الفلك

حزم المحاكاة أو النظرية للعمل مع الانهيار الثقالي للسحب الجزيئية الضخمة؟

حزم المحاكاة أو النظرية للعمل مع الانهيار الثقالي للسحب الجزيئية الضخمة؟

لذلك ، أصبحت مهتمًا بالانهيار الثقالي للسحب الجزيئية الكبيرة التي تتفتت وتنهار إلى نجوم متعددة. هل توجد حزم محاكاة أكاديمية شهيرة معروفة تحاكي هذه ، لأغراض البحث؟ أو هل هناك أوراق أو مراجع يمكنني استخدامها لكتابة ما لدي؟


هذا يبدو طموح جدا! أعتقد أن طريقك إلى هذا الموضوع قد يكون إلقاء نظرة على أعمال مؤلفين - ماثيو بات ومارك كرومهولز.

السبب في أنني أقترح هذين الاسمين هو أنهما يمثلان النهجين الأساسيين لمحاكاة انهيار الغيوم الجزيئية (التي لا علاقة لها بمحاكاة n-body). تُعرف هذه الأساليب باسم الديناميكا المائية للجسيمات الملساء (SPH) وصقل الشبكة التكيفية (AMR).

بطريقة فجة ، يعامل SPH السائل على أنه جسيمات منفصلة يتم تنعيم خصائصها على حجم النواة - يتم التحكم في الدقة من خلال عدد الجسيمات في المحاكاة وطول التنعيم. AMR هو نهج قائم على الشبكة أكثر "تقليدية" حيث يتغير حجم الشبكة بشكل متكيف مع الوقت والمكان للحصول على الدقة المطلوبة.

يكشف موقع google السريع عن عدد من الرموز العامة - على سبيل المثال. بالنسبة لـ SPH ، يوجد SPHYSICS أو GRLAB ؛ بالنسبة لـ AMR يوجد ENZO أو PARAMESH.

أحد الأنشطة الرئيسية في محاكاة النماذج هذه الأيام هو محاولة دمج "التغذية الراجعة" في تكوين النجوم. أي الرياح والإشعاع من النجوم عالية الكتلة المولودة حديثًا والتدفقات الخارجة من النجوم الأولية. مثل هذه الأشياء لا تشكل جزءًا من الرموز القياسية.


يسحق علماء الفيزياء الفلكية النظرية البديلة لتكوين النجوم

ليفرمور ، كاليفورنيا - من خلال سلسلة من الحسابات النظرية والمحاكاة الحاسوبية العملاقة ، قرر علماء الفيزياء الفلكية أن النجوم الجديدة تتشكل من خلال الانهيار الثقالي بدلاً من الاعتقاد السائد بأنها تأتي من تراكم الغاز غير المنضم.

في علم الفلك ، هناك نموذجان مسيطران لكيفية تشكل النجوم. في كلا السيناريوهين ، يتشكل النجم في البداية عندما ينهار قلب غاز مرتبط بالجاذبية. لكن ما يترتب على ذلك هو التمييز الحاسم بين النظريتين.

في التراكم التنافسي ، تكوّن سحب الهيدروجين بين النجوم كتلًا تتكون فيها عدة نوى صغيرة ، بذور نجوم المستقبل. هذه النوى ، التي يبلغ عرضها أقل من سنة ضوئية ، تنهار تحت تأثير جاذبيتها وتتنافس على الغاز في الكتلة المحيطة ، وغالبًا ما تكتسب من الكتلة الأصلية 10 إلى 100 مرة من الكتلة.

النموذج البديل ، الذي يُطلق عليه غالبًا نظرية "الانهيار والتفتت الثقالي" ، يفترض أيضًا أن السحب تتكوّن كتلًا تتشكل فيها النوى الأولية النجمية. لكن في هذه النظرية ، تكون النوى كبيرة ، وعلى الرغم من أنها قد تنقسم إلى أجزاء أصغر لتشكل أنظمة نجمية ثنائية أو متعددة ، إلا أنها تحتوي تقريبًا على كل الكتلة التي ستحصل عليها.

خلص الباحثون من مختبر لورانس ليفرمور الوطني (LLNL) وجامعة كاليفورنيا في بيركلي وجامعة برينستون إلى أن نموذج "التراكم التنافسي" لا يمكن أن يفسر ما يلاحظه علماء الفلك لمناطق تشكل النجوم التي تمت دراستها حتى الآن. تظهر النتائج التي توصلوا إليها في عدد اليوم (17 نوفمبر) من طبيعة .

قال ريتشارد كلاين ، عالم الفيزياء الفلكية LLNL وأستاذ مساعد لعلم الفلك في جامعة كاليفورنيا في بيركلي: "التراكم التنافسي هو النظرية الكبرى لتكوين النجوم في أوروبا ، ونعتقد الآن أنها نظرية ميتة".

قال كريس ماكي ، أستاذ الفيزياء وعلم الفلك في جامعة كاليفورنيا في بيركلي: "في التراكم التنافسي ، النوى عبارة عن بذور تنمو لتصبح نجومًا في صورتنا ، وتتحول النوى إلى نجوم". "الملاحظات حتى الآن ، والتي تركز بشكل أساسي على مناطق تكون النجوم منخفضة الكتلة ، مثل الشمس ، متوافقة مع نموذجنا ولا تتوافق مع نموذجهم."

تستمر نظرية التراكم التنافسي في شرح أن الأقزام البنية - النجوم الفاشلة - والكواكب الحرة العائمة هي نجوم أولية - المرحلة المبكرة من النجم. يتم طرد هذه النجوم الأولية من تكتلات تشكل النجوم وتفقد أقراص الغاز والغبار المحيطة بها. في العام الماضي ، تم العثور على العديد من الأقزام البنية مع أقراص كوكبية.

قال كلاين: "تجاهل منظرو التراكم التنافسي هذه الملاحظات". "الاختبار النهائي لأي نظرية هو مدى توافقها مع الملاحظة ، وهنا يبدو أن نظرية انهيار الجاذبية هي الفائز الواضح."

قال ماكي إن نظرية تكوين النجوم أمر بالغ الأهمية لفهم كيفية تشكل المجرات وعناقيد المجرات.

وقال: "تشكل النجوم مشكلة غنية جدًا ، وتتضمن أسئلة مثل كيفية تشكل النجوم مثل الشمس ، ولماذا يوجد عدد كبير جدًا من النجوم في أنظمة النجوم الثنائية ، وكيف تتشكل النجوم من 10 إلى 100 ضعف كتلة الشمس". . "النجوم الأكثر ضخامة مهمة لأنها عندما تنفجر في مستعر أعظم ، فإنها تنتج معظم العناصر الثقيلة التي نراها في المواد من حولنا."

النموذج الذي استخدمه الفريق عبارة عن محاكاة حاسوبية عملاقة للديناميكيات المعقدة للغاز داخل سحابة دوامة ومضطربة من الهيدروجين الجزيئي عندما يتراكم على نجم. هذه هي الدراسة الأولى لتأثيرات الاضطراب على معدل تراكم المادة في النجم أثناء تحركه عبر سحابة غازية.

قال كلاين: "لقد أظهرنا أنه بسبب الاضطراب ، لا يمكن للنجم أن يجمع بكفاءة كتلة أكبر بكثير من الكتلة المحيطة". "في نظريتنا ، بمجرد أن ينهار نواة وتتفتت ، فإن هذا النجم يمتلك أساسًا كل الكتلة التي سيحصل عليها في أي وقت. إذا وُلد في نواة منخفضة الكتلة ، سينتهي به الأمر إلى أن يصبح نجمًا منخفض الكتلة. وُلِد في نواة عالية الكتلة ، وقد يصبح نجمًا عالي الكتلة ".

وأشار ماكي إلى أن محاكاة أجهزة الكمبيوتر العملاقة الخاصة بهم تشير إلى أن التراكم التنافسي قد يعمل بشكل جيد مع السحب الصغيرة مع القليل من الاضطرابات ، ولكن نادرًا ما تحدث ، ولم تتم ملاحظتها حتى الآن. مناطق تكوُّن النجوم الحقيقي بها اضطرابات أكثر بكثير مما يفترض في نموذج التراكم ، والاضطراب لا يتحلل بسرعة ، كما يفترض هذا النموذج. بعض العمليات غير المعروفة ، ربما تكون المادة المتدفقة من النجوم الأولية ، تحافظ على الغازات متوترة بحيث لا ينهار اللب بسرعة.

