الفلك

أي الأقمار لديها مصائد باردة؟ (أي ميل مسير الشمس المنخفض في المحاور المدارية والدورانية)

أي الأقمار لديها مصائد باردة؟ (أي ميل مسير الشمس المنخفض في المحاور المدارية والدورانية)

يحتوي كل من القمر وعطارد على مصائد باردة قطبية في الحفر القطبية ، مع وجود علامات على وجود مواد متطايرة. هذا بالطبع ليس مثيرًا للاهتمام على قمر في النظام الشمسي الخارجي الذي يتكون من مواد متطايرة على أي حال. لكن لنفترض أن هناك بعض الفوائد للعقارات شديدة البرودة المحمية من الشمس.

ما هي الأقمار المرشحة لتظلل (أو مضاءة بنور الشمس إلى الأبد) ، وألا تكون أكثر برودة من تلك الموجودة على القمر؟ إن ميل كوكب المشتري ونبتون أقل من درجتين ، لذا ربما يكون قمراهم مرشحين جيدين.


العديد من أقمار كوكب المشتري وزحل مقفولة تدريجيًا وربما تنقل الجليد من مناطقها الاستوائية إلى مناطقها القطبية. Ganymede هو أفضل مثال حيث ترى قمم جليدية قطبية ساطعة ومنطقة استوائية مظلمة. تحدث عملية هجرة على كل هذه الأقمار حيث يتم امتصاص الضوء من الشمس بواسطة جزيئات جليد الماء وترسلها في قفزات عشوائية. بعد مسيرة عشوائية طويلة ، ينتهي بهم الأمر في النهاية بالقرب من القطب حيث يبقون لفترة طويلة حتى لو لم يكونوا في ظل دائم ، ويبقون هناك إلى الأبد تقريبًا إذا كانوا كذلك.

ولكن إذا كان القمر يحتوي على طبقة سميكة جدًا من الجليد في كل مكان ، فقد لا تكون هذه العملية قد حفرت بعمق كافٍ ، لذلك لا يزال مغطى بالجليد في كل مكان ، وفي هذه الحالة من الصعب رؤية التأثير يحدث.


Haumea أو Ataecina

هاوميا، التعيين الرسمي 136108 Haumea، هو كوكب قزم يقع خارج مدار نبتون ورسكووس. ثلث كتلة بلوتو فقط ، تم اكتشافه في عام 2004 من قبل فريق برئاسة مايك براون من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في مرصد بالومار بالولايات المتحدة ، وفي عام 2005 ، من قبل فريق برئاسة جيه إل أورتيز في مرصد سييرا نيفادا في إسبانيا ، على الرغم من أن الادعاء الأخير قد تم الاعتراض عليه وليس رسميًا. في 17 سبتمبر 2008 ، تم تعيينه أ كوكب قزم من قبل الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) وسميت باسم ldquoHaumea & rdquo ، إلهة الولادة في هاواي.

Haumea و rsquos الاستطالة الشديدة تجعلها فريدة من نوعها بين الكواكب القزمة المعروفة. على الرغم من أن شكله لم يتم ملاحظته بشكل مباشر ، إلا أن الحسابات من منحنى الضوء الخاص به تشير إلى أنه شكل بيضاوي ، مع ضعف محوره الرئيسي ضعف طول المحور الصغير. ومع ذلك ، يُعتقد أن جاذبيته كافية لجعله يرتاح في حالة توازن هيدروستاتيكي ، وبالتالي يفي بتعريف الكوكب القزم. هذا الاستطالة ، جنبًا إلى جنب مع الدوران السريع غير المعتاد ، والكثافة العالية ، وارتفاع البياض (من سطح جليد الماء البلوري) ، من نتائج تصادم عملاق ترك هاوميا & ndash هو أكبر عضو في عائلة تصادمية تضم العديد من الأجسام الكبيرة العابرة لنبتون (TNOs) & ndash وقمرين معروفين (Hi & # x02bbiaka و N & # x0101maka).

هاوميا هو بلوتويد ، وهو مصطلح يستخدم لوصف الكواكب القزمة خارج مدار نبتون ورسكووس. وتعني مكانته ككوكب قزم أنه من المفترض أن يكون ضخمًا بما يكفي ليتم تقريبه بفعل جاذبيته الخاصة ولكن لم يزيل جواره من الأجسام المماثلة. برغم من هاوميا يبدو أنه بعيد عن الشكل الكروي ، ويُعتقد أن شكله الإهليلجي ناتج عن دورانه السريع ، بالطريقة نفسها التي يمتد بها بالون الماء عند قذفه بدوران ، وليس بسبب نقص الجاذبية الكافية للتغلب على قوة الانضغاط مادته. هاوميا تم إدراجه في البداية كجسم حزام كويبر الكلاسيكي (KBO الكلاسيكي) في عام 2006 من قبل Minor Planet Center ، ولكن لم يعد. يشير المسار الاسمي إلى أنه في الدرجة الخامسة من الرنين 7:12 مع نبتون نظرًا لأن مسافة الحضيض البالغة 35 وحدة فلكية قريبة من حد الاستقرار مع نبتون. هناك صور مسبقة للاكتشاف هاوميا يعود تاريخه إلى 22 مارس 1955 من مسح السماء الرقمي لجبل بالومار. ستكون هناك حاجة إلى مزيد من الملاحظات حول المدار للتحقق من حالته الديناميكية.


خيارات الوصول

احصل على الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو وصول كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


2. الملاحظات وخفض البيانات

يستخدم تحليل البيانات لدينا الملاحظات من الكاميرات المختلفة على تلسكوب هابل الفضائي (HST) وكاميرا NIRC2 مع كائنات نجمة متكيفة من دليل الليزر في مرصد دبليو إم كيك. تتم معالجة هذه الملاحظات بطرق مختلفة هنا نصف التقنية العامة وفيما يلي نناقش الملاحظات الفردية. حتى على أهدافنا الباهتة نسبيًا (الخامس ≈ 21 ، 22) ، يمكن لهذه التلسكوبات القوية أن تحقق قياسًا فلكيًا نسبيًا بدقة تصل إلى بضعة ميلي ثانية. تم الإبلاغ عن تاريخ جوليان للرصد ، والمسافة الفلكية النسبية في السماء ، والأخطاء الفلكية المقدرة في الجدول 1.

الجدول 1. المواقع الفلكية المرصودة لنظام Haumea

تاريخ جوليان تاريخ تلسكوب آلة تصوير Δxح (قوس ثانية) Δذح (قوس ثانية) (قوس ثانية) (قوس ثانية) Δxن Δذن
2453397.162 2005 26 يناير كيك NIRC2 0.03506 −0.63055 0.01394 0.01394 . . . .
2453431.009 2005 مارس 1 كيك NIRC2 0.29390 −1.00626 0.02291 0.02291 0.00992 0.52801 0.02986 0.02986
2453433.984 2005 4 مارس كيك NIRC2 0.33974 −1.26530 0.01992 0.01992 . . . .
2453518.816 2005 28 مايو كيك NIRC2 −0.06226 0.60575 0.00996 0.00996 . . . .
2453551.810 2005 30 يونيو كيك NIRC2 −0.19727 0.52106 0.00498 0.00996 −0.03988 −0.65739 0.03978 0.03978
2453746.525 2006 11 يناير HST ACS / HRC −0.20637 0.30013 0.00256 0.00256 0.04134 −0.18746 0.00267 0.00267
2453746.554 2006 11 يناير HST ACS / HRC −0.20832 0.30582 0.00257 0.00257 0.03867 −0.19174 0.00267 0.00267
2454138.287 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21088 0.22019 0.00252 0.00197 −0.02627 −0.57004 0.00702 0.00351
2454138.304 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21132 0.22145 0.00095 0.00204 −0.03107 −0.56624 0.00210 0.00782
2454138.351 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21515 0.23185 0.00301 0.00206 −0.03009 −0.55811 0.00527 0.00564
2454138.368 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21402 0.23314 0.00192 0.00230 −0.03133 −0.56000 0.00482 0.00663
2454138.418 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21705 0.24202 0.00103 0.00282 −0.03134 −0.54559 0.00385 0.00376
2454138.435 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21449 0.24450 0.00323 0.00254 −0.02791 −0.54794 0.00571 0.00524
2454138.484 2007 6 فبراير HST WFPC2 −0.21818 0.25301 0.00153 0.00224 −0.02972 −0.53385 0.00797 0.01330
2454138.501 2007 7 فبراير HST WFPC2 −0.21807 0.25639 0.00310 0.00291 −0.03226 −0.53727 0.00531 0.00400
2454138.551 2007 7 فبراير HST WFPC2 −0.22173 0.26308 0.00146 0.00230 −0.03429 −0.53079 0.00497 0.00582
2454138.567 2007 7 فبراير HST WFPC2 −0.21978 0.26791 0.00202 0.00226 −0.03576 −0.52712 0.00270 0.00479
2454469.653 2008 4 يناير HST WFPC2 0.23786 −1.27383 0.00404 0.00824 −0.02399 −0.28555 0.00670 0.00831
2454552.897 2008 27 مارس كيك NIRC2 0.19974 −0.10941 0.00930 0.00956 . . . .
2454556.929 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.32988 −0.77111 0.00455 0.00557 0.00439 −0.76848 0.01239 0.01280
2454556.948 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33367 −0.77427 0.00890 0.00753 0.01363 −0.76500 0.01976 0.01252
2454556.964 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33267 −0.77874 0.00676 0.00485 0.00576 −0.77375 0.01212 0.01283
2454557.004 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33543 −0.78372 0.00404 0.00592 0.00854 −0.77313 0.01199 0.00897
2454557.020 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33491 −0.78368 0.00374 0.00473 0.00075 −0.76974 0.00907 0.01015
2454557.039 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33712 −0.78464 0.00740 0.00936 0.00988 −0.77084 0.01793 0.01543
2454557.058 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33549 −0.78692 0.00868 0.00852 0.01533 −0.76117 0.00765 0.01571
2454557.074 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33128 −0.78867 0.01431 0.01411 0.00645 −0.76297 0.01639 0.01390
2454557.091 2008 31 مارس كيك NIRC2 0.33687 −0.79462 0.00803 0.00717 0.00708 −0.76986 0.01532 0.00787
2454593.726 2008 7 مايو HST NICMOS −0.18297 1.08994 0.00354 0.00425 0.00243 −0.75878 0.00576 0.00761
2454600.192 2008 13 مايو HST WFPC2 0.10847 0.17074 0.00508 0.00427 −0.02325 0.19934 0.00480 0.01161
2454601.990 2008 15 مايو HST WFPC2 0.18374 −0.13041 0.00729 0.00504 −0.02293 0.50217 0.00618 0.00614
2454603.788 2008 17 مايو HST WFPC2 0.24918 −0.43962 0.00207 0.00574 −0.01174 0.59613 0.00366 0.00485
2454605.788 2008 19 مايو HST WFPC2 0.29818 −0.75412 0.00467 0.00966 0.00006 0.29915 0.00425 0.00613

ملاحظات. ملخص ملاحظات المواقف الفلكية لـ Hi'iaka (H) و Namaka (N) بالنسبة إلى Haumea. الفرق في السطوع (

6) والطائرات المدارية تسمح بالتعريف الفريد لكل قمر صناعي دون احتمال حدوث ارتباك. تم وصف طريقة الحصول على المواضع والأخطاء الفلكية في القسم 2 و B05. في تواريخ قليلة ، لم يتم اكتشاف Namaka الخافت لأن الملاحظات لم تكن عميقة بما يكفي أو أن Namaka كان موجودًا داخل PSF في Haumea. يتم عرض هذه البيانات بيانياً في الشكل 2 والمتبقيات للملاءمة الموضحة في الشكل 3. للأسباب الموضحة في النص ، فقط HST تُستخدم البيانات لحساب المعلمات المدارية الموضحة في الجدول 2.

