكثر كواكب مذهلةالنظام الشمسي، ونحن نولي اهتماما أكبر بكثير من زحل. ما هو غير عادي في هذا الكوكب ليس جسده المخطط مع الحركة السريعة إلى حد ما للخطوط الداكنة والتغيرات في عرضها، وليس البقعة الحمراء الضخمة التي يبلغ قطرها حوالي 60 ألفًا. كم.،تغيير لونه وسطوعه من وقت لآخر، وأخيرًا، ليس موقعه "المهيمن" من حيث الحجم والكتلة في عائلة الكواكب. الشيء غير العادي هو أن كوكب المشتري، كما أظهرت الملاحظات الفلكية الراديوية، هو مصدر ليس فقط للحرارة، ولكن أيضًا لما يسمى بالانبعاثات الراديوية غير الحرارية. بشكل عام، بالنسبة للكواكب التي تتميز بعمليات هادئة، فإن الانبعاثات الراديوية غير الحرارية غير متوقعة على الإطلاق.

حقيقة أن كوكب الزهرة والمريخ والمشتري وزحل هي مصادر لانبعاث الراديو الحراري أصبحت الآن راسخة ولا تثير أي شك بين العلماء. يتزامن هذا الانبعاث الراديوي تمامًا مع الانبعاث الحراري للكواكب وهو "بقايا"، أو بتعبير أدق، "ذيل" منخفض التردد من الطيف الحراري لجسم ساخن. وبما أن آلية الانبعاث الراديوي الحراري معروفة جيدا، فإن مثل هذه الملاحظات تجعل من الممكن قياس درجة حرارة الكواكب. يتم تسجيل الانبعاثات الراديوية الحرارية باستخدام التلسكوبات الراديوية ذات الموجات السنتيمترية. بالفعل الملاحظات الأولى لكوكب المشتري على الموجة 3 سمأعطت درجة حرارة البث الراديوي نفس الملاحظات الإشعاعية في الأشعة تحت الحمراء. في المتوسط، تبلغ درجة الحرارة هذه حوالي -150 درجة مئوية. ولكن يحدث أن تصل الانحرافات عن متوسط ​​\u200b\u200bدرجة الحرارة إلى 50-70 وأحيانًا 140 درجة مئوية، كما هو الحال على سبيل المثال في أبريل ومايو 1958. لسوء الحظ، لم يكن من الممكن حتى الآن معرفة ما إذا كانت هذه الانحرافات في الانبعاثات الراديوية المرصودة عند نفس الطول الموجي مرتبطة بدوران الكوكب. ومن الواضح أن النقطة هنا ليست أن القطر الزاوي لكوكب المشتري هو نصف أفضل دقة لأكبر التلسكوبات الراديوية، وبالتالي، من المستحيل مراقبة الأجزاء الفردية من السطح. الملاحظات الموجودة لا تزال قليلة العدد للإجابة على هذه الأسئلة.

أما بالنسبة للصعوبات المرتبطة بالدقة المنخفضة للتلسكوبات الراديوية، فيما يتعلق بكوكب المشتري، فيمكنك محاولة التحايل عليها. من الضروري فقط تحديد فترة البث الراديوي الشاذ بشكل موثوق، بناءً على الملاحظات، ثم مقارنتها بفترة دوران المناطق الفردية لكوكب المشتري. ولنتذكر أن فترة 9 ساعات و50 دقيقة هي فترة دوران منطقتها الاستوائية. الفترة لمناطق خطوط العرض المعتدلة هي 5 - 6 دقائق. أكبر (بشكل عام، يوجد على سطح كوكب المشتري ما يصل إلى 11 تيارًا بفترات مختلفة).

وبالتالي، فإن المزيد من الملاحظات قد تقودنا إلى نتيجة نهائية. إن مسألة العلاقة بين البث الراديوي الشاذ لكوكب المشتري وفترة دورانه ليست ذات أهمية كبيرة. إذا اتضح، على سبيل المثال، أن مصدر هذا الإشعاع غير مرتبط بسطح كوكب المشتري، فستكون هناك حاجة إلى بحث أكثر جدية عن ارتباطه بالنشاط الشمسي.

منذ وقت ليس ببعيد، لاحظ الباحثون راكاكريشنان وروبرتس في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا انبعاثات راديوية من كوكب المشتري عند موجات ديسيمترية (31 سم). . استخدموا مقياس تداخل مع مرآتين مكافئتين، مما سمح لهم بفصل الأبعاد الزاوية للمصدر، وهو عبارة عن حلقة في مستوى خط استواء المشتري يبلغ قطرها حوالي ثلاثة أضعاف قطر الكوكب. وتبين أن درجة حرارة كوكب المشتري، التي تم تحديدها بواسطة موجات الديسيمتر، مرتفعة للغاية بحيث لا يمكن اعتبار طبيعة مصدر هذا الانبعاث الراديوي حرارية. ومن الواضح أننا هنا نتعامل مع الإشعاع الصادر عن الجسيمات المشحونة التي يلتقطها المجال المغناطيسي لكوكب المشتري، وكذلك يتركز بالقرب من الكوكب بسبب مجال الجاذبية الكبير.

وهكذا، أصبحت عمليات رصد علم الفلك الراديوي وسيلة قوية لدراسة الظروف الفيزيائية في الغلاف الجوي لكوكب المشتري.

تحدثنا بإيجاز عن نوعين من البث الراديوي من كوكب المشتري. هذا هو، أولاً، الانبعاث الحراري للراديو الحراري للغلاف الجوي، والذي يتم ملاحظته عند موجات السنتيمتر. ثانيا، البث الراديوي على موجات الديسيمتر، والتي، في جميع الاحتمالات، ذات طبيعة غير حرارية.

دعونا نتناول بإيجاز النوع الثالث من الانبعاثات الراديوية من كوكب المشتري، والتي، كما ذكرنا أعلاه، غير عادية بالنسبة للكواكب. هذا النوع من البث الراديوي هو أيضًا غير حراري بطبيعته ويتم تسجيله على موجات راديو يبلغ طولها عدة عشرات من الأمتار.

يعرف العلماء العواصف الضجيجية الشديدة وانفجارات الشمس "المضطربة". مصدر آخر معروف لمثل هذا الانبعاث الراديوي هو ما يسمى بسديم السرطان. وفقًا لفكرة الظروف الفيزيائية في الأجواء وعلى أسطح الكواكب، التي كانت موجودة قبل عام 1955، لم يكن أحد يأمل أن يتمكن كوكب واحد على الأقل من "التنفس" على طريقة الأجسام ذات الطبيعة المختلفة - الشمس أو سديم السرطان. لذلك ليس من المستغرب أنه في عام 1955. سجل مراقبو سديم السرطان مصدرًا منفصلاً للانبعاثات الراديوية ذات الكثافة المتغيرة، ولم يقرروا على الفور نسبتها إلى كوكب المشتري. ولكن لم يتم اكتشاف أي جسم آخر في هذا الاتجاه، لذلك تم إلقاء كل "اللوم" على حدوث انبعاث راديوي كبير جدًا في النهاية على كوكب المشتري.

من السمات المميزة لإشعاع كوكب المشتري أن رشقات الراديو لا تدوم طويلاً (0.5 - 1.5 ثانية) لذلك، عند البحث عن آلية موجات الراديو في هذه الحالة، من الضروري البدء من افتراض الطبيعة المنفصلة للمصدر (). يشبه التصريفات)، أو إشعاع اتجاهي ضيق إلى حد ما إذا كان المصدر يعمل بشكل مستمر. تم تفسير أحد الأسباب المحتملة لأصل الانفجارات الراديوية لكوكب المشتري من خلال الفرضية القائلة بأن التفريغ الكهربائي الذي يشبه البرق يظهر في الغلاف الجوي للكوكب. ولكن اتضح لاحقًا أنه من أجل تكوين مثل هذه الانفجارات الراديوية المكثفة على كوكب المشتري، يجب أن تكون قوة التصريفات أكبر بما يقرب من مليار مرة من تلك الموجودة على الأرض. وهذا يعني أنه إذا نشأ الانبعاث الراديوي لكوكب المشتري بسبب التصريفات الكهربائية، فيجب أن تكون الأخيرة ذات طبيعة مختلفة تمامًا عن تلك التي تنشأ أثناء عاصفة رعدية على الأرض. من بين الفرضيات الأخرى، فإن الافتراض بأن كوكب المشتري محاط بالأيونوسفير يستحق الاهتمام. في هذه الحالة، يمكن أن يكون مصدر إثارة الغاز المتأين بترددات من 1 إلى 25 ميجاهرتز عبارة عن موجات صدمية. ولكي يكون هذا النموذج متسقًا مع الدفقات الراديوية الدورية قصيرة المدى، ينبغي افتراض أن البث الراديوي يخرج إلى الفضاء الخارجي ضمن حدود المخروط، الذي تتطابق قمته مع موضع المصدر، و تبلغ الزاوية عند القمة حوالي 40 درجة. ومن الممكن أيضًا أن تكون موجات الصدمة ناتجة عن عمليات تحدث على سطح الكوكب، أو بشكل أكثر تحديدًا، أننا نتعامل هنا مع مظهر النشاط البركاني. وفي هذا الصدد، لا بد من إعادة النظر في نموذج البنية الداخلية للكواكب العملاقة. أما بالنسبة للتوضيح النهائي لآلية نشوء البث الراديوي منخفض التردد من كوكب المشتري، فإن الإجابة على هذا السؤال يجب أن ترجع إلى المستقبل. والآن لا يسعنا إلا أن نقول إن مصادر هذا الإشعاع، بناءً على الملاحظات، لم تغير موقعها على كوكب المشتري لمدة ثماني سنوات. لذلك، يمكننا أن نعتقد أنها مرتبطة بسطح الكوكب.

وهكذا، أصبحت الملاحظات الراديوية لكوكب المشتري مؤخرًا واحدة من أكثر الطرق فعالية لدراسة هذا الكوكب. وعلى الرغم من أنه، كما يحدث غالبًا في بداية مرحلة جديدة من البحث، فإن تفسير نتائج الرصدات الراديوية لكوكب المشتري يرتبط بصعوبات كبيرة، إلا أن الرأي العام حوله ككوكب بارد و"هادئ" قد تغير بشكل كبير.

تظهر الملاحظات أن هناك العديد من البقع على السطح المرئي لكوكب المشتري، تختلف في الشكل والحجم والسطوع وحتى اللون. يتغير موقع ومظهر هذه البقع بسرعة كبيرة، وليس فقط بسبب الدوران اليومي السريع للكوكب. هناك عدة أسباب تسبب هذه التغييرات. أولاً، هذا دوران جوي مكثف، مشابه لما يحدث في الغلاف الجوي للأرض بسبب وجود سرعات خطية مختلفة لدوران طبقات الهواء الفردية؛ ثانيا، التسخين غير المتكافئ بواسطة الأشعة الشمسية لأجزاء من الكوكب تقع عند خطوط عرض مختلفة. يمكن أيضًا أن تلعب الحرارة الداخلية، التي يكون مصدرها التحلل الإشعاعي للعناصر، دورًا رئيسيًا.

إذا قمت بتصوير كوكب المشتري على مدى فترة طويلة من الزمن (على سبيل المثال، عدة سنوات) خلال الظروف الجوية الأكثر ملاءمة، يمكنك ملاحظة التغيرات التي تحدث على كوكب المشتري، أو بشكل أكثر دقة، في غلافه الجوي. ويولي علماء الفلك الآن اهتماما كبيرا بملاحظات هذه التغيرات (من أجل تفسيرها) دول مختلفة. توصل عالم الفلك اليوناني فوكاس، بمقارنة خرائط كوكب المشتري التي تم إنشاؤها في فترات مختلفة (أحيانًا بفاصل زمني عشرات السنين)، إلى استنتاج مفاده أن التغيرات في الغلاف الجوي لكوكب المشتري مرتبطة بالعمليات التي تحدث في الشمس.

لا شك أن البقع الداكنة على كوكب المشتري تنتمي إلى الطبقة الكثيفة من السحب المستمرة المحيطة بالكوكب. يوجد فوق هذه الطبقة غلاف غازي مخلخل إلى حد ما.

ربما لا يتجاوز الضغط الجوي الناتج عن الجزء الغازي من الغلاف الجوي لكوكب المشتري عند مستوى السحابة 20 - 30 ملم. الزئبق . على الأقل، فإن غلاف الغاز عند مراقبة كوكب المشتري من خلال مرشح أزرق بالكاد يقلل بشكل ملحوظ من التناقضات بين البقع الداكنة والمناطق المحيطة المضيئة. لذلك، بشكل عام، تكون طبقة الغاز في الغلاف الجوي لكوكب المشتري شفافة تمامًا. ويتجلى ذلك أيضًا من خلال القياسات الضوئية لتوزيع السطوع على طول قطر المشتري. اتضح أن انخفاض السطوع باتجاه حافة صورة الكوكب هو نفسه تقريبًا في كل من الأشعة الزرقاء والحمراء. تجدر الإشارة إلى أنه بالتأكيد لا توجد حدود حادة بين طبقات السحب والغاز على كوكب المشتري، وبالتالي يجب اعتبار قيمة الضغط المذكورة أعلاه عند مستوى السحابة تقريبية.

بدأت دراسة التركيب الكيميائي للغلاف الجوي لكوكب المشتري، مثل الكواكب الأخرى، في بداية القرن العشرين. يحتوي طيف المشتري على عدد كبير من النطاقات المكثفة الموجودة في كل من المناطق المرئية والأشعة تحت الحمراء. في عام 1932 وقد تم تحديد كل واحدة من هذه النطاقات تقريبًا على أنها ميثان أو أمونيا.

أجرى علماء الفلك الأمريكيون دونهام وأديل وسليفر دراسات مختبرية خاصة ووجدوا أن كمية الأمونيا في الغلاف الجوي للمشتري تعادل طبقة سميكة معند الضغط1 ماكينة الصراف الآلي.،بينما تبلغ كمية الميثان 45 معند الضغط 45 ماكينة الصراف الآلي.

ربما يكون الهيدروجين هو المكون الرئيسي للغلاف الجوي لكوكب المشتري. وفي الآونة الأخيرة، تم تأكيد هذا الافتراض من خلال الملاحظات.

زحل هو بلا شك أجمل كوكب في النظام الشمسي. دائمًا تقريبًا، في مجال رؤية التلسكوب، يرى الراصد هذا الكوكب محاطًا بحلقة، والتي، عند المراقبة الدقيقة، عبارة عن نظام من ثلاث حلقات. صحيح أن هذه الحلقات مفصولة عن بعضها البعض بفواصل منخفضة التباين، لذلك ليس من الممكن دائمًا رؤية الحلقات الثلاث. إذا قمت برصد زحل في أفضل الظروف الجوية (مع اضطراب طفيف في الصورة، وما إلى ذلك) ومع تكبير قدره 700-800 مرة، فحتى في كل حلقة من الحلقات الثلاث، لا تكاد تكون الخطوط الرفيعة متحدة المركز ملحوظة، مما يذكرنا بالفجوات بين الحلقات الثلاث. خواتم. وأخفها وأوسعها هي الحلقة الوسطى، وأضعفها سطوعا هي الحلقة الداخلية. يبلغ القطر الخارجي للنظام الحلقي 2.4 مرة تقريبًا، والقطر الداخلي أكبر 1.7 مرة من قطر الكوكب.

في الآونة الأخيرة، تم إجراء أخطر دراسة لحلقات زحل في بلادنا من قبل عالم الفلك في موسكو إم إس بوبروف. وباستخدام ملاحظات التغيرات في سطوع الحلقات اعتمادًا على موقعها بالنسبة للأرض والشمس، أو على ما يسمى بزاوية الطور، حدد أحجام الجسيمات التي تتكون منها الحلقات.

اتضح أن الجزيئات التي تتكون منها الحلقات يصل قطرها إلى عدة سنتيمترات وحتى أمتار. وفقا لحسابات M. S. Bobrov، فإن سمك حلقات زحل لا يتجاوز 10-20 كم.

مثل كوكب المشتري، زحل لديه أشرطة داكنة موازية لخط الاستواء. تمامًا مثل كوكب المشتري، يتميز زحل بسرعات دوران مختلفة للمناطق ذات خطوط العرض المختلفة. صحيح أن الخطوط الموجودة على قرص زحل أكثر ثباتًا وعدد التفاصيل أقل من تلك الموجودة على كوكب المشتري.

اختلاف الكواكب العملاقة عن الكواكب الأرضية

يختلف عطارد والزهرة والأرض والمريخ عن الكواكب العملاقة في حجمها الأصغر، وكتلتها الأقل، وكثافتها الأعلى، ودورانها الأبطأ، وأغلفتها الجوية الأكثر هشاشة (ليس لدى عطارد غلاف جوي تقريبًا، لذا فإن نصف الكرة الأرضية أثناء النهار حار جدًا؛ وجميع الكواكب العملاقة محاطة بأجواء ممتدة قوية) أو قلة عدد الأقمار الصناعية أو غيابها.

نظرًا لأن الكواكب العملاقة بعيدة عن الشمس، فإن درجة حرارتها (على الأقل أعلى من سحبها) منخفضة جدًا: على كوكب المشتري - 145 درجة مئوية، على زحل - 180 درجة مئوية، على أورانوس ونبتون أقل. ودرجة حرارة الكواكب الأرضية أعلى بكثير (على كوكب الزهرة تصل إلى 500 درجة مئوية). يمكن تفسير انخفاض متوسط ​​كثافة الكواكب العملاقة بحقيقة أنه يتم الحصول عليها عن طريق قسمة الكتلة على الحجم المرئي، ونقوم بتقدير الحجم من الطبقة المعتمة للغلاف الجوي الواسع. إن الكثافة المنخفضة ووفرة الهيدروجين تميز الكواكب العملاقة عن الكواكب الأخرى.

PAGE_BREAK--U P I T E R

الخصائص العامة

كوكب المشتري هو ثاني ألمع كوكب في النظام الشمسي بعد كوكب الزهرة. ولكن إذا كان من الممكن رؤية كوكب الزهرة فقط في الصباح أو في المساء، فإن كوكب المشتري يتألق أحيانًا طوال الليل. وبسبب حركة هذا الكوكب البطيئة والمهيبة، أطلق عليه اليونانيون القدماء اسم إلههم الأعلى زيوس؛ في البانثيون الروماني كان يتوافق مع كوكب المشتري.

لعب كوكب المشتري مرتين دورًا مهمًا في تاريخ علم الفلك. وأصبح أول كوكب يتم اكتشاف الأقمار الصناعية فيه. في عام 1610، لاحظ جاليليو، الذي يشير إلى تلسكوب على كوكب المشتري، وجود أربعة نجوم بالقرب من الكوكب، غير مرئية للعين المجردة. في اليوم التالي، غيروا موقعهم سواء بالنسبة لكوكب المشتري أو بالنسبة لبعضهم البعض. وبمراقبة هذه النجوم، استنتج جاليليو أنه كان يراقب أقمار كوكب المشتري، التي تشكلت حوله كنجم مركزي. وكان هذا نموذجًا مصغرًا للنظام الشمسي. إن الحركات السريعة والمرئية للغاية لأقمار المشتري الجليلية - آيو، وأوروبا، وجانيميد، وكاليستو - تجعلها "ساعات سماوية" مفيدة، وقد استخدمها البحارة منذ فترة طويلة لتحديد موقع السفينة في أعالي البحار.

وفي مرة أخرى، ساعد كوكب المشتري وأقماره في حل أحد أقدم الألغاز: هل ينتقل الضوء على الفور أم أن سرعته محدودة؟ ومن خلال المراقبة المنتظمة لخسوف أقمار المشتري ومقارنة هذه البيانات بنتائج الحسابات الأولية، اكتشف عالم الفلك الدنماركي أولي رومر عام 1675 أن الملاحظات والحسابات تتباين إذا كان المشتري والأرض على جانبين متقابلين من الشمس. وفي هذه الحالة، يتأخر خسوف الأقمار الصناعية بنحو 1000 ثانية. توصل رومر إلى الاستنتاج الصحيح وهو أن 1000 ثانية. - هذا هو بالضبط ما يحتاجه الضوء لعبور مدار الأرض بقطره. وبما أن قطر مدار الأرض يبلغ 300 مليون كيلومتر، فإن سرعة الضوء تقترب من 300 ألف كيلومتر في الثانية.

كوكب المشتري كوكب عملاق يحتوي على أكثر من ثلثي نظامنا الكوكبي بأكمله. كتلة كوكب المشتري تساوي 318 كتلة الأرض. حجمه أكبر 1300 مرة من حجم الأرض. يبلغ متوسط ​​كثافة كوكب المشتري 1330 كجم/م^3، وهي مماثلة لكثافة الماء وأقل أربع مرات من كثافة الأرض. السطح المرئي للكوكب أكبر 120 مرة من مساحة الأرض. كوكب المشتري عبارة عن كرة عملاقة من الهيدروجين، وتركيبها الكيميائي مطابق تقريبًا لتركيبة الشمس. لكن درجة الحرارة على كوكب المشتري منخفضة للغاية: -140 درجة مئوية.

يدور كوكب المشتري بسرعة (مدة الدوران 9 ساعات و 55 دقيقة و 29 ثانية). بسبب عمل قوى الطرد المركزي، تم تسطيح الكوكب بشكل ملحوظ، وأصبح نصف قطره القطبي أقل بمقدار 4400 كم من نصف القطر الاستوائي، أي ما يعادل 71400 كم. المجال المغناطيسي لكوكب المشتري أقوى 12 مرة من المجال المغناطيسي للأرض.

زارت خمس مركبات فضائية أمريكية كوكب المشتري: في عام 1973 - بايونير 10، في عام 1974 - بايونير 11. في مارس ويوليو 1979، زارته أجهزة أكبر و"أكثر ذكاءً" - فوييجر 1 و-2. وفي ديسمبر 1995، طارت إليه محطة غاليليو بين الكواكب، والتي أصبحت أول قمر صناعي اصطناعي لكوكب المشتري وأسقطت مسبارًا في غلافه الجوي. .

دعونا أيضًا نقوم برحلة ذهنية قصيرة إلى أعماق كوكب المشتري.

أَجواء

الغلاف الجوي لكوكب المشتري هو جزء ضخم ومضطرب من الكوكب يتكون من الهيدروجين والهيليوم. الآلية التي تحرك الدورة العامة على كوكب المشتري هي نفسها الموجودة على الأرض: الفرق في كمية الحرارة الواردة من الشمس عند القطبين وخط الاستواء يؤدي إلى تدفقات هيدروديناميكية تنحرف في اتجاه المنطقة بواسطة قوة كوريوليس. مع دوران سريع مثل كوكب المشتري، تكون الخطوط الانسيابية موازية تقريبًا لخط الاستواء. الصورة معقدة بسبب حركات الحمل الحراري، والتي تكون أكثر كثافة عند الحدود بين التدفقات الهيدروديناميكية بسرعات مختلفة. تحمل حركات الحمل الحراري مادة التلوين، والتي يفسر وجودها اللون المحمر قليلاً لكوكب المشتري. في منطقة الخطوط الداكنة تكون حركات الحمل الحراري أقوى، وهذا ما يفسر لونها الأكثر كثافة.

كما هو الحال في الغلاف الجوي للأرض، يمكن أن تتشكل الأعاصير على كوكب المشتري. تشير التقديرات إلى أن الأعاصير الكبيرة، إذا تشكلت في الغلاف الجوي لكوكب المشتري، يمكن أن تكون مستقرة للغاية (يصل عمرها إلى 100 ألف سنة). من المحتمل أن تكون البقعة الحمراء العظيمة مثالاً على مثل هذا الإعصار. أظهرت صور المشتري التي تم الحصول عليها باستخدام المعدات المثبتة على المركبة الفضائية الأمريكية Pioneer 10 وPioneer 11 أن البقعة الحمراء ليست التكوين الوحيد من هذا النوع: فهناك عدة بقع حمراء أصغر حجمًا.