وقال كلاين "الاضطراب يقاوم الجاذبية بدونه ، فإن السحابة الجزيئية ستنهار بسرعة أكبر بكثير مما لوحظ" "تفترض كلتا النظريتين وجود اضطراب. والمفتاح هو أن هناك عمليات مستمرة عندما تبدأ النجوم في التكون والتي تحافظ على الاضطراب على قيد الحياة وتمنعه ​​من التحلل. وليس لدى نموذج التراكم التنافسي أي طريقة لوضع هذا في الحسابات ، والتي يعني أنهم لا يصممون مناطق تشكل النجوم الحقيقية. "

تم دعم العمل من قبل الإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء ، ومؤسسة العلوم الوطنية ووزارة الطاقة.


الأحد 27 يناير 2013

كيف تكون جميع الكواكب (والأقمار) في نظامنا الشمسي في مدارات متوازنة؟

أعتقد أنه في المرحلة الحالية من تطور النظام الشمسي ، نظرًا لحقيقة أننا تمكنا من التطور إلى المستوى الحالي من التطور ، يمكن اعتباره مستقرًا للغاية وفي فترة هادئة جدًا في تاريخه التطوري. عادة ما يتم قذف الأشياء غير المستقرة في وقت مبكر جدًا في تشكيل مثل هذا النظام ، ولهذا السبب لا نراها اليوم. ومع ذلك ، انظر فقط إلى تاريخ تطور الأرض والقمر. من المفترض أن القمر الحالي تم التقاطه بسبب تصادم بين الأرض وربما المريخ (أو ما شابه ذلك الحجم). هذا شيء غير مستقر.

السبب ، بالطبع ، مرتبط بالجاذبية. أو بشكل أكثر صحة ، جهد الجاذبية للنظام. تريد جميع الأنظمة المعالجة الحرارية (بنفس المعنى الذي تريده غرفة جزيئات الهواء للوصول إلى توازن حراري). على الرغم من أن نظامنا الشمسي ليس سوى نظام حراري ، إلا أنه يعمل باستمرار لتحقيق ذلك. ومن ثم ، لماذا ، في حالتنا الحالية لتطور النظام الشمسي ، يبدو أننا في حالة هادئة إلى حد ما. في هذه الحالة ، للتعمق أكثر ، يمكننا استخدام نظرية برتراند التي تخبرنا أنه بالنسبة للجهد المركزي الذي يعتمد على $ r ^ <-1> $ على المسافة الشعاعية ، فإن المدارات ستكون مستقرة. يعود استقرار المدارات في ثلاثة أبعاد مكانية إلى حقيقة أن جهد الجاذبية يتناقص مع المسافة $ r $ كـ $ r ^ <-1> $.


نظريات ولادة النجوم الثنائية

أي نظرية تطمح إلى تفسير كيفية ولادة النجوم يجب أن تفسر أيضًا سبب كون غالبية النجوم في القرص المجري أعضاء في أنظمة متعددة النجوم ، مع غالبية أنظمة النجوم الثنائية. [1] من الواضح أن هذه خاصية تعود إلى الولادة النجمية ، لأن النجوم حديثة التكوين هي أيضًا في الغالب في أنظمة النجوم المتعددة. النجوم لا تلتقط الصحابة مع تقدمهم في السن. إما أن تلتقط النجوم رفقاءها بعد الولادة بفترة وجيزة ، أو يولدون في أنظمة متعددة النجوم. [2]

أنظمة النجوم الثنائية لها خاصيتان تؤثران بشدة على نظريات تشكل النجوم. أولاً ، أنظمة النجوم الثنائية صغيرة الحجم ، حيث تتراوح الفواصل بين النجوم من أقل بكثير من 1 AU إلى عدة آلاف من الاتحاد الأفريقي. ثانيًا ، بالنسبة للأنظمة ذات الفترات القصيرة ، تكون كتلة النجمين الأصغر في النظام الثنائي قريبة عمومًا من كتلة النجم الأساسي ، حيث يبلغ متوسط ​​كتلة النجم الأساسي نصف كتلة النجم الأساسي ، ولكن بالنسبة للأنظمة ذات الفترات الطويلة ، تكون الكتلة هي صغيرة بشكل عام ، مع توزيع قيم مشابه لتوزيع الكتل النجمية للنجوم المعزولة.

في السنوات الأخيرة ، اكتشف المنظرون أربع نظريات لولادة النجوم الثنائية: التقاط نجم بنجم آخر ، وانقسام نجم إلى نجمين ، وانهيار قرص تراكم النجم إلى نجم مصاحب ، وتفتت سحابة جزيئية منهارة إلى عدة نجوم. [3] النظريات الثلاث الأخيرة تعالج ولادة النظام الثنائي كجزء من ولادة نجم.

يمكن أن تفسر النظرية الأولى "التقاط نجم من قبل نجم ثانٍ" تكوين النجوم الثنائية في الحشود الكروية الكثيفة ، حيث يتم تحرير طاقة الجاذبية الكامنة في تكوين نجم ثنائي؟ الكتلة ، لكنها لا تستطيع تفسير الأنظمة الثنائية في قرص المجرة. المشكلة هي أن النجم لا يمكنه التقاط نجم آخر ما لم يتم طرد الطاقة الحركية من النظام. يمكن أن يكون النجم الثالث هو الحوض لهذه الطاقة الحركية ، ولكن في القرص المجري ، يكون الاحتمال ضعيفًا أن تجتمع النجوم الثلاثة معًا في نفس الوقت بطريقة تجعل اثنين من هذه النجوم مرتبطين معًا. حتى مع كثافات النجوم العالية في مناطق تشكل النجوم ، فإن معدل الالتقاط يكون منخفضًا جدًا لإنتاج عدد كبير من الأنظمة الثنائية ذات النجوم الفتية. يمكن أن يؤدي تسخين المد والجزر للنجوم إلى طرد الطاقة الحركية من النظام ، ولكن لكي تقوم قوى المد والجزر بتبديد طاقة كافية لإحداث التقاط نجمي ، يتطلب الأمر أن تمر النجوم بالقرب من بعضها البعض ، وهو حدث منخفض الاحتمال. تتمثل إحدى الطرق للتغلب على مشكلة التقارب هذه في تسخين أقراص التراكم التي تدور حول كل نجم بدلاً من النجوم نفسها. لوحظت أقراص التراكم تدور حول نجوم حديثة التكوين. تُرى هذه الأقراص من خلال الأشعة تحت الحمراء التي تنبعث منها. إنها تأخذ زخمًا زاويًا من النجم الجديد ، مما يسمح للنجم بأن يصبح كرة بطيئة الدوران ومدعومة بالضغط. يمكن للمرء أن يتخيل أنه عندما يمر زوج من النجوم الشابة بأقراص تراكمية مع بعضها البعض ، فإنهم يرفعون المد والجزر في أقراص التراكم الخاصة ببعضهم البعض ، مما يؤدي إلى تبديد الطاقة الحركية. ومع ذلك ، وجدت محاكاة هذه العملية أنه في مثل هذه الحالة ، تتعطل أقراص التراكم دون استخراج طاقة حركية كافية لربط النجوم بالجاذبية. لهذه الأسباب ، لا يتوقع المرء أن تلتقط النجوم بعضها البعض بمعدل كبير ، وبالتأكيد ليس بالسرعة الكافية لحساب أنظمة النجوم الثنائية التي تحتوي على نجوم لا يتجاوز عمرها عدة ملايين من السنين.

