الفلك

كيف يمكن قياس سرعة دوران النجم؟

كيف يمكن قياس سرعة دوران النجم؟

كيف يمكن قياس سرعة دوران النجم؟

إذا كان من الممكن حل النجوم ، فيمكنك استخدام إزاحة دوبلر لترى أن نصف النجم أكثر زرقة والنصف الآخر أكثر احمرارًا ، لكن النجوم (بخلاف شمسنا) يُنظر إليها على أنها أجسام نقطية. بنقطة قياس واحدة فقط ، كيف يمكن استنتاج الدوران؟

تذكر هذه المقالة أنه تم قياس سرعات الدوران النجمية ، لكنها لا تشرح كيف.


السرعة الاستوائية المتوقعة لنجم (مكتوبة بشكل شائع $ v sin i $، أين $ i $ هي زاوية ميل لمحور الدوران لخط البصر) من خلال ملاحظة تأثير توسيع دوبلر على الخطوط الطيفية.

ليست هناك حاجة لحل النجم. ضوء من أحد الأطراف يقترب من $ + v sin أنا $، بينما ينحسر الضوء من الطرف الآخر عند $ -v sin أنا $. التأثير الصافي هو أن الخطوط الطيفية ملتوية بوظيفة توسيع ذات عرض كامل $ 2 v sin i $.

بشرط أن يساهم هذا التوسيع الدوراني بشكل كبير في عرض الخط الإجمالي ، فيمكن قياسه (عن طريق التركيب المباشر أو تحويل فورييه أو طرق الارتباط المتبادل).

تتطلب سرعة الدوران الحقيقية قياس فترة الدوران و معرفة نصف القطر النجمي. في حين أن الأول معروف ، فإن الأخير عادة ليس كذلك.

لاحظ في مقالتك ، أظن أن سرعات الدوران هي في الواقع معكوس فترات الدوران. غالبًا ما يشار إلى السرعات الزاوية بمعدلات الدوران ويمكن اشتقاقها بدون التحليل الطيفي عن طريق قياس الاختلافات الضوئية الدورية من عدم تجانس السطح على النجم.


17.4: استخدام الأطياف لقياس نصف قطر النجم والتكوين والحركة

  • بمساهمة من Andrew Fraknoi و David Morrison و amp Wolff et al.
  • مصدره OpenStax

بنهاية هذا القسم ، ستكون قادرًا على:

  • افهم كيف يمكن لعلماء الفلك التعرف على نصف قطر نجم و rsquos وتكوينه من خلال دراسة طيفه
  • اشرح كيف يمكن لعلماء الفلك قياس حركة ودوران نجم باستخدام تأثير دوبلر
  • وصف الحركة الصحيحة للنجم ومدى ارتباطها بسرعة نجم و rsquos الفضائية

يمكن أن يعلمنا تحليل طيف النجم جميع أنواع الأشياء بالإضافة إلى درجة حرارته. يمكننا قياس التركيب الكيميائي المفصل له وكذلك الضغط في الغلاف الجوي. من الضغط ، نحصل على أدلة حول حجمه. يمكننا أيضًا قياس حركته تجاهنا أو بعيدًا عنا وتقدير دورانه.


كيف يمكن قياس سرعة دوران النجم؟ - الفلك

دوران الأرض

ينظر إليها من مستوى مرجعي ظل على سطح الأرض ، تشرق الشمس وتغرب. بالنظر إلى النجم القطبي ، فإن المستوى المرجعي المرتبط بالأرض يدور حول محور الدوران عبر الأرض ، مما يؤدي إلى شروق الشمس وغروبها على هذا المستوى. يستخدم الفيزيائيون كلا الرأيين ، لكن غالبًا ما يصف معلمو المدارس الابتدائية وجهة النظر القائلة بأن الشمس تشرق أو تغرب على أنها خاطئة.

ما هو طول اليوم؟

ما مدى سرعة دوران الأرض؟ السرعة الخطية مقابل السرعة الزاوية.

باستخدام مقاييس تقريبية ، يبلغ محيط الأرض الاستوائي 24000 ميل وتدور الأرض مرة واحدة كل 24 ساعة ، وبالتالي فإن سرعة الدوران عند خط الاستواء

24000 ميل / 24 ساعة = 1000 ميل / ساعة.

لكن يمكننا أيضًا قياس السرعة الزاوية للدوران.

360 درجة / 24 ساعة = 15 درجة في الساعة.

تقابل الشمس 1/2 درجة ، فكم من الوقت تستغرق الشمس لتتحرك بزاوية تساوي قطرها الزاوي؟

(الزاوية المقابلة للشمس هي الزاوية من حافة الشمس إلى الحافة المقابلة)

(الشمس لها نفس الحجم الزاوي تقريبًا مثل حبة البازلاء ممسكة بطول الذراعين.) (الحجم الزاوي للقمر)

1/2 درجة / 15 درجة / ساعة = 1/30 ساعة = دقيقتان.

لذلك عندما يلمس الجزء السفلي من الشمس الأفق عند غروبها بالقرب من خط الاستواء ، فإنها ستختفي في غضون دقيقتين.

يمكنك قياس دوران الأرض من خلال النظر إلى نجم بعيد ، واستخدام ساعة لتحديد الوقت الذي يستغرقه النجم للدوران حول السماء والعودة إلى نفس المكان الذي ألاحظ فيه عادةً نجمًا وهو يمر خلف الشمال والجنوب خط الكهرباء. يُعرف هذا باليوم الفلكي.

قد تتفاجأ بالإجابة. إنها ليست 24 ساعة.

فلماذا نقول طول اليوم 24 ساعة؟

عليك أن تحدد توقيت حركة الشمس عبر خط شمالي جنوبي ، وإذا فعلت ذلك باستخدام الظلال أو عارض شمسي وخط طاقة من الشمال إلى الجنوب ، فستجد أن الأمر يستغرق 24 ساعة (زائد أو ناقص 20 ثانية حسب الوقت) من السنة)

رقصة الأرض والشمس. اطلب من شخص أن يوجه ذراعًا أمامه مباشرة ويدور حوله بدوام كامل ، بدءًا من الذراع التي تشير إلى شخص قريب وتنتهي بالذراع التي تشير إلى نفس الشخص. يدورون عبر دائرة كاملة بزاوية 360 درجة. يمثل هذا التناوب يومًا واحدًا.