تم تقليل الملاحظات من Keck كما في B05. تم إقحام وحدات البكسل السيئة المعروفة وقسمت كل صورة على حقل مسطح متوسط. تم بعد ذلك طرح الصور الزوجية (من الصور الملتقطة بنفس الفلتر). يتم تحديد النقطه الوسطى الفلكية لكل من الأجسام المرئية عن طريق تركيب غاوسيين ثنائي الأبعاد. يتم تحويل مسافة الصورة إلى مسافة فلكية في السماء باستخدام مقياس البكسل المشتق حديثًا لـ Ghez et al. (2008) ، الذي قام بمعايرة القياس الفلكي المطلق لكاميرا NIRC2 ووجد مقياس لوحة 0009963 بكسل -1 (مقارنة بالقيمة المفترضة سابقًا 0009942 بكسل -1) ودوران إضافي قدره 013 مقارنة بمعلومات الدوران المتوفرة في الصورة رؤوس. Ghez et al. وجد (2008) و Hełminiak & amp Konacki (2008) أن مقياس اللوحة والدوران مستقران على مدار الجدول الزمني لملاحظاتنا. يتم تحديد أشرطة الخطأ من تشتت المسافات المقاسة من كل صورة فردية كانت أوقات التكامل النموذجية حوالي دقيقة واحدة. عندما لا يتم اكتشاف القمر الصناعي الداخلي في الصور الفردية ، ولكن يمكن رؤيته في الصورة المكدسة ، يتم أخذ الموضع من الصورة المكدسة ، بعد التدوير الفردي ، ويتم تحجيم أشرطة الخطأ ببساطة إلى أشرطة الخطأ للقمر الصناعي الخارجي بواسطة الضرب في الجذر التربيعي لنسبة الإشارة إلى الضوضاء (

5). الالتواء الدقيق لحقول NIRC2 1 أصغر بكثير من أشرطة الخطأ بين علامات الاقتباس.

HST يستفيد من وظيفة انتشار النقطة المعروفة والمستقرة (PSF) والقياس الفلكي النسبي المعاير جيدًا. يسمح هذا بقياسات دقيقة ، حتى عندما تكون الأقمار الصناعية قريبة جدًا من Haumea. لكل من HST الملاحظات ، تم إنشاء نموذج PSFs باستخدام Tiny Tim. 2 افترض نموذج PSFs ألوانًا شمسية ، بما يتناسب مع Haumea وأقمارها الصناعية ، وتمت معالجتها بطريقة أخرى وفقًا للتفاصيل الواردة في دليل مستخدم Tiny Tim. تم بعد ذلك تركيب جميع PSFs الثلاثة في وقت واحد لتقليل 2 ، مع إضافة أخطاء من الفوتون وضوضاء السماء في التربيع. تم التعرف على وحدات البكسل السيئة والأشعة الكونية يدويًا وإخفائها من تحديد χ 2. تصحيح التشوه لـ Anderson & amp King (2003) لـ WFPC2 أصغر من أشرطة الخطأ الخاصة بنا لقياس الزاوية الضيقة ولم يتم تضمينه. تم حساب المواضع النسبية في السماء باستخدام روتين xyad الخاص بمكتبة IDL Astro ، والذي يستخدم معلومات القياس الفلكي من رؤوس الصور.

تم وصف الحصول على صور الأقمار الصناعية التي تم التقاطها في عام 2005 في كيك وتحليلها في B05. ومع ذلك ، هناك خطأ علامة في R.A. الإزاحات المدرجة في الجدول 1 من B05 ، القيم المدرجة هي في الواقع الانحرافات في السماء (كما هو واضح من الشكل 1). على الرغم من هذا الخطأ المطبعي ، تم تنفيذ B05 بشكل صحيح. تم تقديم المواقع المرصودة والأخطاء المقدرة للساتل الداخلي في Brown et al. (2006). تختلف المواقف الفلكية الواردة في الجدول 1 اختلافًا طفيفًا بناءً على إعادة تحليل بعض البيانات بالإضافة إلى مقياس لوحة جديد ودوران ، تمت مناقشتهما أعلاه. بناءً على حلنا المداري وإعادة التحقيق في الصور ، قررنا أن ملاحظة 28 مايو 2005 لناماكا ذكرت في Brown et al. (2006) كان من الصعب تمييز البقع طويلة العمر المتبقية من تصحيح البصريات التكيفية عن الأقمار الصناعية الخافتة القريبة.

في 2006، HST لاحظ Haumea بالكاميرا عالية الدقة (HRC) الخاصة بالكاميرا المتقدمة للاستطلاعات (برنامج ACS 10545). تم إجراء تكاملين مدتهما 5 دقائق في بداية ونهاية مدار واحد. تم استخدام الصور الخام للتركيب ، والتي تتطلب PSFs مشوهة وقياس فلك مصحح للتشويه. تقدر الدقة الفلكية لـ ACS

0.1 بكسل نضيف إليها خطأ ضوضاء الفوتون في مواضع الكائنات الثلاثة. تسمح الدقة العالية لـ ACS باكتشاف الحركة بين هذين التعريضين ، لذلك لا تعتمد هذه الأخطاء على تشتت القياسات المتعددة كما هو الحال مع جميع القياسات الأخرى.

في بداية فبراير 2007 ، هابل رصد Haumea لخمسة مدارات ، وحصل على مواقع عالية الدقة لكلا القمرين (البرنامج 10860). يمكن بسهولة اكتشاف حركة الأقمار الصناعية من المدار إلى المدار ، ويمكن أن تكون الحركة خلال مدار واحد مهمة ، لذلك قمنا بتقسيم هذه الصور إلى 10 "ملاحظات" منفصلة. تم اختيار توقيت الملاحظات ليكون لها نجمة في مجال الرؤية ، والتي من خلالها تم تصميم معلمات Tiny Tim PSF بالطريقة الموضحة في Brown & amp Trujillo (2004). الملاحظات لا تتبع Haumea ، ولكنها ثابتة على النجمة للحصول على أفضل PSF والتي يتم تلطيخها بشكل مناسب لحركة الأجسام. على الرغم من أن هذه الملاحظات تم التقاطها باستخدام الكاميرا الكوكبية واسعة المجال (WFPC2) - فشلت ACS HRC قبل أسبوع واحد فقط - يعمل تركيب PSF بشكل ممتاز ويوفر مواضع دقيقة. تم تحديد الأخطاء الفلكية لهذه الملاحظات من التبعثر المرصود في المواضع بعد طرح أفضل اتجاه تربيعي ملائم للبيانات ، بحيث لا يتم تضمين الحركة المدارية المرصودة في تقدير الخطأ. نلاحظ هنا أن الأكوام العميقة المجمعة لهذه الصور لم تكشف عن أقمار صناعية إضافية أكثر سطوعًا من

0.25٪ سطوع جزئي على مسافات تصل إلى عُشر كرة هيل (أي حوالي 0.1٪ من الحجم حيث ستكون الأقمار الصناعية الإضافية مستقرة).

في عام 2008 ، لاحظنا Haumea مع Keck NIRC2 في ليالي 28 مارس و 31 مارس. استمرت الملاحظات في 31 مارس في النطاق H لحوالي 5 ساعات في ظل ظروف جيدة ، مع اكتشافات واضحة لكلا القمرين الصناعيين في كل صورة. تمت معالجة هذه كما هو موضح أعلاه. تمت إزالة الملاحظات التي كان لدى Haumea فيها FWHM كبير ، تم حفظ حوالي 75 ٪ من البيانات. كما هو الحال مع فبراير 2007 HST البيانات ، قسمنا الملاحظات إلى 10 فترات منفصلة وحددنا الأخطاء من التشتت بعد طرح اتجاه تربيعي. يمكن اكتشاف حركة القمر الصناعي الخارجي بسهولة ، لكن القمر الصناعي الداخلي لا يتحرك (بالنسبة إلى Haumea) ضمن الأخطاء لأنه يقع عند الاستطالة الجنوبية. لم تكن بيانات 28 مارس بنفس جودة بيانات 31 مارس نظرًا لسوء الأحوال الجوية ولم يتم الكشف بوضوح إلا عن القمر الصناعي الخارجي.

في أوائل مايو 2008 ، HST لاحظ Haumea باستخدام كاميرا NICMOS (البرنامج 11169). تمت معالجة هذه الملاحظات على النحو الموصوف أعلاه ، على الرغم من تجاهل بعض الصور ذات الأخطاء الفلكية الواضحة (بسبب الأشعة الكونية التي تحير هذه الصور). هذه هي نفس الملاحظات التي ناقشها Fraser & amp Brown (2009).

في منتصف مايو 2008 ، لاحظنا Haumea في خمس فترات باستخدام WFPC2 ، على مدار 8 أيام (البرنامج 11518). تألفت كل من هذه الزيارات من أربع

10 دقائق من التعريض الضوئي. تمت معالجة هذه البيانات ، جنبًا إلى جنب مع الملاحظة في يناير 2008 ، كما هو موضح أعلاه. على الرغم من أننا نتوقع أن بعض هذه الحالات قد تكون قد اكتشفت بشكل هامشي حركة الأقمار الصناعية بين حالات التعريض الأربعة ، فإن تجاهل الحركة له تأثير فقط على تضخيم أشرطة الخطأ لهذه الملاحظات بشكل طفيف. كان Namaka قريبًا جدًا من Haumea (01) بحيث لا يمكن ملاحظته في صورة 12 مايو 2008 ، والتي لم يتم استخدامها.

