الفلك

لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟

لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟

أنا لا أشعر بهذه الطريقة ولكن قد يجد البعض أنه من الغريب والغريب حقًا أن يكون لها دوران تفاضلي ويشعرون أنه تناقض. قد يقولون "كيف يكون ذلك ممكنا؟" أسأل نيابة عن الآخرين الذين قد يكون لديهم هذا السؤال عن الافتراضات التي يتخذونها وكيفية كسرها.


أعتقد أنهم لا يأخذون في الحسبان قوة كوريوليس في الإطار المرجعي لجزء من الطبقة الخارجية للشمس عند كل خط عرض. لا يمكنني التفكير في دليل على أنه من المتوقع أن يكون للطبقة الخارجية للشمس دوران تفاضلي. ومع ذلك ، عندما تدرك تأثير قوة كوريوليس على التيارات الحرارية ، ترى أنها لا تعطيك دليلًا على أنه لا ينبغي أن يكون هناك دوران تفاضلي. ربما يمارس الجزء الموجود عند خط عرض واحد قوة على الجزء الواقع على خط عرض مجاور حتى تحقق معدلات الطبقتين معادلة معينة.


الدوران التفاضلي

الدوران التفاضلي يُرى عندما تتحرك أجزاء مختلفة من جسم دوار بسرعات زاوية مختلفة (معدلات دوران) عند خطوط عرض و / أو أعماق مختلفة من الجسم و / أو في الوقت المناسب. يشير هذا إلى أن الكائن ليس صلبًا. في الأجسام السائلة ، مثل أقراص التراكم ، يؤدي هذا إلى القص. عادةً ما تُظهر المجرات والنجوم الأولية أمثلة للدوران التفاضلي في النظام الشمسي ، بما في ذلك الشمس والمشتري وزحل. [ بحاجة لمصدر ]

حوالي عام 1610 ، لاحظ جاليليو جاليلي البقع الشمسية وحساب دوران الشمس. في عام 1630 ، ذكر كريستوف شاينر أن للشمس فترات دوران مختلفة عند القطبين وخط الاستواء ، في توافق جيد مع القيم الحديثة. [ بحاجة لمصدر ]


نواة Sun & # 8217s تدور بمعدل 4 مرات أسرع من السطح

نجمنا ، الشمس ، ليس جسمًا صلبًا ولكنه بدلاً من ذلك كرة ضخمة ومشرقة من الغاز. لطالما عرف علماء الفلك أنه لا يدور أو يدور ككتلة صلبة واحدة. لقد عرفوا ، على سبيل المثال ، أن الغازات في الطبقات الخارجية للشمس تتحرك بسرعات مختلفة اعتمادًا على خطوط العرض الخاصة بهم ، مع دوران خط الاستواء بشكل أسرع من خطوط العرض الأعلى. يختلف دوران الطبقات الخارجية للشمس من 25 يومًا عند خط الاستواء إلى 35 يومًا عند القطبين. ولكن ماذا عن نواة الشمس؟ لعقود من الزمان ، اشتبه العلماء في أن النواة تتحرك أسرع من السطح ، لكن حتى الآن ، لم يكن هناك قياس ممكن. الآن ، قام فريق دولي من علماء الفلك ، باستخدام بيانات من مركبة فضائية طويلة العمر تسمى المرصد الشمسي والهيليوسفير (SoHO) ، بقياس دوران لب الشمس ووجد أنه يدور أسرع بنحو أربع مرات من السطح. قال هؤلاء الباحثون إن نواة الشمس تدور مرة واحدة في أسبوع أرضي تقريبًا. نُشرت الدراسة في 1 أغسطس 2017 في المجلة التي يراجعها الأقران علم الفلك والفيزياء الفلكية.

عرف العلماء أن الجزء الخارجي من الشمس يدور بسرعات متفاوتة ، حيث تتحرك الغازات بالقرب من خط الاستواء بشكل أسرع. لكن دوران قلب الشمس ظل بعيد المنال لعقود. الصورة عبر وكالة ناسا.

درس هؤلاء الباحثون & # 8211 بقيادة عالم الفلك إريك فوسات من مرصد دي لا كوت دازور في نيس ، فرنسا & # 8211 الموجات الصوتية ، الموجات الصوتية أساسًا ، في الغلاف الجوي للشمس. هذه موجات طولية أي أن الموجات لها نفس اتجاه الاهتزاز مثل اتجاه انتقالها ، وتتحرك بسرعة الصوت. وأوضح بيان صادر عن وكالة الفضاء الأوروبية المزيد:

مثلما يكشف علم الزلازل عن البنية الداخلية للأرض بالطريقة التي تنتقل بها الموجات المتولدة عن الزلازل من خلالها ، يستخدم علماء الفيزياء الشمسية "علم الزلازل" لاستكشاف باطن الشمس من خلال دراسة الموجات الصوتية التي يتردد صداها من خلالها. على الأرض ، عادة ما يكون حدثًا واحدًا هو المسؤول عن توليد الموجات الزلزالية في وقت معين ، لكن الشمس "ترن" باستمرار بسبب الحركات الحملية داخل الجسم الغازي العملاق.

يتم اكتشاف موجات التردد العالي ، والمعروفة باسم موجات الضغط (أو موجات p) ، بسهولة كتذبذبات سطحية بسبب الموجات الصوتية التي تندفع عبر الطبقات العليا للشمس. إنها تمر بسرعة كبيرة عبر الطبقات العميقة ، وبالتالي فهي ليست حساسة للدوران الأساسي للشمس.