النظرية الثانية ، "يمكن أن ينقسم نجم سريع الدوران إلى نجمين" ، هي نظرية عمرها أكثر من قرن. يبدو أنه غير مرغوب فيه في المجتمع الواسع ، على الرغم من أن بعض الباحثين ما زالوا يتابعونه. الفكرة هي أن النجم الكروي سريع الدوران غير مستقر ، يتشوه أولاً في شكل قضيب ، ثم إلى شكل حديد. تصبح الكتلة التي تتراكم عند كل طرف من أطراف الحديد نجمًا ، بحيث يتطور النظام إلى نجم ثنائي ملامس. عندما يتقلص كل نجم إلى حجم تسلسله الرئيسي ، يصبح النظام الثنائي منفصلاً. تكمن المشكلة في جعل النجم الأصلي يتطور من شكل شريطي إلى شكل قضيب تميل المحاكاة العددية إلى إيجاد أن الزخم الزاوي داخل النجم يتم إعادة توزيعه ، ويتغير النجم من شكل شريطي إلى كرة يدور حولها قرص تراكمي.

النظرية الثالثة "نجم ثان يتشكل من قرص تراكم يدور حول نجم حديث التكوين" تشبه نظرية ولادة الكواكب. كما ذكرنا سابقًا ، تولد النجوم محاطة بأقراص تراكمية. تشكلت الكواكب حول الشمس وحول النجوم الأخرى من أقراص التراكم هذه. مقارنة بالنجم ، فإن الكواكب في نظام الكواكب صغيرة جدًا. هل يمكن لقرص التنامي أن يلد شيئًا بحجم نجم؟ أظهر المنظرون أن مثل هذه الولادة ممكنة إذا كان قرص التراكم أكبر من النجم المركزي الذي يدور حوله. الفكرة هي أنه بعد تشكل النجم المركزي من سحابة جزيئية ، يستمر قرص التراكم المحيط به في تجميع الغاز من السحابة. عندما يصبح قرص التراكم أكبر من النجم المركزي ، يصبح القرص غير مستقر ، مع تكتل الغاز الموجود في القرص على جانب واحد من القرص. سبب عدم الاستقرار هذا هو الجاذبية الذاتية لقرص التراكم. في النهاية يتدفق كل الغاز الموجود في القرص إلى جزء واحد من القرص ليشكل النجمة الثانية. تتمثل ميزة هذه النظرية في أنها تنتج بشكل طبيعي نجومًا ثنائية بدلاً من أنظمة ذات ثلاثة أو أربعة نجوم ، وهي تفسر سبب كون حجم نظام النجوم الثنائية مشابهًا لحجم نظام كوكبي.

تستفيد النظرية النهائية المتمثلة في "انهيار السحابة الجزيئية والشظايا لتكوين نجوم متعددة" من حقيقة أنه مع تقلص السحابة ، يتقلص الطول الذي تكون عليه مستقرة بسرعة أكبر. في ظل النظريات الحالية لتشكيل النجوم ، يتشكل النجم عندما تنهار المناطق الأكثر كثافة في السحابة الجزيئية من خلال جاذبيتها الذاتية. ما إذا كانت السحابة مستقرة ضد الانهيار يعتمد على ما إذا كانت أكبر أو أصغر من طول الجينز ، والذي يتم ضبطه حسب درجة حرارة الغاز وكثافته. إذا كانت السحابة الثابتة أكبر من طول الجينز ، فسوف تنهار. إذا كانت السحابة أكبر بكثير من طول الجينز ، فسوف تنهار إلى عدة قطع ، مع الحجم الأولي لكل قطعة طلب بطول الجينز. الميزة المثيرة لهذا التجزئة هي أنه إذا بردت السحابة أثناء تقلصها ، فإن طول الجينز للسحابة يصبح أصغر بكثير من حجم السحابة. قاد هذا المنظرين إلى الاعتقاد بأن انهيار سحابة جزيئية من عدة كتل شمسية يمكن أن تتفتت وتولد نظامًا متعدد النجوم. لكن المشكلة في هذه الصورة البسيطة هي أنه طالما أن السحابة تنهار ، فلا يمكن أن تتفتت. أظهرت عمليات المحاكاة الحاسوبية أن تدرجات الكثافة التي تتشكل مع انهيار سحابة تمنع السحابة من التفتت. إلا إذا توقفت السحابة الأصلية عن الانهيار واستقرت على نطاق أصغر ، يمكن أن يحدث التفتت والانهيار. يوفر الزخم الزاوي الآلية التي توقف الانهيار ، مما يتسبب في استقرار السحابة كقرص دوار كبير. يتشظي هذا القرص وينهار ليشكل عدة نجوم مرتبطة جاذبيًا ببعضها البعض. يتم تحديد حجم النظام حسب حجم السحابة المستقرة. ما إذا كان يمكن للمرء أن يشكل نجومًا ثنائية بشكل تفضيلي باستخدام مثل هذه النظرية غير معروف حتى الآن.

كما يحدث غالبًا في الفيزياء الفلكية ذات الظواهر المتكررة ، يصعب تكرار ولادة نجم ثنائي في المختبر ، والذي يكون في هذه الحالة داخل أحشاء أجهزة الكمبيوتر. علماء الفيزياء الفلكية غير قادرين على متابعة الإنجازات الحاسوبية للنظريات الثلاث الأخيرة لفترة زمنية كافية لرؤية النجوم تتشكل. تكمن المشكلة في النطاق الواسع من المقاييس التي واجهتها المشكلة. من الناحية المكانية ، يتتبع المرء التطور ثلاثي الأبعاد لسحابة يبلغ حجمها فرسخ فلكي وصولاً إلى حفنة من النجوم مفصولة بعدة وحدات فلكية وبأقطار تقل عن 0.01 وحدة فلكية ، لذلك يتغير المقياس بمعامل 10 مليون. أحدهما يتبع أيضًا العمليات التي تحدث على نطاقات زمنية متنوعة. على وجه الخصوص ، فإن النطاق الزمني للسقوط الحر للجاذبية في المناطق الأكثر كثافة في السحابة الجزيئية هو عدة مرات من حيث الحجم أقصر من النطاق الزمني المداري للنظام. هذه المقاييس المتنوعة على نطاق واسع ، والتي يجب حلها من خلال محاكاة الكمبيوتر ، هي السبب في أنه لا يمكن استبعاد نظرية يزيد عمرها عن مائة عام بشكل نهائي من الدراسة.

كم عدد النظريات التي نحتاجها؟ تشير الخصائص المختلفة للأنظمة الثنائية ذات فترات تزيد عن 100 عام عن تلك الخاصة بالنظم ذات فترات أقل من 100 عام إلى أن آليتين مختلفتين تعطينا نجومًا ثنائية (100 عام تقابل محورًا شبه رئيسيًا يبلغ حوالي 22 وحدة فلكية لكتلة شمسية واحدة النظام). اقترح الباحثون الذين اكتشفوا هذا الاختلاف بين أنظمة الفترات الطويلة والقصيرة في سبعينيات القرن الماضي أن نظامًا ثنائيًا قصير المدى يتشكل عندما ينقسم نجم سريع الدوران إلى قسمين ، ويتشكل نظام طويل الأمد عندما تتكسر سحابة جزيئية. . [1] في الآونة الأخيرة ، ادعى الباحثون الذين يدرسون أنظمة النجوم الشابة أن تجزئة السحب الجزيئية كمصدر لجميع أنظمة النجوم الثنائية أكثر توافقًا مع بياناتهم. [2] لا تزال المشكلة غير محسومة ، لذلك نجد أنفسنا مع ثلاث نظريات معقولة حول أصل النجوم الثنائية في قرص المجرة ، اثنتان منها قد تعمل على إنشاء نجوم ثنائية. إذا كانت هناك آلية واحدة فقط تعمل ، فمن المحتمل أن تكون تجزئة السحب الجزيئية ، ولكن إذا كان هناك اثنان يعملان ، فإن انهيار قرص تراكم غير مستقر الآن يبدو العملية الأكثر احتمالا لإنشاء الأنظمة الثنائية قصيرة الفترة.

[1] أبت ، هيلموت أ ، وليفي ، شاول ج. التعدد بين النجوم من النوع الشمسي. سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية 30 (مارس 1976): 273-306.

[2] White، R.J، and Ghez، A.M؟ القيود المفروضة على تكوين وتطور النجوم الثنائية. مجلة الفيزياء الفلكية 556 (20 يوليو 2001): 265 × 295.

[3] Tohline ، Joel E.؟ أصل النجوم الثنائية ،؟ في المراجعات السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية، المجلد. 40. بالو ألتو: المراجعات السنوية ، 2002: 349-385.