تم تلخيص القياس الفلكي النسبي المشتق في السماء لكل قمر صناعي ، جنبًا إلى جنب مع متوسط ​​تاريخ جوليان للرصد والمعلومات الأخرى في الجدول 1. هذه هي البيانات الفلكية المستخدمة لتركيب المدار في هذه الورقة. في محاولات سابقة لتحديد مدار ناماكا ، حصلنا أيضًا على ملاحظات أخرى. في ليالي 20 و 21 أبريل 2006 ، شاهدنا Haumea بكاميرا OSIRIS و LGSAO في Keck. على الرغم من أن أوزيريس هو مطياف مجال متكامل ، إلا أن ملاحظاتنا أخذت في الوضع الضوئي. في الصور المضافة المشتركة ، تم اكتشاف كلا القمرين الصناعيين في كلتا الليلتين. تلقينا أيضًا ملاحظات مجدولة في قائمة الانتظار لـ Haumea باستخدام كاميرا NIRI على الجوزاء ونظام LGSAO Altair. في عام 2007 ، نتج عن برنامج الجوزاء الخاص بنا أربع ليالٍ جيدة من البيانات في 9 و 13 أبريل و 4 مايو و 5 يونيو. في عام 2008 ، تم أخذ ملاحظات جيدة في 20 أبريل و 27 مايو و 28 مايو. في كل صورة من صور الجوزاء ، يمكن العثور على القمر الصناعي الأكثر سطوعًا بسهولة ، ولكن غالبًا ما يتعذر اكتشاف القمر الصناعي الخافت.

دقة مقياس اللوحة والدوران المطلوبين لتضمين ملاحظات OSIRIS و Gemini غير معروفة ، لذلك لا يتم استخدام هذه البيانات لتحديد المدار. ومع ذلك ، فقد توقعنا المدارات المشتقة أدناه لمواقف جميع الملاحظات المعروفة. يكون التشتت في أجنحة مونت كارلو المدارية (الموصوفة أدناه) في أوقات هذه الملاحظات صغيرًا مقارنة بأشرطة الخطأ الفلكية لكل ملاحظة ، مما يعني أن هذه الملاحظات ليست مهمة لتحسين الملاءمة. لا تختلف المواقع المتوقعة بشكل كبير عن المواقع التي تمت ملاحظتها ، بالنسبة لأي ملاحظة نعلم بها ، بما في ذلك تلك التي تم الإبلاغ عنها في Barkume et al. (2006) و Lacerda (2009).

باستخدام هذه الملاحظات ، يمكننا أيضًا إجراء القياس الضوئي النسبي الأساسي للأقمار الصناعية. تم حساب سطوع الأقمار الصناعية من ارتفاع أفضل PSFs التي تم العثور عليها لتتناسب مع 2008 15 مايو ، HST/ WFPC2 المراقبة. استنادًا إلى الفترة والمرحلة المعروفة لمنحنى الضوء في Haumea (Lacerda et al. 2008 D. Fabrycky 2008 ، الاتصالات الخاصة) ، كانت Haumea في أضعف حالاتها خلال هذه الملاحظات ولا تتغير بشكل كبير في السطوع. تم العثور على Hi'iaka

أخف بعشر مرات من Haumea و Namaka

خفت 3.7 مرة من Hi'iaka.


28 أكتوبر 2014

البقع المظلمة العظيمة

البقعة المظلمة العظيمة هي في الواقع سلسلة من العواصف التي تم اكتشافها لأول مرة بواسطة فوييجر 2 في عام 1989. وهي مضادة للدوامات (أنظمة الطقس ذات العيون ذات الضغط العالي) تشبه إلى حد كبير البقعة الحمراء العظيمة على كوكب المشتري. ومع ذلك ، على عكس البقعة الحمراء العظيمة ، فإن هذه العواصف خالية من الغيوم بشكل عام وتستمر فقط من بضعة أشهر إلى سنوات قليلة.

الرياح المرتبطة بالبقع المظلمة العظيمة هي الأسرع المعروفة في النظام الشمسي ، حيث تصل سرعتها إلى 2400 كيلومتر في الساعة (حوالي 1500 ميل في الساعة). يُعتقد أنها ثقوب في سطح سحابة الميثان ، تحدث في طبقة التروبوسفير على ارتفاعات أقل من السحب. تباينت البقعة الأولى التي تم اكتشافها من حيث الحجم والشكل حيث تم مشاهدتها من الأرض وكانت هناك خطة لتصوير العاصفة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي في عام 1994. بحلول ذلك الوقت ، كان هابل في وضع يمكنه من التقاط صورة ، كان للعاصفة تتبدد. ومع ذلك ، تظهر البقع مرة أخرى على نبتون ، وظهرت عاصفة جديدة في نصف الكرة الشمالي لنبتون. على عكس البقعة الحمراء العظيمة التي هي عاصفة واحدة ، فإن البقع المظلمة العظيمة عبارة عن سلسلة من العواصف ذات المظاهر والخصائص المتشابهة لبعضها البعض.

إحدى النظريات السائدة حول ما يحدث للعواصف هي أنه عندما تهاجر العواصف نحو خط استواء نبتون ، تتفكك العواصف وتختفي. أيضًا ، تظهر السحب عادةً خارج العواصف ، لذا قد تشير إلى أن العاصفة قد تبددت للتو أو قد تظهر قريبًا.

العواصف نفسها مستقرة نسبيًا لأنها دوامات ، ولكن مرة أخرى ، لا تدوم طويلاً مثل البقعة الحمراء العظيمة.


نهائيات علم الفلك

كانت ثورة الأرض أقل بقليل من 365.25 يومًا بالضبط.

القمر بعد مسير الشمس ، بدلا من خط الاستواء.

تهب الرياح الشمسية الأرض بعيدًا عن الشمس.

أساس العام الذي نستخدمه في تقويمنا الحديث.

بناءً على موقع القمر بالنسبة للنجوم.

أقصر بحوالي يومين من الشهر الفلكي.

بسبب دوران الأرض والقمر.

الذئب 1061 أقرب إلى الأرض من روس 652.

روس 652 أقرب إلى الأرض من وولف 1061.

كلا النجمين خارج مجرة ​​درب التبانة.

يجب أن يكون للولف 1061 حركة مناسبة أكبر من روس 652.

جنوب خط الاستواء السماوي.

شرق الاعتدال الربيعي.

شمال خط الاستواء السماوي.

غرب الاعتدال الربيعي.

ج: ساعات مضاءة بالشمس تقريبًا تساوي عدد الساعات المضاءة بنور الشمس في اليوم.

ساعات أقل مضاءة بنور الشمس من عدم وجود ساعات مضاءة بنور الشمس في اليوم.

الفرق بين الزمان الشمسي والفلكي.

موقع خط الاستواء السماوي.

يجري على إيكوانتس بدلا من التدوير.

أكبر بكثير مما تصوره كوبرنيكوس.

حول الشمس وليس الأرض.

قم بعمل مجموعة من التنبؤات بناءً على النظرية وقم بإجراء التجارب (الملاحظات) لإظهار أن تلك التنبؤات صحيحة.

تكرار الاختبار على مدى فترة طويلة من الزمن.

أكمل خطوات المنهج العلمي.

ناتج الكتلتين.

معكوس المسافة التي تفصل بين الجسمين.

مربع عكسي للمسافة التي تفصل بين الجسمين.

عند الاقتران العلوي ، عندما يقع المريخ على الجانب البعيد من الشمس.

عند الاقتران السفلي ، عندما يقطع المريخ الأرض ويمر بيننا وبين الشمس.

في المعارضة ، عندما تتجاوز الأرض المريخ وتمر بين المريخ والشمس.

في التربيع ، عندما يقع المريخ بالضبط 90 درجة شرق أو غرب الشمس.


الأقمار الصناعية الجليدية: الهيكل الداخلي والديناميكيات والتطور

هذه المقالة تتكون من ثلاثة أقسام. الأول يناقش كيف نحدد الهياكل الداخلية للأقمار الصناعية وما نعرفه عنها. المسابر الأولية للهيكل الداخلي هي قياسات الحث المغناطيسي والجاذبية والتضاريس ، بالإضافة إلى حالة الدوران والاتجاه. إنسيلادوس ، ويوروبا ، وجانيميد ، وكاليستو ، وتيتان ، و (ربما) بلوتو جميعها لها محيطات جوفية قد يكون كاليستو وتيتان متمايزتين بشكل غير كامل. يصف القسم الثاني العمليات الديناميكية التي تؤثر على الأجزاء الداخلية للقمر الصناعي وأسطحه: المد والجزر والتدفئة الإشعاعية ، الانثناء والاسترخاء ، الحمل الحراري ، البراكين الباردة ، التجوال القطبي الحقيقي ، الدوران غير المتزامن ، التطور المداري ، والتأثيرات. يناقش القسم الأخير كيف تشكلت الأقمار الصناعية وتطورت. تعتبر نوبات تسخين المد والجزر القديمة وما تلاها من إعادة تجميد للمحيط الجوفي التفسير الأكثر ترجيحًا للتشوه الذي لوحظ في جانيميد ، وتيثيس ، وديون ، وريا ، وميراندا ، وآرييل ، وتيتانيا. ناتج الحرارة المرتفع للقمر إنسيلادوس هو نتيجة لداخل زحل شديد التشتت ، لكن معدل التبديد يعتمد بشدة على التردد ولا يعني بالضرورة أن أقمار زحل صغيرة. تتضمن الأسئلة الرئيسية المتبقية أصول الغلاف الجوي لتيتان والغرابة المركزية ، وتطور الكثافة المنتظم في الأقمار الصناعية الجليل ، والتطور المداري لأقمار زحل وأورانيان.

الكلمات الدالة

المواضيع

تقدم الأجسام الجليدية للنظام الشمسي الخارجي صورة رائعة ومتنوعة (الشكل 1). من إنسيلادوس الصغير النشط إلى تيتان بغلافه الجوي الفريد إلى الأنهار الجليدية النيتروجينية في بلوتو ، هناك مجموعة متنوعة مذهلة معروضة. الهدف هنا هو وصف بعض من هذا التنوع ومحاولة شرح كيفية ظهوره.

ينصب التركيز هنا بشكل خاص على الأجزاء الداخلية لهذه الهيئات: هياكلها الداخلية ، وما هي العمليات التي تعمل ، وكيف تطورت بمرور الوقت. يتم إيلاء اهتمام خاص للأجسام التي يُعتقد أن لها محيطات جوفية ، لأن هذه البيئات التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن هي أهداف ذات أولوية عالية لبعثات المركبات الفضائية المستقبلية. على الرغم من أن بلوتو ليس قمرًا صناعيًا ، إلا أنه عالم جليدي وعلى هذا النحو يتم تضمينه ولكن سيريس ، وهو كويكب غني بالتقلبات ، ليس كذلك.

في بداية كل قسم ، يتم تدوين بعض مقالات المراجعة التي تدخل في عمق أكبر من هذه المقالة. هناك أيضًا كتب كاملة مخصصة لأقمار صناعية جليدية معينة ، ولا سيما أوروبا (Pappalardo ، McKinnon ، & amp Khurana ، 2009) ، و Titan (Muller-Wodarg ، و Griffith ، و Lellouch ، و amp Cravens ، 2014) و Enceladus (Schenk ، و Clark ، و Howett ، و Verbiscer ، & amp Waite ، 2018).

الشكل 1. (في الغالب) العوالم الجليدية للنظام الشمسي الخارجي ، مع قمر الأرض لتوسيع نطاقه. من المحتمل أن تمتلك الأسماء باللون الأزرق محيطات جوفية.