أثبتت الملاحظات الطيفية وجود الهيدروجين الجزيئي والهيليوم والميثان والأمونيا والإيثان والأسيتيلين وبخار الماء في الغلاف الجوي لكوكب المشتري. على ما يبدو، فإن التركيب العنصري للغلاف الجوي (والكوكب بأكمله) لا يختلف عن التركيب الشمسي (90٪ هيدروجين، 9٪ هيليوم، 1٪ عناصر أثقل).

يبلغ الضغط الإجمالي في الجزء العلوي من طبقة السحابة حوالي 1 ATM. الطبقة السحابية لها بنية معقدة. تتكون الطبقة العليا من بلورات الأمونيا، ويجب أن تكون هناك سحب من بلورات الثلج وقطرات الماء.

تبلغ درجة حرارة سطوع الأشعة تحت الحمراء لكوكب المشتري، والتي تم قياسها في الفترة 8 - 14 ميكرومتر، 128 - 130 كلفن في مركز القرص. إذا نظرنا إلى أقسام درجة الحرارة على طول خط الطول المركزي وخط الاستواء، يمكننا أن نرى أن درجة الحرارة المقاسة عند حافة القرص أقل منها عند المركز. ويمكن تفسير ذلك على النحو التالي. عند حافة القرص، يكون خط الرؤية مائلًا، ويقع مستوى الانبعاث الفعال (أي المستوى الذي يتم عنده تحقيق العمق البصري =1) في الغلاف الجوي على ارتفاع أعلى منه في مركز القرص. القرص. إذا انخفضت درجة الحرارة في الغلاف الجوي مع زيادة الارتفاع، فسيكون السطوع ودرجة الحرارة عند الحافة أقل إلى حد ما. طبقة من الأمونيا بسمك عدة سنتيمترات (عند الضغط العادي) تكون بالفعل غير شفافة عمليًا للأشعة تحت الحمراء في حدود 8 - 14 ميكرون. ويترتب على ذلك أن درجة حرارة سطوع الأشعة تحت الحمراء لكوكب المشتري تشير إلى طبقات عالية إلى حد ما من غلافه الجوي. يُظهر توزيع الكثافة في نطاقات CH أن درجة حرارة السحب أعلى بكثير (160 - 170 كلفن) عند درجات حرارة أقل من 170 كلفن، يجب أن تتكثف الأمونيا (إذا كانت كميتها تتوافق مع الملاحظات الطيفية)؛ ولذلك فمن المفترض أن الغطاء السحابي لكوكب المشتري يتكون جزئيًا على الأقل من الأمونيا. يتكثف الميثان عند درجات حرارة منخفضة ولا يمكنه المشاركة في تكوين السحب على كوكب المشتري.

درجة حرارة السطوع البالغة 130 كلفن أعلى بشكل ملحوظ من درجة حرارة التوازن، أي تلك التي يجب أن يكون لها جسم يتوهج فقط بسبب إعادة انبعاث الإشعاع الشمسي. تؤدي الحسابات التي تأخذ في الاعتبار قياس انعكاسية الكوكب إلى درجة حرارة توازن تبلغ حوالي 100 كلفن. من المهم أن يتم الحصول على قيمة درجة حرارة السطوع التي تبلغ حوالي 130 كلفن ليس فقط في النطاق الضيق من 8 إلى 14 ميكرون، ولكن أيضًا أبعد من ذلك بكثير. وبالتالي، فإن إجمالي إشعاع المشتري أكبر بمقدار 2.9 مرة من الطاقة التي يستقبلها من الشمس، ومعظم الطاقة التي ينبعث منها تعود إلى مصدر الحرارة الداخلي. وبهذا المعنى يكون المشتري أقرب إلى النجوم منه إلى الكواكب الأرضية. ومع ذلك، فإن مصدر الطاقة الداخلية لكوكب المشتري ليس بالطبع التفاعلات النووية. على ما يبدو، ينبعث احتياطي الطاقة المتراكم أثناء ضغط الجاذبية للكوكب (في عملية تشكيل كوكب من سديم كوكبي أولي، طاقة الجاذبية، عندما تتحول طاقة الجاذبية للغبار والغاز التي تشكل الكوكب إلى حركية ثم حرارية) ).

إن وجود تدفق حراري داخلي كبير يعني أن درجة الحرارة ترتفع بسرعة كبيرة مع العمق. وبحسب النماذج النظرية الأكثر احتمالاً يصل إلى 400 ألف على عمق 100 كيلومتر تحت قمة السحابة، وعلى عمق 500 كيلومتر - حوالي 1200 ألف. وتظهر حسابات البنية الداخلية أن الغلاف الجوي لكوكب المشتري عميق للغاية - 10000 كيلومتر، ولكن تجدر الإشارة إلى أن الجزء الأكبر من الكوكب (تحت هذه الحدود) في حالة سائلة. الهيدروجين في حالة منحلة، وهو نفس الشيء، في حالة معدنية (يتم فصل الإلكترونات عن البروتونات). علاوة على ذلك، في الغلاف الجوي نفسه، يكون الهيدروجين والهيليوم، بالمعنى الدقيق للكلمة، في حالة فوق حرجة: تصل الكثافة في الطبقات السفلية إلى 0.6-0.7 جم / سم مكعب، والخصائص تشبه السائل أكثر من الغاز. في وسط الكوكب (وفقًا للحسابات على عمق 30 ألف كيلومتر) قد يكون هناك نواة صلبة من العناصر الثقيلة التي تشكلت نتيجة لالتصاق الجزيئات المعدنية والتكوينات الصخرية ببعضها البعض.

خاتم المشتري.

يقدم كوكب المشتري العديد من المفاجآت: فهو يولد شفقًا قويًا، وضجيجًا راديويًا قويًا، وبالقرب منه تراقب المركبات الفضائية بين الكواكب العواصف الترابية - تيارات من الجزيئات الصلبة الصغيرة المقذوفة نتيجة للعمليات الكهرومغناطيسية في الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري. تتمتع الجسيمات الصغيرة التي تتلقى شحنة كهربائية عندما تتعرض للإشعاع بواسطة الرياح الشمسية بديناميكيات مثيرة للاهتمام للغاية: كونها حالة وسطية بين الأجسام الكبيرة والأجسام الدقيقة، فإنها تتفاعل بشكل متساوٍ تقريبًا مع كل من مجالات الجاذبية والكهرومغناطيسية.

من هذه الجزيئات الحجرية الصغيرة تتكون بشكل أساسي حلقة كوكب المشتري، التي تم اكتشافها في مارس 1979 (ظل الاكتشاف غير المباشر للحلقة في عام 1974، وفقًا لبايونير، غير معروف). له الجزء الرئيسييبلغ نصف قطرها 123-129 ألف كم. يبلغ سمك هذه الحلقة المسطحة حوالي 30 كيلومترًا وهي نادرة جدًا، فهي تعكس فقط بضعة أجزاء من الألف من النسبة المئوية للضوء الساقط. تمتد هياكل الغبار الأضعف من الحلقة الرئيسية نحو سطح المشتري وتشكل هالة سميكة فوق الحلقة، وتمتد إلى أقرب الأقمار الصناعية. يكاد يكون من المستحيل رؤية حلقة كوكب المشتري من الأرض: فهي رقيقة جدًا وتتجه باستمرار نحو الراصد بسبب الميل الصغير لمحور دوران كوكب المشتري إلى مستوى مداره.

الأقمار الصناعية الداخلية والخارجية لكوكب المشتري.

كوكب المشتري لديه 16 قمرا مكتشفا. اثنان منهم - آيو وأوروبا - بحجم قمرنا، والاثنان الآخران - جانيميد وكاليستو - تجاوزا قطره بحوالي مرة ونصف. كاليستو يساوي حجم عطارد، وقد تجاوزه جانيميد. صحيح أنهم أبعد عن كوكبهم من بعد القمر عن الأرض. يظهر آيو فقط في سماء المشتري كقرص محمر لامع (أو هلال) بحجم القمر؛ بينما يبدو أوروبا وجانيميد وكاليستو أصغر بعدة مرات من القمر.

نطاق كوكب المشتري واسع للغاية: أقماره الخارجية الثمانية بعيدة جدًا عنه بحيث لا يمكن ملاحظتها من الكوكب نفسه بالعين المجردة. أصل الأقمار الصناعية غامض: نصفها يتحرك حول كوكب المشتري في الاتجاه المعاكس (مقارنة بدوران الأقمار الصناعية الـ12 الأخرى واتجاه الدوران اليومي للكوكب نفسه). أبعد قمر صناعي لكوكب المشتري يبعد عنه 200 مرة عن أقرب قمر له. على سبيل المثال، إذا هبطت على أحد أقرب الأقمار الصناعية، فإن القرص البرتقالي للكوكب سيشغل نصف السماء. ومن مدار القمر الصناعي الأبعد، سيبدو قرص كوكب المشتري العملاق نصف حجم القرص القمري تقريبًا.

تعتبر أقمار كوكب المشتري من أكثر العوالم إثارة للاهتمام، ولكل منها وجهها وتاريخها الخاص، والتي لم يتم الكشف عنها لنا إلا في عصر الفضاء.

وعن

وهذا هو أقرب قمر جليلي إلى كوكب المشتري، فهو يبعد عن مركز الكوكب مسافة 422 ألف كيلومتر، أي أبعد قليلاً من القمر عن الأرض. بفضل الكتلة الهائلة لكوكب المشتري، تعد الفترة المدارية لآيو أقصر بكثير من الشهر القمري وتبلغ 42.5 ساعة فقط بالنسبة لمراقب من خلال التلسكوب، وهذا هو القمر الصناعي الأكثر اضطرابًا: كل يوم تقريبًا يكون آيو مرئيًا في مكان جديد، وهو يركض. من جانب كوكب المشتري إلى الجانب الآخر.

من حيث الكتلة ونصف القطر (1815 كم)، فإن آيو يشبه القمر. الميزة الأكثر إثارة لآيو هي أنه نشط بركانيًا! على سطحه الأصفر البرتقالي، اكتشف المسافرون 12 بركانًا نشطًا، تثور أعمدة يصل ارتفاعها إلى 300 كيلومتر. والغاز الرئيسي المنبعث هو ثاني أكسيد الكبريت، والذي يتجمد بعد ذلك على السطح على شكل مادة صلبة بيضاء. يرجع اللون البرتقالي السائد للقمر الصناعي إلى مركبات الكبريت. يتم تسخين المناطق النشطة بركانيًا في آيو إلى 300 درجة مئوية.

نافورة غاز بارتفاع 300 كيلومتر ترتفع باستمرار فوق الكوكب. هدير قوي تحت الأرض يهز التربة، وتتطاير الحجارة من فم البركان بسرعة هائلة (تصل إلى 1 كم/ثانية) مع الغاز، وبعد سقوط حر خالٍ من الغلاف الجوي من ارتفاع كبير، تصطدم بالسطح كثيرًا مئات الكيلومترات من البركان. من بعض الكالديرا البركانية (ما يسمى المنخفضات على شكل مرجل، والتي تشكلت نتيجة لانهيار الجزء العلوي من البركان)، يتناثر الكبريت الأسود المنصهر وينتشر في الأنهار الساخنة. تُظهر صور فوييجر بحيرات سوداء وحتى بحارًا كاملة من الكبريت المنصهر.

يبلغ عرض أكبر بحر من الحمم البركانية بالقرب من بركان لوكي 20 كم. وفي وسطها جزيرة برتقالية متشققة مصنوعة من الكبريت الصلب. تتمايل بحار آيو السوداء على الشواطئ البرتقالية، ويتدلى الجزء الأكبر من كوكب المشتري في السماء فوقها...

لقد ألهم وجود مثل هذه المناظر الطبيعية العديد من الفنانين.

يرجع النشاط البركاني لأيو إلى تأثير جاذبية الأجسام الأخرى في نظام المشتري. بادئ ذي بدء، أنشأ الكوكب العملاق نفسه بجاذبيته القوية حدتين مد وجزر على سطح القمر الصناعي، مما أدى إلى إبطاء دوران آيو، بحيث يواجه دائمًا كوكب المشتري من جانب واحد - مثل القمر إلى الأرض. مدار آيو ليس دائرة محددة؛ حيث تتحرك الحدبات قليلاً عبر سطحه، مما يؤدي إلى تسخين الطبقات الداخلية للكوكب. وإلى حد أكبر، ينجم هذا التأثير عن تأثيرات المد والجزر للأقمار الصناعية الضخمة الأخرى لكوكب المشتري، وخاصة أوروبا، الأقرب إلى آيو. أدى التسخين المستمر للداخل إلى حقيقة أن آيو هو الجسم الأكثر نشاطًا بركانيًا في النظام الشمسي.

على عكس البراكين الأرضية، التي لها ثورانات قوية بشكل متقطع، تعمل براكين آيو بشكل شبه مستمر، على الرغم من أن نشاطها قد يختلف. تقوم البراكين والسخانات بإخراج بعض المادة حتى إلى الفضاء. لذلك، يمتد عمود بلازما من ذرات الأكسجين والكبريت المتأينة وسحب محايدة من ذرات الصوديوم والبوتاسيوم على طول مدار آيو.

لا توجد حفر نيزكية على آيو بسبب التغيرات البركانية المكثفة على السطح. ولها كتل صخرية يصل ارتفاعها إلى 9 كيلومترات. كثافة آيو عالية جدًا - 3000 كجم/م^3. يوجد تحت قشرة السيليكات المنصهرة جزئيًا في وسط القمر الصناعي نواة تحتوي على نسبة عالية من الحديد ومركباته.

استمرار
--فاصل صفحة-- أوروبا

أوروبا لديها نصف قطر أصغر قليلاً من نصف قطر آيو - 1569 كم. من بين أقمار غاليليو، يتمتع أوروبا بالسطح الأخف وزنًا مع وجود علامات واضحة على وجود جليد مائي. هناك افتراض بوجود محيط مائي تحت القشرة الجليدية، وتحتها نواة سيليكات صلبة. الكثافة في أوروبا عالية جدًا - 3500 كجم/م3. ويبعد هذا القمر الصناعي عن كوكب المشتري مسافة 671.000 كيلومتر.

لا يوجد أي شيء مشترك بين التاريخ الجيولوجي لأوروبا وتاريخ الدول المجاورة لها. أوروبا هي واحدة من أكثر الأجسام سلاسة في النظام الشمسي: فهي لا تحتوي على تلال يزيد ارتفاعها عن مائة متر. السطح الجليدي للقمر الصناعي بأكمله مغطى بشبكة من الخطوط ذات الطول الهائل. الخطوط المظلمة، التي يبلغ طولها آلاف الكيلومترات، هي آثار لنظام عالمي من الشقوق في جميع أنحاء أوروبا. يفسر وجود هذه الشقوق بحقيقة أن سطح الجليد متحرك تمامًا وقد انقسم بشكل متكرر بسبب الضغوط الداخلية والعمليات التكتونية واسعة النطاق.

نظرًا لحقيقة أن السطح صغير (يبلغ عمره 100 مليون سنة فقط)، فإن الحفر الناتجة عن اصطدام النيزك، والتي ظهرت بأعداد كبيرة قبل 4.5 مليار سنة، تكاد تكون غير مرئية. لقد عثر العلماء على خمس حفر فقط بأقطار تتراوح بين 10 و30 كيلومترًا في أوروبا.

جانيميد

جانيميد هو أكبر قمر صناعي لكواكب المجموعة الشمسية، ويبلغ نصف قطره 2631 كم. كثافته منخفضة مقارنة بآيو وأوروبا، فقط 1930 كجم/م3. المسافة من كوكب المشتري هي 1.07 مليون كيلومتر. يمكن تقسيم سطح جانيميد بأكمله إلى مجموعتين: الأولى، التي تشغل 60% من أراضيها، وهي عبارة عن شريط غريب من الجليد ناتج عن عمليات جيولوجية نشطة منذ 3.5 مليار سنة؛ أما الثانية، التي تشغل نسبة 40% المتبقية، فهي عبارة عن قشرة جليدية سميكة قديمة مغطاة بحفر نيزكية عديدة، وتجدر الإشارة أيضًا إلى أن هذه القشرة قد تحطمت جزئيًا وتجددت بنفس العمليات المذكورة أعلاه.

ومن وجهة نظر جيولوجي الفضاء فإن جانيميد هو الجسم الأكثر جاذبية بين أقمار المشتري. يحتوي على تركيبة مختلطة من جليد السيليكات: غطاء من جليد الماء ونواة صخرية. كثافته 1930 كجم\م^3. في ظل ظروف درجات الحرارة المنخفضة والضغوط الداخلية العالية، يمكن أن يتواجد الجليد المائي في عدة تعديلات مع أنواع مختلفة من الشبكة البلورية. يتم تحديد جيولوجيا جانيميد الغنية إلى حد كبير من خلال التحولات المعقدة بين هذه الأنواع الجليدية. سطح القمر الصناعي مغطى بطبقة من الغبار الصخري والجليد السائب يتراوح سمكها من عدة أمتار إلى عدة عشرات من الأمتار.

كاليستو

هذا هو ثاني أكبر قمر صناعي في نظام كوكب المشتري، ويبلغ نصف قطره 2400 كم. من بين الأقمار الصناعية الجليلية، كاليستو هو الأبعد: المسافة من كوكب المشتري هي 1.88 مليون كيلومتر، وفترة الدوران 16.7 يومًا. كثافة جليد السيليكات كاليستو منخفضة - 1830 كجم / م 3. سطح كاليستو مشبع للغاية بحفر النيزك. اللون الداكن لكاليستو هو نتيجة السيليكات والشوائب الأخرى. كاليستو هو الجسم الأكثر حفرًا في النظام الشمسي المعروف. تسبب التأثير الهائل للنيزك في تكوين هيكل عملاق محاط بموجات حلقية - فالهالا. ويوجد في وسطها حفرة يبلغ قطرها 350 كيلومتراً، وفي دائرة نصف قطرها 2000 كيلومتر منها توجد سلاسل جبلية في دوائر متحدة المركز.

لدى كوكب المشتري العديد من الأقمار الصناعية الصغيرة التي تفتح داخل مدار آيو. تم اكتشاف ثلاثة منها - ميتس وأدراستيا وثيبا - باستخدام محطات بين الكواكب، ولا يُعرف عنها سوى القليل. يتحرك ميتس وأتراستيا (قطرهما 40 و 20 كم على التوالي) على طول حافة الحلقة الرئيسية لكوكب المشتري في مدار واحد يبلغ نصف قطره 128000 كم. وتدور هذه الأقمار الصناعية الأسرع حول كوكب المشتري العملاق خلال 7 ساعات بسرعة تزيد عن 100 ألف كيلومتر في الساعة.

يقع القمر الصناعي الأبعد طيبة في المنتصف بين آيو والمشتري - على مسافة 222 ألف كيلومتر من الكوكب؛ قطرها حوالي 100 كم.

أكبر قمر داخلي، أمالثيريا، له شكل غير منتظم (أبعاده 270*165*150 كم) ومغطى بالحفر؛ ويتكون من صخور حرارية ذات لون أحمر غامق. تم اكتشاف أمالثيليا من قبل عالم الفلك الأمريكي إدوارد برنارد في عام 1892 وأصبح خامس قمر صناعي مكتشف لكوكب المشتري. ويدور في مدار يبلغ نصف قطره 181 ألف كيلومتر.

تقع الأقمار الداخلية لكوكب المشتري وأقماره الأربعة الرئيسية بالقرب من المستوى الاستوائي للكوكب في مدارات دائرية تقريبًا. تتميز مدارات هذه الأقمار الصناعية الثمانية بانحرافات وميلات صغيرة جدًا بحيث لا ينحرف أي منها أكثر من درجة واحدة عن المسار الدائري "المثالي". تسمى هذه الأقمار الصناعية العادية.

الأقمار الثمانية المتبقية لكوكب المشتري غير منتظمة وتختلف في انحرافات مركزية كبيرة وميول مدارية. في حركتهم، يمكنهم تغيير المسافة من الكوكب بمقدار 1.5-2 مرات، مع الانحراف عن خط الاستواء بملايين الكيلومترات. تم تجميع هذه الأقمار الخارجية الثمانية لكوكب المشتري في فريقين، تم تسميتهما على اسم الأكثر أجسام كبيرة: مجموعة الهيماليا، والتي تضم أيضًا ليدا وليسيثيا وإيلارا؛ ومجموعة باسيفي مع أنانكي وكارمي وسينوب. تم اكتشاف هذه الأقمار الصناعية باستخدام التلسكوبات الأرضية على مدار 70 عامًا (1904-1974)، ويتوافق متوسط ​​نصف قطر كواكب مجموعة الهيماليا مع 11.1-11.7 مليون كيلومتر. تدور أقمار مجموعة الهيماليا حول كوكب المشتري في 240-260 يومًا، ومجموعة باسيفي في 630-760 يومًا، أي. في أكثر من عامين. أنصاف أقطار الأقمار الصناعية صغيرة جدًا: في مجموعة الهيماليا، من 8 كم بالقرب من ليدا إلى 90 كم بالقرب من هيماليا؛ في مجموعة باسيفي – من 15 إلى 35 كم. فهي سوداء وغير متساوية. تدور الأقمار الصناعية الخارجية التي تشكل جزءًا من مجموعة باسيفي حول كوكب المشتري في الاتجاه المعاكس.

لم يتوصل العلماء بعد إلى إجماع حول أصل الأقمار الصناعية غير المنتظمة (يُعتقد أن الأقمار الصناعية الداخلية المنتظمة تكونت من قرص كوكبي مكون من الغاز والغبار نتيجة لالتصاق العديد من الجزيئات الصغيرة معًا). من الواضح أن استيلاء كوكب المشتري على الكويكبات لعب دورًا مهمًا في تكوين الأقمار الصناعية الخارجية. تظهر الحسابات الحاسوبية أن مجموعة باسيفي ربما تكون قد نشأت نتيجة لاصطياد الكوكب المنهجي للجسيمات الصغيرة والكويكبات في مدارات عكسية في المنطقة الخارجية للقرص المحيط بالجوفيان.

زحل

الغلاف الجوي وطبقة السحابة.

يعرف أي شخص قام بمراقبة الكواكب من خلال التلسكوب أنه على سطح زحل، أي عند الحدود العليا لغلافه السحابي، هناك القليل من التفاصيل بشكل ملحوظ وأن تباينها مع الخلفية المحيطة صغير. وهكذا يختلف زحل عن المشتري، حيث توجد تفاصيل كثيرة متباينة على شكل خطوط وموجات وعقيدات داكنة وخفيفة، مما يدل على نشاط كبير في غلافه الجوي.

السؤال الذي يطرح نفسه هو ما إذا كان النشاط الجوي لزحل (مثل سرعة الرياح) أقل بالفعل من نشاط كوكب المشتري، أو ما إذا كانت تفاصيل غطاءه السحابي أقل وضوحًا من الأرض بسبب المسافة الأكبر (حوالي 1.5 مليار كيلومتر) والإضاءة الأقل من الأرض. الشمس (ما يقرب من 3.5 مرة أضعف من إضاءة كوكب المشتري)؟

تمكن المسافرون من الحصول على صور للغطاء السحابي لزحل، والتي تصور بوضوح صورة للدوران الجوي: عشرات من أحزمة السحب الممتدة على طول خطوط متوازية، بالإضافة إلى دوامات فردية. على وجه الخصوص، تم اكتشاف نظير للبقعة الحمراء العظيمة لكوكب المشتري، وإن كان بحجم أصغر. لقد ثبت أن سرعة الرياح على زحل أعلى من سرعة الرياح على كوكب المشتري: عند خط الاستواء 480 م/ث، أو 1700 كم/ساعة. عدد أحزمة السحب أكبر مما هو عليه في كوكب المشتري، وتصل إلى خطوط عرض أعلى. وهكذا، تُظهر الصور السحابية تفرد الغلاف الجوي لكوكب زحل، والذي هو أكثر نشاطًا من الغلاف الجوي للمشتري.