Astrobites في AAS 237: اليوم الخامس

مرحبًا بكم في اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية الشتوية الافتراضية (AAS)! يحضر Astrobites المؤتمر كالمعتاد ، وسنقدم تقريرًا عن الأحداث البارزة كل يوم هنا. إذا كنت & # 8217d ترغب في رؤية المزيد من التحديثات في الوقت المناسب خلال اليوم ، فنحن نشجعك على البحث في علامة التصنيف # aas237 على تويتر. & # 8217 سننشر مرة واحدة يوميًا خلال الاجتماع ، لذا تأكد من زيارة الموقع كثيرًا لمتابعة كل الأخبار!

سديم الجوهرة (NGC 7027) ، كما تم التقاطه بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. [ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وجيه كاستنر (RIT)]

الجلسة العامة: دور المجالات المغناطيسية: علم المجرات من HAWC + / صوفيا (بقلم إليس أفالون)

كانت الجلسة العامة الأولى في اليوم الأخير من AAS تدور حول المجالات المغناطيسية للمجرة. دكتور. ديفيد تشوس من جامعة فيلانوفا هو خبير في قياس الاستقطاب دون المليمتر ، وهي تقنية تستخدم استقطاب الضوء في أطوال موجات ما دون المليمتر للحصول على معلومات حول المجالات المغناطيسية منخفضة الحجم. ركز حديث اليوم على نتائج أداة HAWC + ، مقياس الاستقطاب على الطائرة التي تحولت إلى تلسكوب SOFIA. HAWC + بارع بشكل خاص في اكتشاف المجالات المغناطيسية للمجرة ، والتي يصعب قياسها وغالبًا ما يتم إهمالها. من خلال قياس استقطاب الضوء من حبيبات الغبار المحاذاة مغناطيسيًا ، يمكننا تتبع الحقول المغناطيسية بدقة في جميع أنحاء مجرتنا.

حقل مغناطيسي على شكل ساعة رملية في سديم الجبار.

يحيط السؤال المركزي الذي أدى إلى تطوير HAWC + بدور المجالات المغناطيسية في تكوين النجوم. يعتبر تكوين النجوم غير فعال بشكل مدهش (سواء داخل مجرتنا درب التبانة أو خارجها) ، ويمكن للدعم الديناميكي من الحقول المغناطيسية في السحب الجزيئية أن يمنع انهيار الغاز في النجوم. يتم "تجميد" الحقول المغناطيسية بدورها وتحويلها إلى مادة ، حيث تتعقب حركات المادة بينما تؤثر أيضًا على ديناميكيات النظام من خلال الضغط المغناطيسي. تم الافتراض أنه في سحابة غاز مع تكوين نجم منظم مغناطيسيًا ، سيكون الغاز حراً في الانهيار على طول خطوط المجال المغناطيسي. ومع ذلك ، في المناطق التي تكون فيها حركات الغاز متعامدة مع المجال المغناطيسي ، فإن الضغط المغناطيسي سيمنع الغاز من الانهيار الكامل. قد يتسبب هذا التفاعل بين الضغط المغناطيسي وديناميات الغاز في أن يتبع المجال المغناطيسي شكل الساعة الرملية. عندما لاحظ HAWC + سديم الجبار ، وهو أقرب منطقة تشكل نجمًا ضخمة إلى الأرض ، وجد اتجاه المجال المغناطيسي للساعة الرملية يدل على تكوين النجوم المنظم مغناطيسيًا. ثم يشير تشوس إلى أنه يمكن أيضًا استخدام قياس الاستقطاب لتقدير شدة المجال المغناطيسي ، والتي يمكن أن توفر مزيدًا من التبصر في التوازن بين ديناميات الغاز والمجال المغناطيسي. من خلال قياسات شدة المجال المغناطيسي والاتجاه ، يمكننا رسم خريطة لتوزيع التدفق المغناطيسي ، والذي يعطينا بعد ذلك الأهمية النسبية لحركات الجاذبية والمغناطيسية في جميع أنحاء منطقة تشكل النجوم.

تتبع الحقول المغناطيسية حلقات الغبار حول مركز مجرتنا.

في الجزء الأخير من الحديث ، تحول تشوس إلى مركز مجرتنا. يمكن أن تؤثر الحقول المغناطيسية أيضًا على ديناميكيات المواد بالقرب من مراكز المجرات ، وتوفر لنا مجرتنا درب التبانة مثالًا عن قرب. نظر HAWC + إلى المنطقة المحيطة مباشرة بثقبنا الأسود المركزي ، القوس A * ، ووجد خطوط مجال مغناطيسي تتبع حلقة من الغبار الدافئ الذي يحيط بالمنطقة. بالإضافة إلى ذلك ، وجد HAWC + أن المجالات المغناطيسية للغبار البارد والدافئ بالقرب من مركز المجرة مختلفة تمامًا في الاتجاه عن بعضها البعض. أخيرًا ، ناقش تشوس المجالات المغناطيسية لخيوط الراديو في مركز المجرة. تشع هذه النطاقات من الإلكترونات عبر انبعاث السنكروترون وترتبط بمجالات مغناطيسية متعامدة مع مستوى المجرة. تشير ملاحظات HAWC + إلى أن إعادة توصيل الحقول المغناطيسية على سطح الهياكل السحابية تتسبب في تسريع الإلكترونات إلى سرعات نسبية.

لا يزال هناك العديد من الأسئلة المفتوحة حول المجالات المغناطيسية في مجرتنا. باستخدام HAWC + ، يمكننا أن نبدأ في الكشف عن مدى عمق تغلغل الحقول المغناطيسية في العمليات في عالمنا.

جلسة خاصة: تعليم علم الفلك في عالم سريع التغير: أفضل الممارسات من البحث والتعليم (بقلم بريلي لويس)

غلاف الكتاب الإلكتروني AAS / IOP الأخير الذي تم تحريره بواسطة Drs. كريس إمبي وسانلين بوكسنر ، تعليم علم الفلك ، المجلد 1.

كما يعلم جميع الطلاب والمعلمين الحاليين ، كان العام الماضي مغامرة على الطرق الوعرة في التدريس عبر الإنترنت بالنسبة للكثيرين منا. تناولت جلسة اليوم الخاصة هذا التحدي الفريد في التعليم ، مع التركيز على كيفية دعم تعليم علم الفلك أثناء الوباء. للبدأ، سانلين بوكسنر (جامعة أريزونا ومعهد علوم الكواكب) قدم موردًا عامًا عظيمًا: مجلدين من محتوى تعليم علم الفلك تم نشره مؤخرًا بواسطة AAS-IOP علم الفلك. ركز الأول على التدريس المتمحور حول المتعلم في علم الفلك ، بينما ركز المجلد الثاني الأكثر حداثة على التعلم عبر الإنترنت على وجه التحديد.

التالي، مولي سيمون (Adler Planetarium) ناقش استخدام علم المواطن ، وهو نشاط تفاعلي مناسب تمامًا للتعلم عبر الإنترنت. Zooniverse ، التي بدأت مع Galaxy Zoo ، هي الآن أكبر منصة علمية للمواطنين مع أكثر من 2 مليون متطوع مسجل في جميع أنحاء العالم والعديد من الموضوعات المختلفة (حتى خارج علم الفلك!). في بحثها ، أدركت سيمون أن التلاعب بجداول البيانات ، وهو نشاط مخبري تقليدي ، ليس بالضرورة أفضل نهج لبناء معرفة البيانات ، فقد طورت مواد جديدة باستخدام Zooniverse التي تجعل الطلاب يستخلصون استنتاجات من الرسوم البيانية وتمثيل البيانات الأخرى. يمكن الوصول إلى هذه المواد بشكل كامل عبر الإنترنت ، وتتكون من محاضرة تعليمية ونشاط علمي للمواطنين وتجربة استفسار موجهة. إنهم يجرون اختبارًا تجريبيًا الآن ، لذا إذا كنت ترغب في تنفيذه في فصلك الدراسي ، فتواصل مع مولي!