الهيكل الداخلي

يعد استنتاج البنية الداخلية للجسم من الملاحظات البعيدة مهمة صعبة. سيناقش هذا القسم أولاً كيف يتم ذلك ثم يصف ما تعلمناه. أحد الأسئلة الرئيسية هو ما إذا كانت الأقمار الصناعية الجليدية متمايزة (أي مفصولة إلى طبقات يسيطر عليها السيليكات ويغلب عليها الجليد). هذا مهم لأنه يضع قيودًا على كيفية تشكيلها في الأصل. موضوع مهم آخر هو المحيطات الجوفية - كيف يتم اكتشافها والحفاظ عليها. تغطي العديد من مقالات المراجعة موضوعات مماثلة ، بما في ذلك Hussmann و Sohl و Spohn (2006) و Nimmo و Pappalardo (2016) للأقمار الصناعية العامة ، وفصول من تأليف Schubert و Anderson و Spohn و McKinnon (2004) للأقمار الصناعية Galilean و Tobie و Lunine و Monteux و Mousis و Nimmo (2014) لـ Titan و Hemingway و Iess و Tajeddine و Tobie (2018) لـ Enceladus.

قبل وصف كيفية استنتاج الهياكل الداخلية ، يتم تقديم موضوعين أساسيين: الخصائص الفيزيائية للجليد ، ودور المد والجزر.

خصائص الجليد

تمامًا مثل الصخور ، يكون الجليد الموجود على سطح قمر صناعي خارجي باردًا ويستجيب للضغوط بطريقة هشة أو مرنة. في درجات حرارة وأعماق أعلى ، سوف يتدفق بشكل لزج ، مما قد يؤدي إلى الحمل الحراري. على عكس الصخور ، فإن مرحلة الضغط المنخفض لجليد الماء (الجليد الأول) هي أقل أكثر كثافة من مكافئته السائلة ، في حين أن الشيء نفسه لا ينطبق على الأشكال الجليدية المتعددة التي تتشكل عند ضغوط أعلى (Sotin ، Grasset ، & amp Beauchesne ، 1998). نتيجة لذلك ، سيتكون القمر الصناعي الكبير العام من "شطيرة جليدية": ثلج في الأعلى ، وماء في الوسط ، ومتعدد أشكال جليدية ذات ضغط أعلى. سيتجمد المحيط المتجمد تدريجياً في هذه الحالة في وقت واحد من الأعلى والأسفل. لن تحتوي الأقمار الصناعية الأصغر على مراحل جليدية عالية P لأن هذه تظهر أعلاه فقط

0.2 جيجا. في حالة عدم وجود جليد عالي P ، يؤدي تغيير حجم الماء إلى جليد إلى توسع السطح (يحتمل أن يتسبب في توسع السطح التكتوني Nimmo ، 2004) وضغط المحيط (يحتمل أن يتسبب في ثوران البركان Manga & amp Wang ، 2007). على الرغم من أن نقطة تجمد الماء ليست حساسة جدًا للضغط ، إلا أنها حساسة جدًا لتركيز الملوثات: يمكن للأملاح أن تخفض نقطة التجمد بعشرات K ، وفي وجود NH3 قد تكون نقطة التجمد منخفضة حتى 176 كلفن (Kargel، 1998 Leliwa-Kopystynski، Maruyama، & amp Nakajima، 2002). لأن التجميد يستبعد الملوثات ، يصبح السائل المتبقي أكثر تلوثًا بشكل تدريجي وبالتالي يصعب تجميده.

المد والجزر

يهيمن المد والجزر على الكثير من الديناميكا الجيولوجية الساتلية. تم العثور على مقدمة يمكن الوصول إليها عن المد والجزر في الفصل 4 من Murray and Dermott (1999). جميع الأقمار الصناعية تقريبًا متزامنة ، وتدور مرة واحدة في كل مدار. الشكل المتوسط ​​لمثل هذا القمر الصناعي هو شكل بيضاوي ممدود باتجاه الشكل الأساسي ينتج عن تشوهات المد والجزر والدوران. إذا كان المدار غير دائري مع الانحراف ه، من وجهة نظر القمر الصناعي ، يقوم الأساسي بتنفيذ القطع الناقص في السماء (الشكل 2). المسافة المتغيرة واتجاه عزم الدوران الأساسي على القمر الصناعي. كما أنها تسبب تغيرات دورية صغيرة في شكل التوازن الإهليلجي ، مما يؤدي إلى ما يسمى بالمد والجزر النهاري. هذا التشوه النهاري للمد والجزر هو أصغر بكثير (بمعامل 3ه) من الشكل الإهليلجي المتوازن ، ولكن طبيعته المتغيرة بمرور الوقت تسبب ضغوطًا ويمكن أيضًا أن يولد الجسم غير الصلب الحرارة. تنشأ عملية مماثلة إذا كان للقمر الصناعي ميل محدود (أي أن قطبه المغزلي بزاوية بالنسبة لقطب مداره). إن تسخين المد والجزر هو المحرك الرئيسي للنشاط الجيولوجي على الأقمار الصناعية الجليدية (انظر أدناه). يعتمد معدل التسخين بشدة على البنية الداخلية للقمر الصناعي ، والانحراف المداري ، والمسافة إلى المرحلة الأولية التي تختلف مكانيًا عبر القمر الصناعي. يعمل تسخين المد والجزر اللامركزي على تدوير مدار القمر الصناعي تدريجيًا بحيث يكون هناك ردود فعل معقدة بين التطور المداري والحراري.

الشكل 2. رسم تخطيطي للمد والجزر الفضائية. عند النظر إليه في الإطار المرجعي للقمر الصناعي ، ينفذ العنصر الأساسي شكلًا بيضاويًا للمكون النهاري لانتفاخ المد والجزر الذي يتتبع موضع العنصر الأساسي.

كيف نعرف؟

بالنسبة للأقمار الصناعية الجليدية ، هناك عدة أنواع من الملاحظات التي يمكن أن تضع قيودًا على هياكلها الداخلية.

الكثافة الظاهرية

حتى التحليق الفردي للقمر عادة ما ينتج عنه كتلته (عن طريق قياس الاضطرابات في مسار المركبة الفضائية) وحجمه (عبر الصور). لا تعطي الكثافة الظاهرية الناتجة أي معلومات عن كيفية توزيع الكتلة داخل القمر الصناعي. ومع ذلك ، لا يزال من الممكن أن يكون مفيدًا ، لأن مخاليط الصخور / المعادن لها كثافة تتراوح بين 3-4 جم / سم مكعب ، وهي أعلى بكثير من تلك الموجودة في الماء أو الأشكال الجليدية منخفضة الضغط (

1 جم / سم مكعب). على سبيل المثال ، تتطلب الكثافة الظاهرية العالية لـ Europa (الجدول 1) أن طبقة الجليد السطحية المرصودة لا يمكن أن تمتد بعمق شديد إلى داخلها. على العكس من ذلك ، تشير الكثافة الظاهرية المنخفضة للغاية لـ Tethys إلى أنها مصنوعة بالكامل تقريبًا من الجليد ، وبالتالي فإن أي تسخين عبر التحلل الإشعاعي سيكون محدودًا. بالنسبة للأجسام الصغيرة ، يمكن تفسير الكثافة المنخفضة بكسر الجليد المرتفع أو المسامية العالية ، ولكن نظرًا لأن المسام تغلق تحت الضغط ، فإن هذا التأثير أقل أهمية بالنسبة للأقمار الكبيرة (على سبيل المثال ، ماتسون ، كاستيلو روجيز ، شوبرت ، سوتين ، وأمبير ماكينون ، 2009 ).

الجدول 1. البيانات الأساسية للأقمار الصناعية.

ملحوظة: يتم تحديد المسافة في نصف قطر الكواكب (صص) ، غريب الأطوار من Murray and Dermott (1999) باستثناء Charon (Buie et al. ، 2012). هنا أ ، ب ، ج تشير إلى المحاور الثلاثة للشكل البيضاوي الأنسب. مصادر بيانات الشكل كالتالي: Europa - Nimmo et al. (2007)، Ganymede and Callisto - Davies et al. (1998) ، أقمار ساتورنيان باستثناء تيتان - توماس (2010) ، تيتان - همنغواي وآخرون. (2013) (الجدول S1) ، أقمار أورانيان - توماس (1988) ، تريتون - توماس (2000) ، بلوتو وشارون - نيمو وآخرون. (2017). تم اشتقاق الكميات الموجودة بين قوسين وفقًا لافتراض التوازن الهيدروستاتيكي.

تعريفي

الجسم الموصّل كهربائيًا في مجال مغناطيسي متغير زمنيًا سيختبر تيارات تحريضية ، والتي تولد مجالًا مغناطيسيًا ثانويًا. هذا هو أساس الاكتشاف الناجح للمحيطات الجوفية في أوروبا وجانيميد وكاليستو بواسطة جاليليو مركبة فضائية (Zimmer، Khurana، & amp Kivelson، 2000 Kivelson، Khurana، & amp Volwerk، 2002). تختبر هذه الأقمار الصناعية مجالًا مغناطيسيًا يعتمد على الوقت لأن القطب المغناطيسي للمشتري ينحرف عن قطب دورانه ، لذلك يتغير المجال في الفترة المدارية للمشتري. أظهر يوروبا وكاليستو مجالات مغناطيسية داخلية تختلف باختلاف المجال الخارجي - دليل على الاستقراء. يضع حجم المجال المستحث حدودًا على عمق وموصلية الطبقة المسؤولة ، والتفسير الأكثر شحًا هو المحيط المالح. في Ganymede ، بالإضافة إلى المجال المستحث ، تم اكتشاف حقل ثابت أيضًا ، مما يشير إلى أن Ganymede (بشكل فريد) لديه دينامو نشط. لسوء الحظ ، نظرًا لأن المجال المغناطيسي لزحل يتماشى مع قطب الدوران الخاص به ، لا يمكن استخدام هذه التقنية بواسطة كاسيني مركبة فضائية لاستكشاف المحيطات في أقمار ساتورنيان.

الشكل والجاذبية

إذا لم يكن للكوكب قوة طويلة المدى ، فإن سطحه سيتوافق مع تساوي الجهد الذي يحدده دوران الجسم ، وتشويه المد والجزر ، وتوزيع الكتلة الداخلي (Murray & amp Dermott ، 1999). يتم وصف السمة الغالبة للشكل الناتج عن طريق التوافقية الكروية للدرجة ل= 2. بشكل ملحوظ ، يمكن استخدام هذا الشكل عبر ما يسمى بتقريب داروين-راداو (على سبيل المثال ، ستايسي ، 1969) لاستنتاج التوزيع الشامل كما هو موصوف في لحظة القصور الذاتي أو وزارة الداخلية ، المشار إليها ج. بالتساوي ، فإن ليمكن أيضًا استخدام معاملي الجاذبية = 2 للاستنتاج ج. وبالتالي فمن السهل قياسها ج لجسم لا قوة له. تطبيع وزارة الداخلية التي قدمها ج / MR عادة ما يتم اقتباس 2 ، حيث يمكن مقارنتها مباشرة بجسم موحد (من أجل ج / MR 2 =0.4).