بعد ذلك ، اجعل الشخص الذي يمثل الأرض يسير في دائرة حول شخص ثابت. هذا يسمى ثورة وليس تناوب ويمثل سنة واحدة.

الآن اجمع بين حركات السير في دائرة حول الشخص المركزي ، والشمس ، وتدور في نفس الوقت. ابدأ بإشارة واحدة من ذراعك نحو الشمس ثم قم بالسير في اتجاه عكس اتجاه عقارب الساعة أثناء الدوران عكس اتجاه عقارب الساعة. أكمل دورة كاملة واحدة بينما تدور 1/4 من الطريق حول الدائرة. في هذا النظام الشمسي النموذجي كم عدد الأيام في السنة؟

الآن قم بقياس الزاوية التي يدور بها شخص الأرض عندما تشير ذراعه إلى الشمس في المرة الأولى. الجواب أكثر من 360 درجة. إنها في الواقع 360 + 90 أو 450 درجة. لذا فإن طول اليوم الشمسي أكبر من طول اليوم الفلكي. اليوم الشمسي هو 1 + 1/4 دوران والذي يأخذ 125٪ من اليوم الفلكي.

تدور الأرض 365 مرة كل عام. لذلك في يوم واحد يجب أن تدور الأرض 1 + 1/365 دوران. والتي تستغرق حوالي 1/365 من 24 ساعة أي أن تكون 4 دقائق. وهذا هو السبب في أن اليوم الشمسي أطول من اليوم الفلكي.

تبديل الأشياء إذا نظرت إلى الشمس على خلفية النجوم (حسنًا للقيام بذلك ، عليك انتظار كسوف كلي للشمس سيحدث كل 300 عام إذا وقفت وانتظرت.) سترى الشمس تبدو وكأنها تتحرك حولك في نموذجي بمقدار 1/4 الدائرة كل يوم.

عرف البابليون القدماء أن الشمس تتحرك في حقل النجوم حوالي 1/365 من دائرة كل يوم. http://en.wikipedia.org/wiki/Degree_(angle)

استخدم السومريون والبابليون نظام الأرقام الجنسية بناءً على الرقم 60. http://en.wikipedia.org/wiki/Sexagesimal

بدا أنهم يكرهون الكسور وقد أحبوا 12 ، لأنه يمكن تقسيمها على 2،3،4،6 ، بدون أي كسور متبقية ، لقد أحبوا أيضًا 60 لأنه يمكن تقسيمها بالتساوي على 2،3،4،6،10،12 . وقد أحبوا 360 شخصية فواصلها بنفسك.

اختاروا 360 درجة للدائرة ، وهو تقريب لحركة الشمس عبر النجوم كل يوم. تم تمرير دائرة 360 درجة إلى الإغريق وإلينا. نستخدمه لتقسيم الدوائر والوقت.

عندما أرادوا تقسيم إحدى درجات الدائرة بزاوية 360 درجة إلى أجزاء أصغر أو دقيقة ، قاموا بتقسيمها إلى 60 جزءًا تسمى الدقائق القوسية.
بالنظر إلى النهار والليل ، قسم المصريون الأيام إلى 12 جزءًا وليلة إلى 12 جزءًا ، مما يعطينا 24 دورة في اليوم. وجوهنا مقسمة إلى 12 جزء متساوي.

ونريد تقسيم درجة من القوس إلى أجزاء أصغر نقسمها إلى 60 دقيقة قوسية. نقسم أيضًا ساعة إلى 60 دقيقة.

نقسم الدقيقة القوسية إلى 60 ثانية قوسية ، ونقسم دقيقة واحدة من الوقت إلى 60 دقيقة ثانية ، والتي اختصرناها إلى ثوان.

هناك minites الثالثة لكنها نادرًا ما يتم استخدامها ، ومن المثير للاهتمام أن الدقيقة الثالثة هي 1/60 من الثانية. تردد خطوط الطاقة الكهربائية في الولايات المتحدة هو 60 هرتز.

اليوم الشمسي الحقيقي

يتم عبور السماء بواسطة خط الزوال الذي يمتد من الشمال إلى الجنوب مباشرة فوق رأسك ، يمكننا أن نبدأ عداد طول اليوم حيث تعبر الشمس خط الزوال. قبل أن تعبر الشمس خط الزوال يكون AM ، خط الزوال السابق وبعد أن تعبرها يكون PM بعد خط الزوال. عند عبوره يكون وقت الظهيرة الشمسية ، والوقت من الظهر حتى الظهر هو طول اليوم الشمسي الحقيقي.

مدار الأرض ليس دائريًا ، إنه بيضاوي الشكل مع وجود الشمس في بؤرة واحدة. في 4 كانون الثاني (يناير) ، تكون الأرض هي الأقرب إلى الشمس ، عند الحضيض ، وفي 4 تموز (يوليو) تكون الأبعد عن الشمس ، عند الأوج. في المدار الإهليلجي ، تتحرك الكواكب بشكل أسرع عندما تكون أقرب إلى الشمس ، وعندما تكون الكواكب أقرب إلى الشمس ، تمتد مسافة ثابتة من القوس على زاوية أكبر. لذلك عند الحضيض ، تتحرك الأرض بزاوية أكبر في مدارها ، وهذا يعني أنه يجب أن تدور بزاوية صغيرة لتجعل الشمس تعبر خط الزوال مرة أخرى. لذا فإن يوم واحد في الحضيض يكون أطول من يوم واحد في الأوج.

متوسط ​​اليوم الشمسي

كل يوم من أيام السنة له طول مختلف قليلاً عن يوم شمسي حقيقي. صنع الساعة صعب بما فيه الكفاية ، لكن صنع ساعة تتسارع وتبطئ خلال العام يكون أصعب. لذا فإن صانعي الساعات يصنعون ساعة تدور بحيث يكون طول يوم كلوك هو المتوسط ​​على مدار عام كامل من اليوم الشمسي الحقيقي. يُعرف هذا باليوم الشمسي المتوسط.