تحدث الظواهر الجوية على كوكب زحل عند درجة حرارة أقل مما هي عليه في الغلاف الجوي للأرض. وبما أن زحل أبعد عن الشمس بمقدار 9.5 مرة عن الأرض، فإنه يتلقى حرارة أقل بمقدار 9.5 = 90 مرة.

تبلغ درجة حرارة الكوكب عند مستوى الحد الأعلى للغطاء السحابي، حيث يبلغ الضغط 0.1 ضغط جوي، 85 كلفن فقط، أو -188 درجة مئوية. ومن المثير للاهتمام أنه حتى درجة الحرارة هذه لا يمكن الحصول عليها بسبب تسخين الشمس وحيد. يظهر الحساب: يوجد في أعماق زحل مصدر الحرارة الخاص به، والذي يكون التدفق منه أكبر بمقدار 2.5 مرة من الشمس. مجموع هذين التدفقين يعطي درجة الحرارة المرصودة للكوكب. لقد درست المركبات الفضائية بالتفصيل التركيب الكيميائي للغلاف الجوي الموجود فوق السحابة لزحل. في الأساس، يتكون من حوالي 89٪ هيدروجين. في المركز الثاني يأتي الهيليوم (حوالي 11% من حيث الكتلة). علماً أنها في جو المشتري تبلغ 19%. يُفسر نقص الهيليوم في زحل بالفصل الجاذبي للهيليوم والهيدروجين في أحشاء الكوكب: الهيليوم، وهو أثقل، يستقر تدريجياً في أعماق كبيرة (والذي، بالمناسبة، يطلق جزءاً من الطاقة التي "تدفئ" زحل). الغازات الأخرى في الغلاف الجوي - الميثان والأمونيا والإيثان والأسيتيلين والفوسفين - موجودة بكميات صغيرة. يكون الميثان عند درجة الحرارة المنخفضة هذه (حوالي -188 درجة مئوية) في حالة سائلة بشكل أساسي. وهو يشكل الغطاء السحابي لزحل. أما بالنسبة للتباين البسيط في التفاصيل المرئية في جو زحل، كما نوقش أعلاه، فإن أسباب هذه الظاهرة ليست واضحة تماما بعد. لقد تم اقتراح أن ضبابًا مخففًا من الجسيمات الدقيقة معلق في الغلاف الجوي. لكن ملاحظات فوييجر 2 تدحض ذلك: فالخطوط الداكنة على سطح الكوكب ظلت حادة وواضحة على طول الطريق حتى حافة قرص زحل، بينما في وجود الضباب فإنها تصبح غائمة نحو الحواف بسبب العدد الكبير من الجسيمات في المقدمة. منهم. وبالتالي، لا يمكن اعتبار المشكلة قد تم حلها وتتطلب مزيدًا من التحقيق.

ساعدت البيانات التي تم الحصول عليها من Voyager 1 في تحديد نصف القطر الاستوائي لكوكب زحل بدقة كبيرة. وفي أعلى الغطاء السحابي يبلغ نصف القطر الاستوائي 60,330 كم. أو 9.46 مرة أكثر من الأرض. كما تم توضيح فترة ثورة زحل حول محوره: فهو يقوم بدورة واحدة في 10 ساعات و39.4 دقيقة - أي أسرع بـ 2.25 مرة من الأرض. أدى هذا الدوران السريع إلى حقيقة أن ضغط زحل أكبر بكثير من ضغط الأرض. نصف القطر الاستوائي لزحل أكبر بنسبة 10٪ من نصف القطر القطبي (على الأرض يبلغ 0.3٪ فقط).

الخصائص المغناطيسية لزحل.

وحتى وصول المركبة الفضائية الأولى إلى زحل، لم تكن هناك بيانات رصد عن مجالها المغناطيسي على الإطلاق. ولكن من خلال ملاحظات علم الفلك الراديوي الأرضية، كان من الواضح أن كوكب المشتري لديه مجال مغناطيسي قوي. وقد تجلى ذلك من خلال الانبعاث الراديوي الحراري عند موجات الديسيمتر، والتي تبين أن مصدرها أكبر من القرص المرئي للكوكب، وامتد على طول خط استواء كوكب المشتري بشكل متماثل بالنسبة للقرص. وتشير هذه الهندسة وكذلك استقطاب الإشعاع إلى أن الإشعاع المرصود هو bremsstrahlung مغناطيسي ومصدره إلكترونات يلتقطها المجال المغناطيسي لكوكب المشتري وتسكن أحزمة إشعاعه المشابهة لأحزمة إشعاع الأرض. وأكدت الرحلات الجوية إلى كوكب المشتري هذه الاستنتاجات. وبما أن زحل يشبه إلى حد كبير كوكب المشتري في خصائصه الفيزيائية، فقد اقترح علماء الفلك أن لديه أيضًا مجالًا مغناطيسيًا ملحوظًا إلى حد ما. تم تفسير غياب الانبعاثات الراديوية المغناطيسية من كوكب زحل من خلال تأثير الحلقات. وتم تأكيد هذه المقترحات. حتى أثناء اقتراب بايونير 11 من زحل، سجلت أجهزته التكوينات الفضائية القريبة من الكواكب النموذجية لكوكب ذي مجال مغناطيسي واضح: موجة الصدمة القوسية، وحدود الغلاف المغناطيسي (الفجوة المغناطيسية)، وأحزمة الإشعاع (الأرض والكون) ، 1980، العدد 2، ص 22-25 - الطبعة). بشكل عام، يشبه الغلاف المغناطيسي لزحل إلى حد كبير الغلاف المغناطيسي للأرض، ولكنه بالطبع أكبر بكثير في الحجم. يبلغ نصف القطر الخارجي للغلاف المغناطيسي لزحل عند النقطة تحت الشمسية 23 نصف قطر استوائي للكوكب، والمسافة إلى موجة الصدمة هي 26 نصف قطر. وللمقارنة، يمكننا أن نتذكر أن نصف القطر الخارجي للغلاف المغناطيسي للأرض عند النقطة الواقعة تحت الشمس يبلغ حوالي 10 أنصاف أقطار الأرض. لذلك، حتى في الحجم النسبي، فإن الغلاف المغناطيسي لزحل أكبر من ضعف الغلاف المغناطيسي للأرض. إن أحزمة زحل الإشعاعية واسعة جدًا لدرجة أنها لا تغطي الحلقات فحسب، بل تغطي أيضًا مدارات بعض الأقمار الصناعية الداخلية للكوكب. كما هو متوقع، في الجزء الداخلي من أحزمة الإشعاع، "المحظورة" بحلقات زحل، يكون تركيز الجزيئات المشحونة أقل بكثير. من السهل فهم السبب في ذلك إذا تذكرنا أن الجسيمات الموجودة في أحزمة الإشعاع تؤدي حركات تذبذبية في الاتجاه الطولي تقريبًا، وفي كل مرة تعبر خط الاستواء. لكن لدى زحل حلقات في المستوى الاستوائي: فهي تمتص تقريبًا جميع الجزيئات التي تحاول المرور عبرها. ونتيجة لذلك، فإن الجزء الداخلي من أحزمة الإشعاع، والذي سيكون في غياب الحلقات المصدر الأكثر كثافة للانبعاثات الراديوية في نظام زحل، قد تم إضعافه. ومع ذلك، فإن فوييجر 1، التي تقترب من زحل، ما زالت ترصد انبعاثات راديوية غير حرارية من أحزمة الإشعاع الخاصة بها.

على عكس كوكب المشتري، ينبعث زحل في نطاق الطول الموجي الذي يبلغ كيلومترًا. مع ملاحظة أن شدة الإشعاع يتم تعديلها بفترة 10 ساعات. 39.4 دقيقة، واقترحوا أن هذه هي فترة الدوران المحوري للأحزمة الإشعاعية، أو بمعنى آخر، فترة دوران المجال المغناطيسي لكوكب زحل. ولكن هذه أيضًا هي فترة دوران زحل. في الواقع، يتم إنشاء المجال المغناطيسي لزحل بواسطة التيارات الكهربائية في أحشاء الكوكب، على ما يبدو في طبقة حيث، تحت تأثير الضغوط الهائلة، تحول الهيدروجين إلى حالة معدنية. عندما تدور هذه الطبقة بهذه السرعة الزاوية، يدور المجال المغناطيسي أيضًا. وبسبب اللزوجة العالية للمادة فإن الجزيئات الداخلية للكوكب تدور جميعها بنفس الفترة. وبالتالي فإن فترة دوران المجال المغناطيسي هي في نفس الوقت فترة دوران معظم كتلة زحل (باستثناء الغلاف الجوي الذي لا يدور مثل الجسم الصلب).

استمرار
--PAGE_BREAK--رينجس

يمكن رؤية ثلاث حلقات للأرض بوضوح من خلال التلسكوب: الحلقة الخارجية متوسطة السطوع A؛ الحلقة الوسطى والأكثر سطوعًا B والحلقة الداخلية غير الشفافة اللامعة C، والتي تسمى أحيانًا الكريب. الحلقات أكثر بياضًا قليلاً من قرص زحل المصفر. تقع في مستوى خط استواء الكوكب وهي رقيقة جدًا: ويبلغ عرضها الإجمالي في الاتجاه الشعاعي حوالي 60 ألف كيلومتر. يبلغ سمكها أقل من 3 كم. وقد ثبت من خلال التحليل الطيفي أن الحلقات تدور بشكل مختلف عن الجسم الصلب - وتتناقص السرعة مع المسافة من زحل. علاوة على ذلك، فإن كل نقطة من الحلقات لها نفس سرعة القمر الصناعي على هذه المسافة، ويتحرك بحرية حول زحل في مدار دائري. يتضح من هذا أن حلقات زحل هي في الأساس عبارة عن تراكم هائل من الجزيئات الصلبة الصغيرة التي تدور بشكل مستقل حول الكوكب. أحجام الجسيمات صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها ليس فقط في التلسكوبات الأرضية، ولكن أيضًا من المركبات الفضائية. السمة المميزة لبنية الحلقات هي المساحات الحلقية المظلمة (الأقسام)، حيث يوجد القليل جدًا من المادة. ويفصل عرضها (3500 كيلومتر) الحلقة B عن الحلقة A ويسمى “تقسيم كاسيني” نسبة إلى العالم الفلكي الذي رآه لأول مرة عام 1675. في ظل ظروف جوية جيدة بشكل استثنائي، يمكن رؤية أكثر من عشرة أقسام من الأرض من خلال طبيعتها الرنانة. وبالتالي، فإن تقسيم كاسيني هو منطقة من المدارات تكون فيها فترة دوران كل جسيم حول زحل نصف فترة دوران أقرب قمر صناعي كبير لزحل، ميماس. وبسبب هذه المصادفة، يبدو أن ميماس، بجاذبيته، يهز الجزيئات التي تتحرك داخل التقسيم، ويرميها في النهاية خارجًا من هناك.

أظهرت الكاميرات الموجودة على متن المركبة أن حلقات زحل، من مسافة قريبة، تبدو وكأنها أسطوانة جرامافون: تبدو وكأنها مقسمة إلى آلاف الحلقات الضيقة الفردية مع مساحات داكنة بينها. هناك الكثير من الخلوصات لدرجة أنه لم يعد من الممكن تفسيرها من خلال الرنين مع الفترات المدارية لأقمار زحل. ما الذي يفسر هذا البناء الدقيق؟ من المحتمل أن يكون التوزيع الموحد للجزيئات على طول مستوى الحلقات غير مستقر ميكانيكيًا. ونتيجة لذلك، تنشأ موجات كثافة دائرية - وهذا هو الهيكل الدقيق المرصود.

بالإضافة إلى الحلقات A وB وC، اكتشف المسافرون أربع حلقات أخرى: D وE وF وG. وجميعها نادرة جدًا وبالتالي خافتة. من الصعب رؤية الحلقتين D وE من الأرض في ظل ظروف مواتية بشكل خاص؛ تم اكتشاف حلقات F وG لأول مرة. تم تحديد ترتيب الحلقات لأسباب تاريخية، لذلك لا يتطابق مع الترتيب الأبجدي. إذا رتبنا الحلقات أثناء ابتعادها عن زحل، فسنحصل على الصف: D، C، B، A، F، G، E. أثارت الحلقة F اهتمامًا خاصًا ونقاشًا كبيرًا، لسوء الحظ، لم يكن من الممكن بعد إصدار حكم نهائي حول هذا الجسم، نظرًا لأن ملاحظات المركبتين لا تتفق مع بعضها البعض. وأظهرت الكاميرات الموجودة على متن فوييجر 1 أن الحلقة F تتكون من عدة حلقات يبلغ عرضها الإجمالي 60 كيلومترًا، اثنتان منها متشابكتان مع بعضهما البعض مثل الدانتيل. لبعض الوقت، كان الرأي السائد هو أن قمرين صناعيين صغيرين تم اكتشافهما حديثًا يتحركان مباشرة بالقرب من الحلقة F كانا مسؤولين عن هذا التكوين غير المعتاد - أحدهما من الحافة الداخلية والآخر من الحافة الخارجية (أبطأ قليلاً من الأول لأنه أبعد من زحل). إن جاذبية هذه الأقمار لا تسمح للجزيئات الخارجية بالابتعاد عن وسطها، أي أن الأقمار تبدو وكأنها "ترعى" الجزيئات، ولهذا سميت "الرعاة". وهي، كما أظهرت الحسابات، تتسبب في تحرك الجزيئات على طول خط متموج، مما يخلق التشابك الملحوظ لمكونات الحلقة. لكن فوييجر 2، التي مرت بالقرب من زحل بعد تسعة أشهر، لم ترصد أي تشابك أو أي تشوهات أخرى في الشكل في الحلقة F، على وجه الخصوص، في المنطقة المجاورة مباشرة لـ “الرعاة”. وهكذا تبين أن شكل الخاتم متغير. للحكم على أسباب وأنماط هذا التباين، لا تكفي ملاحظتان بالطبع. من المستحيل مراقبة الحلقة F من الأرض بالوسائل الحديثة - حيث أن سطوعها منخفض جدًا. ويبقى أن نأمل أن تلقي دراسة أكثر شمولاً لصور الحلقة التي حصلت عليها Voyagers الضوء على هذه المشكلة.

الحلقة D هي الأقرب إلى الكوكب. على ما يبدو، فإنه يمتد على طول الطريق إلى كرة زحل الغائمة. الحلقة E هي الأبعد. متناثر للغاية، وهو في نفس الوقت الأوسع على الإطلاق - حوالي 90 ألف كيلومتر. حجم المنطقة التي تحتلها هو من 3.5 إلى 5 نصف قطر الكوكب. تزداد كثافة المادة في الحلقة E باتجاه مدار قمر زحل إنسيلادوس. وربما يكون إنسيلادوس هو مصدر المادة الموجودة في هذه الحلقة. من المحتمل أن تكون جزيئات حلقات زحل جليدية، ومغطاة بالصقيع في الأعلى. كان هذا معروفًا من خلال الملاحظات الأرضية، وأكدت الأجهزة الموجودة على متن المركبة الفضائية صحة هذا الاستنتاج فقط. تم تقدير أحجام الجسيمات للحلقات الرئيسية من خلال الملاحظات الأرضية التي تتراوح من سنتيمترات إلى أمتار (بطبيعة الحال، لا يمكن أن تكون الجسيمات هي نفسها في الحجم: ومن الممكن أيضًا أن يختلف قطر الجسيم النموذجي في حلقات مختلفة). عندما مرت فوييجر 1 بالقرب من زحل، اخترق جهاز الإرسال اللاسلكي للمركبة الفضائية بشكل متسلسل الحلقة A وقسم كاسيني والحلقة C بشعاع راديو بطول موجة 3.6 سم، ثم تم استقبال البث الراديوي على الأرض وإخضاعه للتحليل. وكان من الممكن معرفة أن الجسيمات الموجودة في هذه المناطق تشتت موجات الراديو في الغالب إلى الأمام، وإن كان بطرق مختلفة قليلاً. وبفضل هذا، تم تقدير متوسط ​​قطر الجسيمات في الحلقة A بـ 10 أمتار، وتقسيم كاسيني بـ 8 أمتار والحلقة C بـ 2 متر، وتم العثور على تشتت قوي للأمام، ولكن هذه المرة في الضوء المرئي، في F و حلقات E تعني وجود كمية كبيرة من الغبار الناعم (يبلغ قطر حبة الغبار حوالي عشرة أجزاء من الألف من المليمتر). تم اكتشاف واحدة جديدة في الحلقة B العنصر الهيكلي– تشكيلات شعاعية تسمى “القضبان” بسبب تشابهها الخارجي مع شعاع العجلة. كما أنها تتكون من غبار ناعم وتقع فوق مستوى الحلقة. من الممكن أن يتم تثبيت "المتحدث" هناك بواسطة قوى التنافر الكهروستاتيكية. ومن المثير للاهتمام أن نلاحظ: تم العثور على صور "المتحدث" في بعض الرسومات التخطيطية لزحل التي تم إجراؤها في القرن الماضي. ولكن بعد ذلك لم يعلق أحد أي أهمية عليهم. أثناء استكشاف الحلقات، اكتشف المسافرون تأثيرًا غير متوقع - العديد من رشقات الراديو قصيرة المدى القادمة من الحلقات. هذه ليست أكثر من إشارات من التفريغ الكهروستاتيكي - وهو نوع من البرق. يبدو أن مصدر كهربة الجسيمات هو الاصطدامات بينهما. بالإضافة إلى ذلك، تم اكتشاف جو غازي من الهيدروجين الذري المحايد يغلف الحلقات. لاحظ المسافرون خط ألفا ليسان (1216 أ) في الجزء فوق البنفسجي من الطيف. وبناء على كثافته تم تقدير عدد ذرات الهيدروجين في السنتيمتر المكعب من الغلاف الجوي. كان هناك ما يقرب من 600 منهم، ويجب القول أن بعض العلماء، قبل وقت طويل من إطلاق المركبة الفضائية إلى زحل، توقعوا إمكانية وجود جو بالقرب من حلقات زحل. حاول الرحالة أيضًا قياس كتلة الحلقات. وكانت الصعوبة هي أن كتلة الحلقات أقل بمليون مرة على الأقل من كتلة زحل. ولهذا السبب، فإن مسار المركبة الفضائية بالقرب من زحل يتحدد إلى حد كبير من خلال الجذب القوي للكوكب نفسه ولا يتأثر إلا بشكل ضئيل بسبب الجذب الضعيف للحلقات. وفي الوقت نفسه، فإن عامل الجذب الضعيف هو الذي يجب تحديده. كان مسار بايونير 11 هو الأنسب لهذا الغرض. لكن تحليل قياسات مسار الجهاز بناء على انبعاثاته الراديوية أظهر أن الحلقات (في حدود دقة القياس) لم تؤثر على حركة الجهاز. وكانت الدقة 1.7 × 10 أضعاف كتلة زحل. بمعنى آخر، من المؤكد أن كتلة الحلقات أقل من 1.7 جزء من مليون من كتلة الكوكب.

الأقمار الصناعية

إذا كانت هناك 10 أقمار صناعية للكوكب معروفة قبل رحلات المركبات الفضائية إلى زحل، فإننا نعرف الآن 22 منها، تم تسميتها بشكل أساسي على شرف أبطال الأساطير القديمة عن العمالقة والعمالقة. الأقمار الصناعية الجديدة صغيرة جدًا، لكن مع ذلك فإن بعضها له تأثير خطير على ديناميكيات نظام زحل. على سبيل المثال، قمر صناعي صغير يتحرك عند الحافة الخارجية للحلقة A؛ يمنع جزيئات الحلقة من التوسع إلى ما بعد هذه الحافة. هذا هو أطلس. تيتان هو ثاني أكبر قمر في النظام الشمسي. نصف قطرها 2575 كيلومترا. كتلته 1.346 × 10 جرام (0.022 كتلة الأرض) ومتوسط ​​كثافته 1.881 جرام/سم3. وهو القمر الصناعي الوحيد الذي يتمتع بغلاف جوي كبير، كما أن غلافه الجوي أكثر كثافة من غلاف أي من الكواكب الأرضية، باستثناء كوكب الزهرة. يشبه تيتان أيضًا كوكب الزهرة من حيث أنه يحتوي على ضباب عالمي وحتى تسخين طفيف للاحتباس الحراري على السطح. ومن المحتمل أن تكون هناك سحب من غاز الميثان في الغلاف الجوي للكوكب، ولكن لم يتم إثبات ذلك بشكل مؤكد. على الرغم من أن طيف الأشعة تحت الحمراء يهيمن عليه غاز الميثان وغيره من الهيدروكربونات، إلا أن المكون الرئيسي للغلاف الجوي هو النيتروجين، والذي يتجلى في انبعاثات قوية للأشعة فوق البنفسجية. الغلاف الجوي العلوي قريب جدًا من حالة متساوية الحرارة على طول الطريق من الستراتوسفير إلى الغلاف الخارجي، ودرجة حرارة السطح، في حدود بضع درجات، هي نفسها في جميع أنحاء الكرة وتساوي 94 كلفن. لا تتجاوز جسيمات الهباء الجوي الستراتوسفيري عمومًا 0.1 ميكرون، ويمكن أن توجد جسيمات أكبر على أعماق أكبر. من المفترض أن الهباء الجوي هو المنتج النهائي للتحولات الكيميائية الضوئية للميثان وأنها تتراكم على السطح (أو تذوب في الميثان السائل أو الإيثان). قد تنشأ الهيدروكربونات والجزيئات العضوية المرصودة من العمليات الكيميائية الضوئية الطبيعية. من الخصائص المدهشة للغلاف الجوي العلوي انبعاثات الأشعة فوق البنفسجية، التي تقتصر على جانب النهار، ولكنها مشرقة جدًا بحيث لا يمكن تحفيزها بواسطة الطاقة الشمسية الواردة. يتبدد الهيدروجين بسرعة، مما يؤدي إلى تجديد الحيد المرصود، إلى جانب بعض النيتروجين الذي تم التخلص منه أثناء تفكك N2 بسبب تأثيرات الإلكترون. واستنادا إلى تقسيم درجات الحرارة الملحوظة، يمكن بناء نظام رياح عالمي. يبدو أن التركيب العالمي لتيتان يتحدد من خلال مجموعة المواد القابلة للتكثيف التي تشكلت في قرص الغاز الكثيف حول زحل الأولي. هناك ثلاثة سيناريوهات محتملة: التراكم البارد (بمعنى أن زيادة درجة الحرارة أثناء التكوين لا تذكر)، التراكم الساخن في غياب مرحلة غازية كثيفة، والتراكم الساخن في وجود مرحلة غازية كثيفة. في التين. يُظهر الشكل الذي قد يبدو عليه التصميم الداخلي لـ Titan في حالة التفريغ. من المحتمل وجود نواة السيليكات الساخنة المجففة بالإضافة إلى طبقة NH -H O المنصهرة، لكن الموقع التفصيلي لطبقات الجليد غير معروف حاليًا على وجه اليقين. يسود الحمل الحراري في كل مكان باستثناء الغلاف الخارجي. إيابيتوس. من الممكن أن يكون إيابيتوس، أكثر أقمار زحل غموضًا، فريدًا من نوعه في نطاق البياض لسطحه - من 0.5 (قيمة نموذجية للأجسام الجليدية) إلى 0.05 في الأجزاء المركزية من نصف الكرة الرئيسي. حصلت فوييجر 1 على صور ذات دقة قصوى تبلغ 50 كم/زوج من الخطوط، تُظهر نصف الكرة الرئيسي المواجه لزحل والحدود بين الجانبين الأمامي (المظلم) والخلفي (الفاتح). تم تسجيل حلقة استوائية داكنة ضخمة يبلغ قطرها حوالي 300 كيلومتر وخط طول مركزي يبلغ حوالي 300. وتُظهر ملاحظات فوييجر التي تم الحصول عليها بأعلى دقة أن الجانب المشرق (وخاصة منطقة القطب الشمالي) مليء بالفوهات: كثافة السطح 205 + 16 حفرة (عمق> 30 كم) في 10 كم. يؤدي الاستقراء إلى أقطار 10 كم إلى كثافة تزيد عن 2000 حفرة (D > 10 كم) لكل 10 كم. هذه الكثافة قابلة للمقارنة مع كثافات الأجسام الأخرى ذات الفوهات الثقيلة، مثل عطارد وكاليستو، أو كثافات الفوهات الموجودة في قارات القمر. من السمات المميزة للحدود بين المناطق المظلمة والفاتحة في إيابيتوس وجود العديد من الفوهات ذات القاع الداكن على المواد ذات الألوان الفاتحة وغياب الفوهات ذات القاع الفاتح أو الحفر ذات الهالات (أو البقع البيضاء الأخرى) على المادة المظلمة. تعد كثافة إيابيتوس، التي تساوي 1.16+0.09 جم/سم3، نموذجية بالنسبة لأقمار زحل الجليدية وتتوافق مع النماذج التي يكون فيها الجليد المائي هو المكون الرئيسي. يعتقد بيل أن المادة المظلمة هي المكون الرئيسي للمكثف الأصلي الذي تشكل منه إيابيتوس.