لسوء الحظ ، من الواضح أن الأقمار الصناعية الجليدية ليست عديمة القوة - على سبيل المثال ، يشتهر Iapetus بوجود انتفاخ دوراني "تجمد" في وقت مبكر من تاريخه (Castillo-Rogez et al. ، 2007). طريقة واحدة للتحقق مما إذا كان الشكل أو الجاذبية يتوافقان مع نموذج القوة ("الهيدروستاتيكي") هو قياس نسبة المعاملين الكرويين التوافقيين الرئيسيين ، ج20/ ج22. بالنسبة لجسم هيدروستاتيكي يدور ببطء ، تكون هذه النسبة -10/3 (على سبيل المثال ، Tricarico ، 2014). حتى إذا لم يكن الشكل والجاذبية هيدروستاتيكيًا ، فمن الممكن أحيانًا فصل المكونات الهيدروستاتيكية وغير الهيدروستاتيكية ، وإنشاء لحظة من القصور الذاتي (على سبيل المثال ، Iess et al. ، 2014).

الجدول 2. ملخص لحظات الجاذبية ولحظات التطبيع المستنبطة من القصور الذاتي للأقمار الصناعية الجليدية.

ملحوظة: هنا ي2= −C20. تشير القيم الموجودة بين قوسين إلى النسبة ي2/ ج22 تم إصلاحه في 10/3. بالنسبة لتيتان ، يتم تقديم حلين مستقلين.

الجيوديسيا

هناك عدة طرق يمكن من خلالها استخدام قياسات دقيقة لاتجاه القمر الصناعي وموضع سطحه لاستنتاج بنيته الداخلية. الأول هو قياس اتساع المد والجزر النهاري للقمر الصناعي (Wahr et al. ، 2006) ، إما عن طريق تتبع تشوه سطحه (مما يؤدي إلى ما يسمى بالمد والجزر ح2 رقم الحب Stacey ، 1969) ، أو عن طريق قياس الثقل المتغير الزمني الناتج (إنتاج المد والجزر ك2 رقم الحب). يُظهر القمر الصناعي الذي يفتقر إلى المحيط عادةً انخفاض المد والجزر ح2 و ك2 من قمر صناعي يمتلك محيطًا ، وذلك لأن المحيط يفصل الجزء الداخلي العميق (والذي يكون عادةً صلبًا ومقاومًا للتشوه) من قشرة الجليد أعلاه (Moore & amp Schubert ، 2000).

تتمثل الطريقة الثانية في البحث عن عمليات الذبذبات والانحرافات الدورية الصغيرة عن معدل الدوران الثابت (Tiscareno، Thomas، & amp Burns، 2009). سيختبر القمر الصناعي الجامد الإهليلجي في مدار غريب الأطوار عزم دوران دوري أثناء دورانه في مداره الأساسي. تتسبب هذه العزم في دوران القمر الصناعي لأعلى ودورانه لأسفل على مدار مدار مدار. يعتمد اتساع الاهتزازات الناتجة على الشكل (المعروف) والخصائص المدارية للقمر الصناعي ، وكذلك على لحظة القصور الذاتي. وبالتالي ، إذا كان من الممكن قياس سعة الاهتزاز ، فيمكن استنتاج لحظة القصور الذاتي. بالنسبة للأقمار الصناعية غير الصلبة ، تصبح الأمور أكثر تعقيدًا (Van Hoolst، Baland، & amp Trinh، 2013) ، لكن المبدأ الأساسي يظل كما هو.

تتمثل الطريقة الأخيرة في قياس الانحراف: ميل محور دوران القمر الصناعي من المستوى العادي إلى مستوى مداره. سيسبق كل من قطب المدار وقطب الدوران التبديد المسبق في القمر الصناعي يدفع هذين القطبين ليظلوا متحد المستوى مع متوسط ​​موقع القطب المداري ، وهو ما يسمى بحالة كاسيني. على غرار الاهتزازات ، يعتمد الانحراف على الشكل المعروف ، والميل المداري ، ولحظة القصور الذاتي. لذلك إذا كان من الممكن قياس الميل ، فيمكن استنتاج لحظة القصور الذاتي (Bills & amp Nimmo ، 2011). لاحظ أنه ، على عكس نهج الاهتزاز ، يجب إجراء افتراض إضافي (أن القمر الصناعي في حالة كاسيني).

مناهج أخرى

كما هو موضح أدناه ، في بعض الحالات ، يمكن أن تساعد المعلومات من القياسات الأخرى في استنتاج البنية الداخلية. على سبيل المثال ، ساعدت القياسات الكيميائية للمواد المتفجرة في إنسيلادوس في تحديد حالتها الداخلية ، وتنطبق تعليقات مماثلة على قياسات الغلاف الجوي لتيتان. أثبتت القياسات المباشرة للحرارة المنبعثة من القطب الجنوبي للقمر إنسيلادوس أهميتها في فهم تطوره. تشير الملاحظات التلسكوبية لأوروبا إلى وجود أعمدة ثورانية هناك وأن القياسات الأرضية لميلها قد تساعد في النهاية في تحديد هيكلها الداخلي.

ما الذي نعرفه؟

بعد مناقشة التقنيات العامة المتاحة ، سيتم الآن وصف كل قمر صناعي بدوره. يلخص الشكل 3 الهياكل الداخلية المستنبطة للأقمار التي خضعت لأكبر قدر من التدقيق.

الشكل 3. الهياكل الداخلية المستنبطة لأقمار مختارة. تشير علامات الاستفهام إلى مناطق معينة من عدم اليقين. لاحظ اللب المتكتل لميماس وأن ميماس وإنسيلادوس تم رسمهما بثلاثة أضعاف حجم الأقمار الأخرى.

تيتان

تيتان عبارة عن قمر صناعي معقد بشكل خاص ، يمتلك غلافًا جويًا سميكًا وهيدروكربونات سائلة على سطحه. نظرًا لحجمها ، كان يُعتقد أن المحيط تحت السطحي كان على الأرجح حتى قبل كاسيني مهمة (على سبيل المثال ، Sohl et al. ، 2003).

كاسيني توفر قياسات انحراف تيتان (Stiles et al. ، 2008) أقوى دليل على وجود محيط تحت السطح. إن ميل تيتان أكبر بثلاث مرات مما هو متوقع لجسم صلب ، ويمكن تفسير هذا الاختلاف الكبير إذا انفصلت القشرة القريبة من السطح عن الداخل بواسطة المحيط (Bills & amp Nimmo، 2011 Baland et al.، 2014) . تيتان هو القمر الصناعي الجليدي الوحيد الذي تم قياس استجابته للمد والجزر ، مما أدى إلى حدوث ذلك ك2 ≈ 0.4-0.7 (إيس وآخرون ، 2012). هذا أعلى من القيم المتوقعة من الناحية النظرية (Sohl et al. ، 2003) ويشير إلى وجود تشوه داخلي كبير بالإضافة إلى محيط ضحل فصل. كما أنه يجعل من الصعب شرح غرابة الأطوار العالية في Titan (كما تمت مناقشته لاحقًا).

مبكرا كاسيني أظهر flybys أن تايتان ل= 2 كانت الجاذبية هيدروستاتيكية تقريبًا (Iess et al. ، 2010) ، بينما لم تكن تضاريسها (Zebker et al. ، 2009). أحد التفسيرات المحتملة لذلك هو أن تيتان يواجه اختلافات مكانية في سمك القشرة ، وهو أمر متوقع بسبب الاختلافات المكانية في تسخين المد والجزر وينتج عنه إشارة طبوغرافية ولكن لا توجد إشارة جاذبية مقابلة (Nimmo & amp Bills ، 2010). يمكن تفسير الاختلافات المستنتجة في سمك القشرة من خلال التسخين المد والجزر المعتدل ولكنها تتطلب أن تكون قشرة الجليد موصلة بدلاً من الحمل الحراري. يمكن تفسير غياب الحمل الحراري إذا كانت قاعدة الغلاف باردة (على سبيل المثال ، لأن المحيط هو NH3-ثري).

بأخذ جاذبية تيتان من الدرجة 2 لتكون هيدروستاتيكيًا ، تم الاستدلال على وزارة الداخلية بمقدار 0.34 (Iess et al. ، 2012 الجدول 2). في الآونة الأخيرة ، قياسات ل= 3 تم استخدام الجاذبية والتضاريس لتحديد مكون غير هيدروستاتيكي ، من المحتمل أن يكون ناتجًا عن طبقة صلبة قريبة من السطح

بسمك 100 كيلومتر (Hemingway et al. ، 2013). طرح هذا المكون غير الهيدروستاتيكي من ل= 2 الجاذبية والتضاريس تنتج وزارة الداخلية الطبيعية التي تعتمد على النموذج ولكن قد تكون كبيرة مثل 0.36. لسوء الحظ ، من الممكن تفسيرات مختلفة لهذا الرقم (Tobie et al. ، 2014). قد يعني ذلك أن تيتان حقًا متمايزة بشكل غير كامل ، وتحتوي على مزيج حميم من الصخور والجليد أو أن السيليكات رطبة وبالتالي منخفضة الكثافة نسبيًا (Castillo-Rogez & amp Lunine ، 2010).

يوروبا

تشير الكثافة الظاهرية لأوروبا إلى أنها تتكون في الغالب من صخور (الجدول 1). بسبب العدد المحدود من flybys ، فإن معاملات الجاذبية من الدرجة الثانية في Europa ليست كذلك بشكل مستقل محددة (الجدول 2) ، لذلك لا يمكن استخدامها لاختبار ما إذا كان الجسم هيدروستاتيكيًا (Anderson et al. ، 1998). شكل يوروبا قريب من الهيدروستاتيكي ، لكن الشكوك كبيرة (نيمو وآخرون ، 2007). ومع ذلك ، بافتراض السلوك الهيدروستاتيكي ، يمكن استخدام معاملات الجاذبية لاستنتاج MoI الطبيعي 0.346 ، وهو ما يتوافق مع (

100 كم)2يا طبقة فوق السيليكات.

تشكل تقنية الاستقراء أقوى دليل على وجود محيط تحت السطح في أوروبا (Zimmer et al. ، 2000). تكشف البيانات الحالية فقط عن تأثير الحث في فترة واحدة (دوران المشتري) ، لذلك هناك مفاضلة بين سماكة الموصل المستنتج والموصلية (Khurana et al. ، 2002). ومع ذلك ، يبدو أن وجود طبقة ماء سائلة قريبة من السطح أمر لا مفر منه. في المقابل ، سمك القشرة الجليدية غير مؤكد حاليًا. إذا كان الجزء الداخلي للسيليكات في يوروبا شبيهاً بـ Io ، فإن حرارة المد والجزر المتولدة يمكن أن تحافظ على سمك القشرة على بعد بضعة كيلومترات فقط (Greenberg et al. ، 2002). مستويات تسخين المد والجزر المنخفضة ، التي من المحتمل أن تتركز في القشرة الجليدية ، ستؤدي إلى سمك قشرة يبلغ بضع عشرات من الكيلومترات (Hussmann ، Spohn ، & amp Wieczerkowski ، 2002 Tobie ، Mocquet ، & amp Sotin ، 2005). أكبر سمات التأثير على أوروبا هي أكثر اتساقًا مع الغلاف السميك (Turtle & amp Pierazzo ، 2001 Schenk ، 2002) ، لكن معظم الملاحظات السطحية لا يمكنها التمييز بين الأصداف الرقيقة والسميكة. على عكس تيتان ، لا تظهر البيانات الطبوغرافية المحدودة أي دليل على تغيرات سمك القشرة الجانبية (Nimmo et al. ، 2007).