على العكس من ذلك ، فإن موجات الجاذبية ذات التردد المنخفض (موجات g) التي تمثل التذبذبات في عمق باطن الشمس ليس لها توقيع واضح على السطح ، وبالتالي تمثل تحديًا للكشف المباشر.

وقال بيان وكالة الفضاء الأوروبية إن العلماء كانوا يبحثون عن موجات الجاذبية المراوغة هذه في الشمس لأكثر من 40 عامًا ، وعلى الرغم من أن المحاولات السابقة أشارت إلى اكتشافات ، لم يكن أي منها نهائيًا.

تمثل هذه الدراسة الجديدة نجاح العلماء # 8217 في استخراج بصمة موجات الجاذبية بشكل لا لبس فيه ، وبالتالي القدرة على قياس مدى سرعة دوران قلب الشمس.

كيف نعرف ما يحدث داخل الشمس؟ لحسن الحظ ، فإن الشمس "ترن" باستمرار مثل الجرس ، بسبب حركات الحمل الحراري الداخلي. عالم قادر على دراسة أشكال مختلفة من الموجات الصوتية المتولدة داخل الشمس ، لمعرفة ما هو & # 8217s هناك. الصورة عبر جامعة كاليفورنيا.

تم اكتشاف أوضاع G في نجوم أخرى ، والآن بفضل SOHO وجدنا أخيرًا دليلًا مقنعًا عليها في نجمنا. إنه لأمر خاص حقًا أن نرى جوهر شمسنا للحصول على أول قياس غير مباشر لسرعة دورانها. ولكن ، على الرغم من انتهاء هذا البحث الذي دام عقودًا ، تبدأ الآن نافذة جديدة للفيزياء الشمسية.

استخدم الباحثون 16 عامًا من الملاحظات من أداة تسمى GOLF (التذبذبات العالمية عند التردد المنخفض) على مركبة الفضاء SoHO. تم تطوير الطريقة من قبل الباحثين. SoHO & # 8211 تم إطلاق مشروع مشترك بين ESA و NASA & # 8211 في 2 ديسمبر 1995 لدراسة الشمس من قلبها إلى الهالة الخارجية والرياح الشمسية التي تستمر المركبة الفضائية في العمل.

روجر أولريش أستاذ فخري في علم الفلك بجامعة كاليفورنيا ، وقد درس باطن الشمس لأكثر من 40 عامًا وهو مؤلف مشارك في الدراسة. وأشار في بيان صادر عن جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس إلى أنه من المحتمل أن يكون دوران قلب الشمس هو:

& # 8230 متبقية من الفترة التي تشكلت فيها الشمس ، منذ حوالي 4.6 مليار سنة. إنها مفاجأة ومثيرة للاعتقاد بأننا ربما اكتشفنا بقايا لما كانت عليه الشمس عندما تشكلت لأول مرة.

قال أولريش إن القياس الجديد لدوران نواة الشمس قد يوفر أدلة على كيفية تشكل الشمس. وقال إنه بعد تشكل الشمس ، من المحتمل أن تبطئ الرياح الشمسية دوران الجزء الخارجي من الشمس. قد يؤثر الدوران أيضًا على البقع الشمسية ، التي تتحرك على سطح الشمس مع دوران غازاتها الخارجية.

مفهوم الفنان & # 8217s لمركبة الفضاء SoHO.

خلاصة القول: وجد فريق دولي من علماء الفلك باستخدام بيانات من SoHO أن لب الشمس يدور أو يدور أربع مرات أسرع من طبقات سطحه.


لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟ - الفلك

هل توجد أي نظرية حول أصل النظام الشمسي يمكن أن تفسر هذه الأشياء الثلاثة:

1) توزيع العناصر الكيميائية بين الكواكب المختلفة (الشمس بها القليل جدًا من العناصر الثقيلة ، كوكب الزهرة والأرض الكثير منها ، كوكب المشتري وزحل قليلًا مرة أخرى)

هذا ما يفسره نموذج لويس. في النظام الشمسي المبكر ، الذي كان عبارة عن سحابة من الغازات ، كانت الأجزاء الداخلية أكثر دفئًا من الأجزاء الخارجية. في المنطقة الداخلية ، يمكن فقط لأشياء مثل المعدن أو الصخور أن تتكثف ، لذلك تتكون الكواكب الداخلية (عطارد والزهرة والأرض والمريخ) أساسًا من المعدن والصخور. أثناء انتقالك إلى المناطق الخارجية الأكثر برودة ، يبرد بدرجة كافية لأشياء مثل جليد الماء ، ثم تتكثف الأمونيا وجليد الميثان.