يبلغ حجم ريا تقريبًا نفس حجم إيابيتوس، ولكن بدون مادته المظلمة، قد يمثل ريا نموذجًا أوليًا بسيطًا نسبيًا لقمر جليدي للنظام الشمسي الخارجي. يبلغ قطر ريا 1530 كم، وكثافته 1.24+0.05 جم/سم3. يبلغ بياضه الهندسي 0.6 ويتضح أنه يشبه بياض القطبين ونصف الكرة الخلفي لإابيتوس.

هذا جعل من الممكن اتخاذ خطوة مهمة في دراسة طبيعة الأقمار الصناعية. بمعرفة قطر القمر الصناعي، من السهل حساب حجمه. بتقسيم كتلة القمر الصناعي على حجمه، نحصل على متوسط ​​الكثافة - وهي خاصية تساعد في تحديد المواد التي يتكون منها هذا الجرم السماوي. اتضح أن كثافة أقمار زحل الداخلية - من ميماس إلى ريا، وكذلك إيابيتوس - قريبة من كثافة الماء: من 1.0 إلى 1.4 جم/سم3. هناك سبب للاعتقاد بأن هذه الأقمار تتكون أساسًا من الماء (بالطبع ليست سائلة، حيث أن درجة حرارتها حوالي -180 درجة مئوية). يشبه تيثيس، الذي تبلغ كثافته 1 جم/سم3، بشكل خاص قطعة من الجليد النقي. يجب أن تحتوي الأقمار الصناعية الأخرى أيضًا على خليط أكبر أو أقل من المواد الصخرية. اقتربت Voyagers من أقمار زحل الصناعية لدرجة أنه لم يكن من الممكن تحديد أقطار الأقمار الصناعية فحسب، بل أيضًا نقل صور سطحها إلى الأرض. وقد تم بالفعل تجميع خرائط الأقمار الصناعية الأولى.

التكوينات الأكثر شيوعًا على سطحها هي الحفر الحلقية، المشابهة لتلك الموجودة على القمر. أصل الحفر هو الاصطدام: جسم نيزك يطير في الفضاء بين الكواكب يصطدم بقمر صناعي، وتنخفض سرعته الكونية على الفور تقريبًا إلى الصفر، وتتحول الطاقة الحركية إلى حرارة. يحدث انفجار مع تشكيل حفرة حلقة.

بعض الحفر تستحق الذكر بشكل خاص. على سبيل المثال، حفرة كبيرة على ميماس الصغيرة. ويبلغ قطر الحفرة حوالي 130 كيلومترا، أي ثلث قطر القمر الصناعي. ربما لا يمكن أن يكون هناك حفرة تأثير أكبر على ميماس. مع طاقة حركية أعلى قليلاً من الجسم الكوني الذي ضرب، كان ميماس قد تحطم إلى أجزاء. إن الحفر العديدة التي نراها الآن في صور أقمار زحل هي بمثابة سجل تاريخي لتاريخها، حيث يعود تاريخها إلى مئات الملايين من السنين على الأقل. تشير العلامات التي تصنعها الحجارة السماوية إلى أنه في العصر البعيد لتشكيل النظام الكوكبي، كان الفضاء المحيط بالشمس (على الأقل حتى مدار زحل) مشبعًا بالعديد من الأجسام الصلبة الفردية، التي تشكلت منها الكواكب والأقمار الصناعية تدريجيًا. وحتى بعد أن اكتمل تكوين الكواكب والأقمار إلى حد كبير، استمرت بقية هذه الأجسام الصلبة في التحرك في الفضاء لفترة طويلة. هذه هي في الأساس معلوماتنا الحالية عن زحل. من الضروري فقط إبداء تحفظ أننا كنا نتحدث أولاً عن بيانات واقعية مباشرة. إن الاستنتاجات الأعمق التي يمكن استخلاصها منها، والتي من المرجح أن يتم استخلاصها، سوف تتطلب عملاً طويل الأمد من قبل العلماء. انها لا تزال في المقدمة.

استمرار

--فاصل صفحة-- يو آر إيه إن

معلومات عامة

أورانوس هو الكوكب السابع من الشمس وثالث أكبر الكواكب. ومن المثير للاهتمام أن أورانوس، على الرغم من أن قطره أكبر، إلا أنه أصغر في الكتلة من نبتون. في بعض الأحيان يكون أورانوس بالكاد مرئيًا بالعين المجردة في الليالي شديدة الوضوح؛ ليس من الصعب التعرف عليه بالمنظار (إذا كنت تعرف بالضبط أين تبحث). سيكشف تلسكوب فلكي صغير عن قرص صغير.

المسافة من الشمس 2870990000 كم (19.218 AU)، القطر الاستوائي: 51.118 كم، أي 4 أضعاف قطر الأرض، الكتلة: 8.686.10 25 كجم، 14 كتلة الأرض. مدة الدورة حول الشمس 84 سنة وربع. ويبلغ متوسط ​​درجة الحرارة على أورانوس حوالي 60 كلفن.

أورانوس هو إله السماء اليوناني القديم، وهو أول إله عالٍ، وهو والد كرونوس (زحل)، وسيكلوبس، وتيتان (أسلافه). الآلهة الأولمبية).

تاريخ الافتتاح

أورانوس، أول كوكب تم اكتشافه في التاريخ الحديث، تم اكتشافه بالصدفة على يد دبليو هيرشل عندما نظر إلى السماء من خلال التلسكوب في 13 مارس 1781؛ في البداية اعتقد أنه مذنب. في السابق، كما تبين لاحقًا، تمت ملاحظة الكوكب عدة مرات، ولكن تم الخلط بينه وبين نجم عادي (أول تسجيل لـ "نجم" تم تسجيله في عام 1690، عندما قام جون فلامستيد بفهرسته على أنه برج الثور الرابع والثلاثين - أحد الكواكب النجمية). التسميات المقبولة للنجوم في الأبراج).

أطلق هيرشل على الكوكب اسم "جورجيوم سيدوس" (كوكب جورج) تكريمًا لراعيه الملك جورج الثالث ملك إنجلترا؛ أطلق عليه آخرون اسم كوكب هيرشل. أُطلق اسم "أورانوس" بشكل مؤقت ومأخوذ حسب التقاليد من الأساطير القديمة، ولم يتم إنشاؤه إلا في عام 1850.

تمت زيارة أورانوس بواسطة مركبة فضائية واحدة فقط: حلقت فوييجر 2 بالقرب من أورانوس. (الصورة أعلاه مأخوذة من تلسكوب هابل). ومرت السفينة على بعد 81500 كيلومتر من أورانوس في 24 يناير 1986. أنتجت فوييجر 2 آلاف الصور والبيانات العلمية الأخرى حول الكوكب والأقمار والحلقات والغلاف الجوي والفضاء والبيئة المغناطيسية المحيطة بأورانوس. قامت أدوات مختلفة بدراسة نظام الحلقات، وكشفت عن التفاصيل الدقيقة للحلقتين المعروفتين سابقًا والحلقتين المكتشفتين حديثًا. وأظهرت البيانات أن الكوكب يدور لمدة 17 ساعة و14 دقيقة. واكتشفت المركبة الفضائية أيضًا غلافًا مغناطيسيًا كبيرًا بقدر ما هو غير عادي.

مميزات دوران اليورانيوم

بالنسبة لمعظم الكواكب، يكون محور الدوران متعامدًا تقريبًا مع مستوى مسير الشمس (مسير الشمس هو المسار السنوي المرئي للشمس على الكرة السماوية)، لكن محور أورانوس يكون موازيًا تقريبًا لهذا المستوى. أسباب الدوران "الراقد" لأورانوس غير معروفة. ولكن في الواقع هناك خلاف: أي من قطبي أورانوس هو الشمال. وهذا الحديث ليس كالخلاف على عصا لها طرفان وبدايتين. إن كيفية تطور هذا الوضع فعليًا مع دوران أورانوس تعني الكثير في نظرية أصل النظام الشمسي بأكمله، لأن جميع الفرضيات تقريبًا تشير إلى دوران الكواكب في اتجاه واحد. إذا تم تشكيل أورانوس ملقاة على جانبه، فهذا يتعارض تماما مع التخمينات حول أصل نظامنا الكوكبي. صحيح أنه من المعتقد الآن بشكل متزايد أن موقع أورانوس هذا هو نتيجة اصطدامه بجرم سماوي كبير، ربما كويكب كبير، في المراحل الأولى من تكوين أورانوس.

التركيب الكيميائي والظروف الفيزيائية وبنية اليورانيوم

تم تشكيل أورانوس من مواد صلبة أولية وأنواع جليدية مختلفة (يجب أن يُفهم الجليد هنا ليس فقط على أنه جليد مائي)، فهو يتكون من 15٪ فقط من الهيدروجين، ولا يوجد أي هيليوم تقريبًا على الإطلاق (على عكس كوكب المشتري وزحل، اللذين يتكون معظمهما من الهيدروجين). ). يوجد الميثان والأسيتيلين والهيدروكربونات الأخرى بكميات أكبر بكثير من تلك الموجودة في كوكب المشتري وزحل. تعمل رياح خطوط العرض الوسطى على أورانوس على تحريك السحب في نفس اتجاهات الأرض. وتهب هذه الرياح بسرعة تتراوح بين 40 إلى 160 مترًا في الثانية؛ وعلى الأرض، تتحرك التيارات السريعة في الغلاف الجوي بسرعة حوالي 50 مترًا في الثانية.

توجد طبقة سميكة (ضباب) - ضباب دخاني كيميائي ضوئي - حول القطب المضاء بنور الشمس. ويصدر نصف الكرة الأرضية المضاء بنور الشمس المزيد من الأشعة فوق البنفسجية. اكتشفت أدوات فوييجر نطاقًا أكثر برودة جزئيًا بين خطي عرض 15 و40 درجة، حيث تكون درجات الحرارة أقل بمقدار 2-3 كلفن.

وينتج اللون الأزرق لأورانوس عن امتصاص غاز الميثان الضوء الأحمر في الغلاف الجوي العلوي. من المحتمل أن تكون هناك سحب ذات ألوان أخرى، لكنها مخفية عن المراقبين بطبقة من الميثان. يتكون الغلاف الجوي لأورانوس (ولكن ليس أورانوس ككل!) من حوالي 83% هيدروجين، و15% هيليوم، و2% ميثان. مثل الكواكب الغازية الأخرى، يمتلك أورانوس مجموعات من السحب التي تتحرك بسرعة كبيرة. لكن من الصعب للغاية تمييزها ولا يمكن رؤيتها إلا في الصور عالية الدقة التي التقطتها فوييجر 2. كشفت الملاحظات الأخيرة من HST عن سحب كبيرة. هناك افتراض بأن هذا الاحتمال ظهر فيما يتعلق بالتأثيرات الموسمية، لأنه كما قد تتخيل، يختلف الشتاء والصيف على أورانوس بشكل كبير: نصف الكرة الأرضية بأكمله يختبئ من الشمس لعدة سنوات في الشتاء! على الرغم من أن أورانوس يتلقى حرارة من الشمس أقل بـ 370 مرة من الأرض، لذلك لا يصبح الجو حارًا هناك في الصيف أيضًا. وبالإضافة إلى ذلك، فإن أورانوس لا يصدر حرارة أكثر مما يتلقاه من الشمس، وبالتالي فهو بارد في الداخل؟

بالإضافة إلى ذلك، اتضح أن أورانوس ليس لديه نواة صلبة، والمسألة موزعة بشكل أو بآخر بشكل موحد في جميع أنحاء حجم الكوكب بأكمله. وهذا ما يميز أورانوس (ونيبتون أيضًا) عن أقربائه الأكبر حجمًا. ولعل هذا الاستنزاف للغازات الخفيفة هو نتيجة لعدم كفاية كتلة جنين الكوكب، وخلال تكوينه لم يتمكن أورانوس من الاحتفاظ بالمزيد من الهيدروجين والهيليوم بالقرب من نفسه. أو ربما في هذا المكان من النظام الكوكبي الناشئ لم يكن هناك الكثير من الغازات الخفيفة على الإطلاق، الأمر الذي يتطلب بدوره تفسيرًا أيضًا. كما ترون، فإن إجابات الأسئلة المتعلقة بأورانوس يمكن أن تلقي الضوء على مصير النظام الشمسي بأكمله!

حلقات اليورانيوم

مثل الكواكب الغازية الأخرى، أورانوس لديه حلقات. تم اكتشاف النظام الحلقي في عام 1977 أثناء حجب نجم من أورانوس. ولوحظ أن النجم خفت سطوعه لفترة قصيرة من الزمن 5 مرات قبل وبعد الاحتجاب، مما يشير إلى حلقات. أظهرت الملاحظات اللاحقة من الأرض أن هناك بالفعل تسع حلقات. إذا مررت بها مبتعدًا عن الكوكب، فستتم تسميتها 6، 5، 4، ألفا، بيتا، إيتا، جاما، دلتا وإبسيلون. اكتشفت كاميرات فوييجر عدة حلقات إضافية، وأظهرت أيضًا أن الحلقات التسع الرئيسية كانت مدفونة في الغبار الناعم. مثل حلقات المشتري، فهي باهتة جدًا، ولكن مثل حلقات زحل، تحتوي حلقات أورانوس على العديد من الجزيئات الكبيرة إلى حد ما، والتي يتراوح حجمها من 10 أمتار في القطر إلى الغبار الناعم. وكانت حلقات أورانوس هي أول حلقات تم اكتشافها بعد حلقات زحل. وكان لهذا أهمية كبيرة، لأنه أصبح من الممكن أن نفترض أن الحلقات كانت كذلك الخصائص العامةالكواكب، وليس مصير زحل وحده. هذه أهمية أخرى لأورانوس في صنع حقبة جديدة في علم الفلك.

أظهرت الملاحظات أن حلقات أورانوس تختلف بشكل ملحوظ عن الأنظمة الشقيقة للمشتري وزحل. يبدو أن الحلقات غير المكتملة بدرجات متفاوتة من الشفافية على طول كل حلقة قد تشكلت في وقت متأخر عن أورانوس نفسه، ربما بعد تمزق عدة أقمار بواسطة قوى المد والجزر.

قد يزداد عدد الحلقات المعروفة في النهاية، بناءً على ملاحظات فوييجر 2. أشارت الأجهزة إلى وجود العديد من الحلقات الضيقة (أو ربما حلقات جزئية أو أقواس حلقية) يبلغ عرضها حوالي 50 مترًا.

قد يكون المفتاح لكشف بنية حلقات أورانوس أيضًا هو اكتشاف وجود قمرين صناعيين صغيرين - كورديليا وأوفيليا - داخل حلقة إبسيلون. وهذا ما يفسر التوزيع غير المتساوي للجسيمات في الحلقة: فالأقمار الصناعية تحمل المادة من حولها. لذلك، باستخدام هذه النظرية، من المفترض أنه يمكن العثور على 16 (!) قمرًا صناعيًا آخر في هذه الحلقة.

الغلاف المغناطيسي

المنطقة المحيطة بجرم سماوي حيث يظل مجاله المغناطيسي أقوى من مجموع جميع المجالات الأخرى للأجرام القريبة والبعيدة تسمى الغلاف المغناطيسي لهذا الجسم السماوي.

أورانوس، مثل العديد من الكواكب، لديه غلاف مغناطيسي. ومن غير المعتاد أن محور التماثل يميل بحوالي 60 درجة إلى محور الدوران (بالنسبة للأرض تبلغ هذه الزاوية 12 درجة). إذا كان هذا هو الحال على الأرض، فإن التوجيه باستخدام البوصلة سيكون له ميزة مثيرة للاهتمام: فالسهم لن يشير أبدًا إلى الشمال أو الجنوب، ولكنه سيستهدف نقطتين متقابلتين على خط العرض 30. ومن المحتمل أن يكون المجال المغناطيسي حول الكوكب ناتجا عن تحركات في المناطق السطحية نسبيا لأورانوس، وليس في قلبه. مصدر الحقل غير معروف. لم يتم تأكيد وجود محيط افتراضي موصل للكهرباء من الماء والأمونيا من خلال البحث. سواء على الأرض أو على الكواكب الأخرى، يعتبر مصدر المجال المغناطيسي عبارة عن تيارات في الصخور المستقيمة الموجودة بالقرب من القلب.

شدة المجال على سطح أورانوس المخطط العاميمكن مقارنته بالأرض، على الرغم من أنه يتغير بقوة أكبر عند نقاط مختلفة على السطح بسبب الإزاحة الكبيرة لمحور تناظر المجال من مركز أورانوس.

مثل الأرض والمشتري وزحل، يمتلك أورانوس ذيلًا مغناطيسيًا، يتكون من جسيمات مشحونة محاصرة في حقل، يمتد ملايين الكيلومترات خلف أورانوس من الشمس. "شعرت" فوييجر بحقل على بعد 10 ملايين كيلومتر على الأقل من الكوكب.

الأقمار الصناعية لليورانيوم

أورانوس لديه 17 قمرا معروفا. وحتى وقت قريب، كان هناك 15 منهم يشكلون فئتين واضحتين:

10 منها داخلية صغيرة، خافتة جدًا في السطوع، اكتشفتها فوييجر 2، و5 خارجية كبيرة. جميع الكواكب الخمسة عشر لها مدارات دائرية تقريبًا في مستوى خط استواء أورانوس (وبالتالي فهي تقع بزاوية كبيرة على مستوى مسير الشمس). وفي عام 1997، وباستخدام تلسكوب بالومار الذي يبلغ قطره 5 أمتار، اكتشفت مجموعة من العلماء الكنديين قمرين صناعيين آخرين صغيرين وذوي سطوع خافت. تُظهر مجموعة من الصور المأخوذة من تلسكوب هابل حركة أقمار أورانوس مع مرور الوقت. وليس من الصعب التمييز بين طبيعة هذه الحركة الظاهرية وبين إزاحة النجوم الساقطة في مجال الرؤية.

تم استعارة أسماء جميع أقمار أورانوس من أبطال شكسبير.

الأقمار الصناعية

المسافة من أورانوس
(ألف كم)

نصف القطر (كم)

الوزن (كجم)

من فتح

سنة
الاكتشافات

كورديليا

فوييجر 2

أوفيليا

فوييجر 2

بيانكا

فوييجر 2

كريسيديا

فوييجر 2

ديسديمونا

فوييجر 2

جولييت

فوييجر 2

بورتيا

فوييجر 2

روزاليندا

فوييجر 2

بليندا

فوييجر 2

فوييجر 2

ميراندا

6.30 . 10 19

كويبر

ارييل

1.27 . 10 21

لاسيل

اومبريل

1.27 . 10 21

لاسيل

تيتانيا

3.49 . 10 21

هيرشل

أوبيرون

3.03 . 10 21

هيرشل

كاليبان

7 200 (?)

جلادمان و كس

سيكوراكس

12 200 (?)

جلادمان و كس

قمر

7.4 . 10 22

----------

----------

تكشف الصور التي التقطتها فوييجر لأكبر خمسة أقمار مكتشفة الآن عن أسطح معقدة تميز الماضي الجيولوجي المضطرب لهذه الأجسام الكونية. كما عثرت الكاميرات على 10 أقمار صناعية لم تكن معروفة من قبل.

ويظهر التحليل الأولي أن الأقمار الصناعية الخمسة الكبيرة عبارة عن مجموعة من الكتل الجليدية. تتكون الأقمار الكبيرة لأورانوس من 50 بالمائة من الجليد المائي، و20 بالمائة من مركبات الكربون والنيتروجين، و30 بالمائة من مركبات السيليكون المختلفة - السيليكات. أسطحها، ذات اللون الرمادي الداكن الرتيب تقريبًا، تحمل آثارًا التاريخ الجيولوجي.

ويتميز تيتانيا، على سبيل المثال، بأنظمة ضخمة من الشقوق والوديان، مما يدل على وجود فترة من النشاط الجيولوجي النشط في الماضي لهذا القمر. قد تكون هذه الميزات نتيجة للحركات التكتونية للقشرة.

يمتلك أرييل السطح الأكثر سطوعًا وربما الأصغر سنًا من الناحية الجيولوجية في نظام الأقمار الصناعية لأورانوس. ويخلو معظمها من الحفر التي يزيد قطرها عن 50 كيلومترا. يشير هذا إلى أن النيازك الصغيرة الموجودة في الفضاء القريب من اليورانيوم تعمل على تلطيف تكوينات الإغاثة الكبيرة عند سقوطها على السطح.

سطح أومبريل قديم ومظلم، ويبدو أنه خضع لعدد قليل من العمليات الجيولوجية. قد تكون الألوان الداكنة لسطح أومبريل نتيجة للغبار والحطام الصغير الذي كان موجودًا في مدار القمر. يمتلك أوبيرون، وهو أبعد الأقمار الخمسة الكبيرة، سطحًا قديمًا مليئًا بالفوهات، مع وجود علامات باهتة على النشاط الداخلي.

ن إي ب تي يو ن

معلومات عامة

نبتون هو الكوكب الثامن من الشمس، وهو كوكب كبير في المجموعة الشمسية، وينتمي إلى الكواكب العملاقة. ويتقاطع مداره مع مدار بلوتو في بعض الأماكن. يعبر المذنب جاليليو أيضًا مدار نبتون. العلامة الفلكية لنبتون J.

يتحرك نبتون حول الشمس في مدار بيضاوي الشكل، قريب من مدار دائري (انحراف مركزي 0.009)؛ ويبلغ متوسط ​​بعدها عن الشمس 30.058 مرة أكبر من بعد الأرض عن الأرض والذي يبلغ حوالي 4500 مليون كيلومتر. وهذا يعني أن ضوء الشمس يصل إلى نبتون خلال ما يزيد قليلاً عن 4 ساعات. ويبلغ طول السنة، أي زمن الدورة الكاملة حول الشمس، 164.8 سنة أرضية. يبلغ نصف القطر الاستوائي للكوكب 24.750 كيلومترًا، أي ما يقرب من أربعة أضعاف نصف قطر الأرض، ودورانه سريع جدًا لدرجة أن اليوم على نبتون يستمر 17.8 ساعة فقط. على الرغم من أن متوسط ​​كثافة نبتون يبلغ 1.67 جم/سم3 أقل بثلاث مرات تقريبًا من كثافة الأرض، إلا أن كتلته، نظرًا لكبر حجم الكوكب، أكبر 17.2 مرة من كتلة الأرض. ويظهر نبتون في السماء كنجم قوته 7.8 (غير مرئي بالعين المجردة)؛ عند التكبير العالي يبدو وكأنه قرص مخضر، خالي من أي تفاصيل.