الميل هو سبب الفصول

تزداد الأمور سوءا. محور الدوران الأرضي ليس عموديًا على مستوى ثورته. وهي مائلة بمقدار 23.5 درجة عن العمودي. على مدار عام ، ظل محور دوران الأرض موجهًا نحو القطب السماوي الشمالي ، بالقرب من النجم القطبي. عندما تدور الأرض حول الشمس فإنها تحافظ على محورها متجهًا بالقرب من القطب. هذا يعني أنه في جزء من العام يميل نصف الكرة الشمالي نحو الشمس ، الصيف ، وفي جزء آخر من العام يميل بعيدًا ، الشتاء.

هذا يعني أن نقاط شروق الشمس وغروبها تتحرك في الأفق ، ويتغير ارتفاع الشمس فوق الأفق من يوم لآخر. يتغير طول اليوم من شروق الشمس إلى غروبها على مدار العام. تتبعت الثقافات القديمة نقاط شروق الشمس وغروبها لعمل تقويم. يمكن استخدام ستونهنج ، على سبيل المثال ، كتقويم.

يزداد الأمر سوءًا.

تمارس الشمس والقمر قوى ملتوية على الانتفاخ الاستوائي للأرض. هذه القوى الملتوية ، المعروفة باسم عزم الدوران ، تتسبب في تحريك محور الجيروسكوب الدوار المسمى الأرض ، لتغيير اتجاهه عبر دائرة كبيرة على مدار 19600 عام. خلال هذه الأوقات النجوم الأخرى هي نجم الشمال. في كثير من الأحيان لا يوجد نجم شمالي على الإطلاق ، تمامًا كما في الوقت الحالي ليس لدينا نجم جنوبي.

يدور القمر حول الأرض ويبقى وجهًا واحدًا تجاه الأرض. صف كيف يدور القمر وهو يدور حول الأرض.


السرعة التي تم الإمساك بها: تخطي أسرع الأقزام البنية في الدوران

اكتشف علماء الفلك في جامعة ويسترن الأقزام البنية الأكثر سرعة في الدوران المعروفة. وجدوا ثلاثة أقزام بنية يكمل كل منها دورة كاملة مرة كل ساعة تقريبًا. هذا المعدل شديد لدرجة أنه إذا دارت هذه "النجوم الفاشلة" بشكل أسرع ، فإنها يمكن أن تقترب من تمزيق نفسها. تم التعرف على الأقزام البنية بواسطة تلسكوب Spitzer Space Telescope التابع لناسا ، ثم تمت دراسة الأقزام البنية عن طريق التلسكوبات الأرضية بما في ذلك Gemini North ، والتي أكدت دورانها السريع بشكل مدهش.

تم اكتشاف ثلاثة أقزام بنية تدور أسرع من أي أقزام أخرى وجدت من قبل. قام علماء الفلك في جامعة ويسترن في كندا أولاً بقياس سرعات دوران هذه الأقزام البنية باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا وأكدوا عليها بملاحظات متابعة مع تلسكوب جيميني نورث في موناكيا في هاواي وتلسكوب ماجلان بادي التابع لمعهد كارنيجي للعلوم في تشيلي. . Gemini North هو أحد زوجي التلسكوبات التي تشكل مرصد الجوزاء الدولي ، وهو برنامج تابع لمؤسسة NSF NOIRLab.

وقالت ميغان تانوك ، طالبة الدراسات العليا في الفيزياء وعلم الفلك بجامعة ويسترن التي قادت عملية الاكتشاف: "يبدو أننا واجهنا حدًا أقصى للسرعة في دوران الأقزام البنية". "على الرغم من عمليات البحث المكثفة التي أجراها فريقنا وآخرين ، لم يتم العثور على أقزام بنية تدور بشكل أسرع. في الواقع ، قد تؤدي الدورات الأسرع إلى تمزق القزم البني."

الأقزام البنية هي ببساطة نجوم فاشلة. تتشكل مثل النجوم ولكنها أقل كتلة وتشبه الكواكب العملاقة [1].

عمل تانوك وعالم الفلك في جامعة ويسترن ستانيمير ميتشيف مع متعاونين دوليين للعثور على ثلاثة أقزام بنية سريعة الدوران تدور حول محاورهم مرة كل ساعة. هذا أسرع بنحو 10 مرات من المعتاد [2] ، وحوالي 30 بالمائة أسرع من الدورات الأكثر سرعة التي تم قياسها سابقًا في مثل هذه الأجسام.

استخدم علماء الفلك تلسكوبات أرضية كبيرة ، جيميني نورث في هاواي وماجلان بادي في تشيلي ، لتأكيد الدوران السريع. لقد فعلوا ذلك عن طريق قياس التغيرات في ضوء الأقزام البنية الناتجة عن تأثير دوبلر واستخدام نموذج حاسوبي لمطابقة تلك التعديلات مع معدلات الدوران [3]. وجد الباحثون أن هذه الأقزام البنية تدور بسرعة حوالي 350 ألف كيلومتر في الساعة (حوالي 220 ألف ميل في الساعة) عند خط الاستواء ، وهو أسرع بعشر مرات من كوكب المشتري.

قالت ساندي ليجيت ، عالمة الفلك في Gemini North التي تدرس الأقزام البنية: "تدور هذه الأقزام البنية غير العادية بسرعات مذهلة". "عند حوالي 350.000 كيلومتر في الساعة ، فإن الجاذبية الضعيفة نسبيًا للأقزام البنية بالكاد تجعلهم متماسكين. هذا الاكتشاف المثير من قبل فريق Tannock قد حدد حدود الدوران التي قد لا توجد بعدها هذه الأجسام."

حدد الفريق أولاً معدلات الدوران السريع باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا لقياس مدى سرعة تباين سطوع الأجسام. أوضح ميتشيف: "الأقزام البنية ، مثل الكواكب ذات الغلاف الجوي ، يمكن أن يكون لها عواصف جوية كبيرة تؤثر على سطوعها المرئي". "تُظهر الاختلافات في السطوع الملحوظة مدى تكرار ظهور العواصف نفسها عندما يدور الجسم ، مما يكشف عن فترة دوران القزم البني."