جانيميد وكاليستو

بالنسبة إلى Ganymede و Callisto ، تم تطبيق نفس التقنيات الأساسية كما في Europa. كشف الاستقراء عن محيط تحت السطح تحت Callisto (Zimmer et al. ، 2000) ، ومحيط محتمل في Ganymede (Kivelson et al. ، 2002) ، مع تعقيد التفسير في الأخير بسبب وجود حقل دائم متولد داخليًا. كما هو الحال في يوروبا ، لا يمكن تحديد معاملات الجاذبية من الدرجة الثانية بشكل مستقل ، لذلك كان لابد من افتراض التوازن الهيدروستاتيكي. في ظل هذا الافتراض ، قام جانيميد وكاليستو بتطبيع مستويات وزارة الداخلية من 0.312 و 0.355 (أندرسون وآخرون ، 1996 أندرسون وآخرون ، 2001). تفسير جاذبية جانيميد معقد بسبب وجود شذوذات محلية على ما يبدو ، على غرار "الماسونات" على القمر (Palguta et al. ، 2006).

تقترح وزارة الداخلية لجانيميد تصميمات داخلية متباينة. يتوافق هذا مع قدرته الواضحة على توليد مجال مغناطيسي داخلي ، مما يعني وجود قلب من الحديد السائل يحدث فيه الحمل الحراري - مدفوعًا بالطفو الحراري أو التركيبي - (Hauck، Aurnou، & amp Dombard، 2006). بالنسبة إلى Callisto ، تشير قيمة MoI إلى هيئة غير متمايزة بشكل كامل. هذا مثير للدهشة لأن المحيط تحت السطحي المستنتج يتضمن درجة معينة من التمايز. على الرغم من وضع السيناريوهات التي يمكن فيها التوفيق بين هاتين الملاحظتين المتناقضتين ظاهريًا (Nagel، Breuer، & amp Spohn، 2004) ، فقد يكون كاليستو باردًا بدرجة كافية لدرجة أن الافتراض الهيدروستاتيكي (وبالتالي وزارة الداخلية المشتقة) غير صحيح ببساطة (McKinnon ، 1997).

إنسيلادوس

واحدة من أكبر مفاجآت كاسيني كانت المهمة أن إنسيلادوس الصغير كان نشطًا جيولوجيًا ، حيث ينفث بخار الماء والحرارة إلى الفضاء في قطبه الجنوبي (بوركو وآخرون ، 2006 سبنسر وآخرون ، 2006). كشفت قياسات منتجات الثوران عن حبيبات جليدية مالحة (Postberg et al. ، 2011) ، مما يشير على الفور إلى وجود المياه الجوفية. في الآونة الأخيرة ، أثبتت قياسات عمليات librations الكبيرة بشكل غير طبيعي أن هذه المياه الجوفية هي محيط عالمي ، وليس مجرد بحر إقليمي (Thomas et al. ، 2016).

تم تحليل جاذبية وإنسيلادوس بطريقة مماثلة لتحليل تيتان ، حيث تم تحليلها إلى مكونات هيدروستاتيكية وغير هيدروستاتيكية مع مراعاة تأثيرات الدوران السريع (Iess et al.، 2014). من خلال الجمع بين هذه النتائج مع سعة الاهتزاز المقاسة ، ظهرت صورة دقيقة إلى حد ما (Hemingway et al. ، 2018) ، مع غلاف جليدي يبلغ سمكه 20 إلى 30 كم ، ويغطي محيطًا بسماكة مماثلة وكثافة منخفضة ، ومن المفترض أن تكون مسامية ، قلب سيليكات نصف قطره حوالي 190 كم. وقد تم تخفيف القشرة الجليدية إلى بضعة كيلومترات فقط عند القطب الجنوبي ، مما يعكس على الأرجح ارتفاع درجة حرارة المد والجزر هناك.

تم استخدام القياسات في الموقع لكيمياء العمود لاستنتاج التفاعلات الكيميائية ذات درجة الحرارة العالية بين الماء والسيليكات (Hsu et al. ، 2015 Waite et al. ، 2017). إلى جانب الكثافة المنخفضة المستنبطة للنواة ، تشير هذه الملاحظات إلى أن الماء يتدفق عبر اللب ويتم تسخينه هناك ، على الأرجح لأن اللب قابل للتشوه ومسخن بشكل مدّي (روبرتس ، 2015 تشوبليت وآخرون ، 2017).

أقمار ساتورنية أخرى متوسطة الحجم

بالنسبة للأقمار الصناعية الأخرى في كوكب زحل ، تتوفر قيود أقل. تشير كثافتها الكتلية إلى اختلاف الصخور: نسب الجليد (الجدول 1) يجب أن تكون تيثيس على وجه الخصوص جليدًا نقيًا تقريبًا. Mimas و Enceladus و Iapetus و Titan و (يمكن القول) Tethys جميعها لها أشكال من الدرجة الثانية ليست هيدروستاتيكية (Thomas، 2010 Nimmo et al.، 2011) أما الأقمار الصناعية الأخرى فهي أقل تشويشًا ، لذا فإن أوجه عدم اليقين في أشكالها أكبر من أن تأكد. يتميز Iapetus بانتفاخه الدوراني الكبير ، المميز لفترة دوران

16 ساعة واكتسبت قبل وقت طويل من بلوغها حالة الدوران المتزامن الحالية (Castillo-Rogez et al. ، 2007).

جاذبية ريا غير هيدروستاتيكية مقترنة بأوجه عدم اليقين في تضاريسها ، مما يجعل من الصعب تقييد الهيكل الداخلي (تورتورا وآخرون ، 2016). على النقيض من ذلك ، على الرغم من أن جاذبية ديون ليست هيدروستاتيكية أيضًا ، فإن التحليل الشبيه بالقمر إنسيلادوس يكشف عن لحظة من القصور الذاتي

0.33 (Hemingway et al. ، 2016) ووجود غلاف جليدي معوض ، مما يشير إلى وجود محيط تحت السطح (Beuthe et al. ، 2016). لا توجد لحظات جاذبية متاحة لـ Mimas أو Tethys أو Iapetus.

كما هو الحال مع إنسيلادوس ، تم قياس الاهتزازات في ميماس ولها سعة أكبر قليلاً مما هو متوقع لجسم صلب من شكل ميماس (تاج الدين وآخرون ، 2014). هناك تفسيران محتملان: إما أن تمتلك ميماس محيطًا تحت السطح ، أو بها شذوذ في الكتلة الجوفية يوفر عزم دوران أكبر مما هو متوقع بناءً على شكل السطح. نظرًا لصغر حجم ميماس وغياب النشاط الجيولوجي ، فإن التفسير الأخير أكثر احتمالًا ، وقد يكون راجعاً إلى قلب صخري "متكتل".

الأقمار الصناعية أورانيان

تقريبا لا توجد معلومات متاحة لهذه الهيئات. على الرغم من أن أشكالها معروفة تقريبًا (Thomas ، 1988) ، إلا أن كتلها (وبالتالي كثافتها الضخمة) تكون في بعض الحالات مقيدة بشكل سيئ. يُظهر كل من أرييل وميراندا وتيتانيا تشوهًا كبيرًا في السطح (كولينز وآخرون ، 2010) ، على الأرجح بسبب تسخين المد والجزر القديم.

كائنات حزام كايبر

يُعتقد عمومًا أن Triton ، بمدارها الرجعي حول نبتون ، هو كائن تم التقاطه من حزام كايبر (Agnor & amp Hamilton ، 2006). كان من الممكن أن يؤدي الالتقاط والدوران المداري اللاحق إلى تسخين شديد للمد والجزر وتوقع تمايز كامل (Goldreich et al. ، 1989). حجم وكثافة تريتون تجعله قريبًا جدًا من بلوتو. ال آفاق جديدة حددت المهمة مؤخرًا أشكالًا دقيقة لكل من بلوتو وشارون ، وكشفت أن شارون أقل كثافة بنسبة 10٪ تقريبًا من بلوتو (نيمو وآخرون ، 2017). تشير الكثافة الظاهرية للأجسام الثلاثة إلى أنها تتكون من ثلثي الصخور تقريبًا بالكتلة (McKinnon et al. ، 2017).

شكل تريتون الإهليلجي أكثر تشوهًا قليلاً مما هو متوقع لجسم متمايز تمامًا (توماس ، 2000) ، لكن أوجه عدم اليقين كبيرة بما يكفي لدرجة أن هذه النتيجة قد لا تكون ذات مغزى. لا يوجد دليل على أي تسطيح دوراني لأي من بلوتو أو شارون (Nimmo et al. ، 2017) ولا توجد بيانات عن الجاذبية. يُفترض أن بلوتو متمايز ، ويرجع ذلك أساسًا إلى أنه إذا كان غير متمايز ، فإن تغيرات طور الجليد عالي الضغط قد تؤدي إلى تقلص كبير (McKinnon et al. ، 2017). بدلاً من ذلك ، يتخلل السطح أخطاء ممتدة ، بما يتفق مع تجمد المحيط الجوفي (Moore et al. ، 2016).

ديناميات

من المحتمل أن تكون العمليات الجيوديناميكية المختلفة قد عملت على الأقمار الصناعية الجليدية وعدلت أسطحها. في بعض الحالات ، يمكن أن تسمح لنا الملاحظات السطحية بالاستدلال بثقة على أن عملية معينة قد عملت (على سبيل المثال ، حفر التصادم). ومع ذلك ، في حالات أخرى ، يمكن أن تكون الملاحظات السطحية غامضة أو مثيرة للجدل. على سبيل المثال ، يمكن أن تنشأ الكسور السطحية من خلال آليات مختلفة مختلفة ، مثل سماكة القشرة الجليدية ، أو ضغوط المد والجزر ، أو التجوال القطبي. الصور وحدها غير كافية بشكل عام للتعرف بشكل نهائي على رواسب "البراكين الجليدية" (انظر "البراكين الجليدية" أدناه).

أدناه يتم تصنيف هذه العمليات على أنها إما داخلية أو خارجية. تمت مراجعة العمليات الداخلية على السواتل الجليدية العامة في McKinnon (1998) Matson et al. (2009) وكولينز وآخرون. (2010). بالنسبة للعمليات الخارجية ، تمت تغطية التأثيرات بواسطة Melosh (1989) والمد والجزر والتطور المداري بواسطة Murray and Dermott (1999) و Peale (1999).