نيكول جوجليوتشي جلبت (كلية سانت أنسيلم) نشاطًا تعليميًا آخر ممتعًا عبر الإنترنت: ألعاب الفيديو! ترتبط لعبة "At Play in the Cosmos" من إنتاج Norton بكتابهم الإلكتروني وتتضمن خيارات للتداول التلقائي ، وهي تأخذ الطلاب في مغامرة سفينة فضائية ترشدهم حتى من خلال المعادلات الفيزيائية ذات الصلة. استجاب الطلاب لهذا الأمر بشكل إيجابي ، قائلين إنهم أحبوا طرقًا ممتعة لتطبيق مفاهيم مثل هذه!

لقطة شاشة للعبة علم الفلك المستخدمة في الفصل الدراسي Nicole Gugliucci & # 8217 ، تُظهر سفينة الفضاء والفيزياء المصاحبة لها.

في عرض تقديمي بعنوان "مقاطعة d00mscroll مع علم الفلك" ، باميلا جاي يصف (معهد علوم الكواكب) نهجًا مختلفًا للتعليم في حالة الوباء ، قائلاً: "في بعض الأحيان عليك فقط مساعدة الناس على تجاوز اللحظة حتى يتمكنوا من التعلم غدًا." من خلال تعاون Cosmoquest ، قاموا بإنشاء محتوى لجماهير الإنترنت الحية. في هذا الوباء ، تقول إنهم أدركوا أن تقديم المحتوى ليس كافيًا في الوقت الحالي ، فالناس بحاجة إلى مكان للالتقاء. لقد بدأوا في إجراء جلسات "Community Coffee" على Twitch ، حيث يجمعون بين الفن والعلوم في صباح يوم الاثنين لبدء الأسبوع. باستخدام Discord ، قاموا ببناء خادم دردشة مجتمعي يمكن للأشخاص قضاء الوقت فيه. يتم الإشراف عليها من قبل فريق في جميع أنحاء العالم للحفاظ على مساحة آمنة وشاملة ، وقد أنشأوا روبوتات مفتوحة المصدر للتفاعل مع الأشخاص - حتى أن لديهم روبوتًا سيعطيك تذكيرًا بالتوقف عن التمرير والذهاب إلى السرير! إنهم يفعلون كل أنواع الأشياء الرائعة لمساعدة الناس على تجاوز هذا معًا والاستمتاع بعلم الفلك ، وحتى بناء نموذج مصغر للنظام الشمسي في Minecraft.

مثال على تذكير & # 8220bedtime & # 8221 على خادم Cosmoquest Discord.

أخيرا، ماثيو فينجر (جامعة أريزونا) شارك عن تجاربه في بناء دورات تدريبية مفتوحة ومكثفة ذاتيًا (MOOCs) على كورسيرا. نهج مختلف للتعلم عن الفصول الدراسية الجامعية التقليدية ، تستهدف هذه الأنواع من الدورات المجانية عبر الإنترنت البالغين الذين يسعون للحصول على التعليم بدافع الاهتمام. إلى جانب المتعاونين ، أنشأ فينجر دورتين دراسيتين مختلفتين في علم الفلك ، وأكد أن مهام الكتابة التي تمت مراجعتها من قبل الزملاء كانت أساسية لبناء مشاركة الطلاب في هذا التنسيق عبر الإنترنت. يتفاعل الطلاب مع بعضهم البعض ، ومكافأة: الكتابة طريقة رائعة لتعميق الفهم والوصول إلى مستويات أعلى من تصنيف بلوم للتعلم مثل "التقييم" و "التحليل"!

قدمت هذه الجلسة الخاصة الكثير من الأفكار الرائعة ليس فقط للتعامل مع التعلم عبر الإنترنت ، ولكن لمساعدة الطلاب على الازدهار. كما قال أحد المعلقين ، التعلم عبر الإنترنت به الكثير من الاحتمالات ، فهو ليس مجرد بديل أقل للتعليم وجهاً لوجه!

جلسة خاصة: دعم الطلاب المهمشين في علم الفلك: مناقشة بين قادة البرنامج حول أفضل الممارسات والتحديات المستمرة (بقلم إليس أفالون)

أدار هذه الجلسة أ.د. كيلي كروز من كلية هانتر ، دعا قادة التنوع والإنصاف ومبادرات الإدماج لمناقشة النجاحات والتحديات المرتبطة بهذه البرامج. وحضر قادة برامج الجسر البارزة والتدريب الداخلي البحثي ، بما في ذلك أولئك من برنامج Fisk-Vanderbilt Bridge وبرنامج Columbia University Bridge و Cal-Bridge و AstroCom NYC. ناقشت الجلسة عدة مواضيع ، تتراوح من تأمين التمويل إلى تنفيذ التغيير في ثقافة القسم. بدأت المناقشة بمقدمة عن برامج الجسر. تم تصميم هذه البرامج لجسر الانتقال بين المدارس الجامعية والدراسات العليا ، وهي تركز عادةً على دعم الطلاب المهمشين والاحتفاظ بهم. لاحظ أعضاء اللجنة أن أحد التحديات التي تواجه إدارة برنامج الجسر هو أنه نظرًا لطول معظم برامج الدراسات العليا ، فإن الأمر يستغرق وقتًا طويلاً (في حدود 10 سنوات) لرؤية نتائج برنامج جسر معين وفهم كيفية القيام بذلك. لقد أثرت على طلابهم. يتمثل أحد الجوانب الإيجابية لذلك في أن البرامج الأكثر نجاحًا توفر الإرشاد والدعم على المدى الطويل لطلابها ، حتى بعد انتقالهم إلى كلية الدراسات العليا أو الصناعة.

تضمنت الجلسة أيضًا مناقشة حول كيفية تفعيل التغيير على أفضل وجه داخل الإدارات التي ترغب في معالجة مشاريع DEI ولكن ليس لديها حاليًا أنظمة دعم في مكانها الصحيح. ذكر عدد قليل من أعضاء اللجنة أهمية المجتمعات الخارجية ، التي ينصب تركيزها الأساسي على تقييم القسم والتوصية بالإجراءات الملموسة التي يمكن للقسم اتخاذها لتحسين تنوعها (على سبيل المثال ، لجنة الإشراف على زيارة موقع AAS). بالإضافة إلى ذلك ، يتضمن تقرير AIP TEAM-UP (الذي تمت تغطيته بواسطة Astrobites في AAS236) العديد من التوصيات حول أفضل السبل التي يمكن أن تدعم بها الأقسام الطلاب المهمشين. أخيرًا ، أكد أعضاء اللجنة أن التغيير الثقافي داخل القسم يجب أن يأتي من قيادة القسم التي تعمل مع الأشخاص المهمشين ، ونصحت اللجنة الطلاب بتحديد الحلفاء داخل أقسامهم الذين يركزون على تنفيذ تغيير جوهري.

مؤتمر صحفي: مجرة ​​درب التبانة الحديثة (بقلم هالي واهل)

كان المؤتمر الصحفي الأول لليوم الأخير من AAS 237 يدور حول الاكتشافات الجديدة في مجرتنا. المتحدث الأول كان سايلي ساوانت من معهد فلوريدا للتكنولوجيا ، الذي تحدث عن أجهزة حقن الشحن. تستخدم هذه الأجهزة تقنيات بسيطة وفعالة من حيث التكلفة لكنها قوية تسمح لعلماء الفلك بتصوير رفيق باهت للغاية لنجم شديد السطوع (تسمح بتصوير شديد التباين). نجح الفريق في اكتشاف وحل المصادر غير المفهرسة سابقًا ، جنبًا إلى جنب مع Sirius B (الرفيق الخافت جدًا للنجم Sirius A). خبر صحفى

تظهر هذه الصورة لمجرة Integral Sign galaxy (UGC 3697) مجرة ​​بها واحدة من أكبر الاعوجاج المعروفة. [الإعلانات]

انطباع الفنان & # 8217s لتيار نجمي يتقوس عالياً في درب التبانة & # 8217s هالو. [ناسا]

50 ضعف قطر البدر). من المرجح أن يكون للنجوم الموجودة في الهيكل أصل مشترك بسبب ثبات عمرها ومعدنيتها. يختتم الفريق بالقول إن هذه مجرد بداية ، وأنه من المحتمل أن يكون هناك المزيد من هذه الهياكل النجمية! خبر صحفى

تم إلقاء الخطاب الأخير للدورة من قبل كات بارجر من جامعة تكساس المسيحية ، الذي تحدث عن دفاع مجرة ​​درب التبانة ضد سحابة الغاز القادمة. ناقشت المركب أ ، سحابة غاز عملاقة تصطدم حاليًا بمجرتنا. ومع ذلك ، فإن هالة مجرتنا تقاومها وتذيب سحابة الغاز ببطء. يُعد المركب A حاليًا أفضل سحابة الغاز التي لم تنشأ من مجرة ​​درب التبانة التي تم رسمها على الخريطة ، وهو يساعدنا في فك شفرة كيفية حصول المجرات على الغاز الذي تحتاجه لتكوين النجوم.