السبب في أن الطبقات الخارجية للعمالقة الغازية (كوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون) تتكون من عناصر أخف هو أن هذه الكواكب نمت أكبر من الأرض بسرعة. هناك نوعان من الأسباب. أحدهما أنه ، في المناطق الخارجية ، كان باردًا بدرجة كافية لتتكثف مجموعة أكبر من المواد - ليس فقط الصخور والمعادن ، ولكن أيضًا الأشياء التي تتكثف في درجات حرارة منخفضة مثل جليد الماء وجليد الأمونيا ، لذلك كان هناك المزيد " المواد الخام "لصنع الكواكب. السبب الآخر هو أن الجليد يلتصق ببعضه البعض بشكل أفضل من الصخور والمعادن ، لذلك عندما يصطدم الجليد المتكثف في قطع صغيرة بقطع أخرى من الجليد ، فإنه يميل إلى تكوين قطع أكبر ، بدلاً من الارتداد أو الشظايا كما تفعل قطع الصخور. نشأت الكواكب الخارجية ككواكب كبيرة مكونة من الجليد والصخور. كانت الكواكب ضخمة بما يكفي لدرجة أن جاذبيتها سمحت لها بتراكم الهيدروجين والهيليوم ، والتي لم يكن للكواكب الداخلية كتلة كافية للاحتفاظ بها ، والنمو إلى نسبها العملاقة الحالية.

2) الاتجاه المقلوب لدوران الزهرة حول المحور (على عكس الكواكب الأخرى)

هناك فكرة قديمة عن دوران الزهرة (وهو اتجاه عقارب الساعة كما يُنظر إليه من الشمال مقابل عكس اتجاه عقارب الساعة مثل الكواكب الأخرى) وهي أن تأثيرات الجاذبية للشمس أبطأت من سرعة دورانها حتى تساوت فترة دورانها الفترة المدارية. تسمى هذه الحالة بالرنين المغزلي. الزئبق في نوع مختلف قليلاً من رنين المدار الدوراني. ومع ذلك ، هذا لن يفسر سبب دوران الزهرة الى الوراء.

فكرة أخرى هي أن الاصطدام بجسم كبير أعطى الزهرة حالة دوران غريبة. هذا غير مدعوم بأي دليل مادي جيد ، ومن الغريب أن ينتهي الأمر بالزهرة بالدوران ببطء للخلف بدلاً من قلبها بزاوية عشوائية ، مثل أورانوس.

لا يوجد تفسير مقبول على نطاق واسع لدوران كوكب الزهرة في الوقت الحالي. أنا شخصياً أعتقد أن هذا جيد. هذا يعني أنه لا يزال هناك لغز عظيم في النظام الشمسي ينتظر أن يتم الكشف عنه ، ويذكرنا علماء الفلك ألا نمتلئ بأنفسنا.

3) تقسيم الزخم (الشمس أقل من 2٪ كما أتذكر).

لا أعتقد أن هذه مشكلة وفقًا لنموذج كاميرون (الذي يشرح كيف تشكل النظام الشمسي من سحابة دوارة من الغاز والغبار.) لا يوجد سبب يجعلنا نتوقع أن تحتوي الشمس على معظم الزخم الزاوي في النظام الشمسي ، خاصة وأن الكواكب تسرقه باستمرار من خلال تفاعلات المد والجزر.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 28 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


إليك فكرة مجنونة عن سبب دوران الشمس أبطأ مما ينبغي

تدور الشمس حول محور ، ولكن ليس بالطريقة التي نتوقعها. نظرًا لأن الشمس مصنوعة من الغاز ، فإن الكرة بأكملها لا تدور مرة واحدة كما تفعل الأرض أو الكواكب الأخرى. في الواقع ، يدور سطح الشمس بشكل أبطأ بكثير من باطنه - وهي ملاحظة حيرت العلماء لبعض الوقت الآن. ومع ذلك ، تشير النتائج الجديدة إلى نظرية غريبة حول سبب حدوث ذلك.

في دراسة نشرت يوم الجمعة الماضي في رسائل المراجعة البدنية، أفاد فريق بحثي بتتبع الموجات التي تموج عبر الطبقات الخارجية للشمس ، واكتشفوا أن جلد الشمس الذي يبلغ سمكه 70 كم يبطئها ، وهو ما يعتقد الفريق أنه سبب لتفاعل الفوتونات النجمية مع البلازما في الشمس وإزالة الزخم. قد تعاني النجوم الأخرى أيضًا من هذا التباطؤ ، خاصةً النجوم الأكبر والأكثر إشراقًا. يعتقد الباحثون أنه كلما كان النجم أقدم ، كان أبطأ.

ابتداءً من عام 2010 ، حصل الباحثون على صور للحافة الخارجية للشمس بواسطة مركبة الفضاء الخاصة بمرصد ديناميكيات الطاقة الشمسية التابعة لناسا على مدى ثلاث سنوات ونصف. لدراسة الأعماق المختلفة للشمس ، استخدم الفريق صورًا تم التقاطها بمختلف الصور التي تراقب الكرة الضخمة للمادة الساخنة تحت أطوال موجية مختلفة. تحت كل من هذه المرشحات ، اكتشف الباحثون سرعة الدوران عن طريق قياس حركة التموجات في تلك الطبقة.

يقول جيف كون ، أستاذ علم الفلك في جامعة هاواي في بوكالاني ، "لا يبدو أن هناك أي شيء يؤدي إلى إبطاء الطبقات الخارجية" معكوس. "ما فعلته هذه الدراسة هو استخدام تقنية تنظر إلى الأمواج في الشمس. يمكننا استخدام حركة تلك الموجات لتتبع الدوران وتتبع الدوران نحو الداخل. "

تدور بلازما الشمس بشكل أسرع عند خط الاستواء وأبطأ عند القطبين. كلما ابتعدت البلازما عن اللب ، كان دورانها أبطأ. على سبيل المثال ، يدور جلد الشمس البالغ طوله 70 كيلومترًا أبطأ بنحو خمسة بالمائة من بقية الغلاف الضوئي ، أو الطبقة الخارجية التي يبلغ سمكها 500 كيلومتر. ذلك لأن لب الشمس ينتج فوتونات تنتشر للخارج وتتفاعل مع بلازما الشمس.