العمليات الداخلية

الاضمحلال الإشعاعي والتبريد طويل المدى

إن تحلل العناصر المشعة طويلة العمر (K ، U ، Th) يمكن أن يحافظ على سخونة الأقمار الصناعية الكبيرة (Hussmann et al. ، 2006). على سبيل المثال ، كان بإمكان بلوتو ، حتى في غياب تسخين المد والجزر ، أن يحافظ بسهولة على المحيط تحت السطحي حتى يومنا هذا فقط عن طريق التسخين الإشعاعي ، طالما أن القشرة الجليدية أعلاه لم تنفجر بالحمل الحراري (Robuchon & amp Nimmo ، 2011). تنطبق استنتاجات مماثلة على قشرة تيتان وكاليستو وجانيميد يوروبا الجليدية ويُستدل على أنها رقيقة جدًا لدرجة أن درجة حرارة المد والجزر مطلوبة بالإضافة إلى ذلك (انظر "تسخين المد والجزر" أدناه).

يبلغ معدل التسخين الغضروفي الحالي حوالي 3.4 × 10 × 12 واط / كجم ، حيث يكون المعدل أعلى بعشر مرات تقريبًا عند 4.5 Ga. بالنسبة لقمر صناعي نموذجي يتكون من ثلثي الصخور بالكتلة ونصف قطره 200 كم أو 2000 كم ، فإن التدفقات الحرارية الناتجة في الوقت الحاضر ستكون حوالي 0.3 و 3 ميغاواط م 2 ، على التوالي (إهمال أي حرارة مخزنة).

يعني الانخفاض البطيء في الحرارة المشعة أن المحيطات الجوفية ستميل إلى التجمد مرة أخرى بمرور الوقت. بسبب التغيرات في الحجم المتضمنة ، ستنتج ضغوط التمدد القريبة من السطح (Nimmo ، 2004) ، ما لم تكن أطوار الجليد عالية P موجودة. ربما تفسر هذه العملية السمات التكتونية الممتدة في كل مكان والتي لوحظت على الأجسام الجليدية متوسطة الحجم - ديون ، ريا ، تيثيس ، آرييل ، تيتانيا ، وشارون (كولينز وآخرون ، 2010).

تدفئة المد والجزر

كما ذكر أعلاه ، يتعرض القمر الصناعي لسخونة المد والجزر بمعدل قدمه (Wisdom ، 2008)

أين ن هي الحركة المتوسطة ، ص هو نصف قطر القمر الصناعي ، جي هو ثابت الجاذبية ، ه هو غريب الأطوار و θ ميل القمر الصناعي. الكمية ك2 هو عدد الحب المد و س هو عامل التبديد بلا أبعاد ، حيث ارتفاع س يشير إلى تبديد منخفض وتأخر طور صغير بين الإمكانات المطبقة واستجابة المد والجزر. الكمية ك2/ س يمكن أيضًا كتابتها كـ Im (ك2)، أين ك2 هو الآن رقم مركب (Tobie et al. ، 2005). سيكون للقمر الصناعي المرن تمامًا أو الخفي تمامًا ك2/ س= 0. سيكون للقمر الصناعي المرن اللزج ملف ك2/ س يعتمد ذلك على لزوجة وصلابة الطبقات الفردية وتكرار التأثير (Tobie et al. ، 2005). يزداد وجود المحيط ك2 (Moore & amp Schubert، 2000) وعادة ما ينتج عنه حجم أكبر ك2/ س (مزيد من التبديد).

بالنسبة للقمر الصناعي المعزول ، تميل عزم الدوران المرتبطة بتسخين المد والجزر إلى تدوير المدار (Murray & amp Dermott ، 1999). نتيجة لذلك ، ينخفض ​​معدل تسخين المد والجزر. وبالتالي ، يتوقع المرء أن يكون القمر الصناعي المعزول في مدار دائري لا يعاني من ارتفاع المد والجزر. يقترب تريتون من تحقيق هذا التوقع ، لكن الأجسام الأخرى (أوروبا ، إنسيلادوس ، إلخ) هي في ما يسمى بالرنين المداري الذي يضخ باستمرار الانحراف المركزي ويقاوم تأثير الدوران. عادةً ما يكون للقمر الصناعي بميل أكبر ميل أعلى ، بحيث يمكن أن تؤدي الرنين من نوع الميل أيضًا إلى تسخين المد والجزر.

يعتمد المعدل المحلي لتسخين المد والجزر على خصائص المواد المحلية. يحتوي الجليد بالقرب من نقطة الانصهار على نطاق زمني استجابة لزج مرن يمكن مقارنته بالفترات المدارية الساتلية ، مما ينتج عنه نطاق زمني كبير ك2/ س والتدفئة العالية للمد والجزر (Moore & amp Schubert ، 2000). النوى الصخرية الصلبة لها نطاقات استجابة أطول بكثير ، مما يؤدي إلى تسخين أقل بكثير. يختلف تسخين المد والجزر أيضًا بشكل جانبي (Beuthe ، 2013) في قذائف الجليد الرقيقة ، ومعدل التسخين هو عامل

2 أعلى عند القطبين منه عند خط الاستواء ويمكن أن يؤدي إلى تغيرات في سمك القشرة (Ojakangas & amp Stevenson ، 1989).

تستجيب المحيطات الجوفية أيضًا للمد والجزر ، ويمكنها من حيث المبدأ تبديد الحرارة (تايلر ، 2008). تختلف الفيزياء عن تلك الموجودة في المناطق الصلبة لأن المحيطات تكاد تكون غير مزعجة ومضطربة. المد والجزر المنحرفة أكثر فاعلية في قيادة تسخين المد والجزر المحيطات من المد والجزر غريب الأطوار ، ولكن يبدو الآن أن القوة الكلية المتشتتة في المحيطات الجوفية هي على الأرجح أصغر من أن تهم ، ربما باستثناء Triton (Chen، Nimmo، & amp Glatzmaier، 2014). إن وجود قشرة صلبة على قمة المحيط يقلل من الطاقة المشتتة (Beuthe ، 2016).

يتجلى تسخين المد والجزر بشكل أكثر وضوحًا في إنسيلادوس ، حيث يجب أن تأتي حرارة 5-15 جيجاوات المنبعثة في القطب الجنوبي (سبنسر وآخرون ، 2018) في النهاية من المد والجزر. على الرغم من أنه كان من المفترض في الأصل أن الحرارة تتولد في القشرة الجليدية ، إلا أنه يُعتقد الآن أن القشرة رقيقة جدًا بحيث يبدو أن اللب القابل للتشوه هو موقع أكثر احتمالًا للحرارة (روبرتس ، 2015) يتوافق هذا أيضًا مع المنتجات المفترضة للدورة الحرارية المائية المكتشفة في المواد المتفجرة (Choblet et al. ، 2017). يصعب تفسير عدم التناسق بين القطبين الشمالي والجنوبي لإنسيلادوس لأن تسخين المد والجزر متماثل حول خط الاستواء.

إن وجود قشرة جليدية رقيقة نسبيًا على أوروبا يمكن تفسيره أيضًا عن طريق تسخين المد والجزر. لم يتم تسخين جانيميد وكاليستو بشكل كبير الآن ، بسبب مسافاتهما الأكبر من المشتري. من المحتمل أن يتم تسخين تيتان بشكل معتدل ، مع وجود اختلافات في التسخين الجانبي من المحتمل أن تكون مسؤولة عن اختلافات سماكة القشرة المستنبطة. كيف يمكن التوفيق بين الانحراف اللامركزي العالي لتيتان وبين قياسه العالي ك2 يمثل سؤالًا مفتوحًا: يفترض أنه سؤال تيتان س مرتفع (تبديد منخفض) ، على الرغم من أن كيفية حدوث ذلك غير مؤكد.

يكاد يكون من المؤكد أن تريتون قد تم تسخينه بشكل عنيف في المد والجزر في الماضي ، فهو لا يعاني من مد وجزر غريب الأطوار في الوقت الحالي ولكن قد يتعرض للحرارة من ميله المتوقع (Chen et al. ربما تم تسخين شارون تدريجيًا في السابق (Rhoden، Henning، & amp Hurford، 2015) ، لكن مداره حاليًا دائري (Buie، Tholen، & amp Grundy، 2012). سيتم تأجيل مزيد من المناقشة حول فترات تسخين المد والجزر القديمة الأخرى المحتملة لاحقًا في هذه المقالة.

الانثناء والاسترخاء

من المتوقع أن تنخفض لزوجة الجليد مع العمق. يمكن وصف بنية الريولوجيا هذه تقريبًا بافتراض طبقة مرنة بسمك محدد بواسطة متساوي حرارة معين. وبالتالي ، إذا كان من الممكن تحديد سمك الطبقة المرنة ، فيمكن استنتاج بنية درجة الحرارة في وقت التحميل (وبالتالي تدفق الحرارة) تقريبًا (على سبيل المثال ، Nimmo et al. ، 2002). هذا مفيد لاستنتاج التواريخ الحرارية. من الناحية العملية ، تظهر مناطق مختلفة من القمر الصناعي أحيانًا سُمكًا مرنًا مختلفًا: قد يكون هذا إما بسبب الاختلافات المكانية في تدفق الحرارة ، أو بسبب تمركز الأحمال في أوقات مختلفة.

الطبوغرافيا المشتقة من قياس الارتفاع أو (عادة) التصوير المجسم متاحة لمعظم الأقمار الصناعية الجليدية. باستخدام التضاريس ، غالبًا ما يكون من الممكن تحديد الأحمال الفردية والتشوه الناتج عن السطح. في أبسطها ، الطول الموجي المميز للاستجابة ، والمعروف باسم معامل الانحناء α ، يمكن الاستدلال عليها من التضاريس وترتبط مباشرة بسمك الطبقة المرنة المشوهة ، تيه:

أين هنا ه هو معامل يونج للجليد (اسميًا 9 جيجا باسكال) ، ν هي نسبة بواسون ، ز هو تسارع السطح و Δρ هو تباين الكثافة بين المادة الموجودة أسفل الغلاف والمادة التي تغطيها (الفراغ في هذه الحالة) (Turcotte & amp Schubert ، 2002).

بشكل تقريبي ، من المتوقع أن يحدث الانتقال من السلوك المرن إلى السلوك اللزج عند حوالي نصف درجة حرارة الانصهار ، أو حوالي 130 كلفن في درجات الحرارة هذه ، تبلغ الموصلية الحرارية للثلج حوالي 5 وات م -1 كلفن -1 (كارجيل ، 1998) لذلك بالنسبة للقمر إنسيلادوس (درجة حرارة السطح 80 كلفن) ، فإن سمكًا مرنًا يبلغ 1 كم يعني تدفقًا حراريًا يبلغ حوالي 250 ميغاواط متر مربع ، وهو ما يمكن مقارنته بما لوحظ في القطب الجنوبي.