ستظهر نتائج الفريق في العدد القادم من المجلة الفلكية.

[1] هناك أربعة كواكب عملاقة معروفة في النظام الشمسي: كوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون.

[2] تدور النجوم والأقزام البنية والكواكب بشكل عام حول محورها مرة واحدة كل 10 ساعات أو أكثر ببطء. على سبيل المثال ، تدور الأرض حول محورها مرة واحدة كل 24 ساعة بينما يستغرق كوكب المشتري وزحل حوالي 10 ساعات. تدور الشمس حول محورها في المتوسط ​​كل 27 يومًا. يختلف معدل دوران الشمس باختلاف خط العرض ، حيث تكمل مناطقها الاستوائية الدوران في حوالي 25 يومًا والمناطق القطبية تدور مرة واحدة كل 35 يومًا تقريبًا.

[3] مع دوران كل قزم بني ، يبدو الضوء القادم من نصف الكرة الأرضية الذي يتجه نحونا متحولًا إلى اللون الأزرق بينما الضوء القادم من نصف الكرة الأرضية الذي يبتعد عنا يبدو منقوشًا إلى الأحمر بسبب تأثير دوبلر. يؤدي هذا إلى ظهور خطوط الامتصاص في طيف القزم البني متسعة (ممتدة باتجاه النهاية الحمراء للطيف والنهاية الزرقاء للطيف). من خلال مطابقة هذا التوسيع مع نموذج الكمبيوتر ، حدد علماء الفلك مدى سرعة دوران كل قزم بني.


الشروط والمفاهيم

  • خطوط الطول والعرض
  • التوقيت العالمي (UT)
  • حقائق أساسية عن الشمس (الحجم ودرجة الحرارة والمسافة)
  • البقع الشمسية
  • المجالات المغناطيسية
  • دورة شمسية
  • سواد الأطراف الشمسية
  • تناوب كارينغتون
  • لماذا تعرض الشمس الدوران التفاضلي؟
  • أين يوجد القمر الصناعي SOHO في الفضاء وكيف تم إطلاقه؟
  • ما هو MDI؟ ما هو EIT؟
  • إذا كنت تعرف محيط الشمس ، كيف يمكنك حساب سرعة دوران عنصر ما على السطح عند خط الاستواء (بالكيلومترات / ساعة)؟

من خلال معظم القرص ، تتفوق النجوم والغازات في الداخل على النجوم والغازات في الخارج => تتمدد المخالفات بشكل طبيعي إلى أنماط لولبية.

الفرضية 1: `` الأسلحة المادية ''

تتكون الذراع الحلزونية من نفس النجوم والغاز بمرور الوقت.

فشلت هذه الفرضية ، لأن مثل هذا الذراع سينتهي بإحكام شديد خلال فترات دوران عديدة.

الفرضية الثانية: موجات الكثافة

النجوم والغازات تتباطأ أثناء تحركها عبر الذراع الحلزونية ، بسبب جاذبيتها المعززة.

يتم إنتاج الذراع من خلال ازدحام النجوم والغاز ، مثل ازدحام المرور.

يبدو أن الفرضية 2 تعمل ، على الرغم من أن التفاصيل تظل موضوع بحث نشط.

يحدث تكوين النجوم بشكل رئيسي في أذرع لولبية ، حيث يتجمع الغاز معًا ، لذلك تظهر النجوم الزرقاء الشابة أقوى أنماط لولبية.


قياس فترة دوران الشمس & # x27s

لتطبيق المعادلة البسيطة لمتوسط ​​السرعة على ظاهرة فلكية حقيقية ، من أجل تحديد فترة دوران الشمس.

  • حدد فترة دوران الكائن.
  • تطبيق التعريف الحركي لمتوسط ​​السرعة على "الحالة الواقعية" (حيث لا يتم إعطاء قيم الإدخال في بيان المشكلة ولكن يجب قياسها)
  • التمييز بين أخطاء القياس وافتراضات النموذج.
  • التعرف على الشمس كجسم سماوي ديناميكي ومتغير باستمرار على أساس ميزات السطح التي يمكن ملاحظتها وحركتها الدوارة.

لاختبار ما إذا كان الطلاب قادرين على تطبيق مفاهيم الحركية لمتوسط ​​السرعة وفترة الدوران بعد النشاط ، يمكن للمرء أن يمنحهم كائنًا آخر للعمل عليه ، مثل كوكب المشتري واستخدام البقعة الحمراء الكبيرة.

مثال: باستخدام مسطرة بلاستيكية ، قم بتقدير فترة دوران المشتري باستخدام هاتين الصورتين للبقعة الحمراء العملاقة. تم التقاط الصور في نفس اليوم الساعة 16:30 و 17: 27.

إلى جانب المناقشات الحية داخل الفصل ، نقترح البدائل التالية لتقييم كيفية فهم الطلاب للمنهجية العلمية وراء هذا النشاط القائم على الاستفسار.

  • خريطة طريق على صفحة A3 (ملصق) تلخص الخطوات المختلفة لتحقيقهم ، بما في ذلك الرسوم التوضيحية.
  • تقرير معمل.

يقدم الخيار الأول ميزة كونه قابلاً للتنفيذ في الفصل ويعزز المزيد من التفاعل داخل مجموعات الطلاب.

نسخة ورقية: من الناحية المثالية ، سيقوم الطلاب بأداء النشاط في أزواج. وهكذا ، لكل زوج يقدم مجموعة واحدة من:

  • ملف PDF لرسومات البقع الشمسية بواسطة Galileo Galilei & lsquoastroedu1801_Galileo_drawings & rsquo ، لإخبار قصة قياس جاليليو في المقدمة
  • ملف PDF أو PPT يحتوي على صور للشمس بواسطة Solar Dynamics Observatory (SDO) & lsquoastroedu1801_SDO_images & rsquo (صفحة واحدة على الأقل بها صورتان متتاليتان لكل زوج من الطلاب ، راجع وصف النشاط: قياس سرعة بقعة شمسية)
  • مسطرة بلاستيكية.