داخل الشمس ، تتشتت الفوتونات بشكل متكرر لدرجة أنها تفقد الزخم الزاوي ، ولكن في الطبقات الخارجية للشمس ، تفقد البلازما الزخم الزاوي بينما تشع الفوتونات بعيدًا. كل هذا يبطئ من حافة الشمس الخارجية.

إنه مشابه للرش مع فوهة رش دوارة. عندما تدور الفوهة وتخرج الماء ، يرش الماء في الاتجاه المعاكس للفوهة. الفوتونات مثل الماء ، تعمل على إبطاء الشمس عن طريق التحرك في الاتجاه المعاكس.

في السابق ، درس العلماء دوران الشمس باستخدام تقنية تسمى علم الشمس - قياس الاهتزازات على سطح الشمس. باستخدام هذه التقنية الجديدة ، قد يكون العلماء قادرين على مراقبة أنماط الدوران في النجوم الأخرى ودراسة كيفية تحريف حركة الشمس في المجالات المغناطيسية للنجوم.

يقول كوهن: "يمكن التواء مجال مغناطيسي ضعيف وفي بعض الحالات يمكن تضخيمه". "أيضًا ، النجوم الأكثر سطوعًا من الشمس سيكون لها تأثير تباطؤ أقوى بكثير ، ومن الممكن أن نتمكن من استخدام هذا التأثير للنجوم العمرية. يمكننا استخدام مقدار إبطاءهم من عمرهم ".

الآن وقد كشفنا عن سبب دوران شمسنا بالطريقة التي تعمل بها ، يمكننا البدء في اكتشاف كيفية دوران النجوم الأخرى أيضًا.


لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟ - الفلك

هل توجد أي نظرية حول أصل النظام الشمسي يمكن أن تفسر هذه الأشياء الثلاثة:

1) توزيع العناصر الكيميائية بين الكواكب المختلفة (الشمس بها القليل جدًا من العناصر الثقيلة ، كوكب الزهرة والأرض الكثير منها ، كوكب المشتري وزحل قليلًا مرة أخرى)

هذا ما يفسره نموذج لويس. في النظام الشمسي المبكر ، الذي كان عبارة عن سحابة من الغازات ، كانت الأجزاء الداخلية أكثر دفئًا من الأجزاء الخارجية. في المنطقة الداخلية ، يمكن فقط لأشياء مثل المعدن أو الصخور أن تتكثف ، لذلك تتكون الكواكب الداخلية (عطارد والزهرة والأرض والمريخ) أساسًا من المعدن والصخور. أثناء انتقالك إلى المناطق الخارجية الأكثر برودة ، يبرد بدرجة كافية لأشياء مثل جليد الماء ، ثم تتكثف الأمونيا وجليد الميثان.

السبب في أن الطبقات الخارجية للعمالقة الغازية (كوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون) تتكون من عناصر أخف هو أن هذه الكواكب نمت أكبر من الأرض بسرعة. هناك نوعان من الأسباب. أحدهما أنه ، في المناطق الخارجية ، كان باردًا بدرجة كافية لتتكثف مجموعة أكبر من المواد - ليس فقط الصخور والمعادن ، ولكن أيضًا الأشياء التي تتكثف في درجات حرارة منخفضة مثل جليد الماء وجليد الأمونيا ، لذلك كان هناك المزيد " المواد الخام "لصنع الكواكب. والسبب الآخر هو أن الجليد يلتصق ببعضه البعض بشكل أفضل من الصخور والمعادن ، لذلك عندما يصطدم الجليد المتكثف في قطع صغيرة بقطع أخرى من الجليد ، فإنه يميل إلى تكوين قطع أكبر ، بدلاً من الارتداد أو الشظايا كما تفعل قطع الصخور. نشأت الكواكب الخارجية ككواكب كبيرة مكونة من الجليد والصخور. كانت الكواكب ضخمة بما يكفي لدرجة أن جاذبيتها سمحت لها بتراكم الهيدروجين والهيليوم ، والتي لم يكن للكواكب الداخلية كتلة كافية للاحتفاظ بها ، والنمو إلى نسبها العملاقة الحالية.

2) الاتجاه المقلوب لدوران الزهرة حول المحور (على عكس الكواكب الأخرى)

هناك فكرة قديمة عن دوران الزهرة (وهو اتجاه عقارب الساعة كما يُنظر إليه من الشمال مقابل عكس اتجاه عقارب الساعة مثل الكواكب الأخرى) وهي أن تأثيرات الجاذبية للشمس أبطأت من سرعة دورانها حتى تساوت فترة دورانها الفترة المدارية. تسمى هذه الحالة بالرنين المغزلي. الزئبق في نوع مختلف قليلاً من رنين المدار الدوراني. ومع ذلك ، هذا لن يفسر سبب دوران الزهرة الى الوراء.

فكرة أخرى هي أن الاصطدام بجسم كبير أعطى الزهرة حالة دوران غريبة. هذا غير مدعوم بأي دليل مادي جيد ، ومن الغريب أن ينتهي الأمر بالزهرة بالدوران ببطء للخلف بدلاً من قلبها بزاوية عشوائية ، مثل أورانوس.