الجمعية الإستراتيجية AAS Town Hall (بواسطة Haley Wahl)

ركز مجلس المدينة ، الذي أعيد تحديد موعده اعتبارًا من يوم الأربعاء ، على الخطط الإستراتيجية للجيش العربي السوري. رئيس بولا شكودي بدأت (جامعة واشنطن) بتقديم بيان رؤية AAS ، والذي يقول ، "نسعى إلى عالم يقدر فيه جميع الناس ويستفيدون من الفهم العلمي لعلم الفلك الذي يعزز ارتباطهم بالكون من حولنا والتمتع به". ثم انتقلت بعد ذلك إلى قيم AAS ، التي تنص على مبادئ مثل ، "نحن نتصرف بنزاهة علمية وشفافية لأننا نكتسب بشكل مسؤول وحيادي البيانات العلمية ونشاركها ونديرها ونستخدمها." انظر الصورة أدناه لمجموعة كاملة من القيم.

بعد بعض النقاش ، شاركت في الأولويات الإستراتيجية الخمس للأكاديمية:

  1. بناء ممارسات عادلة وشاملة داخل مجتمع أبحاث علم الفلك
  2. معالجة القضايا العالمية الهامة التي تؤثر على علم الفلك
  3. تحسين نشر العلوم الفلكية والنشر العلمي ومحو الأمية وتعليم العلوم والتكنولوجيا والهندسة والرياضيات والتعلم المهني عبر جميع المسارات الوظيفية التي يختارها علماء الفلك
  4. تنمية شبكتنا من الشراكات لتقوية المبادرات الجديدة ، وتعزيز مهمتنا ، والسعي نحو تحقيق رؤيتنا
  5. تحسين الشفافية والترابط بين مجلس إدارة AAS والأقسام واللجان والأعضاء لتحقيق أهدافنا

تم تخصيص بقية الاجتماع للإجابة على أسئلة من قناة Slack (# aas-Strategic-Assembly-town-hall). قم بزيارة موقع AAS للتخطيط الاستراتيجي لمزيد من المعلومات حول خططهم الإستراتيجية!

SOFIA Town Hall (بواسطة Abby Wagoner)

صوفيا ، طائرة بوينج 747SP معدلة تحمل تلسكوب 2.7 متر. [ناسا]

  • الاكتشاف الأول للمياه الجزيئية على سطح القمر
  • تشير النتائج إلى أن الانهيار الثقالي للسحب الجزيئية وتكوين النجوم يمكن أن يحدث حتى في وجود حقول مغناطيسية قوية
  • اكتشاف الكوازار "البارد" ، المجرة التي يعمل فيها الثقب الأسود المركزي الهائل على زيادة المادة بنشاط ، ومع ذلك لا يزال تكوين النجوم في المجرة قوياً (نتيجة مفاجئة ، حيث يُعتقد أن الثقوب السوداء توقف تشكل النجوم)
  • دليل على اللبنات الأساسية للجزيئات العضوية المعقدة ، الموجودة في الأقراص حول النجوم الضخمة عبر التحليل الطيفي عالي الدقة
  • الكشف الأول عن جزيء 13 CH في الوسط النجمي.

وأوضح Meixner أنه تم تعليق ملاحظات SOFIA من مارس إلى أغسطس 2020 بسبب الوباء ، وأن المرصد معلق حاليًا في هامبورغ بألمانيا للصيانة المجدولة. تُظهر الصورة أدناه كل مسار رحلة سلكته SOFIA في العام الماضي.

مسارات رحلات صوفيا لعام 2020.

القادم، جيمس جاكسون ، المدير المساعد للبحوث ، قدم لنا لمحة عامة عن ملاحظات الدورة 8 ودورة اقتراح الدورة 9. بسبب الإغلاق المرتبط بالوباء ، من المقرر الآن أن تستمر الدورة الثامنة حتى 2 يوليو 2021 ، ولكن للأسف لم يعد نشر نصف الكرة الجنوبي لعام 2020 ممكنًا. وبدلاً من ذلك ، سيتم إجراء عدد من الرحلات الجوية من ألمانيا لإنجاز البرامج ذات الأولوية العالية. تجاوزت مقترحات الدورة 9 إلى حد كبير 820 ساعة المتاحة من وقت المراقبة ، مع 3243.5 ساعة مطلوبة في جميع أنحاء العالم. يظهر تفصيل الدورة 9 أدناه. كما سلط جاكسون الضوء على ورشة عمل افتراضية بعنوان "الصخور والغبار والجليد: تفسير بيانات الكواكب" تحدث في مارس 2021.

كان القسم الأخير من قاعة المدينة نظرة عامة على أجهزة SOFIA الحالية والمستقبلية ، من وليام ريتش ، المدير المساعد للعمليات العلمية. يهدف مستقبل صوفيا إلى معالجة الأسئلة المتعلقة بتكوين النجوم والكواكب ، والمسار إلى الحياة ، ومعايرة الكون البعيد. ستتم معالجة هذه الحالات العلمية من خلال تطوير قدرة أداة جديدة من شأنها تحسين الحساسية واستقطاب الخرائط وزيادة سرعة رسم الخرائط والمزيد.

واختتمت المجموعة المقدمة بالتركيز على أن صوفيا تواصل تحقيق اكتشافات جديدة ، ومع ترقيات الأجهزة القادمة ، سوف تكون صوفيا قادرة على استهداف المزيد والمزيد من مناطق السماء وعلم الفلك.

الجلسة العامة: اختبار الإجهاد نموذج المادة المظلمة الباردة: مشكلة على المقاييس الصغيرة؟ (بقلم لونا زاجوراك)

المقادير النسبية لمكونات الكون المختلفة. [وكالة الفضاء الأوروبية / بلانك]

تُظهر صورة هابل هذه جزءًا من العنقود المجري أبيل 3827. الهياكل الزرقاء المحيطة بالمجرات المركزية هي مناظر جاذبية عدسية لمجرة أبعد بكثير تقع خلف العنقود. [ESO]

إذا كان الكائن الذي يقوم بالعدسة ضخمًا بدرجة كافية ، فيمكننا حتى رؤية صور متعددة لجسم ذي عدسة. من خلال رسم خرائط الكائنات التي نراها متضاعفة بعدسة ، يمكننا إعادة بناء ما يسمى المواد الكاوية للجسم العدسي ، والتي تتعلق بشكلها وتركيزها في أجزائها الداخلية (انظر الشكل SL3 هنا للحصول على توضيح). هذا يسمح لنا ببناء ملف دالة الكتلة الفرعية : بعبارة أخرى ، يمكننا التنبؤ بعدد كتل المادة المظلمة الأصغر لكتلة معينة التي تعيش داخل توزع سلس للمادة المظلمة يسمى الهالة. هذا ما تنبأ به نموذج آلية التنمية النظيفة ، وتتفق عمليات المحاكاة مع البيانات هنا: آلية التنمية النظيفة لا تشعر بالتوتر الشديد حيال ذلك!

تُظهر هذه المؤامرة وظيفتين للكتلة subhalo ، مع كتلة subhalo في كتل شمسية على المحور الأفقي وعدد من subhaloes من تلك الكتلة على المحور الرأسي. مقارنة بين دالة كتلة سوبالو مشتقة من محاكاة (أسود خالص مع عدم يقين رمادي) ووظيفة كتلة سوبالو مشتقة من بيانات هابل (أحمر مع عدم يقين مظلل). لاحظ أن الخطين & # 8217t لا يختلفان بشكل كبير.