النسخة الإلكترونية: يمكن أيضًا إجراء هذا النشاط على أجهزة الكمبيوتر إما عن طريق فتح صور يومية للشمس في موقع الويب www.solarmonitor.org ، وأخذ القياسات باستخدام مسطرة على الشاشة. بدلاً من ذلك ، يمكنهم أيضًا فتح صور بتنسيق .png في برنامج علم الفلك SalsaJ وأخذ القياسات في البرنامج.

  • جميع الصور بتنسيق .png و. jpg في المجلد & lsquoastroedu1801_SDO_images_set & rsquo file
  • المسطرة على الشاشة (تطبيق Edge web-ruler لمتصفح Chrome)
  • برنامج SalsaJ: http://eu-hou.net/index.php/salsaj-software-mainmenu-9؟
  • فيلم من مجموعة بيانات SDO تم تجميعه باستخدام ملف SalsaJ & lsquoastroedu1801_dataset_movie & rsquo
  • فيلم لرسومات غاليليو وملف lsquoastroedu1801_Galileo_drawings_movie & rsquo

إذا كنت تريد عرض فيلم رسوم متحركة لدوران الشمس بناءً على مجموعة البيانات التي تستخدمها ، فستحتاج إلى SalsaJ وجهاز كمبيوتر مزود بجهاز عرض (انظر جزء المقدمة في وصف النشاط).

ملاحظة حول صور SDO: تم تنزيل مجموعة الصور التي نقدمها مباشرةً من جهاز مراقبة الطاقة الشمسية على الويب (http://www.solarmonitor.org). كانت مجموعة البيانات هذه قريبة في الوقت المناسب من الحد الأقصى للشمس الأخير (2013) وتم اختيارها بعناية (1) لعرض عدد كبير من البقع الشمسية ، مما يسمح للطلاب بالنظر إلى البقع الشمسية المختلفة للنظر ومقارنة نتائجهم ، و (2) الحصول على خط الاستواء الشمسي شبه أفقي (عمودي على خط رؤية الراصد) ، مما يجعل الحركة الظاهرة للبقع الشمسية شبه خطية (تقليل أخطاء القياس بمسطرة مستقيمة).

لا تتردد في اختيار أي مجموعة أخرى من الصور من هذا الموقع ، بشرط أن تحدد أيامًا متتالية كافية لتغطية ، على الأقل ، دوران شمسي.

يجب أن يكون المعلمون على علم معضلة Galileo & rsquos حول طبيعة البقع الشمسيةاكتشف لاحقًا الطبيعة المغناطيسية للبقع الشمسية وكذلك الدوران التفاضلي (غير الصلب) للشمس.

نقدم هنا لمحة موجزة عن بنية الشمس ، وملاحظات غاليليو التاريخية ، وطبيعة البقع الشمسية ، والدوران غير الصلب للشمس ، ومقدمة عن مهمة القمر الصناعي التي أنتجت البيانات المستخدمة في هذا النشاط. في نهاية كل قسم فرعي ، قدمنا ​​روابط يمكن للمدرسين من خلالها قراءة المزيد حول هذه الموضوعات.

تكوين الشمس

الشمس عبارة عن كرة غازية عملاقة تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم. بسبب درجات الحرارة المرتفعة للغاية في الشمس ، يمكن للإلكترونات أن تنفصل عن نواة ذراتها وتكون حرة في الحركة. هذه الحالة من المادة تسمى "البلازما".

يمكن تقسيم الشمس إلى خمس طبقات: اللب ، والمنطقة الإشعاعية ، ومنطقة الحمل الحراري ، والغلاف الضوئي ، والغلاف الجوي. اللب هو الطبقة الأعمق وهو المكان الذي يتم فيه إنتاج الطاقة عن طريق الاندماج النووي (

15 مليون درجة مئوية). تمتد المنطقة الإشعاعية من القلب إلى حوالي 70٪ من نصف قطر الشمس وهنا يتم نقل الطاقة بشكل أساسي من خلال الإشعاع (يتم إصدار الفوتونات وامتصاصها وإعادة بثها باستمرار). في الطبقة التالية ، منطقة الحمل الحراري ، يتم نقل الطاقة عن طريق الحمل الحراري (الحركة الصعودية للمادة الساخنة والحركة الهبوطية للمادة الباردة ، على غرار غليان الحساء). الفوتوسفير ، في

6000 درجة مئوية ، فوق منطقة الحمل الحراري. نظرًا لأنها الطبقة التي يأتي منها معظم الضوء ، فإننا نطلق عليها اسم السطح الشمسي ، على الرغم من أننا لن نتمكن من الوقوف عليها.

وراء الغلاف الضوئي ، نجد الغلاف الجوي للشمس ، والذي يتكون من طبقتين أخريين: الكروموسفير والإكليل. الكروموسفير هو طبقة غازية ضاربة إلى الحمرة رقيقة فوق السطح مباشرة. الإكليل هو الغلاف الجوي البلازمي الرقيق جدًا للشمس ، ويمتد ملايين الكيلومترات في الفضاء.

ملاحظات غاليليو للبقع الشمسية

في عام 1612 ، وجه جاليليو جاليلي تلسكوبًا نحو الشمس. كان من أوائل من فعلوا ذلك ، وسبقه توماس هاريوت ويوهانس فابريسيوس. عرف جاليليو أنه إذا نظر مباشرة من خلال التلسكوب ، فقد يحرق عينه. بدلاً من ذلك ، قام بإسقاط الصورة على الشاشة لعمل رسومات دقيقة. في زمن جاليليو ، اعتقد الناس أن الشمس كانت شيئًا ثابتًا ونقيًا تمامًا. لدهشته الكبيرة ، رأى بقعًا داكنة على الشمس. لقد كان مفتونًا جدًا بطبيعة هذه البقع ، ولذلك قام برصدها ورسمها بشكل يومي لدراستها.