لا يوجد تفسير مقبول على نطاق واسع لدوران كوكب الزهرة في الوقت الحالي. أنا شخصياً أعتقد أن هذا جيد. هذا يعني أنه لا يزال هناك لغز عظيم في النظام الشمسي ينتظر أن يتم الكشف عنه ، ويذكرنا علماء الفلك ألا نمتلئ بأنفسنا.

3) تقسيم الزخم (الشمس أقل من 2٪ كما أتذكر).

لا أعتقد أن هذه مشكلة وفقًا لنموذج كاميرون (الذي يشرح كيف تشكل النظام الشمسي من سحابة دوارة من الغاز والغبار.) لا يوجد سبب يجعلنا نتوقع أن تحتوي الشمس على معظم الزخم الزاوي في النظام الشمسي ، خاصة وأن الكواكب تسرقه باستمرار من خلال تفاعلات المد والجزر.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 28 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟ - الفلك

عوالم جوفيان للنظام الشمسي

عندما علمت في المحاضرة 8 أن الكواكب الخارجية ، كوكب المشتري ، زحل ، أورانوس ، ونبتون ، تشكل فئة بمفردها. تدين بحجمها وتركيبها إلى حقيقة أنها تشكلت وراء "خط الصقيع" للسديم الشمسي الذي تشكل منه النظام الشمسي. تذكر أنه نظرًا لإمكانية تشكل رقائق الجليد ، جنبًا إلى جنب مع الصخور والرقائق المعدنية ، يمكن أن تنمو هذه الكواكب بشكل أكبر بكثير من الكواكب الأرضية. في الواقع ، لقد نمت بشكل كبير لدرجة أنها تمكنت من جذب الهيدروجين والهيليوم والاحتفاظ بهما ، وهما المادة التي تشكل 99٪ من السديم الشمسي ، لذلك انتهى بهم المطاف بتكوين قلب صخري صغير نسبيًا مع طبقات خارجية سميكة من الهيدروجين والهيليوم.

دعونا نلقي نظرة سريعة على كل واحدة ، كما يراها تلسكوب هابل الفضائي: كوكب المشتري
زحل
أورانوس (صورة بالأشعة تحت الحمراء)
نبتون (فيلم دوران)

من هذه الصور ، يمكننا أن نرى أسطح الكواكب (ليس سطحًا صلبًا على الإطلاق ، فقط قمم السحب). تدور جميع الكواكب الأربعة (عمالقة الغاز) بسرعة: كوكب المشتري 9 ساعات و 50 مترًا

فيلم بفاصل زمني يعرض دوران كوكب المشتري على مدى ساعة واحدة تقريبًا ،
التقطت في 2004 أبريل 20. لاحظ القمر على اليمين ، والبقعة الحمراء الكبيرة.

زحل 10h 20m أورانوس 16h 33m نبتون 17h 16m. لأنهم ليس لديهم سطح صلب ، فإنهم جميعًا يختبرون الدوران التفاضلي (تدور خط الاستواء بسرعة أكبر من القطبين).
سؤال المحاضرة رقم 1
لكن ما الذي يعجبهم في الداخل؟ في الواقع ، نحن لا نعرف الكثير على وجه اليقين عن التصميمات الداخلية للكواكب العملاقة. ليس لدينا سوى القليل من القرائن لمساعدتنا على التخمين. إليك كيف يتم ذلك:

  • نحن نعرف التركيب الأصلي للسديم الشمسي. نحن نعرف كتل وأحجام الكواكب (وبالتالي كثافتها). نحن نعلم كيف تتصرف المادة عند كثافات وضغوط عالية ، من التجارب المعملية و الفيزياء الأساسية . يمكننا قياس مدخلات طاقة الكواكب (من الشمس) ومخرجات الطاقة (الطاقة المعاد معالجتها من الشمس ، جنبًا إلى جنب مع بعض الطاقة المولدة داخليًا) ، حتى نتمكن من الحصول على درجة الحرارة.
  • بالنسبة لكوكب واحد ، المشتري ، أرسلنا مسبارًا إلى الغلاف الجوي.
  • ما يبدو أن الحافة الخارجية للكواكب ليست سطحًا صلبًا - إنها مجرد قمم السحب. تتكون الغيوم من جزيئات صلبة (مثل رقائق الثلج) وقطرات (مثل المطر) والغازات. لكن المادة هي مركبات الهيدروجين (الميثان والأمونيا والماء). على الرغم من أن هذه السحب تتكون من 75٪ هيدروجين و 24٪ هيليوم ، إلا أن الكميات الضئيلة من هذه المركبات مسؤولة عن كل ألوان السحابة والميزات المرئية الأخرى. تختلف مسافات الكواكب عن الشمس اختلافًا كبيرًا ، فكل واحدة منها تقريبًا ضعف المسافة السابقة
    • كوكب المشتري - 5 AU زحل - 10 AU أورانوس - 20 AU
    • نبتون - 30 AU
    • لاحظ الطبقات الداخلية لـ الهيدروجين المعدني - شكل من أشكال الهيدروجين يحدث مع الضغوط الهائلة الموجودة داخل كوكب المشتري وزحل ، حيث يتم ضغط الهيدروجين لدرجة أن الذرات تشترك في الإلكترونات. يمكن للإلكترونات أن تتدفق بحرية من ذرة إلى أخرى ، تمامًا كما في المعادن ، بحيث يتم توصيلها كهربائيًا. هذا هو ما يولد المجالات المغناطيسية القوية لكوكب المشتري ، وكذلك زحل.
    • لاحظ أن نبتون وأورانوس صغيران وباردان جدًا بحيث لا يحتويان على الهيدروجين المعدني.