يعطي الجدول 3 مجموعة مختارة من السماكات المرنة المستنبطة لأجسام مختلفة. بالنسبة إلى Europa ، هناك مجموعة كبيرة من تيه تم الحصول على القيم ، اعتمادًا على الميزة التي تم فحصها (Billings & amp Kattenhorn ، 2005). قد يكون هذا بسبب التباين المكاني العالي في تدفق الحرارة على سبيل المثال ، الحواف المزدوجة في كل مكان (والتي تعطي انخفاض تيه القيم) قد يتم تسخينها بطريقة ما (Dombard et al. ، 2013). يظهر الجدول 3 نموذجي تيه قيم بضعة كيلومترات ، مقارنة بعشرات أو مئات الكيلومترات التي تم الحصول عليها لأجسام السيليكات. تدفقات الحرارة الضمنية هي عشرات إلى مئات ميغاواط - 2 ، وهي أعلى بكثير من التدفق الحراري المشع المتوقع في الوقت الحاضر (انظر "الاضمحلال الإشعاعي والتبريد طويل الأمد" أعلاه).


أي أقمار بها مصائد باردة؟ (أي ميل مسير الشمس المنخفض في المحاور المدارية والدورانية) - علم الفلك

النشرة الإخبارية لـ EKOs مكرسة لتزويد الباحثين بوصول سهل وسريع إلى العمل الحالي المتعلق بحزام كايبر (دراسات الرصد والنظرية) ، والأشياء ذات الصلة المباشرة (مثل بلوتو ، والقنطورس) ، ومجالات أخرى من الدراسة عند تطبيقها صراحة على كويبر. حزام.

  • ملخصات الأبحاث المقدمة ، في الصحافة ، أو المنشورة مؤخرًا في المجلات المحكمة
  • عناوين عروض المؤتمر
  • ملخصات الرسائل
  • مقالات قصيرة أو إعلانات أو افتتاحيات
  • تقارير حالة البرامج الجارية
  • طلبات التعاون أو مراقبة التنسيق
  • جدول المحتويات / الخطوط العريضة للكتب
  • إعلانات المؤتمرات
  • إعلانات الوظائف
  • أخبار عامة تعتبر ذات أهمية لمجتمع حزام كويبر

لا يعتبر EKOs البعيد منشورًا محكمًا ، ولكنه أداة لتعزيز التواصل بين الأشخاص المهتمين بأبحاث حزام Kuiper. لا يشكل نشر أو إدراج مقال في النشرة الإخبارية أو صفحة الويب مصادقة على نتائج المقالة أو يعني صحة محتوياتها. عند الرجوع إلى مقال ، يرجى الرجوع إلى المصدر الأصلي لا يعد تطبيق Distant EKOs بديلاً عن المجلات التي يراجعها الأقران.

متحرك . ؟؟

إذا انتقلت أو تغير عنوان بريدك الإلكتروني ، يرجى إرسال عنوانك الجديد إلى المحرر. إذا ارتدت الرسالة الإخبارية مرة أخرى من عنوان لثلاث أعداد متتالية ، فسيتم حذف العنوان من القائمة البريدية. يجب إرسال جميع التغييرات في العنوان ، والتقديمات ، والمراسلات الأخرى إلى: [email protected]

ملف مترجم من T. ه X بواسطة T. تي H ، الإصدار 4.12.
في 1 سبتمبر 2019 ، الساعة 18:51.


الادلة الداعمة

أقراص في سديم الجبار

الصورة على اليمين هي صورة تلسكوب هابل الفضائي لقرص من الغبار شوهد من الحافة في سديم الجبار ، الذي يقع على بعد 1500 سنة ضوئية.يُعتقد أن هذه الأقراص هي أنظمة كوكبية أولية. نظرًا لأن القرص على الحافة ، فإن النجمة مخفية إلى حد كبير في الداخل. هذا القرص ، الذي يبلغ قطره 17 مرة من نظامنا الشمسي ، هو الأكبر من بين العديد من الأقراص التي تم اكتشافها في سديم الجبار في منتصف التسعينيات. [3]

الصور الموجودة على اليسار هي صور أخرى لتلسكوب هابل الفضائي لأربعة أقراص حول النجوم في سديم الجبار ، الذي يقع على بعد 1500 سنة ضوئية. يمكن رؤية أقراص الغاز والغبار ، التي طالما اشتبه علماء الفلك في أنها مرحلة مبكرة من تكوين الكواكب ، بشكل مباشر في الضوء المرئي بواسطة هابل. [4]

دليل طيفي للأقراص حول النجوم

باستخدام تقنية التحليل الطيفي ، يمكن للعلماء استنتاج درجة الحرارة والتركيب الكيميائي للمادة حول النجم ، حتى لو لم يتمكنوا من رؤية القرص نفسه. يتضمن التحليل الطيفي نشر الضوء من نجم إلى طيف (في الضوء المرئي ، نحن على دراية بالضوء الأبيض الذي ينتشر في قوس قزح عندما يمر عبر منشور) ، ثم نقيس بالضبط مقدار الضوء الموجود في كل طول موجي.

في هذه المخططات ، نرى طيف نجم مع قرص من الغبار والغاز حوله. في حالة النجم ، يتم إنتاج معظم الضوء بأطوال موجية أقصر (الجانب الأيسر من الرسم البياني) ، بسبب ارتفاع درجة حرارة سطح النجم. بالانتقال إلى الجانب الأيمن من الرسم التخطيطي ، تزداد الأطوال الموجية لتقليل الطاقات (مما يشير إلى انخفاض درجات الحرارة) وينطفئ ضوء النجوم.

ينتج قرص الغاز والغبار الدافئ حول النجم ضوء الأشعة تحت الحمراء الخاص به ، والذي يغير شكل الطيف. تكون المادة النجمية أبرد من سطح النجم ، لذا فهي تبعث معظم ضوءها بأطوال موجية تحت حمراء أطول ، أقرب إلى الجانب الأيمن من الرسم التخطيطي. الآن ، هناك فائض في انبعاث الأشعة تحت الحمراء ، والتي لا يمكن أن تأتي من النجم نفسه. تم الكشف عن القرص. [5]

في حين أن هذا لا يُظهر حركة المادة حول النجم ، إلا أنه يشير إلى وجود قرص من مادة حول النجوم ، حتى عندما لا يمكن رؤية هذه الأقراص بصريًا. في بعض الأحيان يبدو أن هذه البيانات تشير إلى الغبار والغاز بينما في أحيان أخرى حطام مثل الكويكبات. وتجدر الإشارة إلى أنه لا يوجد دليل على تشكل الكواكب في هذه البيانات.

HD141569

الصورة على اليمين هي قرص كوكبي أولي آخر مزعوم. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، تشير البنية بقوة إلى أن المادة تبتعد عن الكتلة. وتجدر الإشارة مرة أخرى إلى أنه لا يوجد دليل على تشكل الكواكب في هذه الصورة.


الحواشي

استنادًا إلى الملاحظات التي تم الحصول عليها باستخدام MegaPrime / MegaCam ، وهو مشروع مشترك بين CFHT و CEA / DAPNIA ، في التلسكوب الكندي - الفرنسي - هاواي (CFHT) الذي يديره المجلس الوطني للبحوث (NRC) في كندا ، والمعهد الوطني للعلوم. l'Universe of the Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) في فرنسا ، وجامعة هاواي. يعتمد هذا العمل جزئيًا على منتجات البيانات التي تم إنتاجها في مركز بيانات علم الفلك الكندي كجزء من مسح تراث التلسكوب الكندي - الفرنسي - هاواي ، وهو مشروع تعاوني لـ NRC و CNRS.

يتم خلط الأدبيات فيما يتعلق بما إذا كانت الفترات أو الحركات المتوسطة يجب أن تكون النسبة الصحيحة ، وبالتالي قد يطلق البعض على الرنين الخارجي مع الفترة المدارية مرتين لنبتون الرنين 1: 2.

The Levison et al. (2008) تتم عمليات المحاكاة في سياق نموذج نيس ، والذي يُقال عادةً أنه يحدث 600 Myr بعد تكوين النظام الشمسي. ومع ذلك ، فإن فيزياء زرع حزام كويبر ستعمل بشكل جيد إذا حدثت الهجرة إلى الخارج في عدد قليل من Myr بعد تشكيل الكواكب.

لا توجد أجسام TNO معروفة بشكل آمن حتى الآن بأنها تسكن أصداء الحركة المتوسطة مع أي كواكب أخرى.

الاكتشافات المميزة هي تلك التي تتمتع بكفاءة كشف ونسبة 40٪ في كتلة اكتشاف CFEPS ، كما هو محدد في Jones et al. (2006).

لا نعتقد أن هناك أي دلالة إحصائية لكل من كوزاي الكائنين في نفس الجزيرة ، فإن عينة MPC لها أعداد متساوية تقريبًا في كل جزيرة. يقع بلوتو نفسه في جزيرة 90 درجة.

لا يزال لدى بلوتين كوزاي 32 تتقابل الحجة ، مع حجة pericenter librate تقريبًا أمرين من حيث الحجم أبطأ من 32.

يمكن دائمًا العثور على بعض الرنين متوسط ​​الحركة بالقرب من أي نقطة معينة في حزام كايبر الرئيسي.

يوجد خطأ مطبعي في الجدول 2 من Gladman et al. (2008) في الإدخال 5: 3 لـ K03UT2S = 2003 US292، الذي تم تعيينه عن طريق الخطأ على أنه 2003 US96. بعد عام 2008 ، تم ترقيم TNO هذا 143751.

twotino الوحيد الآمن مع أنا & gt 15 ° تساوي 130391 = 2008 JG81، مع أنا = 235 ، والذي يبدو أنه أداة رجفان متماثل.

على الرغم من أن MPC يسرد حاليًا L4k09 = 2004 KV18 باعتباره L5 Trojan (Horner et al. 2012) ، فإن الانحراف اللامركزي البالغ 0.184 أكبر من حدود الاستقرار المحددة عدديًا (Nesvorný & amp Dones 2002). ومع ذلك ، بالقرب من سحابة L5 ، فإن Gladman et al. (2008) يوضح التحليل أن الكائن يتشتت بشدة على النطاقات الزمنية & lt10 Myr وبالتالي Petit et al. (2011) أبلغ عن L4k09 باعتباره TNO نثر ، حتى لو كان على نطاق زمني قصير جدًا ، فقد يكون مؤقتًا بالقرب من حالة L5. تظهر الكويكبات القريبة من الأرض سلوكًا مؤقتًا في المدار المشترك (Morais & amp Morbidelli 2002).

اقترح هورنر & amp Lykawka (2010) أن أحصنة طروادة نبتون وحدها يمكن أن تكون مصدرًا مهمًا للقنطور ، ولكن يبدو من غير المحتمل أن الرنين الآخر (الأكثر اكتظاظًا بالسكان) لن يهيمن على إمدادات التسرب.


شاهد الفيديو: حالات واتس #نجاه الصغيره كل ثانيه في عمري بتقولك بحبك (شهر اكتوبر 2021).