الطبيعة المغناطيسية للبقع الشمسية

ظلت طبيعة البقع الشمسية لغزًا حتى عام 1905 ، عندما اكتشف عالم الفلك جورج إليري هيل مجالات مغناطيسية مكثفة داخل هذه المناطق المظلمة. باستخدام مقياس الطيف ، وجد أن خاصية معينة للضوء (الاستقطاب) المنبعثة من الشمس قد تم تغييرها بطريقة تسببها المجالات المغناطيسية على وجه التحديد. اليوم ، الأقمار الصناعية مثل المرصد الديناميكي الشمسي (SDO) مجهزة بأدوات خاصة لاكتشاف موقع الحقول المغناطيسية على الشمس واستنتاج شدتها. يوضح الشكل 1 صورتين لنفس اليوم ، تم الحصول عليها بواسطة SDO: صورة ضوئية مرئية للقرص الشمسي بالكامل وخريطة لاتجاه وشدة الحقول المغناطيسية الموجودة على القرص الشمسي (مخطط مغناطيسي).

تُرى البقع الشمسية في الغلاف الضوئي على أنها سمات مظلمة على عكس بقية السطح الشمسي ، لأن المادة الموجودة بداخلها تكون أكثر برودة بنحو 2000 درجة مئوية من محيطها.

6000 درجة مئوية. المجالات المغناطيسية الشديدة هي المسؤولة عن هذا التبريد. نظرًا لأن الحقول المغناطيسية تنتج ضغطًا ، يتم إجبار البلازما داخل البقع الشمسية على الخروج للحفاظ على توازن الضغط بين البقعة الشمسية (ضغط الغاز بالإضافة إلى الضغط المغناطيسي) والبلازما المحيطة (ضغط الغاز). لذلك فإن البلازما داخل البقع الشمسية أقل كثافة وأبرد قليلاً.

عادة ما تتجمع البقع الشمسية في مجموعات وتتراوح أعمارها بين عدة أيام وأسابيع. البقع الشمسية ديناميكية وتتطور مع المجال المغناطيسي: تظهر وتتغير وتختفي. يختلف عددهم بشكل دوري مع الوقت مع مقدار المجال المغناطيسي للشمس ، بعد ما يسمى بدورة البقع الشمسية لمدة 11 عامًا: كل 11 عامًا ، يصل عدد البقع الشمسية وكمية المجال المغناطيسي إلى الحد الأقصى (يسمى "الحد الأقصى للشمس" ) ، متبوعًا بحد أدنى بالكاد مع وجود أي بقع على الشمس. يتم اختيار مجموعة البيانات المقترحة في هذا النشاط بالقرب من الحد الأقصى للطاقة الشمسية ، من أجل عرض عدد كبير من البقع الشمسية.

تم العثور على البقع الشمسية في بقع مثل العواصف على الأرض وعادة ما توجد في مجموعات في كل من نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي. تنتقل العصابات التي تتشكل فيها البقع الشمسية من خطوط العرض الوسطى إلى خط الاستواء تقريبًا طوال دورة البقع الشمسية التي تبلغ 11 عامًا. لاحظ أن البقع الشمسية الفردية لا تنجرف كثيرًا في خط العرض لأنها موجودة فقط لبضعة أسابيع - فقط خطوط العرض حيث تتشكل البقع الجديدة تتحرك نحو خط الاستواء.


الشكل 1: الرسم المغناطيسي وصورة الضوء المرئي للقرص الشمسي في نفس اليوم (انظر النص لمزيد من التفاصيل).

قم بزيارة https://www.nasa.gov/content/goddard/how-sdo-sees-the-sun للحصول على مزيد من المعلومات حول صور الضوء المرئي للشمس.

دوران الشمس

كما يُرى من الأرض ، تدور الشمس حول محورها في حوالي 27 يومًا. يقع خط استواء Sun & rsquos تقريبًا في مستوى مدار الأرض و rsquos ، لذا فإن القطب الشمالي Sun & rsquos في نفس اتجاه القطب الشمالي Earth & rsquos. عند رؤيتها من فوق القطب الشمالي للشمس ، تدور الشمس عكس اتجاه عقارب الساعة. يتم توجيه معظم الصور الحديثة للشمس بحيث يكون الشمال الشمسي أعلى والميزات الموجودة على سطحه ثم تتحرك من اليسار إلى اليمين أثناء دوران الشمس. لاحظ أن رسومات Galileo & rsquos للبقع الشمسية (الشكل 3) ليست موجهة بهذه الطريقة.

الدوران غير الصلب للشمس

الأجسام الصلبة لا تغير شكلها (أي أنها غير قابلة للتشوه). لذلك ، عندما تدور الأجسام الصلبة ، يدور كل جزء في نفس الإيقاع. هذا يعني أن كل جزء من الكائن يستغرق نفس القدر من الوقت لإكمال دورة. وهذا ما يسمى بالدوران الجامد. هذا هو السبب في أن كل بقعة على الأرض تستغرق 24 ساعة لإكمال منعطف.

في الأجسام غير الصلبة ، أي الأجسام القابلة للتشوه ، يختلف الدوران في أجزاء مختلفة من الجسم. هذه هي حالة الشمس لأنها تتكون من مادة غازية تسمى البلازما. مثل الأرض ، للشمس قطب شمالي وقطب جنوبي ، وتدور حول محورها. ومع ذلك ، فإن بلازما الشمس بالقرب من خط الاستواء تكمل دورة كاملة في أقل من 27 يومًا بقليل ، في حين أن البلازما بالقرب من القطبين يمكن أن تكمل دورة كاملة في غضون 35 يومًا. هذا يعني أن البلازما يمكن أن تدور بسرعات مختلفة ، اعتمادًا على خط العرض الذي هي عليه: أي أسرع عند خط الاستواء منه عند القطبين. وهذا ما يسمى بالتناوب التفاضلي.