    أجواء عمالقة الغاز

    • مسبار المشتري
      كان للمركبة جاليليو مسبار جوي دخل الغلاف الجوي للمشتري في عام 1995 وأرسل معلومات لاسلكية عن الطبقات العليا من السحب. يتم عرض نظرة عامة حول هندسة السحابة هنا. دخلت في جزء جاف نسبيًا من الغلاف الجوي لكوكب المشتري ، ونزلت إلى الطبقات الأكثر حرارة تحتها. كوكب المشتري قمم السحابة هي مناطق أخف، اتصل المناطق ، وأبرد. مناطق أغمق، اتصل أحزمة ، نكون طبقات أعمق يُرى من خلال الفجوات في السحب البيضاء ، وبالتالي تكون أكثر سخونة.
    • صور كوكب المشتري (بقعة حمراء كبيرة)
    • مسبار Huygens

      يحتوي المسبار المداري كاسيني على مسبار هبط على أكبر أقمار زحل ، تيتان. تيتان كبير جدًا لدرجة أنه يمكنه الاحتفاظ بجو الميثان. سنناقش أقمار وحلقات الكواكب العملاقة في المحاضرة القادمة.

    • صور زحل
    • كوكب المشتري - الأحمر والبني (الأمونيا ومركبات الكبريت والميثان)
    • زحل - الأحمر والأصفر (الأمونيا ومركبات الكبريت والميثان)
    • أورانوس - الأزرق والأخضر (غالبًا من غاز الميثان)
    • نبتون - أزرق (من غاز الميثان)
    بيئة كوكب المشتري خطيرة ، بسبب كمية كبيرة من الإشعاع المحاصر في المجالات المغناطيسية القوية ، والتي تتولد عن طريق الهيدروجين المعدني من الداخل. هذه الحقول المغناطيسية القوية تجعل كوكب المشتري يتصرف كمغناطيس ضخم ، تمامًا مثل المجال المغناطيسي للأرض أقوى بحوالي 20000 مرة فقط. إذا تمكنت أعيننا من رؤية منطقة الحقول المغناطيسية حول المشتري (إنها الغلاف المغناطيسي ) ، سيكون أكبر من البدر في السماء.

    هذا شكل من النص ، يوضح مقارنة الأغلفة المغناطيسية للكواكب العملاقة:
    من بينيت ، دوناهو ، شنايدر ، فوغت ، المنظور الكوني، الطبعة الثانية. لاحظ أن الحقول المغناطيسية تُسحب في الاتجاه بعيدًا عن الشمس بسبب الرياح الشمسية.

    تسبب الجسيمات المحاصرة في هذه المجالات المغناطيسية شفقًا كما يُرى من تلسكوب هابل الفضائي:
    كوكب المشتري ، زحل.


    تتباطأ الشمس ، ويعتقد العلماء أنهم يعرفون السبب أخيرًا

    يعتقد علماء الفلك أنهم ربما تمكنوا أخيرًا من حل لغز كيف ولماذا يتباطأ دوران الشمس.

    تدور الشمس ، في المتوسط ​​، حول محورها مرة واحدة في الشهر تقريبًا ، ولكن قبل عقدين من الزمن ، اكتشف العلماء المحير أن 5 في المائة الخارجية تدور ببطء أكثر من بقية أجزاءها الداخلية. وربما توصلت دراسة جديدة أخيرًا إلى السبب.

    "لن تتوقف الشمس عن الدوران في أي وقت قريب ، لكننا اكتشفنا أن نفس الإشعاع الشمسي الذي يسخن الأرض هو" كبح "الشمس ، بسبب النسبية الخاصة لأينشتاين ، مما يتسبب في تباطؤها تدريجيًا ، بدءًا من سطحها ، كتب الباحث الرئيسي جيف كون من معهد علم الفلك بجامعة هاواي.

    لا تدور الشمس كما تفعل كتلة صلبة مثل الأرض - وبدلاً من ذلك ، تدور أجزائها بمعدلات مختلفة اعتمادًا على خط العرض ومدى بُعدها عن مركز الشمس. إذن ، سوف يدور القطبان بمعدل مختلف عن خط الاستواء.

    هذا شيء عرفناه منذ فترة طويلة ، لكن ما لم يستطع العلماء اكتشافه هو سبب دوران 5 في المائة الخارجية من الشمس بشكل أبطأ مقارنةً بداخلها.

    لمعرفة ما كان يجري ، نظر الفريق في بيانات مدتها 3.5 سنوات من القمر الصناعي Solar Dynamics Observatory التابع لناسا ، والذي كان يراقب الشمس منذ عام 2010.

    تم أخذ بياناتهم من جهاز التصوير الهليوسي والمغناطيسي ، الذي ينظر إلى التذبذبات الشمسية في المجال المغناطيسي للشمس.

    لاحظوا أنه كان هناك تباطؤ حاد في معدل دوران الشمس في الطبقة الخارجية للغاية التي يبلغ طولها 150 كيلومترًا ، والتي توقعوا أنها ناتجة عن شيء يسمى تأثير كبح الفوتون.