ويبعد نبتون عن الشمس 30 وحدة فلكية، ويبلغ قطر الكوكب 49.5 ألف كيلومتر، أي حوالي 4 كتلة الأرض، وكتلته حوالي 17 كتلة الأرض. فترة الثورة حول النجم المركزي هي 165 سنة جزئية. متوسط ​​درجة الحرارة - 55 ك. في الأساطير الرومانية، كان نبتون (بوسيدون اليوناني) إله البحر.

في الوقت الحالي (1997)، يعد نبتون أبعد كوكب عنا، وذلك بسبب مدار بلوتو الطويل، من عام 1979 إلى يوليو 1999. الكوكب الأخيرهو أقرب إلى الشمس. يتمتع أولئك الذين لديهم أدوات بصرية صغيرة بفرصة فريدة لرؤية أبعد كوكب في النظام الشمسي. ("كانت هناك فرصة..." - حاشية حديثة. أنا، الذي لدي ZRT أدنى من 6 سنتيمترات، لم أضيعها. وأنت؟ لقد أجريت أيضًا ملاحظات فريدة لكوكب نبتون في تلك الأيام القليلة عندما كان لا يزال هو الأبعد عن الأرض، ولكنه ليس الأبعد عن الشمس. الترتيب المتبادلاستمرت الشمس والأرض ونبتون من البداية حتى 24 يونيو 1999، ولكن نظرًا لتأخر ظهور نبتون، والذي ظهر فقط في سماء الليل الساطعة في يونيو، لم يكن من الممكن إنجاز هذا العمل الفذ إلا في 23 يونيو).

منذ عام 1994، تم إجراء دراسات على الكوكب باستخدام تلسكوب هابل. يُظهر هذا الزوج من الصور التي التقطها نصفي الكرة الأرضية لنبتون. أربع صور أخرى لهذا التلسكوب مخفية في الكاميرا.

البقعة المظلمة العظيمة بعد تحليق فوييجر 2 حول الكوكب، كانت الميزة الأكثر شهرة على نبتون هي البقعة المظلمة العظيمة في نصف الكرة الجنوبي. وهي نصف حجم البقعة الحمراء العظيمة لكوكب المشتري (أي أنها تساوي قطر الأرض تقريبًا). حملت رياح نبتون البقعة المظلمة العظيمة باتجاه الغرب بسرعة 300 متر في الثانية. وشاهدت فوييجر 2 أيضًا بقعة مظلمة أصغر في نصف الكرة الجنوبي وسحابة بيضاء صغيرة متقطعة. ومن الممكن أن يكون تدفقًا يتحرك من الطبقات السفلية للغلاف الجوي إلى الطبقات العليا، لكن طبيعته الحقيقية تظل لغزًا.

ومن المثير للاهتمام أن الملاحظات التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي في عام 1994 أظهرت أن البقعة المظلمة العظيمة قد اختفت. لقد تبددت ببساطة أو أصبحت الآن محجوبة بأجزاء أخرى من الغلاف الجوي. وبعد عدة أشهر، اكتشف تلسكوب HST بقعة مظلمة جديدة في نصف الكرة الشمالي لنبتون. ويشير هذا إلى أن الغلاف الجوي لنبتون يتغير بسرعة، ربما بسبب التغيرات الطفيفة في درجات حرارة السحب أعلاها وتحتها. الصور الثلاث الموجودة على اليمين توضح حركة السحب في منطقة السبوت.

يمتلك نبتون مجالًا مغناطيسيًا تبلغ قوته عند القطبين ضعف قوة الأرض تقريبًا.

درجة حرارة السطح الفعالة تقريبًا. 38 كلفن، ولكنها مع اقترابها من مركز الكوكب ترتفع إلى (12-14) · 103 كلفن عند ضغط 7-8 ميغابار.

التركيب الكيميائي والظروف الفيزيائية وهيكل نبتون

من المحتمل أن يكون هيكل وتكوين العناصر المكونة لنبتون مشابهًا لأورانوس: "الجليد" أو الغازات الصلبة المختلفة التي تحتوي على حوالي 15٪ هيدروجين وكمية صغيرة من الهيليوم. مثل أورانوس، وعلى عكس كوكب المشتري وزحل، قد لا يكون لدى نبتون طبقية داخلية واضحة. ولكن على الأرجح أنها تحتوي على نواة صلبة صغيرة (تساوي كتلة الأرض). يتكون الغلاف الجوي لنبتون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم مع القليل من الميثان: وينتج اللون الأزرق لنبتون عن امتصاص هذا الغاز الضوء الأحمر الموجود في الغلاف الجوي، كما هو الحال في أورانوس.

مثل كوكب غازي نموذجي، يشتهر نبتون بعواصفه ودواماته الكبيرة، ورياحه السريعة التي تهب في نطاقات محدودة موازية لخط الاستواء. يتمتع نبتون بأسرع رياح في النظام الشمسي، حيث تصل سرعتها إلى 2200 كم/ساعة. تهب الرياح على نبتون في اتجاه غربي، عكس دوران الكوكب. لاحظ أنه بالنسبة للكواكب العملاقة فإن سرعة التدفقات والتيارات في أغلفتها الجوية تزداد بازدياد المسافة عن الشمس. هذا النمط ليس له تفسير حتى الآن. وفي الصور يمكنك رؤية السحب في الغلاف الجوي لكوكب نبتون. مثل كوكب المشتري وزحل، يحتوي نبتون على مصدر حرارة داخلي - فهو ينبعث من الطاقة أكثر من مرتين ونصف مما يتلقاه من الشمس.

تاريخ الاكتشافات

بعد أن اكتشف دبليو هيرشل أورانوس في عام 1781 وقام بحساب معالم مداره، سرعان ما تم اكتشاف حالات شاذة غامضة في حركة هذا الكوكب: في بعض الأحيان كان "يتخلف" عن المحسوب، وأحيانًا كان يتقدم عليه. مدار أورانوس لم يتوافق مع قانون نيوتن. وهذا يشير إلى وجود كوكب آخر خارج أورانوس، والذي يمكن بجاذبيته أن يشوه مسار الكوكب السابع.

في عام 1832، أشار جي إيري، الذي أصبح فيما بعد عالم الفلك الملكي، في تقرير للجمعية البريطانية لتقدم العلوم، إلى أنه خلال 11 عامًا، وصل الخطأ في موقع أورانوس إلى ما يقرب من نصف دقيقة قوسية. بعد وقت قصير من نشر التقرير، تلقى إيري رسالة من عالم الفلك البريطاني الهاوي، القس الدكتور هاساي، يشير فيها إلى أن هذه الحالات الشاذة كانت بسبب تأثير كوكب "فوق سطح الأرض" غير المكتشف بعد. ويبدو أن هذا كان الاقتراح الأول للبحث عن كوكب "مثير للقلق". لم يوافق إيري على فكرة هاسي، ولم يبدأ البحث.

وقبل ذلك بعام، ذكر الطالب الشاب الموهوب جي سي آدامز في ملاحظاته: «في بداية هذا الأسبوع خطرت لي فكرة البدء، مباشرة بعد حصولي على شهادتي، بدراسة الشذوذات في حركة أورانوس، والتي لم يتم حلها بعد». شرح. ومن الضروري معرفة ما إذا كان يمكن أن يكون سببها تأثير كوكب غير مكتشف يقع خلفه، وإذا أمكن، تحديد عناصر مداره تقريبًا على الأقل، والتي يمكن أن تؤدي إلى اكتشافه".

تمكن آدامز من البدء في حل هذه المشكلة بعد عامين فقط، وبحلول أكتوبر 1843، تم الانتهاء من الحسابات الأولية. قرر آدامز أن يعرضها على إيري، لكنه لم يتمكن من مقابلة عالم الفلك الملكي. لم يتمكن آدامز من العودة إلا إلى كامبريدج، تاركًا نتائج حساباته لإيري. لأسباب غير معروفة، كان رد فعل إيري سلبيا على عمل آدامز، وكان ثمنه فقدان أولوية إنجلترا في اكتشاف كوكب جديد.

بشكل مستقل عن آدامز، عمل دبليو جي لو فيرييه على مشكلة كوكب ما بعد اليورانيوم في فرنسا. 10 نوفمبر

في عام 1845، قدم نتائج تحليله النظري لحركة أورانوس إلى الأكاديمية الفرنسية للعلوم، مشيرًا في الختام إلى التناقضات بين بيانات المراقبة والبيانات الحسابية: «يمكن تفسير ذلك بتأثير عامل خارجي، وهو ما سيتم تقييمه في المسالك الثانية ". تم إجراء مثل هذه التقديرات في النصف الأول من عام 1846. وقد ساعد في نجاح هذه الحالة الاقتراح القائل بأن الكوكب المطلوب يتحرك، وفقًا للقاعدة التجريبية لتيتيوس بودي، في مدار نصف قطره يساوي نصف القطر المرتب من مدار أورانوس، وأن المدار لديه ميل صغير جدًا إلى مستوى مسير الشمس. أعطى Le Verrier تعليمات حول مكان البحث عن كوكب جديد.

بعد حصوله على نشرة لو فيرييه الثانية، لفت الانتباه إلى التطابق الوثيق للغاية بين نتائج دراسات آدامز ولو فيرييه فيما يتعلق بحركة الكوكب المفترض الذي يعطل حركة أورانوس، بل وشدد على ذلك في اجتماع خاص لمجلس غرينتش. من المفتشين. ولكن، كما كان من قبل، لم يكن في عجلة من أمره لبدء البحث وبدأ في إزعاجه فقط في يوليو 1846، وإدراك ما يمكن أن يسببه سلبيته لاحقا.

وفي الوقت نفسه، أكمل لو فيرييه دراسة أخرى في 31 أغسطس 1846، تم فيها الحصول على النظام النهائي للعناصر المدارية للكوكب المرغوب وتحديد مكانه في السماء. لكن في فرنسا، كما هو الحال في إنجلترا، لم يتوقف علماء الفلك عن البحث، وفي 18 سبتمبر، لجأ لو فيرييه إلى آي جالي، المساعد في مرصد برلين، وفي 23 سبتمبر، بدأ البحث مع الطالب داريه. واستندت حساباتهم إلى نتائج ملاحظات كوكب المشتري وزحل وأورانوس نفسه. في الليلة الأولى التي تم فيها اكتشاف الكوكب، كان على بعد 52 فقط من الموقع المتوقع. وسرعان ما انتشر خبر اكتشاف كوكب «على طرف قلم»، والذي كان من ألمع انتصارات الميكانيكا السماوية، في جميع أنحاء العالم العلمي. وفقا للتقاليد الراسخة، تم تسمية الكوكب نبتون تكريما للإله القديم.

لمدة عام تقريبًا، كان هناك صراع بين فرنسا وإنجلترا على أولوية الاكتشاف، والذي، كما يحدث غالبًا، لم يكن للأبطال أنفسهم أي صلة مباشرة به. على وجه الخصوص، تم إنشاء تفاهم كامل بين آدامز ولوفيرييه، وظلوا أصدقاء حتى نهاية حياتهم.

الأقمار الصناعية لـ NETUN

لدى نبتون 8 أقمار معروفة: 4 صغيرة، 3 متوسطة و1 كبير.

تريتون

تم اكتشاف أكبر الأقمار الصناعية، وهو قمر نبتون، بواسطة دبليو لاسيل (جزيرة مالطا، 1846). المسافة من نبتون هي 394.700 كم، وفترة الثورة الفلكية هي 5 أيام. 21 ساعة و3 دقائق، القطر تقريبًا. 3200 كم. ويبلغ نصف قطره 1600 كم، وهو أقل قليلاً (138 كم) من نصف قطر القمر، على الرغم من أن كتلته أقل من حيث الحجم. ربما لديها جو.

حجم أكبر قمر صناعي للكوكب تريتون قريب من حجم القمر وكتلته أقل بـ 3.5 مرة. وهذا تقريبًا هو القمر الصناعي الوحيد للنظام الشمسي الذي يدور حول كوكبه في الاتجاه المعاكس لدوران الكوكب نفسه حول محوره. يشك الكثيرون في أن تريتون هو كوكب مستقل تم الاستيلاء عليه من قبل نبتون.

يتمتع تريتون بانعكاسية عالية تصل إلى 60-90% (القمر -12%)، لأن معظمه يتكون من جليد الماء.

اكتشف أن تريتون يحتوي على غلاف غازي ضئيل، ضغطه على السطح أقل بـ 70 ألف مرة من الضغط الجوي للأرض. تم تفسير أصل هذا الغلاف الجوي، الذي كان من المفترض أن يتبدد منذ فترة طويلة، من خلال الانفجارات المتكررة التي تغذيه بالغازات. عندما تم الحصول على صور لتريتون، لوحظت في الواقع انفجارات تشبه السخان من النيتروجين وجزيئات الغبار الداكن بأحجام مختلفة على سطحه الجليدي. كل هذا يتبدد في الفضاء المحيط. هناك افتراض أنه بعد الاستيلاء على نبتون، تم تسخين القمر الصناعي بواسطة قوى المد والجزر، بل وكان سائلاً خلال المليار سنة الأولى بعد الاستيلاء عليه. ربما كان لا يزال محتفظًا في أعماقه بحالة التجميع هذه. سطح تريتون يشبه أقمار المشتري: أوروبا، جانيميد، آيو، وأرييل أورانوس. في تشابهها مع القمم القطبية (في الصورة على اليمين، أعلاه مباشرة)، فهي تشبه المريخ.

استمرار
--فاصل صفحة-- نيريد

نيريدا هو ثاني أكبر قمر لنبتون. ويبلغ متوسط ​​المسافة من نبتون 6.2 مليون كيلومتر، ويبلغ قطره حوالي 200 كيلومتر، ونصف قطره 100 كيلومتر.

نيريد هو أبعد قمر معروف عن نبتون. يقوم بدورة واحدة حول الكوكب في 360 يوما، أي. سنة أرضية تقريبًا. مدار نيريد طويل جدًا، وانحرافه يصل إلى 0.75. أكبر مسافة من القمر الصناعي إلى الكوكب تتجاوز الأصغر بسبع مرات. تم اكتشاف نيريد في عام 1949 من قبل كويبر (الولايات المتحدة الأمريكية). فقط تريتون كان محظوظا بما فيه الكفاية ليتم اكتشافه من الأرض في نظام نبتون.

بروتيوس

وهذا القمر هو ثالث أكبر قمر في عائلة أقمار نبتون. كما أنها ثالث أبعد مسافة عن الكوكب: فقط تريتون ونيريد يتحركان أبعد منه. هذا لا يعني أن هذا القمر يبرز كشيء مميز، ولكن مع ذلك تم اختياره من قبل العلماء لإنشاء نموذج كمبيوتر ثلاثي الأبعاد له، بناءً على صور من فوييجر 2 (على اليمين).

ربما لا يستحق تقديم وصف تفصيلي للأقمار الصناعية المتبقية، حيث أن البيانات الجدولية المتعلقة بها (وحتى ذلك الحين غير مكتملة) تتحدث عنها بشكل شامل على أنها كواكب صغيرة، وأمثالها كثيرة جدًا بين أقمار كواكب المجموعة الشمسية. النظام الشمسي. استنادا إلى البيانات القليلة الموجودة، من الصعب التحدث عن فرديتهم. على الرغم من أن المستقبل سيسمح بالتأكيد لبعضهم باهتمام علماء الفلك.

نبتون هو الكوكب الثامن من الشمس ورابع أكبر الكواكب بين الكواكب. على الرغم من هذا المركز الرابع، فإن أورانوس أدنى من نبتون في الكتلة. يمكن رؤية نبتون بالمنظار (إذا كنت تعرف بالضبط أين تنظر)، ولكن حتى باستخدام التلسكوب الكبير، لا يمكنك رؤية أي شيء سوى قرص صغير. نبتون كوكب يصعب مراقبته إلى حد ما. تألقها في المعارضة بالكاد يتجاوز الحجم الثامن. تريتون هو أكبر وألمع قمر صناعي - ليس أكثر سطوعًا من القدر الرابع عشر. للكشف عن قرص الكوكب، تحتاج إلى استخدام تكبير عالي. من الصعب جدًا اكتشاف حلقة نبتون من الأرض، ويكاد يكون مستحيلًا بصريًا.

تمكنت مركبة فضائية واحدة فقط، فوييجر 2، من الوصول إلى كوكب بعيد مثل نبتون. ولا تزال المشاريع الأخرى مجرد مشاريع. تمت زيارة نبتون بواسطة مركبة فضائية واحدة فقط: فوييجر 2 في 25 أغسطس 1989. كل ما نعرفه عن نبتون تقريبًا يأتي من هذا اللقاء.

حلقات نبتون

نبتون لديه أيضًا حلقات. وتم اكتشافها خلال خسوف أحد النجوم لنبتون عام 1981. أظهرت الملاحظات من الأرض فقط أقواسًا باهتة بدلاً من الحلقات الكاملة، لكن الصور الفوتوغرافية التي التقطتها فوييجر 2 في أغسطس 1989 أظهرت حجمها الكامل. إحدى الحلقات لها هيكل منحني غريب. مثل أورانوس والمشتري، حلقات نبتون مظلمة جدًا وبنيتها غير معروفة. لكن هذا لم يمنعنا من تسميتها بأسماء: الأبعد - آدامز (الذي يحتوي على ثلاثة أقواس بارزة، والتي أطلق عليها لسبب ما اسم الحرية والمساواة والأخوة)، ثم - حلقة غير مسماة تتزامن مع مدار قمر نبتون جالاتيا، تليها Leverrier (التي يُطلق على امتداداتها الخارجية اسم Lascelles وArago)، وأخيرًا حلقة هالي الضعيفة والواسعة. وكما ترون فإن أسماء الخواتم خلدت من كان له يد في اكتشاف نبتون.

الغلاف المغناطيسي

المجال المغناطيسي لنبتون، مثله مثل أورانوس، ذو اتجاه غريب وربما ينشأ عن حركات المادة الموصلة (ربما الماء) الموجودة في الطبقات الوسطى من الكوكب، فوق النواة. يميل المحور المغناطيسي بمقدار 47 درجة إلى محور الدوران، وهو ما يمكن أن ينعكس على الأرض في السلوك المثير للإبرة المغناطيسية، لأنه في رأيها، يمكن أن يقع "القطب الشمالي" جنوب موسكو... بالإضافة إلى ذلك، محور تناظر المجال المغناطيسي لنبتون لا يمر بمركز الكوكب، ويبعد عنه أكثر من نصف نصف قطره، وهي تشبه إلى حد كبير ظروف وجود مجال مغناطيسي حول أورانوس. وعليه فإن جهد المجال ليس ثابتاً على السطح في أماكن مختلفة، ويتراوح من ثلث جهد الأرض إلى ثلاثة أضعاف. عند أي نقطة على السطح، يكون المجال متغيرًا أيضًا، كما هو الحال مع موضع المصدر وكثافته في أحشاء الكوكب. وبالصدفة، عند اقترابها من نبتون، تحركت فوييجر تقريبًا في اتجاه القطب المغناطيسي الجنوبي للكوكب، مما مكن العلماء من إجراء عدد من الدراسات الفريدة، والتي لا يزال الكثير من نتائجها لا يخلو من الغموض وعدم الفهم. تم إجراء التخمينات حول بنية نبتون. تم اكتشاف ظواهر في الغلاف الجوي تشبه الشفق الأرضي. من خلال دراسة الظواهر المغناطيسية، تمكنت فوييجر من تحديد فترة دوران نبتون حول محوره بدقة - 16 ساعة و7 دقائق.

–––––––––––––––––––––––––––––––––

قائمة الأدبيات المستخدمة:

نظام زحل. - م: مير، 1993.

ف.ل. سوف. عائلة الشمس – سانت بطرسبرغ : خيالي، 1995.

موسوعة للأطفال. T. 8. علم الفلك. رأس. إد. (دكتور في الطب) أكسينوفا - م: أفانتا+، 1997.

م.يا. ماروف. كواكب النظام الشمسي. - م: ناوكا، 1996.

في.أ. برونشتن. الكواكب وملاحظاتها. - م: ناوكا، 1995.

دبليو كوفمان. الكواكب والأقمار. - م: مير، 1995.

إ.ب. ليفيتان. كتاب علم الفلك للصف الحادي عشر. - م: التربية، 1994.

حلقات الكوكب عبارة عن نظام من التكوينات المسطحة متحدة المركز من الغبار والجليد، والتي تدور حول الكوكب في المستوى الاستوائي. تم العثور على حلقات في جميع الكواكب الغازية العملاقة في النظام الشمسي: زحل، المشتري، أورانوس، نبتون.

تحميل:

معاينة:

لاستخدام معاينات العرض التقديمي، قم بإنشاء حساب Google وقم بتسجيل الدخول إليه: https://accounts.google.com

التسميات التوضيحية للشرائح:

عرض عن علم الفلك الأقمار الصناعية وحلقات الكواكب العملاقة

حلقات الكواكب العملاقة حلقات الكوكب هي نظام من التكوينات المسطحة متحدة المركز من الغبار والجليد، والتي تدور حول الكوكب في المستوى الاستوائي. تم العثور على حلقات في جميع الكواكب الغازية العملاقة في النظام الشمسي: زحل، المشتري، أورانوس، نبتون.

تم اكتشاف نظام حلقات زحل في القرن السابع عشر. من المرجح أن يكون أول من لاحظ ذلك هو جاليليو جاليلي في عام 1610، ولكن بسبب ضعف جودة البصريات، لم ير حلقات، ولكن فقط "زوائد" على جانبي زحل. في عام 1655، كان كريستيان هويجنز، باستخدام تلسكوب أكثر تقدمًا من تلسكوب جاليليو، أول من رأى حلقة زحل وكتب: “الحلقة محاطة بحلقة رفيعة مسطحة لا تمس أي مكان، ومائلة نحو مسير الشمس”. لأكثر من 300 عام، كان زحل يعتبر الكوكب الوحيد المحاط بالحلقات. فقط في عام 1977، عند مراقبة حجب أورانوس على النجم، تم اكتشاف حلقات حول الكوكب. تم اكتشاف حلقات المشتري الضعيفة والرفيعة في عام 1979 بواسطة المركبة الفضائية فوييجر 1. وبعد عشر سنوات، في عام 1989، اكتشفت فوييجر 2 حلقات نبتون.

أقمار المشتري أقمار المشتري هي الأقمار الطبيعية لكوكب المشتري. اعتبارًا من عام 2018، أصبح هناك 79 قمرًا صناعيًا معروفًا لكوكب المشتري؛ هذا أكبر عددالأقمار الصناعية المفتوحة بين جميع كواكب النظام الشمسي. والأربعة الأكبر هي آيو، أوروبا، جانيميد وكاليستو.

أقمار زحل لديه 62 قمرًا صناعيًا معروفًا الأقمار الصناعية الطبيعيةمع مدار مؤكد، 53 منها لها أسماء خاصة بها. معظم الأقمار الصناعية صغيرة الحجم ومكونة من الصخور والجليد. أكبر قمر صناعي لزحل (والثاني في النظام الشمسي بأكمله بعد جانيميد) هو تيتان، الذي يبلغ قطره 5152 كم. هذا هو القمر الصناعي الوحيد الذي يتمتع بغلاف جوي كثيف للغاية (أكثر كثافة بمقدار 1.5 مرة من الغلاف الجوي للأرض). يتكون من النيتروجين (98٪) مع خليط من الميثان. ويشير العلماء إلى أن الظروف على هذا القمر الصناعي مشابهة لتلك التي كانت موجودة على كوكبنا قبل 4 مليارات سنة، عندما كانت الحياة قد بدأت للتو على الأرض.