إن ما يجهد آلية التنمية النظيفة (CDM) هو العدسة بين المجرة والمجرة: وهو نظام يقتصر فيه كل من الأجسام ذات العدسة والعدسة على كونها مجرات. باستخدام عدسة المجرة-المجرة ، يمكننا فحص الكتلة داخل 5-10 kpc الداخلي للمجرة ، والحصول على معلومات مفصلة حول توزيع الكتلة (وبالتالي توزيع المادة المظلمة) ضمن هذا النطاق.تبين أن هناك تناقضًا في الحجم بين عمليات المحاكاة والبيانات هنا: العدسات أقل كفاءة بعشر مرات في محاكاة آلية التنمية النظيفة مقارنة بالبيانات! بعد استبعاد المشكلات المتعلقة بالمحاكاة أو دقة البيانات ، فإن هذا يترك لنا احتمالين: 1) لدينا فهم ضعيف للتفاعل بين DM والمادة العادية في نوى المجموعة ، أو 2) هناك مشاكل أعمق في نموذج آلية التنمية النظيفة! وأوضح ناتاراجان أن هذا مثير ، لأن مثل هذه الفجوات (انظر: مدار عطارد والنسبية العامة) تؤدي أحيانًا إلى اكتشافات فيزياء جديدة. مع تطوير عمليات محاكاة أفضل والعديد من المهمات الفضائية في الأفق (مثل JWST و Roman و Euclid) ، خلص ناتاراجان إلى أن هذا وقت مثير لاختبار آلية التنمية النظيفة.

المؤتمر الصحفي: تطور النجوم والسديم الثاني (بواسطة آبي واجنر)

بولسار PSR B2224 + 65 ، كما قدمه دانيال وانغ.

كان المؤتمر الصحفي الأخير لـ AAS 237 هو المجموعة الثانية من الإيجازات حول تطور النجوم والسدم. بدأت الجلسة بـ د. دانيال وانج ، من جامعة ماساتشوستس ، أمهيرست. في هذا الحديث ، ناقش الدكتور وانغ النجم النابض PSR B2224 + 65 (الصورة على اليمين) ، والذي يحتوي على نفاثة غريبة (في المربع الأخضر) تشير إلى الاتجاه "الخاطئ". باستخدام ضوء الأشعة السينية ، تم اكتشاف جسيمات نشطة ساخنة في الطائرة ، مما يشير إلى أن الاتجاه غير المتوقع للطائرة يمكن أن يكون ناتجًا عن الحقول المغناطيسية. خبر صحفى

صورة RGB لسديم الفراشة ، والتي تظهر الانقراض بسبب الغبار. [STScI ، APOD / J. شميت ج.كاستنر (RIT) وآخرون]

وقدم العرض الأخير للمؤتمر الصحفي د. بولا موراجا بايز ، من معهد روتشستر للتكنولوجيا ، ود. جيسي بوبليتز ، من مرصد جرين بانك. أخبرنا الدكتور موراجا بايز والدكتور بوبليتز عن الملاحظات والقياسات الأخيرة لسديم NGC 7027 (كما هو موضح في صورة الغلاف). ولعل الأهم من ذلك ، أنهم ناقشوا ملاحظات CO + - والتي تمثل أول رسم خرائط لـ CO + في سديم كوكبي وخريطة CO + الثانية فقط لأي جسم. يعتبر CO + مهم لأنه يمكن أن يخبرنا عن الفيزياء والكيمياء في NGC 7027 عند ملاحظته مع جزيئات مثل H 2 و HCO +. خبر صحفى

جائزة Lancelot M. Berkeley: H0LiCOW! علم الكونيات مع التأخيرات الزمنية لعدسة الجاذبية (بواسطة جراف خولار)

كانت آخر محاضرات عامة للاجتماع من قبل البروفيسور د. شيري سويو (معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية) ، الحائز على جائزة لانسلوت إم بيركلي لهذا العام - جائزة New York Community Trust للعمل الجدير بالتقدير في علم الفلك (جائزة Berkeley).

بدأت البروفيسور Suyu الجلسة العامة بشكر مساعديها في H0LiCOW وعائلتها على هذه الجائزة ، ثم قفزت إلى مقدمة لمفهوم ثابت هابل ، وتوسع الكون ، وكيف امتدت قياسات هذه المعلمة الكونية لعقود ، بمستويات مختلفة من الدقة. كما ناقشت H 0 التوتر - التوتر الموجود بين قياس محلي مباشر لـ H. 0 عبر سلم المسافة الكونية (مع نجوم Cepheid) ، وقياس آخر عبر الخلفية الكونية الميكروية للكون المبكر. بعد ذلك ، كانت مقدمة عدسة الجاذبية عبر أمثلة يمكن الوصول إليها (انظر المثال في الصورة أدناه) مقدمة رائعة لعلم عدسات المجرة والعنقودية.

مثال على كيفية عمل عدسة الجاذبية القوية ، باستخدام شمعة كمصدر خلفي وكأس نبيذ كعدسة.

ثم شاركت البروفيسور Suyu عملها كجزء من H0LiCOW (H. 0 العدسات في تعاون COSMOGRAIL's Wellspring ، حيث كان الهدف هو استخدام ستة كوازارات ذات عدسات (وقياسات تنوع الكوازارات من صور مختلفة) لقياس التأخير الزمني لعدسة الجاذبية. رياضيًا ، تتضمن قياسات التأخير الزمني ثابت هابل ، مما يجعل هذه المنهجية وسيلة مستقلة لقياس H 0 (مع

2.4٪) يمكن أن يحل مشكلة H. 0 توتر. شاركت البروفيسور Suyu العمل الذي قام به فريقها لتتبع كوازار واحد (وجميع صوره بعدسة) عبر عقدين من الزمن ، والنتائج المرتبطة بالإيقاع العالي (يوميًا) وقياسات نسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية للتدفق. من هذا الشيء ، بنجاح كبير.

أحدث النتائج من H0LICOW.

تحدث البروفيسور Suyu أيضًا عن تعاون HOLISMOKES (تحقيقات العدسة المحسّنة للغاية في المستعرات الأعظمية ، والكائنات الدقيقة ، ودينماتيكا الإهليلجيات واللوالب) ، والتي تهتم بشكل خاص بدراسة أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ia (مثل SN Refsdal) بالإضافة إلى قياسات ح 0 . أخيرًا ، أعطى البروفيسور Suyu إشارة إلى المرافق المستقبلية مثل JWST ومرصد Rubin - والتي ستنتج عينة من النجوم الزائفة بترتيب

100 - يمكن أن يسمح لنا بدراسة الظواهر المذكورة أعلاه من منظور إحصائي.

مقابلة مع شيري سويو بواسطة جراف خلار
غرد مباشر للجلسة بواسطة تاريني كونشادي

الملاحظات الختامية (بقلم بريلي لويس)

يتجمع علماء الفلك في ميزة التكبير / التصغير ليختتموا أسبوعًا رائعًا من # AAS237!

في ختام الأسبوع أيها الرئيس بولا شكودي (جامعة واشنطن) والمسؤول التنفيذي AAS كيفن مارفيل قال بضع كلمات سريعة. (لسوء الحظ ، لا يمكن أن يكون هناك حفل ختامي كبير مع طعام مجاني كالمعتاد! نأمل في عام 2022!) لقد أعلنوا أن تنسيق اجتماع AAS 238 هذا الصيف لم يتم تحديده بعد ، اعتمادًا على حالة COVID-19. كما شكروا العدد الكبير من الأشخاص الذين يحتاجون إلى عقد هذا المؤتمر: الحضور ، المتطوعون ، رؤساء الجلسات ، قضاة شامبلس ، المنسقون ، العارضون ، الرعاة ، كل من شارك! أكد Kevin Marvel أنه "لا توجد طريقة يمكننا من خلالها عقد مؤتمر بدون حضور" وقد جمع هذا المؤتمر الافتراضي الكثير من الأشخاص ، بعضهم لم يكن ليتمكن من الانضمام شخصيًا. هذا يقودنا إلى نهاية هذا الأسبوع العاصف للعلم - نشكرك على متابعتنا جنبًا إلى جنب مع Astrobites!