    يتوقع الفريق أن يكون تأثير الكبح مشابهًا لما يسمى بتأثير Poynting-Robertson ، وهي عملية يتسبب فيها الإشعاع الشمسي في فقدان حبة غبار تدور حول نجم للزخم الزاوي وإبطاء سرعتها.

    يقترحون أن نفس التأثير يعمل أيضًا ككابح على دوران المنطقة الخارجية للشمس ، وقد يكون أيضًا يلعب حول النجوم الأخرى في الكون.

    قال كوهن: "هذا عزم لطيف يعمل على إبطائه ، ولكن على مدار عمر الشمس البالغ 5 مليارات سنة ، كان لها تأثير ملحوظ جدًا على 35000 كم الخارجي".

    السؤال الكبير الآن هو كيف يؤثر هذا الدوران البطيء على سطح الشمس على المجال المغناطيسي للشمس ، وهو ما يتحكم في التوهجات الشمسية التي تنفجر من الشمس ويمكن أن تؤثر على اتصالات الأرض.

    هذا شيء يأمل الباحثون العمل عليه في المستقبل ، لكن على الأقل لدينا الآن فكرة جيدة أخيرًا عن سبب تباطؤ دوران الشمس.


    لماذا الطبقة الخارجية للشمس لها دوران تفاضلي؟ - الفلك

    أظهرت أدوات علم الشمس كيف تدور الشمس في الداخل ، باستخدام تأثير دوبلر الذي تغير فيه الحركة نغمة الموجات الصوتية. تدور المناطق القريبة من أقطاب الشمس بسرعات بطيئة للغاية ، بينما تدور المناطق الاستوائية بسرعة. يستمر هذا الدوران التفاضلي إلى حوالي ثلث الطريق داخل الشمس ، حيث يصبح الدوران منتظمًا من قطب إلى آخر. تتولد مغناطيسية الشمس على الأرجح عند السطح الفاصل بين الداخل العميق ، الذي يدور بسرعة واحدة ، والغازات التي تعلوها والتي تدور بشكل أسرع في الوسط الاستوائي. تم اكتشاف التدفقات الداخلية أيضًا من قبل علماء الزلازل. تتحرك تيارات الغاز ذات السخونة البيضاء تحت الشمس التي نراها بأعيننا ، وتتدفق بوتيرة مريحة عند مقارنتها بالدوران. تدور بالقرب من خط الاستواء ، وبين خط الاستواء والقطبين ، وتصف نوعًا من الأرصاد الجوية الشمسية. كما تم الكشف عن هزات داخلية أو زلازل شمسية ناتجة عن اشتعال الانفجارات في الغلاف الجوي للشمس.

    على مدى قرن على الأقل ، أدرك علماء الفلك من خلال مشاهدة البقع الشمسية أن الغلاف الضوئي يدور بشكل أسرع عند خط الاستواء مما هو عليه عند خطوط العرض الأعلى ، ويتناقص سرعته بالتساوي تجاه كل قطب. يدور الغلاف الضوئي حول محور دوران الشمس مع فترة دوران فلكية ، من الشرق إلى الغرب ضد النجوم ، تبلغ 25.7 يومًا ، وتصل فترة دورانه إلى 33.4 يومًا عند خط عرض 75 درجة شمالًا أو جنوبًا. يمكن تحويل فترات الدوران هذه إلى سرعات - ما عليك سوى تقسيم المحيط عند خط العرض حسب مدته.

    مسلحين بهذه التقنية الحساسة ، وجد العلماء أن المعدلات المعتمدة على خطوط العرض التي أظهرها الغلاف الضوئي تستمر في جميع أنحاء منطقة الحمل الحراري (الشكل 4.5). ومع ذلك ، فإن سرعة الدوران تصبح موحدة من القطب إلى القطب ما يقرب من ثلث الطريق إلى القلب ، 220 مليون متر تحت الغلاف الضوئي. في الأسفل ، يظل معدل الدوران مستقلاً عن خط العرض ، حيث يتصرف كما لو كانت الشمس جسمًا صلبًا.

    وبالتالي ، تتغير سرعة الدوران بشكل حاد في الجزء العلوي من المنطقة الإشعاعية. هناك ، تلتقي الأجزاء الخارجية من الداخل الإشعاعي ، والتي تدور بسرعة واحدة ، بمنطقة الحمل الحراري العلوية ، والتي تدور بشكل أسرع في وسطها الاستوائي. يعتقد العلماء أن القوى المتولدة من المنطقتين المتحركتين ضد بعضهما البعض قد تخلق المجال المغناطيسي للشمس.

    الطبقة التي يبلغ عرضها 20 مليون متر تقريبًا حيث تلتقي هذه المناطق المختلفة جدًا وتنفصل عن بعضها البعض هي الموقع المحتمل للدينامو الشمسي ، مصدر مغناطيسية الشمس. إنه يضخم ويجدد المجال المغناطيسي للشمس داخل باطن الشمس. تولد الغازات الساخنة المتداولة ، وهي موصلات جيدة للكهرباء ، تيارات كهربائية تخلق مجالات مغناطيسية هذه الحقول بدورها تحافظ على توليد الكهرباء ، تمامًا كما هو الحال في دينامو محطة الطاقة. يحدث الشيء نفسه أيضًا في السوائل الداخلية للعديد من الكواكب ، بما في ذلك الأرض.