أقمار أورانوس لدى أورانوس 27 قمراً مكتشفاً؛ وأكبرها تيتانيا وأوبرون وأومبرييل وأرييل وميراندا. تعتبر ميراندا الرفيق الأعمق والأصغر. يتمتع أرييل بسطح أكثر سطوعًا وشبابًا. أومبريل هو أقدم وأغمق الأقمار الداخلية الخمسة. موهوب كمية كبيرةحفر كبيرة قديمة وحلقات مشرقة غامضة على أحد نصفي الكرة الأرضية. أوبيرون هي أبعد وأقدم حفرة. هناك تلميحات النشاط الداخلي. تظهر مادة داكنة غامضة في قاع الحفر. كورديليا وأوفيليا رفيقان راعيان يحملان حلقة "إبسيلون" الخارجية الضيقة.

أقمار اليورانيوم

أقمار نبتون حاليا، هناك 14 قمرا صناعيا معروفا. أكبر قمر صناعي لنبتون هو تريتون. حجمه قريب من حجم القمر، وكتلته أقل بـ 3.5 مرة. وهو القمر الصناعي الكبير الوحيد في النظام الشمسي الذي يدور حول كوكبه في عكس اتجاه دوران الكوكب نفسه حول محوره.

المصادر https://ru.wikipedia.org/ https://college.ru/ http:// znaniya-sila.narod.ru/ http:// www.sai.msu.su/

شكرًا لكم على اهتمامكم

كوكب زحل هو الكوكب الأكثر جمالاً عندما تنظر إليه من خلال التلسكوب أو تدرس صور فوييجر. زحل. صورة التلسكوب. يمكن ملاحظة هابل أورورا بالقرب من أقطاب الكوكب، ولا يمكن الخلط بين حلقات زحل الرائعة وأي أجسام أخرى في النظام الشمسي.

الكوكب معروف منذ العصور القديمة. الحد الأقصى للقدر الظاهري لزحل هو +0.7 م. يعد هذا الكوكب أحد ألمع الأجسام في سمائنا المرصعة بالنجوم. أعطى ضوءها الأبيض الخافت للكوكب سمعة سيئة: فالولادة تحت علامة زحل كانت تعتبر نذير شؤم منذ العصور القديمة. حلقات زحل كما تُرى من خلال التلسكوب من الأرض صورة لكوكب زحل بالأشعة تحت الحمراء

مدة الدوران حول المحور، اليوم الفلكي، هي 10 ساعات و14 دقيقة (عند خطوط عرض تصل إلى 30 درجة). وبما أن زحل ليس كرة صلبة، بل يتكون من غاز وسائل، فإن أجزائه الاستوائية تدور بشكل أسرع من المناطق القطبية. عند القطبين، تحدث دورة واحدة أبطأ بحوالي 26 دقيقة مما يحدث عند خط الاستواء. ويبلغ متوسط ​​فترة الدوران حول محوره 10 ساعات و40 دقيقة. رحلة فوييجر بالقرب من زحل. القمر الصناعي للكوكب مرئي في مكان قريب.

يوجد تحت الغلاف الجوي محيط من الهيدروجين الجزيئي السائل. وعلى عمق حوالي كيلومتر يتحول الهيدروجين إلى معدن (يصل الضغط إلى حوالي 3 ملايين ضغط جوي). حركة المعدن تخلق مجالًا مغناطيسيًا قويًا. يوجد في وسط الكوكب قلب ضخم من الحجر الحديدي. التركيب الكيميائي للغلاف الجوي لكوكب زحل

تهب رياح قوية جدًا على زحل، معظمها في الاتجاه الشرقي (تذكر أن زحل، مثل معظم الكواكب، يدور من الغرب إلى الشرق). وكانت سرعتهم عند خط الاستواء، والتي تم قياسها بواسطة فوييجر 2، حوالي 500 م/ث. وتضعف قوة الرياح مع البعد عن خط الاستواء. اعتماد سرعة الرياح على زحل على خط العرض

في عام 1610، رأى جاليليو جاليلي لأول مرة حلقات زحل من خلال التلسكوب، لكنه لم يفهم ما هي، لذلك كتب أن زحل يتكون من أجزاء. وبعد نصف قرن، أبلغ كريستيان هويجنز عن وجود حلقة على كوكب زحل، وفي عام 1675 اكتشفت كاسيني فجوة بين الحلقات. التغيرات في مظهر حلقات زحل عند ملاحظتها من خلال التلسكوب الأرضي

هناك ثلاث حلقات رئيسية، تسمى A وB وC. ويمكن رؤيتها من الأرض. هناك أيضًا حلقات أضعف - D، E، F. عند الفحص الدقيق، هناك عدد كبير من الحلقات. توجد فجوات بين الحلقات حيث لا توجد جزيئات. رسم تخطيطي لبنية الحلقات تسمى Ta للفجوات، والتي يمكن رؤيتها باستخدام تلسكوب متوسط ​​من الأرض (بين الحلقتين A وB)، بفجوة كاسيني. وفي الليالي الصافية، يمكنك رؤية شقوق أقل وضوحًا. الأجزاء الداخلية من الحلقات تدور بشكل أسرع من الأجزاء الخارجية.

تم اكتشاف أول قمر لكوكب زحل، تيتان، في عام 1655 من قبل هويجنز. تيتان هو القمر الصناعي الأكثر إثارة للاهتمام لزحل. وهو محاط بغلاف جوي من النيتروجين كثافته أكبر من كثافة الأرض. تيتان هو قمر صناعي كبير، أكبر من القمر وعطارد. قطرها 5150 كم. الأحجام المقارنة للأرض وتيتان والقمر

يتمتع تيتان بغلاف جوي كثيف أحمر برتقالي مع سحب يبلغ ارتفاعها حوالي 200 كيلومتر، ولا يمكن من خلالها تمييز معالم السطح. يتكون الغلاف الجوي لتيتان من 85% نيتروجين، و12% أرجون، وحوالي 3% ميثان، ومخاليط من الأكسجين والهيدروجين والإيثان والبروبان وغازات أخرى. هيكل الغلاف الجوي لتيتان

يبلغ ضغط الغاز على سطح تيتان حوالي مرة ونصف ضغطه على الأرض. تبلغ درجة حرارة الطبقات العليا من الغلاف الجوي 150 كلفن. وتبلغ درجة حرارة سطح تيتان 100 كلفن. ويلعب الميثان دورًا مهمًا في الحفاظ على النظام الحراري للغلاف الجوي. وبفضل ذلك، يواجه تيتان شيئًا مشابهًا لظاهرة الاحتباس الحراري للأرض، مما يتسبب في ارتفاع درجة حرارة الغلاف الجوي لتيتان. الخيال "على شواطئ محيط الميثان"

تم اكتشاف القمرين الصناعيين ميماس وإنسيلادوس بواسطة هيرشل، وهو ألمع جسم في النظام الشمسي (بياض قريب من 1). من المحتمل أن تكون مغطاة بطبقة رقيقة من الصقيع. تمت تسمية أكبر فوهتين على اسم علي بابا وعلاء الدين. على سطح ميماس توجد حفرة هيرشل العملاقة التي يبلغ قطرها 130 كم

تم اكتشاف أقمار زحل الأربعة - تيثيس، وديون، وريا، وإيابتوس بواسطة المركبة الفضائية كاسيني. وتشتهر تيثيس بفوهة أوديسيوس (400 كيلومتر، حوالي 2/5 قطر القمر الصناعي) ووادي إيثاكا العملاق، الممتد لمسافة 400 كيلومتر. 3 آلاف كيلومتر. ايه ام اس فوياجر 2. ديونا. صورة من المركبة الفضائية فوييجر 1. تم اكتشاف العديد من الحفر على قمر ديوني. تبلغ مساحة أكبر حفرة حوالي 100 كيلومتر عبر أقمار زحل تيثيس وديوني

شريحة 1

الكواكب عمالقة

علم الفلك - الصف الحادي عشر

الشريحة 2

كوكب المشتري زحل أورانوس نبتون

الشريحة 3

كوكب المشتري هو الكوكب الخامس من الشمس وأكبر كوكب في النظام الشمسي. كوكب المشتري أكبر من ضعف كتلة جميع الكواكب الأخرى مجتمعة. يتكون المشتري من حوالي 90% هيدروجين و10% هيليوم مع كميات ضئيلة من الميثان والماء والأمونيا. قد يحتوي كوكب المشتري على نواة من مادة صلبة تبلغ كتلتها حوالي 10 إلى 15 مرة كتلة الأرض. يوجد فوق القلب الجزء الأكبر من الكوكب على شكل هيدروجين معدني سائل. تتكون الطبقة الأبعد عن النواة بشكل أساسي من الهيدروجين الجزيئي العادي والهيليوم. وقد لاحظ المراقبون على الأرض البقعة الحمراء العظيمة منذ أكثر من 300 عام. تبلغ مساحتها 12.000 في 25.000 كيلومتر. يرسل كوكب المشتري طاقة إلى الفضاء أكثر مما يتلقاه من الشمس. يوجد داخل كوكب المشتري نواة ساخنة تبلغ درجة حرارتها حوالي 20000 كلفن. ويتمتع المشتري بمجال مغناطيسي ضخم أقوى بكثير من مجال الأرض. كوكب المشتري لديه حلقات مثل زحل، ولكن أكثر خفوتا. لدى كوكب المشتري 16 قمرًا صناعيًا معروفًا: 4 منها كبيرة و12 صغيرة.

الشريحة 4

بقعة حمراء كبيرة

البقعة الحمراء الكبرى عبارة عن تكوين بيضاوي بأحجام مختلفة يقع في المنطقة الاستوائية الجنوبية. تبلغ أبعاده حاليًا 15 × 30 ألف كيلومتر، وقبل مائة عام لاحظ المراقبون أن أبعاده أكبر مرتين. في بعض الأحيان لا يكون مرئيًا بشكل واضح جدًا. البقعة الحمراء الكبرى هي دوامة حرة طويلة العمر (إعصار مضاد) في الغلاف الجوي لكوكب المشتري، وتقوم بدورة كاملة خلال 6 أيام أرضية، وتتميز، مثل المناطق المضيئة، بتيارات صاعدة في الغلاف الجوي. وتكون السحب فيها أعلى ودرجة حرارتها أقل منها في المناطق المجاورة للأحزمة.

الشريحة 5

أقمار كوكب المشتري

الشريحة 6

آيو هو ثالث أكبر وأقرب قمر صناعي لكوكب المشتري. تم اكتشاف آيو بواسطة غاليليو وماريوس في عام 1610. يتشابه آيو وأوروبا في تركيبهما مع الكواكب الأرضية، ويرجع ذلك أساسًا إلى وجود صخور السيليكات. تم العثور على عدد قليل جدًا من الحفر على آيو، مما يعني أن سطحه صغير جدًا. وبدلا من الحفر، تم اكتشاف مئات البراكين. ومنهم من ينشط! تتنوع المناظر الطبيعية في آيو بشكل مدهش: حفر يصل عمقها إلى عدة كيلومترات، وبحيرات من الكبريت المنصهر، وجبال ليست براكين، وتيارات من نوع ما من السائل اللزج تمتد لمئات الكيلومترات، وفتحات بركانية. آيو، مثل القمر، يواجه دائمًا نفس الجانب تجاه كوكب المشتري. يتمتع آيو بغلاف جوي رقيق جدًا، يتكون من ثاني أكسيد الكبريت وربما بعض الغازات الأخرى.

الشريحة 7

أوروبا هو رابع أكبر قمر لكوكب المشتري. تم اكتشاف أوروبا بواسطة غاليليو وماريوس في عام 1610. أوروبا وآيو متشابهان في تكوينهما مع الكواكب الأرضية: كما أنهما يتكونان بشكل أساسي من صخور السيليكات. على عكس آيو، فإن أوروبا مغطى من الأعلى بطبقة رقيقة من الجليد. تشير البيانات الحديثة من غاليليو إلى أن الجزء الداخلي لأوروبا يتكون من طبقات ذات قلب معدني صغير في المركز. صور سطح أوروبا تشبه الصور بقوة الجليد البحريعلى الأرض. من الممكن أن يوجد تحت سطح جليد أوروبا مستوى من الماء السائل يصل عمقه إلى 50 كيلومترًا. تشير الملاحظات الأخيرة إلى أن أوروبا تحتوي على القليل جدًا من الغلاف الجوي للأكسجين. اكتشف جاليليو وجود مجال مغناطيسي ضعيف (ربما أضعف بأربع مرات من مجال جانيميد).

الشريحة 8

جانيميد هو سابع وأكبر أقمار كوكب المشتري. تم اكتشاف جانيميد بواسطة غاليليو وماريوس في عام 1610. جانيميد هو أكبر قمر في النظام الشمسي. ينقسم جانيميد إلى ثلاثة مستويات هيكلية: نواة صغيرة من الحديد المنصهر أو الحديد والكبريت، محاطة بغطاء سيليكات صخري مع قشرة جليدية على السطح. يتكون سطح جانيميد بشكل أساسي من نوعين من التضاريس: مناطق قديمة جدًا ومليئة بالحفر ومظلمة، ومناطق أحدث إلى حد ما وأخف وزنًا مع صفوف واسعة من الخنادق والتلال الجبلية. يحتوي الغلاف الجوي الرقيق لجانيميد على الأكسجين مثل يوروبا. يمتلك هذا القمر الصناعي مجالًا مغناطيسيًا خاصًا به، ويمتد إلى داخل كوكب المشتري الضخم.

الشريحة 9

كاليستو

كاليستو هو القمر الثامن المعروف لكوكب المشتري، وثاني أكبر قمر تم اكتشافه بواسطة غاليليو وماريوس في عام 1610. يتكون كاليستو بشكل أساسي من حوالي 40% جليد و60% صخور/حديد، على غرار تيتان وتريتون. سطح كاليستو مغطى بالكامل بالحفر. ويقدر عمره بـ 4 مليارات سنة. يحتوي كاليستو على غلاف جوي قليل جدًا يتكون من ثاني أكسيد الكربون.

الشريحة 10

زحل هو الكوكب السادس من الشمس وثاني أكبر كوكب في النظام الشمسي. من الواضح أن زحل مفلطح؛ ويختلف قطراها الاستوائي والقطبي بنسبة 10% تقريبًا، وذلك نتيجة لدورانها السريع وحالتها السائلة. يتمتع زحل بأدنى كثافة بين جميع الكواكب، حيث تبلغ جاذبيته النوعية 0.7 فقط - أي أقل من كثافة الماء. مثل كوكب المشتري، يتكون زحل من حوالي 75% هيدروجين و25% هيليوم، مع آثار من الماء والميثان والأمونيا والصخور. حلقات زحل رفيعة بشكل غير عادي: على الرغم من أن قطرها يبلغ 250 ألف كيلومتر أو أكثر، إلا أن سمكها يبلغ 1.5 كيلومتر. وهي تتكون بشكل رئيسي من جزيئات الجليد والصخور المغطاة بقشرة جليدية. مثل الكواكب الأخرى في مجموعة المشتري، يتمتع زحل بمجال مغناطيسي كبير. زحل لديه 18 قمرا.

الشريحة 11

حلقات زحل.

هناك ثلاث حلقات رئيسية، تسمى A وB وC. ويمكن رؤيتها بسهولة من الأرض. هناك أيضًا أسماء للحلقات الأضعف - D، E، F. عند الفحص الدقيق، هناك عدد كبير جدًا من الحلقات. توجد فجوات بين الحلقات حيث لا توجد جزيئات. إحدى الفجوات التي يمكن رؤيتها باستخدام تلسكوب متوسط ​​من الأرض (بين الحلقتين A وB) تسمى فجوة كاسيني.

الشريحة 13

أقمار زحل

الشريحة 14

تم اكتشاف ميماس في عام 1789 من قبل هيرشل. ميماس غير معتاد حيث تم اكتشاف حفرة ضخمة عليه بحجم ثلث القمر الصناعي. وهو مغطى بالشقوق، والتي ربما تكون ناجمة عن تأثير المد والجزر لكوكب زحل: ميماس هو أقرب قمر كبير إلى الكوكب. في الصورة يمكنك رؤية نفس الحفرة النيزكية الضخمة المسماة هيرشل. حجمها 130 كيلومترا. يقع هيرشل على عمق 10 كيلومترات تحت السطح، مع وجود تلة مركزية بارتفاع جبل إيفرست تقريبًا.

الشريحة 15

تم اكتشاف إنسيلادوس عام 1789 على يد هيرشل. يتمتع إنسيلادوس بالسطح الأكثر نشاطًا بين جميع أقمار النظام. وتظهر آثار التدفقات التي دمرت التضاريس السابقة، لذلك من المفترض أن أحشاء هذا القمر الصناعي ربما لا تزال نشطة. بالإضافة إلى ذلك، على الرغم من إمكانية رؤية الفوهات في كل مكان هناك، إلا أن ندرتها في بعض المناطق تشير إلى أن عمر هذه المناطق لا يتجاوز بضع مئات الملايين من السنين. وهذا يعني أن أجزاء من سطح إنسيلادوس لا تزال عرضة للتغيير. ويعتقد أن نشاطه يكمن في تأثير قوى المد والجزر لزحل، مما يؤدي إلى تسخين إنسيلادوس

الشريحة 16

تم اكتشاف تيثيس عام 1684 على يد ج. كاسيني. تشتهر تيثيس بصدعها الضخم الذي يبلغ طوله 2000 كيلومتر، أي ثلاثة أرباع طول خط استواء القمر الصناعي! أظهرت صور تيثيس التي أعادتها فوييجر 2 حفرة كبيرة وناعمة تبلغ حوالي ثلث قطر القمر نفسه، تسمى أوديسيوس. إنه أكبر من هيرشل في ميماس. لسوء الحظ، في الصورة المعروضة، لا يمكن تمييز هذه التفاصيل بشكل جيد. هناك العديد من الفرضيات حول أصل الشق، بما في ذلك فرضية تشير إلى فترة في تاريخ تيثيس عندما كان سائلاً. عند التجميد، يمكن أن يتشكل شق. درجة حرارة سطح تيثيس هي 86 كلفن.

الشريحة 17

تم اكتشاف ديون في عام 1684 بواسطة ج. كاسيني. تظهر على سطح ديوني آثار إطلاق مادة خفيفة على شكل صقيع والعديد من الحفر والوادي المتعرج.

الشريحة 18

تم اكتشاف ريا عام 1672 على يد ج. كاسيني. ريا - لها سطح قديم مليء بالحفر

الشريحة 19

تم اكتشاف تيتان بواسطة هويجنز في عام 1655. تيتان عبارة عن نصف ماء متجمد ونصف مادة صخرية تقريبًا. ومن الممكن أن يكون هيكلها متمايزاً إلى مستويات منفصلة، ​​مع منطقة مركزية صخرية محاطة بمستويات منفصلة تتكون من أشكال بلورية مختلفة من الجليد. ربما لا يزال الجو حارًا في الداخل. تيتان هو القمر الوحيد من بين جميع أقمار النظام الشمسي الذي يتمتع بغلاف جوي مهم. يبلغ الضغط على سطحه أكثر من 1.5 بار (أعلى بنسبة 50% من الضغط على الأرض). يتكون الغلاف الجوي بشكل أساسي من النيتروجين الجزيئي (كما هو الحال على الأرض) مع الأرجون الذي لا يزيد عن 6%، ونسبة قليلة من الميثان. كما تم العثور على آثار لاثنتي عشرة مادة عضوية أخرى على الأقل (الإيثان وسيانيد الهيدروجين وثاني أكسيد الكربون) والماء.

الشريحة 20

هايبريون

تم اكتشاف هايبريون في عام 1848 من قبل لاسيليس. يسبب الشكل غير المنتظم للقمر الصناعي ظاهرة غير عادية: في كل مرة يقترب العملاق تيتان وهايبريون من بعضهما البعض، يغير تيتان اتجاه هايبريون من خلال قوى الجاذبية. إن الشكل غير المنتظم لـ Hyperion وآثار القصف بالنيازك منذ فترة طويلة يجعل من الممكن تسمية Hyperion بالأقدم في نظام زحل

الشريحة 21

تم اكتشاف إيابيتوس عام 1671 على يد ج. كاسيني. يقع مدار إيابيتوس على بعد حوالي 4 ملايين كيلومتر من زحل. أحد جوانب إيابيتوس مليء بالفوهات بشكل كبير، في حين أن الجانب الآخر أملس تقريبًا. يُعرف Iapetus بسطوع سطحه غير المتجانس. القمر الصناعي، مثل القمر والأرض، يتجه دائمًا نحو زحل، بحيث يتحرك في مداره بجانب واحد فقط للأمام، وهو أغمق بعشر مرات من الجانب الآخر. هناك نسخة مفادها أن القمر الصناعي "يكنس" الغبار والجزيئات الصغيرة التي تدور أيضًا حول زحل أثناء حركته. ومن ناحية أخرى، ربما تكون هذه المادة المظلمة ناتجة عن أحشاء القمر الصناعي.

الشريحة 22

تدور فيبي حول الكوكب في الاتجاه المعاكس لاتجاه دوران جميع الأقمار الصناعية الأخرى وزحل حول محورها. وهو كروي الشكل تقريبًا ويعكس حوالي 6 بالمائة من ضوء الشمس. إلى جانب هايبريون، هذا هو القمر الصناعي الوحيد الذي لا يواجه زحل دائمًا من جانب واحد. كل هذه الميزات تسمح لنا أن نقول بشكل معقول أن فيبي هو كويكب تم التقاطه في شبكات الجاذبية.

الشريحة 23

أورانوس هو أول كوكب اكتشفه ويليام هيرشل في العصر الحديث خلال مسحه المنهجي للسماء باستخدام التلسكوب في 13 مارس 1781. يكون محور دوران معظم الكواكب متعامدًا تقريبًا مع مستوى مسير الشمس، ويكون محور أورانوس موازيًا تقريبًا لمسير الشمس. يتكون اليورانيوم في المقام الأول من الصخور والجليد المختلفة. من الواضح أن أورانوس ليس لديه نواة صخرية مثل كوكب المشتري وزحل. يتكون الغلاف الجوي لأورانوس من 83% هيدروجين و15% هيليوم و2% ميثان. مثل الكواكب الغازية الأخرى، أورانوس لديه حلقات. مثل كوكب المشتري، فهي مظلمة جدًا، مثل زحل، بالإضافة إلى الغبار الناعم، فهي تحتوي على جزيئات كبيرة جدًا يصل قطرها إلى 10 أمتار. هناك 11 حلقة معروفة. لدى أورانوس 15 قمرًا معروفًا ومسمّى، و5 أقمار تم اكتشافها مؤخرًا.

الشريحة 24

الأقمار الصناعية

الشريحة 25

تم اكتشافه في عام 1948 من قبل كويبر. سطح ميراندا عبارة عن كيس مختلط: تضاريس مليئة بالفوهات تتخللها مناطق ذات أخاديد غريبة، وأودية تتخللها منحدرات يزيد ارتفاعها عن 5 كيلومترات. إن صغر حجم ميراندا ودرجة حرارته المنخفضة (-187 درجة مئوية)، وفي الوقت نفسه، شدة وتنوع النشاط التكتوني على هذا القمر الصناعي فاجأ العلماء. من المحتمل أن قوى المد والجزر من أورانوس، التي تسعى باستمرار إلى تشويه القمر الصناعي، كانت بمثابة مصدر إضافي للطاقة لمثل هذا النشاط.

الشريحة 26

تم اكتشافه في عام 1851 من قبل لاسيليس. سطح آرييل عبارة عن خليط من التضاريس المليئة بالفوهات وأنظمة الأودية المترابطة التي يبلغ طولها مئات الكيلومترات وعمقها أكثر من 10 كيلومترات. يمتلك أرييل السطح الأكثر سطوعًا وربما الأصغر سنًا من الناحية الجيولوجية في نظام الأقمار الصناعية لأورانوس.