إذا قمت بقياس دوران الأرض و rsquos عن طريق قياس الرياح أو حركة السحب ، فستجد أن دوران الغلاف الجوي للأرض و rsquos يختلف أيضًا باختلاف خط العرض. وذلك لأن الغلاف الجوي للأرض عبارة عن غاز وليس مادة صلبة. كما يُرى من الفضاء ، يدور الغلاف الجوي في أقل من 24 ساعة عند خطوط العرض الوسطى وفي أكثر من 24 ساعة بالقرب من خط الاستواء. نسمي هذا & ldquoWesterlies & rdquo و & ldquoTrade winds & rdquo على التوالي. لا يعد الدوران التفاضلي جانبًا فريدًا من جوانب الشمس ، فمن الشائع أن يكون للأجسام الدوارة مثل النجوم الأخرى والكواكب الغازية معدلات دوران مختلفة عند خطوط عرض مختلفة.

مرصد ديناميات الطاقة الشمسية

مرصد ديناميات الطاقة الشمسية (SDO) هو مهمة ساتلية من وكالة ناسا. تم إطلاقه في مدار حول الأرض في عام 2010 وهو يراقب الشمس منذ ذلك الحين. الهدف الرئيسي من SDO هو دراسة الغلاف الجوي الشمسي لفهم العلاقة بشكل أفضل بين المجالات المغناطيسية الشمسية والظواهر النشطة قصيرة المدى مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية.


اشتعلت "النجوم الفاشلة" مسرعة مسرعة: ساعة الفلكيين الأقزام البنية الأسرع دورانًا

غالبًا ما يطلق على الأقزام البنية اسم "النجوم الفاشلة". تتشكل مثل النجوم ولكنها ليست ضخمة بما يكفي لدمج الهيدروجين في الهيليوم كما تفعل النجوم. أقرب إلى الكواكب العملاقة ، يمكن للأقزام البنية أن تتعرض لعواصف في غلافها الجوي ، كما هو موضح في هذا الرسم التوضيحي. اكتشف علماء الفلك مؤخرًا ثلاثة أقزام بنية تدور أسرع من أي أقزام أخرى تم اكتشافها على الإطلاق. كل واحد يكمل دورة واحدة في حوالي ساعة ، حوالي 10 مرات أسرع من المعتاد. الائتمان: NOIRLab / NSF / AURA / J. دا سيلفا

اكتشف علماء الفلك في جامعة ويسترن الأقزام البنية الأكثر سرعة في الدوران المعروفة. وجدوا ثلاثة أقزام بنية يكمل كل منها دورة كاملة مرة كل ساعة تقريبًا. هذا المعدل شديد لدرجة أنه إذا دارت هذه "النجوم الفاشلة" بشكل أسرع ، فإنها يمكن أن تقترب من تمزيق نفسها. تم التعرف على الأقزام البنية بواسطة تلسكوب Spitzer Space Telescope التابع لناسا ، ثم تمت دراسة الأقزام البنية عن طريق التلسكوبات الأرضية بما في ذلك Gemini North ، والتي أكدت دورانها السريع بشكل مدهش.

تم اكتشاف ثلاثة أقزام بنية تدور أسرع من أي أقزام أخرى وجدت من قبل. قام علماء الفلك في جامعة ويسترن في كندا أولاً بقياس سرعات دوران هذه الأقزام البنية باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا وأكدوا عليها بملاحظات متابعة مع تلسكوب جيميني نورث في موناكيا في هاواي وتلسكوب ماجلان بادي التابع لمعهد كارنيجي للعلوم في تشيلي. . Gemini North هو أحد زوجي التلسكوبات التي تشكل مرصد الجوزاء الدولي ، وهو برنامج تابع لمؤسسة NSF NOIRLab.


اكتشف علماء الفلك في جامعة ويسترن الأقزام البنية الأكثر سرعة في الدوران المعروفة. وجدوا ثلاثة أقزام بنية يكمل كل منها دورة كاملة مرة كل ساعة تقريبًا. هذا المعدل شديد لدرجة أنه إذا دارت هذه "النجوم الفاشلة" بشكل أسرع ، فإنها يمكن أن تقترب من تمزيق نفسها. تم التعرف على الأقزام البنية بواسطة تلسكوب Spitzer Space Telescope التابع لناسا ، ثم تمت دراسة الأقزام البنية عن طريق التلسكوبات الأرضية بما في ذلك Gemini North ، والتي أكدت دورانها السريع بشكل مدهش. الائتمان: مرصد الجوزاء الدولي / NOIRLab / NSF / AURA / J. دا سيلفا ، بي. مارينفيلد ، ناسا / مختبر الدفع النفاث- معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، ر.

قالت ميغان تانوك ، طالبة الدراسات العليا في الفيزياء وعلم الفلك بجامعة ويسترن التي قادت عملية الاكتشاف: "يبدو أننا واجهنا حدًا أقصى للسرعة في دوران الأقزام البنية". "على الرغم من عمليات البحث المكثفة التي أجراها فريقنا وآخرين ، لم يتم العثور على أقزام بنية يمكنها الدوران بشكل أسرع. في الواقع ، قد تؤدي الدورات الأسرع إلى تمزيق قزم بني نفسه ".

الأقزام البنية هي ببساطة نجوم فاشلة. تتشكل مثل النجوم ولكنها أقل كتلة وتشبه الكواكب العملاقة. [1]

عمل تانوك وعالم الفلك في جامعة ويسترن ستانيمير ميتشيف مع متعاونين دوليين للعثور على ثلاثة أقزام بنية سريعة الدوران تدور حول محاورهم مرة كل ساعة. هذا أسرع بنحو 10 مرات من المعتاد ، [2] وحوالي 30 بالمائة أسرع من الدورات الأكثر سرعة التي تم قياسها سابقًا في مثل هذه الأجسام.

استخدم علماء الفلك تلسكوبات أرضية كبيرة ، جيميني نورث في هاواي وماجلان بادي في تشيلي ، لتأكيد الدوران السريع. لقد فعلوا ذلك عن طريق قياس التغيرات في ضوء الأقزام البنية الناتجة عن تأثير دوبلر واستخدام نموذج حاسوبي لمطابقة تلك التعديلات مع معدلات الدوران. [3] وجد الباحثون أن هذه الأقزام البنية تدور بسرعة حوالي 350 ألف كيلومتر في الساعة (حوالي 220 ألف ميل في الساعة) عند خط الاستواء ، وهو أسرع بعشر مرات من كوكب المشتري.