    استخدم العلماء مؤخرًا ملاحظات علم الشمس من الأرض والفضاء لفحص معدلات الدوران عند الحافة السفلية لمنطقة الحمل الحراري ، مما يوفر أدلة مهمة لكيفية عمل الدينامو الشمسي. لا تدور الشمس بمعدل ثابت هناك. تختلف سرعة الدوران بشكل دوري ، فتدور بسرعة وبطيئة ثم سريعة مرة أخرى (الشكل 4.5). هذه التغييرات في سرعة الدوران لها فترة 1.3 سنة ، أو 16 شهرًا ، في المناطق الاستوائية. هناك تباين أكثر تعقيدًا مع فترة سنة واحدة مهيمنة عند خطوط العرض العليا.

    يتدفق باطن نجمنا بطرق أخرى غير الدوران. تنتشر أنهار غازية ثقيلة وبطيئة تحت السطح المرئي للشمس. تم اكتشافها عن طريق قياس أوقات السفر والمسافات للموجات الصوتية التي تسبر المناطق الواقعة أسفل الغلاف الضوئي مباشرة.

    الطريقة واضحة تمامًا: تسجل أداة MDI الخاصة بـ SOHO تغييرات دورية صغيرة في الطول الموجي للضوء المنبعث من مليون نقطة عبر الشمس كل دقيقة. من خلال تتبعها ، من الممكن تحديد المدة التي تستغرقها الموجات الصوتية للانتقال من نقطة على الغلاف الضوئي الشمسي ، عبر الداخل ، إلى نقطة أخرى. الوقت الذي يستغرقه التمرير عبر الطبقات الخارجية للشمس يشير إلى درجة الحرارة وتدفقات الغاز على طول المسار الداخلي الذي يربط بين النقطتين. إذا كانت درجة الحرارة المحلية مرتفعة ، تتحرك الموجات الصوتية بسرعة أكبر - كما تفعل إذا كانت تنتقل مع تدفق الغاز. ثم يتم قلب هذه البيانات في الكمبيوتر لرسم الهيكل الداخلي ثلاثي الأبعاد وديناميكيات الشمس ، بما في ذلك سرعة الصوت وسرعة التدفق واتجاه الحركة.

    يوفر MDI أوقات سفر للأصوات التي تعبر آلاف المسارات ، وتربط عددًا لا يحصى من النقاط السطحية. قام الباحثون بتغذية عام واحد من الملاحظات المستمرة تقريبًا في كمبيوتر عملاق ، وذلك باستخدامه لحساب درجات الحرارة والتدفقات على طول هذه المسارات المتقاطعة. بعد أسابيع من سحق الأرقام ، حدد علماء SOHO التيارات الجديدة الهائلة التي تمر عبر الشمس وأوضحوا شكل التيارات المكتشفة مسبقًا (الشكل 4.6). هذه التدفقات ليست الحركات الدورانية العالمية السائدة ، بل هي الحركات الموجودة عند إزالة التدوير من البيانات. تصل سرعاتهم فقط إلى عشرات الأمتار في الثانية.

    لعدة قرون ، تساءل الناس عن تلك البقع المظلمة الغريبة على الشمس ، فما الذي يربطهم ببعضهم البعض حتى يستمروا لأسابيع دون أن ينفصلوا؟ ، تمامًا كما تتنافر المغناطيسات ذات القطبية المتشابهة مع بعضها البعض ، وإلى أي مدى تمتد البقع الشمسية أسفل الغلاف الضوئي ، هل هي جزر مغناطيسية تطفو فوق منطقة الحمل الحراري ، أم أنها مثبتة بعمق داخلها؟ تم استخدام التصوير المقطعي ، أو علم الشمس للمسافة الزمنية ، لتتبع حركات الغاز الساخن المتدفق في وحول وتحت بقعة شمسية (الشكل 4.7). اكتشف علماء الزوايا الشمسية تدفقات متقاربة قوية حول البقع الشمسية والتدفقات الموجهة نحو الأسفل. adjacent streams of gas strengthen and converge towards the sunspots, pushing and concentrating the magnetic fields into them.Cool down-flowing material beneath the sunspots may als o draw the surrounding gas and magnetic fields inward.Swirling currents of gas beneath solar active regions may account for powerful outbursts known as solar flares.

    Detecting Active Regions on the Far Side of the Sun

    Scientists are also now using sound waves to see right through the Sun to its hidden, normally invisible, backside, describing active regions on the far side of the Sun days before they rotate onto the side facing Earth.They use the technique of helioseismic holography with observations of the Sun s oscillations to create a sort of mathematical lens that focuses to different depths.A wide ring of sound waves is examined, which emanates from a region on the side of the Sun facing away from the Earth, the far side, and reaches the near side that faces the Earth (Fig. 4.8).

    When a large solar active region is present on the backside of the Sun, its intense magnetic fields cool the gas there, thus lowering the level at which sound waves are reflected.A sound wave that would ordinarily take about 6 hours to travel from the near side to the far side of the Sun and back again takes approximately 12 seconds less when it bounces off an active region on the far side.When nearside photosphere oscillations are examined, the quick return of these sound waves can be detected.

    Images and movies of active regions on the far side of the Sun are available at and .


    شاهد الفيديو: YouTube حركة دوران الشمس حول نفسها تصوير ناسا (شهر اكتوبر 2021).