الشريحة 27

اومبريل

اكتشف لاسيل عام 1851، سطح أومبريل قديم ومظلم، ويبدو أنه خضع لعدد قليل من العمليات الجيولوجية. قد تكون الألوان الداكنة لسطح أومبريل نتيجة للغبار والحطام الصغير الذي كان موجودًا في مدار القمر.

الشريحة 28

اكتشف هيرشل تيتانيا في عام 1787. تتميز تيتانيا بأنظمة ضخمة من الشقوق والأودية، مما يشير إلى فترة من النشاط الجيولوجي النشط في الماضي لهذا القمر الصناعي. قد تكون هذه الميزات نتيجة للحركات التكتونية للقشرة.

الشريحة 29

اكتشف هيرشل أوبيرون في عام 1787. أوبيرون، وهو أبعد الأقمار الخمسة الكبيرة، له أيضًا سطح قديم مليئ بالفوهات، مع وجود علامات باهتة على نشاط داخلي، ويظهر قمرا أوبيرون وأومبرييل متشابهين تمامًا، على الرغم من أن أوبيرون كذلك أكبر بنسبة 35%. جميع أقمار أورانوس الكبيرة عبارة عن خليط يتكون من حوالي 40-50% من الماء المتجمد، والباقي عبارة عن صخور. كان سطح أوبيرون، المغطى بعدد كبير من الحفر، مستقرًا على الأرجح منذ بداية تكوينه. تم العثور على حفر أكبر بكثير هنا من تلك الموجودة في أرييل وتيتانيا. تحتوي بعض الحفر على أشعة مقذوفة مشابهة لتلك الموجودة في كاليستو.

الشريحة 30

وبعد اكتشاف أورانوس، لوحظ أن مداره لا يتفق مع قوانين نيوتن. وهكذا، تم التنبؤ بوجود كوكب آخر أبعد، والذي كان من المفترض أن يؤثر على مدار أورانوس. يشبه تكوين نبتون تكوين أورانوس: "الجليد" والصخور المختلفة مع كمية صغيرة من الهيليوم وحوالي 15٪ هيدروجين. يتكون غلافه الجوي في الغالب من الهيدروجين والهيليوم مع كمية صغيرة من الميثان. مثل أي كوكب غازي، تهب الرياح بسرعات عالية جدًا على نبتون. تعتبر رياح نبتون هي الأسرع في النظام الشمسي، حيث تصل سرعتها إلى 2000 كم/ساعة. مثل كوكب المشتري وزحل، لدى نبتون مصدر داخلي للحرارة - فهو ينبعث منه ضعف الطاقة التي يتلقاها من الشمس.

الشريحة 31

بناءً على الدراسات الأرضية، لم يُعرف سوى قمرين تابعين لنبتون: تريتون ونيريد، يدوران حول نبتون في الاتجاه المعاكس. واكتشفت فوييجر 2 6 أقمار صناعية أخرى تتراوح أحجامها من 200 إلى 50 كيلومترًا، وتدور في نفس اتجاه نبتون.

الشريحة 32

اكتشف لاسيليس تريتون في عام 1846. محور دوران تريتون غير عادي، فهو يميل بمقدار 157 درجة إلى محور نبتون. كثافة تريتون هي 2.0. من المحتمل أن يتكون تريتون من حوالي 25% فقط من الماء المتجمد، والباقي عبارة عن مادة صخرية. تبلغ درجة حرارة سطح تريتون 34.5 كلفن فقط (-235 درجة مئوية). يتمتع تريتون بغلاف جوي، على الرغم من كونه طفيفًا جدًا، يتكون بشكل أساسي من النيتروجين مع كمية صغيرة من الميثان. يمتد الضباب الرقيق إلى الأعلى لمسافة 5-10 كم. الميزة الأكثر إثارة للاهتمام وغير المتوقعة على الإطلاق في هذا العالم غير العادي هي البراكين الجليدية، والتي قد تحتوي على النيتروجين السائل والغبار والمواد التي تحتوي على غاز الميثان.

الشريحة 33

نيريد هو ثالث أكبر وأبعد قمر لنبتون. يتمتع هذا الجرم السماوي بمدار غريب الأطوار للغاية بين جميع الكواكب والأقمار الصناعية في النظام الشمسي. وتتراوح بعدها عن نبتون من 1,353,600 كيلومتر إلى 9,623,700 كيلومتر.

الشريحة 34

بلوتو هو أبعد كوكب عن الشمس وأصغر كوكب. بلوتو أصغر من أقمار المجموعة الشمسية السبعة: القمر، آيو، يوروبا، جانيميد، كاليستو، تيتان وتريتون. تم اكتشاف بلوتو في عام 1930. ومدار بلوتو ممدود للغاية. من وقت لآخر يكون أقرب إلى الشمس من نبتون. يدور بلوتو في الاتجاه المعاكس لمعظم الكواكب الأخرى. مثل أورانوس، يقع المستوى الاستوائي لبلوتو تقريبًا بزوايا قائمة على مستوى مداره. درجة حرارة سطح بلوتو غير معروفة، لكن يُعتقد أنها تتراوح بين -228 و-238 درجة مئوية. تكوين بلوتو غير معروف، لكن كثافته (حوالي 2 جم/سم3) تشير إلى أنه قد يتكون من 70% من خليط الصخور والأحجار 30% من المياه المجمدة. لا يُعرف سوى القليل عن الغلاف الجوي لبلوتو: فمن المحتمل أنه يتكون بشكل أساسي من النيتروجين وأول أكسيد الكربون والميثان.

الشريحة 35

وفي عام 1978، تم اكتشاف القمر الصناعي لبلوتو شارون، والذي يقع على مسافة 19640 كم من الكوكب. يدور شارون حول بلوتو كل 6.4 يومًا (فترة دوران بلوتو)، وهو على عكس أي قمر آخر. وكل خمس سنوات يحدث كسوف متبادل بين بلوتو وشارون. يبلغ قطر بلوتو المحدث 2,284 كم، وقطر شارون 1,192 كم. بلوتو وشارون لهما ألوان مختلفة بشكل كبير. سطح شارون أغمق بنسبة 30% من بلوتو. ويعتقد أن شارون، على عكس بلوتو، مغطى بجليد الماء.

نظامنا الشمسي، إذا كنا نعني جوهره، يتكون من الشمس وأربعة كواكب عملاقة، وبشكل أكثر بساطة - من الشمس والمشتري، لأن كتلة المشتري أكبر من جميع الأجسام المحيطة بالشمس - الكواكب والمذنبات والكويكبات - مجتمعة. . في الواقع، نحن نعيش في النظام الثنائي الشمس-المشتري، وجميع "التفاهات" الأخرى تخضع لجاذبيتها

زحل أصغر بأربع مرات من كوكب المشتري من حيث الكتلة، ولكنه مشابه في التركيب: فهو يتكون أيضًا بشكل أساسي من عناصر خفيفة - الهيدروجين والهيليوم بنسبة 9:1 في عدد الذرات. أورانوس ونبتون أقل كتلة وأكثر ثراءً في تكوين العناصر الأثقل - الكربون والأكسجين والنيتروجين. لذلك، عادة ما يتم تقسيم مجموعة من أربعة عمالقة إلى نصفين إلى مجموعتين فرعيتين. ويطلق على كوكب المشتري وزحل اسم عمالقة الغاز، ويطلق على أورانوس ونبتون اسم عمالقة الجليد. والحقيقة هي أن أورانوس ونبتون لا يتمتعان بغلاف جوي سميك جدًا، ومعظم حجمهما عبارة عن عباءة جليدية؛ أي مادة صلبة إلى حد ما. ويمتلك كوكب المشتري وزحل الحجم الكامل تقريبًا الذي يشغله "الغلاف الجوي" الغازي والسائل. علاوة على ذلك، فإن جميع العمالقة لديهم نوى حجرية حديدية تتجاوز كتلة أرضنا.

للوهلة الأولى، تبدو الكواكب العملاقة بدائية، في حين أن الكواكب الصغيرة أكثر إثارة للاهتمام. ولكن ربما يرجع ذلك إلى أننا ما زلنا لا نعرف جيدًا طبيعة هؤلاء العمالقة الأربعة، وليس لأنهم قليلي الاهتمام. نحن فقط لا نعرفهم جيدًا. على سبيل المثال، في تاريخ علم الفلك بأكمله، اقترب مسبار فضائي من اثنين من عمالقة الجليد - أورانوس ونبتون - مرة واحدة فقط (فوييجر 2، ناسا، 1986 و1989)، وحتى ذلك الحين طار عبرهما دون توقف. إلى أي حد يمكنه أن يرى ويقيس هناك؟ يمكننا القول أننا لم نبدأ بعد في دراسة عمالقة الجليد.

تمت دراسة عمالقة الغاز بمزيد من التفصيل، لأنه بالإضافة إلى الرحلات الجوية (بايونير 10 و11، فوييجر 1 و2، يوليسيس، كاسيني، نيوهورايزنز، ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية) فقد عملوا بالقرب منهم لفترة طويلة الأقمار الصناعية: جاليليو (ناسا) عام 1995-2003. واستكشفت جونو (ناسا) كوكب المشتري منذ عام 2016، وكاسيني (ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية) في 2004-2017. درس زحل.

تم استكشاف كوكب المشتري بشكل أعمق، وبالمعنى الحرفي: تم إسقاط مسبار إلى غلافه الجوي من غاليليو، الذي طار هناك بسرعة 48 كم/ثانية، وفتح مظلة وفي ساعة واحدة هبط 156 كم تحت الحافة العلوية للكوكب. السحب، حيث توقف إرسال البيانات عند ضغط خارجي قدره 23 ضغط جوي ودرجة حرارة 153 درجة مئوية، بسبب ارتفاع درجة الحرارة على ما يبدو. أثناء مسار الهبوط، قام بقياس العديد من عوامل الغلاف الجوي، بما في ذلك تركيبه النظائري. لقد أدى هذا إلى إثراء ليس فقط علوم الكواكب فحسب، بل أيضًا علم الكونيات. بعد كل شيء، الكواكب العملاقة لا تترك المادة؛ فهي تحافظ إلى الأبد على ما ولدت منه؛ هذا ينطبق بشكل خاص على كوكب المشتري. تبلغ سرعة الهروب الثانية لسطحه الغائم 60 كم/ث؛ فمن الواضح أنه لن يهرب جزيء واحد من هناك.

لذلك، نعتقد أن التركيب النظائري لكوكب المشتري، وخاصة تكوين الهيدروجين، هو سمة من سمات المراحل الأولى من الحياة، على الأقل في النظام الشمسي، وربما الكون. وهذا مهم للغاية: إن نسبة النظائر الثقيلة والخفيفة للهيدروجين تخبرنا كيف تم تصنيع العناصر الكيميائية في الدقائق الأولى من تطور كوننا، وما هي الظروف الفيزيائية التي كانت موجودة آنذاك.

يدور كوكب المشتري بسرعة، حيث تبلغ فترة دورانه حوالي 10 ساعات؛ وبما أن متوسط ​​كثافة الكوكب منخفض (1.3 جم/سم3)، فإن قوة الطرد المركزي شوهت جسمه بشكل ملحوظ. عند النظر إلى الكوكب، ستلاحظ أنه مضغوط على طول المحور القطبي. درجة ضغط كوكب المشتري، أي الفرق النسبي بين نصف قطره الاستوائي ونصف القطر القطبي هو ( رمكافئ - رأرضية)/ رمكافئ = 0.065. هو متوسط ​​كثافة الكوكب (ρ ∝ السيد 3) وفترتها اليومية ( ت) تحديد شكل جسدها. كما تعلمون، الكوكب هو جسم كوني في حالة التوازن الهيدروستاتيكي. في قطب الكوكب، تعمل قوة الجاذبية فقط ( جي إم/آر 2) وعند خط الاستواء يتم التصدي لها بالقوة الطاردة المركزية ( الخامس 2 /ر= 4ط 2 ر 2 /ر.ت 2). تحدد نسبتها شكل الكوكب، لأن الضغط في مركز الكوكب لا ينبغي أن يعتمد على الاتجاه: يجب أن يزن العمود الاستوائي للمادة نفس وزن العمود القطبي. نسبة هذه القوى (4π 2 ر/ت 2)/(جنرال موتورز/ر 2) ∝ 1/(السيد 3)ت 2 ∝ 1/(ρ ت 2). لذلك، كلما انخفضت الكثافة وطول اليوم، زاد ضغط الكوكب. دعونا نتحقق: متوسط ​​كثافة زحل هو 0.7 جم/سم 3، ومدة دورانه 11 ساعة، وهي تقريبًا نفس دورة كوكب المشتري، وضغطه 0.098. يتم ضغط زحل مرة ونصف أكثر من كوكب المشتري، ومن السهل ملاحظة ذلك عند مراقبة الكواكب من خلال التلسكوب: ضغط زحل ملفت للنظر.

لا يحدد الدوران السريع للكواكب العملاقة شكل أجسامها فحسب، وبالتالي شكل قرصها المرصود، بل يحدد أيضًا مظهرها: فالسطح الغائم للكواكب العملاقة له بنية مناطقية ذات خطوط مختلفة الألوان ممتدة على طول خط الاستواء . تتحرك تدفقات الغاز بسرعة، بسرعات عدة مئات من الكيلومترات في الساعة؛ ويؤدي إزاحتها المتبادلة إلى عدم استقرار القص، وتولد، جنبًا إلى جنب مع قوة كوريوليس، دوامات عملاقة. من بعيد، يمكن رؤية البقعة الحمراء الكبيرة على كوكب المشتري، والبقعة البيضاوية البيضاء الكبيرة على زحل، والبقعة المظلمة الكبيرة على نبتون. إن البقعة الحمراء العظيمة (GRS) المضادة للإعصار على كوكب المشتري مشهورة بشكل خاص. ذات مرة، كان حجم BKP ضعف حجم الحالي؛ وقد شاهده معاصرو غاليليو في تلسكوباتهم الضعيفة. اليوم، تلاشت BCP، ولكن لا تزال هذه الدوامة تعيش في الغلاف الجوي لكوكب المشتري منذ ما يقرب من 400 عام، لأنها تغطي كتلة هائلة من الغاز. حجمها أكبر من الكرة الأرضية. مثل هذه الكتلة من الغاز، بمجرد أن تدور، لن تتوقف قريبًا. على كوكبنا، تعيش الأعاصير لمدة أسبوع تقريبا، وهناك تستمر لعدة قرون.

أي حركة تبدد الطاقة، مما يعني أنها تحتاج إلى مصدر. يحتوي كل كوكب على مجموعتين من مصادر الطاقة - داخلية وخارجية. من الخارج، يتدفق تيار من الإشعاع الشمسي على الكوكب وتسقط النيازك. من الداخل، ترتفع درجة حرارة الكوكب بسبب اضمحلال العناصر المشعة وضغط الجاذبية للكوكب نفسه (آلية كلفن-هيلمهولتز). . على الرغم من أننا رأينا بالفعل أجسامًا كبيرة تسقط على كوكب المشتري مسببة انفجارات قوية (المذنب شوميكر-ليفي 9)، إلا أن تقديرات وتيرة اصطدامها تظهر أن متوسط ​​تدفق الطاقة التي تجلبها أقل بكثير من تلك التي تجلبها أشعة الشمس. ومن ناحية أخرى، فإن دور مصادر الطاقة الداخلية غامض. بالنسبة للكواكب الأرضية، التي تتكون من عناصر حرارية ثقيلة، المصدر الداخلي الوحيد للحرارة هو التحلل الإشعاعي، لكن مساهمته لا تذكر مقارنة بحرارة الشمس.

تحتوي الكواكب العملاقة على نسبة أقل بكثير من العناصر الثقيلة، لكنها أكثر ضخامة وأسهل في الضغط، مما يجعل إطلاق طاقة الجاذبية مصدرها الرئيسي للحرارة. وبما أن العمالقة تتم إزالتها من الشمس، يصبح المصدر الداخلي منافسا للخارج: في بعض الأحيان يسخن الكوكب نفسه أكثر من تسخين الشمس. حتى كوكب المشتري، العملاق الأقرب إلى الشمس، يصدر (في منطقة الأشعة تحت الحمراء من الطيف) طاقة أكثر بنسبة 60٪ مما يتلقاه من الشمس. والطاقة التي ينبعثها زحل في الفضاء أكبر بمقدار 2.5 مرة من تلك التي يتلقاها الكوكب من الشمس.

يتم إطلاق طاقة الجاذبية أثناء ضغط الكوكب ككل وأثناء تمايز باطنه، أي عند انخفاضه أكثر نحو المركز مادة كثيفةوإزاحة "الأكثر ازدهارًا" من هناك. من المحتمل أن يكون كلا التأثيرين في العمل. على سبيل المثال، يتناقص كوكب المشتري في عصرنا بحوالي 2 سم سنويًا. وبعد التشكيل مباشرة، أصبح حجمه ضعف حجمه، وتقلص بشكل أسرع، وكان أكثر دفئًا بشكل ملحوظ. ثم لعبت في محيطها دور الشمس الصغيرة، كما يتضح من خصائص أقمارها الجليلية: كلما اقتربت من الكوكب، زادت كثافتها وقل احتواؤها على عناصر متطايرة (مثل الكواكب نفسها في المجموعة الشمسية). النظام الشمسي).

بالإضافة إلى ضغط الكوكب ككل، يلعب تمايز المناطق الداخلية دورًا مهمًا في مصدر الطاقة الجاذبية. تنقسم المادة إلى كثيفة وقابلة للطفو، وتغوص المادة الكثيفة، وتطلق طاقة جاذبيتها المحتملة على شكل حرارة. ربما، أولا وقبل كل شيء، هذا هو التكثيف والسقوط اللاحق للهيليوم من خلال الطبقات العائمة من الهيدروجين، وكذلك التحولات الطورية للهيدروجين نفسه. ولكن قد تكون هناك ظواهر أكثر إثارة للاهتمام: على سبيل المثال، تبلور الكربون - مطر من الماس (!) ، على الرغم من أنه لا يطلق الكثير من الطاقة، حيث يوجد القليل من الكربون.

لم تتم حتى الآن دراسة البنية الداخلية للكواكب العملاقة إلا من الناحية النظرية. لدينا فرصة ضئيلة لاختراق أعماقهم بشكل مباشر، ولم يتم تطبيق أساليب الزلازل عليهم بعد، أي السبر الصوتي. ربما يومًا ما سنتعلم إضاءتها باستخدام النيوترينوات، لكن هذا لا يزال بعيدًا.

ولحسن الحظ، فقد تمت بالفعل دراسة سلوك المادة جيدًا في الظروف المختبرية عند الضغوط ودرجات الحرارة السائدة في الأجزاء الداخلية للكواكب العملاقة، مما يوفر أساسًا للنمذجة الرياضية لأجزاءها الداخلية. هناك طرق لرصد مدى كفاية نماذج البنية الداخلية للكواكب. ويخرج مجالان فيزيائيان، المغناطيسي والجاذبي، تقع مصادرهما في الأعماق، إلى الفضاء المحيط بالكوكب، حيث يمكن قياسهما بأجهزة المسبار الفضائي.

تتأثر بنية المجال المغناطيسي بالعديد من العوامل المشوهة (البلازما القريبة من الكوكب، الرياح الشمسية)، لكن مجال الجاذبية يعتمد فقط على توزيع الكثافة داخل الكوكب. كلما زاد اختلاف جسم الكوكب عن الجسم المتماثل كرويًا، كلما كان مجال جاذبيته أكثر تعقيدًا، وكلما احتوى على توافقيات أكثر، مما يميزه عن الجسم النيوتوني البسيط. جي إم/آر 2 .

إن أداة قياس مجال الجاذبية للكواكب البعيدة، كقاعدة عامة، هي المسبار الفضائي نفسه، أو بشكل أكثر دقة، حركته في مجال الكوكب. كلما ابتعد المسبار عن الكوكب، كلما ضعفت حركته، ظهرت اختلافات طفيفة في مجال الكوكب عن المجال المتماثل كرويًا. لذلك، من الضروري إطلاق المسبار في أقرب مكان ممكن من الكوكب. ولتحقيق هذه الغاية، يعمل مسبار جونو الجديد (ناسا) بالقرب من كوكب المشتري منذ عام 2016. إنه يطير في مدار قطبي، وهو ما لم يحدث من قبل. في المدار القطبي، تكون التوافقيات الأعلى لحقل الجاذبية أكثر وضوحًا لأن الكوكب مضغوط وأحيانًا يقترب المسبار كثيرًا من السطح. وهذا ما يجعل من الممكن قياس التوافقيات الأعلى لتمدد مجال الجاذبية. لكن للسبب نفسه، سينتهي المسبار من عمله قريبًا: فهو يطير عبر المناطق الأكثر كثافة في الأحزمة الإشعاعية لكوكب المشتري، وتعاني معداته كثيرًا من ذلك.

الأحزمة الإشعاعية لكوكب المشتري هائلة. تحت ضغط مرتفع، يتم تعدن الهيدروجين الموجود في أحشاء الكوكب: تتعمم إلكتروناته، وتفقد الاتصال بالنوى، ويصبح الهيدروجين السائل موصلًا للكهرباء. الكتلة الضخمة للوسط فائق التوصيل والدوران السريع والحمل الحراري القوي - تساهم هذه العوامل الثلاثة في توليد مجال مغناطيسي بسبب تأثير الدينامو. في المجال المغناطيسي الضخم، الذي يلتقط الجزيئات المشحونة المتطايرة من الشمس، يتم تشكيل أحزمة الإشعاع الوحشية. وفي أجزائها الأكثر كثافة تقع مدارات أقمار الجليل الداخلية. لذلك، لم يعيش الإنسان ولو يومًا واحدًا على سطح أوروبا، ولا حتى ساعة على آيو. ليس من السهل حتى على الروبوت الفضائي أن يتواجد هناك.

جانيميد وكاليستو، الأكثر بعدًا عن كوكب المشتري، بهذا المعنى أكثر أمانًا للبحث. ولذلك، تخطط روسكوزموس لإرسال مسبار في المستقبل إلى هناك. على الرغم من أن أوروبا بمحيطها تحت الجليدي ستكون أكثر إثارة للاهتمام.

يبدو أن عمالقة الجليد أورانوس ونبتون يقعان في موقع وسط بين عمالقة الغاز والكواكب الأرضية. بالمقارنة مع كوكب المشتري وزحل، فإنهما يتمتعان بحجم أصغر وكتلة وضغط مركزي أصغر، لكن متوسط ​​كثافتهما المرتفعة نسبيًا يشير إلى نسبة أعلى من عناصر مجموعة CNO. تتكون الأغلفة الجوية الممتدة والضخمة لأورانوس ونبتون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم. ويوجد تحتها غطاء مائي ممزوج بالأمونيا والميثان، وهو ما يسمى عادة بالوشاح الجليدي. لكن علماء الكواكب يطلقون عادةً على العناصر الكيميائية لمجموعة CNO ومركباتها (H 2 O، NH 3، CH 4، وما إلى ذلك) اسم "الجليد"، وليس حالتها الإجمالية. لذلك قد يكون الوشاح سائلاً في الغالب. وتحته يوجد نواة حجرية حديدية صغيرة نسبيًا. وبما أن تركيز الكربون في أعماق أورانوس ونبتون أعلى من تركيزه في زحل والمشتري، فقد تكون هناك في قاعدة عباءتهما الجليدية طبقة من الكربون السائل تتكثف فيها البلورات، أي الماس، وتستقر.