تقارن هذه الرسوم المتحركة معدلات دوران كوكب المشتري وزحل بمعدلات دوران القزم البني الأسرع الذي تم اكتشافه حتى الآن (المسمى 2MASS J0348-6022). الأقزام البنية أضخم من أي من الكواكب العملاقة في نظامنا الشمسي ولكنها أقل كتلة من النجوم. This brown dwarf is actually about the same size as Jupiter, but it has about 43 times more mass and spins almost 10 times faster. This rapid rotation causes the brown dwarf to “flatten,” or become wider around its equator. Jupiter and Saturn are flattened as well. The brown dwarf’s faster rotation is balanced by its larger mass, giving it a shape similar to that of the slower-rotating Jupiter and Saturn. The shapes of these three objects are compared to perfect circles (drawn in white) in this animation. Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC)

“These unusual brown dwarfs are spinning at dizzying speeds,” said Sandy Leggett, an astronomer at Gemini North who studies brown dwarfs. “At about 350,000 kilometers per hour, the relatively weak gravity of the brown dwarfs is barely holding them together. This exciting discovery by the Tannock team has identified rotational limits beyond which these objects may not exist.”

The team first identified the rapid rotation rates by using NASA’s Spitzer Space Telescope to measure how quickly the brightness of the objects varied. “Brown dwarfs, like planets with atmospheres, can have large weather storms that affect their visible brightness,” explained Metchev. “The observed brightness variations show how frequently the same storms are seen as the object spins, which reveals the brown dwarf’s spin period.”
The team’s results will appear in an upcoming issue of The Astronomical Journal.

ملاحظات

  1. There are four known giant planets in the Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.
  2. Stars, brown dwarfs, and planets generally spin around their axis once every 10 hours or more slowly. For example, Earth spins around its axis once every 24 hours while Jupiter and Saturn take about 10 hours. The Sun spins around its axis on average every 27 days. The Sun’s rotation rate varies with latitude, with its equatorial regions completing a rotation in about 25 days and the polar regions rotating once in approximately 35 days.
  3. As each brown dwarf rotates, light from the hemisphere turning toward us appears blueshifted while light from the hemisphere turning away from us appears redshifted because of the Doppler effect. This causes absorption lines in the brown dwarf’s spectrum to appear broadened (stretched both toward the red end of the spectrum and the blue end of the spectrum). By matching this broadening to a computer model, the astronomers determined how fast each brown dwarf is spinning.

معلومات اكثر

This research will be presented in the paper Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs, to appear in The Astronomical Journal.

Reference: “Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs” by Megan E. Tannock, Stanimir Metchev, Aren Heinze, Paulo A. Miles-Páez, Jonathan Gagné, Adam Burgasser, Mark S. Marley, Dániel Apai, Genaro Suárez and Peter Plavchan, Accepted, The Astronomical Journal.
arXiv: 2103.01990

The team is composed of Megan Tannock (Western University), Stanimir Metchev (Western University and American Museum of Natural History), Aren Heinze (University of Hawai‘i), Paulo A. Miles-Páez (European Southern Observatory), Jonathan Gagné (Planétarium Rio Tinto Alcan and Université de Montréal), Adam Burgasser (University of California, San Diego), Mark S. Marley (NASA Ames Research Center), Dániel Apai (University of Arizona), Genaro Suárez (Western University), and Peter Plavchan (George Mason University).


Riding on a Rotating Sphere

  1. East-West parallel of constant latitude narrows.
  2. The distance covered in 24-hours is less, so the speed is less.

The speed of rotation is greatest at the Equator and gets الأصغر with increasing latitude. For example, at Columbus (Latitude 40-degrees North): Circumference of the Earth at 40-deg North = 30,600 kilometers Time to complete one Rotation = 24 ساعة

Speed of Rotation at 40 North = Distance/Time = 30,600 km / 24 hr = 1280 km/hr

[Note: For the more mathematically inclined, the rotation speed at a given Latitude = cos(Latitude) x 1670 km/hr.]


Astronomers Measure Precise Rotation Pattern of Sun-Like Stars

Sun-like stars rotate differentially, with the equator rotating faster than the higher latitudes. The blue arrows in the figure represent rotation speed. Differential rotation is thought to be an essential ingredient for generating magnetic activity and starspots. MPI for Solar System Research/MarkGarlick.com

Researchers at NYU Abu Dhabi reveal that sun-like stars rotate up to two and a half times faster at the equator than at higher latitudes, a finding that challenges current science on how stars rotate.

Until now, little was known about the precise rotational patterns of Sun-like stars, only that the equator spins faster than at higher latitudes, similar to the Sun.

Scientists at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science used observations from NASA’s Kepler mission and asteroseismology — the study of sound waves traveling inside stars — to determine with precision how Sun-like stars rotate, which no other scientific method has been able to achieve.

Their study found that Sun-like stars, characterized as being like the Sun in mass and age, do indeed rotate in a similar manner as the Sun in that their equatorial regions rotate more rapidly than at mid- to high latitudes. But there’s a key difference.

The equator of the Sun rotates about 10 percent faster than its mid latitudes, while equators of Sun-like stars spin up to two and a half times faster than their mid latitudes.

“This is very unexpected, and challenges current numerical simulations, which suggest that stars like these should not be able to sustain differential rotation of this magnitude,” said Othman Benomar, research associate at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science and lead author of the study published in Science.

“Understanding differential rotation — how fast one part of a star spins compared to the rest — is not only important for a complete understanding of how a star works, it will help us gain deeper insights about their magnetic fields,” explained Katepalli Sreenivasan, principal investigator of the NYU Abu Dhabi Center for Space Science.

Magnetic fields on the Sun have been known to cause enormous solar storms that frequently disrupt orbiting space satellites and have knocked out power grids on Earth.

Scientists agree that the rotation of the Sun plays a crucial role in the generation of the solar magnetic field, but the exact details still remain a mystery, despite the Sun having been observed and studied in great detail.

Sreenivasan added, “learning more about how stars rotate and generate their own magnetic fields could help us gain further insight into the solar dynamo, the physical process that generates the Sun’s magnetic field.”