اسمحوا لي أن أؤكد أن الهيكل الداخلي للكواكب العملاقة تتم مناقشته بنشاط، ولا يزال هناك الكثير من النماذج المتنافسة. كل قياس جديد من المسابير الفضائية وكل نتيجة جديدة لعمليات المحاكاة المعملية في منشآت الضغط العالي تؤدي إلى مراجعة هذه النماذج. اسمحوا لي أن أذكركم أن القياس المباشر لمعلمات الطبقات الضحلة جدًا من الغلاف الجوي وبالقرب من كوكب المشتري فقط تم إجراؤه مرة واحدة فقط بواسطة مسبار تم إسقاطه من جاليليو (ناسا). وكل شيء آخر - قياسات غير مباشرةوالنماذج النظرية .

المجالات المغناطيسية لأورانوس ونبتون أضعف من تلك الموجودة في عمالقة الغاز، ولكنها أقوى من تلك الموجودة على الأرض. على الرغم من أن تحريض المجال على سطح أورانوس ونبتون هو نفسه تقريبًا كما هو الحال على سطح الأرض (أجزاء من غاوس)، إلا أن الحجم، وبالتالي العزم المغناطيسي، أكبر بكثير. إن هندسة المجال المغناطيسي للعمالقة الجليدية معقدة للغاية، وبعيدة كل البعد عن الشكل البسيط ثنائي القطب الذي يميز الأرض والمشتري وزحل. السبب المحتمل هو أن المجال المغناطيسي يتولد في طبقة رقيقة نسبيًا موصلة للكهرباء من عباءة أورانوس ونبتون، حيث لا تتمتع تيارات الحمل الحراري بدرجة عالية من التماثل (نظرًا لأن سمك الطبقة أقل بكثير من نصف قطرها). .

على الرغم من التشابه الخارجي، لا يمكن تسمية أورانوس ونبتون بالتوائم. ويتجلى ذلك في اختلاف متوسط ​​كثافاتها (1.27 و1.64 جم/سم3، على التوالي) ومعدلات إطلاق الحرارة المختلفة في الأعماق. على الرغم من أن أورانوس أقرب إلى الشمس مرة ونصف من نبتون، وبالتالي يتلقى منه حرارة أكثر بمقدار 2.5 مرة، إلا أنه أكثر برودة من نبتون. والحقيقة هي أن نبتون يصدر حرارة في أعماقه أكثر مما يتلقاه من الشمس، في حين أن أورانوس لا يصدر أي شيء تقريبًا. يبلغ التدفق الحراري من داخل أورانوس بالقرب من سطحه 0.042 ± 0.047 واط/م2 فقط، وهو أقل حتى من تدفق الحرارة على الأرض (0.075 واط/م2). أورانوس هو أبرد كوكب في النظام الشمسي، على الرغم من أنه ليس أبعد كوكب عن الشمس. هل هذا مرتبط بدورانه الغريب "الجانبي"؟ انه ممكن.

الآن دعونا نتحدث عن حلقات الكواكب.

يعلم الجميع أن "الكوكب الحلقي" هو زحل. ولكن بعد المراقبة الدقيقة، يتبين أن جميع الكواكب العملاقة لها حلقات. يصعب ملاحظتها من الأرض. على سبيل المثال، نحن لا نرى حلقة كوكب المشتري من خلال التلسكوب، ولكننا نلاحظها في الإضاءة الخلفية عندما ينظر المسبار الفضائي إلى الكوكب من جانبه الليلي. تتكون هذه الحلقة من جزيئات داكنة وصغيرة جدًا، حجمها مماثل للطول الموجي للضوء. إنها لا تعكس الضوء عمليا، ولكنها تنثره جيدا إلى الأمام. أورانوس ونبتون محاطان بحلقات رقيقة.

بشكل عام، لا يوجد كوكبان لهما حلقات متطابقة، فكلاهما مختلفان.

يمكنك أن تقول مازحا أن الأرض لديها أيضا حلقة. صناعي. وهو يتألف من عدة مئات من الأقمار الصناعية التي تم إطلاقها في مدار ثابت بالنسبة للأرض. لا تظهر هذه الصورة الأقمار الصناعية المستقرة بالنسبة إلى الأرض فحسب، بل تظهر أيضًا تلك الموجودة في مدارات منخفضة بالإضافة إلى تلك الموجودة في مدارات إهليلجية عالية. لكن الحلقة الثابتة بالنسبة للأرض تبرز بشكل ملحوظ على خلفيتها. ومع ذلك، هذا رسم، وليس صورة. ولم ينجح أحد حتى الآن في تصوير الحلقة الاصطناعية للأرض. بعد كل شيء، كتلته الإجمالية صغيرة، وسطحه العاكس لا يكاد يذكر. ومن غير المرجح أن تبلغ الكتلة الإجمالية للأقمار الصناعية الموجودة في الحلقة 1000 طن، وهو ما يعادل حجم كويكب 10 أمتار، وقارن ذلك بمعلمات حلقات الكواكب العملاقة.

من الصعب جدًا ملاحظة أي علاقة بين معلمات الحلقات. مادة حلقات زحل بيضاء كالثلج (البياض 60%)، والحلقات المتبقية أكثر سوادا من الفحم (A = 2-3%). جميع الحلقات رفيعة، لكن حلقة المشتري سميكة جدًا. كل شيء مصنوع من الحصى، لكن المشتري يتكون من ذرات الغبار. يختلف هيكل الحلقات أيضًا: بعضها يشبه أسطوانة الحاكي (زحل)، والبعض الآخر يشبه كومة من الأطواق على شكل دمية (أورانوس)، والبعض الآخر ضبابي، ومنتشر (المشتري)، وحلقات نبتون ليست مغلقة عند جميع وتبدو وكأنها الأقواس.

لا أستطيع أن ألتف حول سماكة الحلقات الصغيرة نسبيًا: يبلغ قطرها مئات الآلاف من الكيلومترات، ويقاس سمكها بعشرات الأمتار. لم نحمل مثل هذه الأشياء الحساسة في أيدينا أبدًا. إذا قارنا حلقة زحل بورقة من ورق الكتابة، فإن الورقة بسمكها المعروف ستكون بحجم ملعب كرة قدم!

كما نرى، تختلف حلقات جميع الكواكب في تكوين الجزيئات، في توزيعها، في التشكل - كل كوكب عملاق له زخرفة فريدة خاصة به، وأصلها لا نفهمه بعد. عادةً ما تقع الحلقات في المستوى الاستوائي للكوكب وتدور في نفس اتجاه دوران الكوكب نفسه ومجموعة الأقمار الصناعية القريبة منه. وفي أوقات سابقة، اعتقد علماء الفلك أن الحلقات أبدية، وأنها موجودة منذ لحظة ولادة الكوكب وستبقى معه إلى الأبد. الآن تغيرت وجهة النظر. لكن الحسابات تظهر أن الحلقات ليست متينة للغاية، وأن جزيئاتها تتباطأ وتسقط على الكوكب، وتتبخر وتنتشر في الفضاء، وتستقر على سطح الأقمار الصناعية. لذا فإن الزخرفة مؤقتة رغم أنها طويلة الأمد. ويعتقد علماء الفلك الآن أن الحلقة هي نتيجة اصطدام أو اضطراب المد والجزر للأقمار الصناعية للكوكب. ربما تكون حلقة زحل هي الأحدث، ولهذا فهي ضخمة جدًا وغنية بالمواد المتطايرة (الثلج).

وبالتالي فإن التلسكوب الجيد المزود بكاميرا جيدة يمكنه التقاط الصور. ولكن هنا ما زلنا لا نرى أي هيكل تقريبًا في الحلقة. وقد لوحظت منذ فترة طويلة "فجوة" مظلمة - فجوة كاسيني، التي اكتشفها عالم الفلك الإيطالي جيوفاني كاسيني منذ أكثر من 300 عام. يبدو أنه لا يوجد شيء في هذه الفجوة.

يتزامن مستوى الحلقة مع خط استواء الكوكب. لا يمكن أن يكون الأمر خلاف ذلك، لأن الكوكب المفلطح المتماثل لديه ثقب محتمل في مجال الجاذبية على طول خط الاستواء. وفي سلسلة من الصور الملتقطة في الفترة من 2004 إلى 2009، نرى زحل وحلقته من زوايا مختلفة، حيث أن خط استواء زحل يميل إلى مستوى مداره بمقدار 27 درجة، وتكون الأرض دائما قريبة من هذا المستوى. في عام 2004، كنا بالتأكيد في مستوى الحلقات. أنت تفهم أنه بسمك عدة عشرات من الأمتار، لا يمكننا رؤية الحلقة نفسها. ومع ذلك، فإن الشريط الأسود الموجود على قرص الكوكب ملحوظ. وهذا ظل خاتم على السحاب. إنه مرئي بالنسبة لنا لأن الأرض والشمس تنظران إلى زحل من اتجاهات مختلفة: نحن ننظر بالضبط إلى مستوى الحلقة، لكن الشمس تضيء من زاوية مختلفة قليلاً ويقع ظل الحلقة على الطبقة الغائمة من الكوكب. كوكب. إذا كان هناك ظل، فهذا يعني أن هناك مادة مكتظة بكثافة في الحلقة. يختفي ظل الحلقة فقط عند الاعتدالات في زحل، عندما تكون الشمس في مستواها تمامًا؛ وهذا يشير بشكل مستقل إلى سمك الحلقة الصغير.

تم تخصيص العديد من الأعمال لحلقات زحل. قام جيمس كليرك ماكسويل، وهو نفس الشخص الذي اشتهر بمعادلاته للمجال الكهرومغناطيسي، بالتحقيق في فيزياء الحلقة وأظهر أنها لا يمكن أن تكون جسمًا صلبًا واحدًا، بل يجب أن تتكون من جزيئات صغيرة، وإلا فإن قوة الطرد المركزي ستمزقها منفصل. كل جسيم يطير في مداره الخاص - كلما اقتربنا من الكوكب، كلما كان أسرع.

إن النظر إلى أي موضوع من منظور مختلف مفيد دائمًا. حيث رأينا في الضوء المباشر سوادًا، "تراجعًا" في الحلقة، هنا نرى المادة؛ إنه مجرد نوع مختلف، يعكس الضوء وينثره بشكل مختلف

عندما أرسلت لنا المسبارات الفضائية صوراً لحلقة زحل، أذهلنا بنيتها الدقيقة. لكن في القرن التاسع عشر، رأى المراقبون المتميزون في مرصد بيك دو ميدي في فرنسا هذا الهيكل بالضبط بأعينهم، لكن لم يصدقهم أحد حقًا في ذلك الوقت، لأنه لم يلاحظ أحد مثل هذه التفاصيل الدقيقة باستثناءهم. ولكن اتضح أن حلقة زحل هي هكذا. ويبحث خبراء الديناميكيات النجمية عن تفسير لهذا الهيكل الشعاعي الدقيق للحلقة من حيث التفاعل الرنان لجزيئات الحلقة مع أقمار زحل الضخمة خارج الحلقة والأقمار الصناعية الصغيرة داخل الحلقة. وبشكل عام، فإن نظرية موجات الكثافة تتكيف مع هذه المهمة، لكنها لا تزال بعيدة عن شرح كل التفاصيل.

الصورة العلوية تظهر الجانب النهاري من الحلبة. يطير المسبار عبر مستوى الحلقة، ونرى في الصورة السفلية كيف تحول إلينا بجانبه الليلي. أصبحت المادة الموجودة في قسم كاسيني مرئية تمامًا من جانب الظل، والجزء المشرق من الحلقة، على العكس من ذلك، أصبح داكنًا، لأنه كثيف وغير شفاف. وحيثما يوجد السواد يظهر السطوع لأن الجزيئات الصغيرة لا تنعكس بل تبعثر الضوء للأمام. تظهر هذه الصور أن المادة موجودة في كل مكان، مجرد جسيمات ذات أحجام وهياكل مختلفة. أيّ الظواهر الفيزيائيةتم فصل هذه الجسيمات، ونحن لا نفهم ذلك حقًا بعد. تُظهر الصورة العلوية يانوس، أحد أقمار زحل.

ولا بد من القول إنه على الرغم من أن المركبات الفضائية حلقت بالقرب من حلقة زحل، إلا أن أيا منها لم يتمكن من رؤية الجزيئات الحقيقية التي تشكل الحلقة. نرى فقط توزيعها العام. ليس من الممكن رؤية الكتل الفردية، فهي لا تخاطر بإطلاق الجهاز في الحلبة. ولكن في يوم من الأيام سوف يتعين القيام بذلك.

من الجانب الليلي لزحل، تظهر على الفور تلك الأجزاء المرئية بشكل خافت من الحلقات والتي لا يمكن رؤيتها في الضوء المباشر.

هذه ليست صورة ملونة حقيقية. تُظهر الألوان هنا الحجم المميز للجزيئات التي تشكل منطقة معينة. الأحمر عبارة عن جزيئات صغيرة، والفيروز أكبر.

في ذلك الوقت، عندما انقلبت الحلقة باتجاه الشمس، سقطت ظلال من عدم التجانس الكبير على مستوى الحلقة (الصورة العلوية). أطول ظل هنا هو من القمر الصناعي ميماس، والعديد من القمم الصغيرة، التي تظهر في الصورة المكبرة في الشكل الداخلي، لم تحصل بعد على تفسير واضح. نتوءات بحجم كيلومتر هي المسؤولة عنها. ومن الممكن أن يكون بعضها ظلالاً من أكبر الحجارة. لكن البنية شبه المنتظمة للظلال (الصورة أدناه) أكثر اتساقًا مع التراكمات المؤقتة للجسيمات الناتجة عن عدم استقرار الجاذبية.

وتطير الأقمار الصناعية على طول بعض الحلقات، أو ما يسمى بـ”كلاب الحراسة” أو “كلاب الرعي”، والتي بفضل جاذبيتها تمنع بعض الحلقات من التشويش. علاوة على ذلك، فإن الأقمار الصناعية نفسها مثيرة للاهتمام للغاية. يتحرك أحدهما داخل حلقة رفيعة، والآخر إلى الخارج (على سبيل المثال، يانوس وإبيمثيوس). فتراتهم المدارية مختلفة قليلاً. الداخلي أقرب إلى الكوكب، وبالتالي، يدور حوله بشكل أسرع، ويلحق بالقمر الصناعي الخارجي، وبسبب الجذب المتبادل، يغير طاقته: الخارجي يتباطأ، والداخلي يتسارع، ويغيرون المدارات - الذي يتباطأ يذهب إلى مدار منخفض، والذي يتسارع يذهب إلى مدار منخفض إلى مرتفع. لذلك يقومون بعدة آلاف من الثورات، ثم يغيرون الأماكن مرة أخرى. على سبيل المثال، يانوس وإبيميثيوس يغيران أماكنهما كل 4 سنوات.

قبل بضع سنوات، تم اكتشاف الحلقة الأكثر بعدا لزحل، والتي لم تكن مشكوك فيها على الإطلاق. وترتبط هذه الحلقة بالقمر فيبي، الذي يتطاير الغبار من سطحه ليملأ المنطقة الواقعة على طول مدار القمر الصناعي. مستوى دوران هذه الحلقة، مثل القمر الصناعي نفسه، غير متصل بخط استواء الكوكب، نظرًا للمسافة الكبيرة، يُنظر إلى جاذبية زحل على أنها مجال جسم نقطي.

كل كوكب عملاقهناك عائلة من الأقمار الصناعية. كوكب المشتري وزحل غنيان بشكل خاص بهما. اليوم، كوكب المشتري لديه 69 منهم، وزحل لديه 62، ويتم اكتشاف جديدة بانتظام. لم يتم تحديد الحد الأدنى للكتلة والحجم للأقمار الصناعية رسميًا، لذا فإن هذا الرقم تعسفي بالنسبة لزحل: إذا تم اكتشاف جسم بحجم 20-30 مترًا بالقرب من الكوكب، فما هو - قمر صناعي للكوكب أو جسيم من حلقته؟

في أي عائلة كبيرة من الأجسام الكونية، يوجد دائمًا عدد أكبر من الأجسام الصغيرة مقارنة بالأجسام الكبيرة. الأقمار الصناعية الكوكبية ليست استثناء. الأقمار الصناعية الصغيرة هي، كقاعدة عامة، كتل ذات شكل غير منتظم، وتتكون بشكل رئيسي من الجليد. نظرًا لأن حجمها أقل من 500 كيلومتر، فهي غير قادرة على إعطاء نفسها شكلًا كرويًا بجاذبيتها. ظاهريًا، فهي تشبه إلى حد كبير الكويكبات ونواة المذنبات. ربما يكون الكثير منهم كذلك، لأنهم يتحركون بعيدا عن الكوكب في مدارات فوضوية للغاية. يمكن للكوكب أن يأسرهم، وبعد فترة قد يفقدهم.

نحن لسنا على دراية كبيرة بالأقمار الصناعية الصغيرة التي تشبه الكويكبات. وقد تمت دراسة مثل هذه الأجسام القريبة من المريخ بتفصيل أكثر من غيرها - قمريه الصغيرين، فوبوس ودييموس. تم إيلاء اهتمام وثيق بشكل خاص لفوبوس؛ حتى أنهم أرادوا إرسال مسبار إلى سطحه، لكن الأمر لم ينجح بعد. كلما نظرت عن كثب إلى أي شخص الجسم الكونيكلما زادت الألغاز التي تحتوي عليها. فوبوس ليس استثناء. انظر إلى الهياكل الغريبة التي تمتد على طول سطحه. توجد بالفعل العديد من النظريات الفيزيائية التي تحاول تفسير تكوينها. هذه الخطوط من الانخفاضات والأخاديد الصغيرة تشبه خطوط الطول. لكن لم يقترح أحد حتى الآن نظرية فيزيائية لتكوينها.

تحمل جميع الأقمار الصناعية الصغيرة آثارًا عديدة للاصطدامات. ومن وقت لآخر يصطدمون ببعضهم البعض وبأجساد قادمة من بعيد، فينقسمون إلى أجزاء منفصلة، ​​بل وربما يتحدون. ولذلك، فإن إعادة بناء ماضيهم البعيد وأصولهم لن يكون بالأمر السهل. ولكن من بين الأقمار الصناعية هناك أيضا تلك المرتبطة وراثيا بالكوكب، لأنها تتحرك بجانبه في مستوى خط الاستواء، وعلى الأرجح، لها أصل مشترك معه.

ومما يثير الاهتمام بشكل خاص الأقمار الصناعية الكبيرة الشبيهة بالكواكب. كوكب المشتري لديه أربعة منهم؛ هذه هي ما يسمى بالأقمار الصناعية "الجليلية" - آيو، أوروبا، جانيميد وكاليستو. يبرز تيتان العظيم عن زحل بحجمه وكتلته. لا يمكن تمييز هذه الأقمار الصناعية تقريبًا عن الكواكب من حيث معاييرها الداخلية. كل ما في الأمر أن حركتهم حول الشمس يتم التحكم فيها بواسطة أجسام أكثر ضخامة - الكواكب الأم.

هنا أمامنا الأرض والقمر، وبجانبنا، على نطاق واسع، قمر زحل تيتان. كوكب صغير رائع ذو غلاف جوي كثيف، مع وجود "بحار" سائلة كبيرة من الميثان والإيثان والبروبان على السطح. بحار من الغاز المسال، والتي تكون في حالة سائلة عند درجة حرارة سطح تيتان (-180 درجة مئوية). كوكب جذاب للغاية، لأنه سيكون من السهل والمثير للاهتمام العمل عليه - الغلاف الجوي كثيف، ويحمي بشكل موثوق من الأشعة الكونية وهو قريب في تكوينه من الغلاف الجوي للأرض، لأنه يتكون أيضًا بشكل أساسي من النيتروجين، على الرغم من أنه خالي من الأكسجين . ليست هناك حاجة إلى بدلات فراغية هناك، لأن الضغط الجوي هو نفسه تقريبا كما هو الحال على الأرض، حتى أكثر قليلا. ارتدي ملابس دافئة، واحتفظ بعلبة أكسجين على ظهرك، وستعمل بسهولة على تيتان. بالمناسبة، هذا هو القمر الصناعي الوحيد (إلى جانب القمر) الذي كان من الممكن هبوط مركبة فضائية على سطحه. لقد كان هويجنز، الذي تم نقله إلى هناك على متن كاسيني (ناسا، وكالة الفضاء الأوروبية)، وكان الهبوط ناجحًا للغاية.

هذه هي الصورة الوحيدة التي تم التقاطها على سطح تيتان. درجة الحرارة منخفضة، وبالتالي فإن الكتل عبارة عن ثلج ماء بارد جدًا. نحن متأكدون من ذلك لأن تيتان يتكون بشكل عام من جليد الماء. اللون محمر محمر. إنه أمر طبيعي ويرجع ذلك إلى حقيقة أنه في الغلاف الجوي لتيتان، تحت تأثير الأشعة فوق البنفسجية الشمسية، يتم تصنيع مواد عضوية معقدة للغاية تحت الاسم العام "الثولين". ينقل ضباب هذه المواد الألوان البرتقالية والحمراء بشكل أساسي إلى السطح، مما يؤدي إلى تشتيتها بقوة. لذلك فإن دراسة جغرافية تيتان من الفضاء أمر صعب للغاية. الرادار يساعد. وبهذا المعنى فإن الوضع يشبه كوكب الزهرة. بالمناسبة، فإن الدورة الجوية على تيتان هي أيضًا من النوع الزهري: إعصار قوي واحد في كل نصف الكرة الأرضية.

الأقمار الصناعية للكواكب العملاقة الأخرى هي أيضًا أصلية. هذا هو آيو، أقرب قمر صناعي لكوكب المشتري. إنه على نفس مسافة القمر من الأرض، لكن كوكب المشتري عملاق، مما يعني أنه يؤثر بقوة كبيرة على قمره الصناعي. ذاب باطن المشتري ونرى عليه العديد من البراكين النشطة (النقاط السوداء). ويمكن ملاحظة أن الانبعاثات حول البراكين تتبع مسارات باليستية. بعد كل شيء، لا يوجد جو عمليًا، لذا فإن ما يتم إلقاؤه من البركان يطير في شكل قطع مكافئ (أو في شكل بيضاوي؟). تخلق الجاذبية المنخفضة على سطح آيو ظروفًا لانبعاثات عالية: على ارتفاع 250-300 كيلومتر، أو حتى مباشرة إلى الفضاء!

القمر الصناعي الثاني من كوكب المشتري هو أوروبا. مغطاة بقشرة جليدية، مثل القارة القطبية الجنوبية. ويوجد تحت القشرة، التي يقدر سمكها بـ 25-30 كم، محيط من الماء السائل. سطح الجليد مغطى بالعديد من الشقوق القديمة. ولكن تحت تأثير المحيط تحت الجليدي، تتحرك طبقات الجليد ببطء، مما يذكرنا بانجراف قارات الأرض.

تنفتح الشقوق في الجليد من وقت لآخر، ويندفع الماء إلى الخارج في النوافير. الآن نحن نعرف هذا على وجه اليقين، لأننا رأينا النوافير باستخدام تلسكوب هابل الفضائي. وهذا يفتح آفاق استكشاف مياه أوروبا. نحن نعرف شيئًا عنها بالفعل: إنها مياه مالحة، وهي موصل جيد للكهرباء، كما يشير المجال المغناطيسي. ومن المحتمل أن تكون درجة حرارته قريبة من درجة حرارة الغرفة، لكننا ما زلنا لا نعرف شيئًا عن تركيبه البيولوجي. أود أن أغرف وأحلل هذه المياه. ويتم بالفعل إعداد الرحلات الاستكشافية لهذا الغرض.

الأقمار الصناعية الكبيرة الأخرى للكواكب، بما في ذلك قمرنا، ليست أقل إثارة للاهتمام. في الواقع، فهي تمثل مجموعة مستقلة من الكواكب التابعة.

هنا، على نفس المقياس، تظهر أكبر الأقمار الصناعية مقارنة بعطارد. إنهم ليسوا أقل شأنا منه بأي حال من الأحوال، وبعضهم أكثر إثارة للاهتمام بطبيعتهم.