المادة المظلمة في الكون

IV.B M 31 ومنحنيات دوران المجرات الخارجية

تُظهر دراسة منحنى دوران مجرة ​​المرأة المسلسلة ، M 31 ، أقرب مجرة ​​حلزونية لمجرتنا والتي تشكل نوعًا من النظام الثنائي مع درب التبانة ، أن منحنى الدوران مسطح بالنسبة للمسافة التي تكون فيها النجوم أيضًا باهتة لتحديد منحنى الدوران. ال م/إل النسبة قريبة من 30 ، تقريبًا نفس النسبة الموجودة في Galaxy. من أجل وضع هذه النتيجة في السياق ، من الضروري وصف العملية التي يتم من خلالها تحديد منحنيات الدوران للأنظمة خارج المجرة.

أولاً ، يمكن للمرء أن يفترض أن القرص مدعوم شعاعياً من خلال ثورة النجوم غير المتصادمة حول الكتلة الداخلية الكاذبة إلى المسافة الشعاعية من مركز المجرة. هذا الافتراض يجعل الكتلة على مسافة ص, م = م(ص) ، وهي دالة نصف قطر ، ثم تسمح بتحديد السرعة المدارية بافتراض أن متوسط ​​الانحراف المركزي للمدارات صغير أو صفر. يتم وضع شق على طول محاور التماثل الخاصة بالمجرة وعلى زوايا مختلفة لها ، ويتم تحديد السرعة الشعاعية للنجوم. يُفترض أن يكون القرص دائريًا ، لذا يمكن تحديد ميل المجرة من الانحدار الإهليلجي للقرص المسقط في خط الرؤية. هناك عدة طرق لملاءمة نموذج الكتلة مع منحنى الدوران هذا ، يفترض معظمها شكل قانون القوة لمنحنى الدوران مع المسافة وتناسب معاملات توزيع الكثافة المطلوبة لإنتاج السرعات المرصودة من خلال حل المعادلات الديناميكية في الاتجاه الشعاعي. ثم يتم دمج ملف تعريف الكثافة هذا لإعطاء الكتلة الداخلية لنصف قطر معين.

تدخل العديد من الافتراضات في هذه الطريقة ، ويبدو أن معظمها مبررًا جيدًا من الناحية النظرية. الأول هو أن النظام غير اصطدام. هناك القليل من الأدلة على أن النجوم في مجرة ​​تخضع لمواجهات قريبة - فهي ببساطة صغيرة جدًا مقارنة بالمسافات التي تفصل بينها. ومع ذلك ، هناك أجسام ضخمة جدًا موجودة في القرص ، وهي السحب الجزيئية العملاقة ، والتي قد تصل كتلتها إلى 10 7 م والتي يبدو أنها تتحكم في سرعة تشتت النجوم المكونة لها. هذه السحب هي أيضًا مواقع تشكل النجوم ، وبالتالي فهي تشكل الأساس لتفاعل الغاز ومكونات النجوم في المجرة. يمكنهم أيضًا نقل الزخم الزاوي عبر المجرة ، مما يجعل القرص يبدو لزجًا. مثل هذه التفاعلات تشبه إلى حد كبير المواجهات لتغيير توزيع السرعة إلى شيء قادر على دعم منحنى الدوران المسطح. ومع ذلك ، هذا لا يزال التخمين.

تعتبر مراقبة منحنى الدوران باستخدام انبعاث خط الهيدروجين المحايد طريقة أفضل لتحديد كتلة المجرة على مسافة كبيرة. أولاً ، يبدو أن توزيع H I ممتد إلى حد كبير أكثر من توزيع النجوم الساطعة H I تمتد ، في بعض الأحيان ، إلى أربعة أو خمسة أضعاف نصف القطر البصري للقرص. حتى في هذه المسافات الكبيرة ، تظهر الدراسات أن منحنيات الدوران تظل مسطحة! هذه ملاحظة صعبة للغاية لفهم ما إذا كانت الوسيلة الوحيدة لدعم الدوران هي الآلية التي تم وصفها للتو. بدلا من ذلك ، يبدو أن بعض أشكال التوزيع الشامل الموسعة عالية جدا م/إل الأشياء المطلوبة. قد يصل المدى الشعاعي لمثل هذه الكتل إلى 100 kpc ، حيث يكون نصف القطر البصري لهذه المجرات أصغر من 30 kpc.

إن قياس منحنى الدوران لمجرات المجموعة المحلية معقد بسبب حقيقة أن الأنظمة قريبة جدًا وبالتالي تتطلب ملاحظات منخفضة الدقة لتحديد منحنيات الدوران العالمية. هذا أيضًا يساعد في أنه يمكن دراسة الهيكل الصغير بالتفصيل من أجل تحديد تأثيرات الانحرافات من المدارات الدائرية على تحديد الكتلة النهائي.

إن دراسة التغيرات الشعاعية لمنحنيات السرعة هي نفسها بالنسبة للمجرات الخارجية كما هي بالنسبة لنا. يفترض المرء أن هناك توزيع كثافة للصيغة ρ*(ص, ض) من النجوم وأن هذا هو المساهم الوحيد في منحنى دوران المجرة. ثم يحصل المرء على Θ (ص) ، والتي يمكن من خلالها حل معادلة الحركة للدعم الشعاعي وحده:

أين ه هو الانحراف اللامركزي للكرة الكروية المفترض لتوزيع الكتلة. يمكن بعد ذلك فك ρ في سلسلة قوى من الصورة

ونفذ تمددًا مشابهًا للسرعة على مسافة معينة. ثم يتم تعيين الحل مصطلحًا بمصطلح. بمجرد الانتهاء ، يمكن للمرء بعد ذلك دمج كتلة القرص بأكملها بافتراض أن الشكل الكروى متجانس ، بحيث

هذه النماذج ، بالطبع ، مبسطة للغاية (الطريقة التي قدمها شميدت في الخمسينيات من القرن الماضي ولا تزال مفيدة للعرض) ، لكنها يمكن أن توضح مشكلة الافتراضات المختلفة التي يجب على المرء أن يتخذها في الحصول على تقديرات كمية للكتلة من الدوران منحنى. نظرًا لأن منحنيات الدوران تظل مسطحة ، يمكن للمرء أيضًا أن يفترض أن م/إل النسبة هي دالة على المسافة من مركز المجرة. يتم طي هذا في النتيجة النهائية بعد تحديد الكتلة لنصف قطر معين.

على عكس نظامنا ، حيث لا يمكن للمرء أن يكون متأكدًا مما هو أو لا يكون نجم هالة ، يمكن للمرء أن يحدد بسهولة تشتت سرعة المجرات المواجهة المتعامدة مع المستوى المجري مع المسافة من مركز النظام. في إجراء يشبه إلى حد كبير طريقة أورت الموصوفة للمجرة ، من الممكن وضع قيود على مقدار الكتلة المفقودة في القرص باستخدام تحديد كثافات السطح من المعلومات الديناميكية. يبدو أن المجرات الخارجية لها قيم مماثلة لنظامنا للمادة المظلمة في المستوى ، حيث يتم رصد نصف المادة تقريبًا في النجوم.

تُظهر العديد من أنظمة الأقراص الاعوجاج في أطرافها M 31 ، والمجرة ، وأنظمة أخرى تظهر تشوهات في كل من التوزيعات النجمية و H I في انحناء المستوى على أجزاء متقابلة من القرص. يجادل هذا بأن هالات هذه المجرات لا يمكن أن تكون شديدة الاتساع ، بعيدًا عن الضوء المرئي ، أو لن يتمكن المرء من ملاحظة مثل هذه الالتواءات. تظهر الحسابات أن هذه ستكون رطبة ، من الاحتكاك الديناميكي (التبديد) وكذلك التأثيرات اللزجة ، إذا كانت الهالة واسعة جدًا. ومع ذلك ، في حالة بعض النماذج الحالية لتوزيع DM في مجموعات ، ليس من الواضح ما إذا كان هذا يمكن أن يقيد أيضًا مكون DM موزع بشكل متساوٍ (واحد أقل ارتباطًا بالمجرات ولكنه موزع بالتساوي في العناقيد من الهالات).


خيارات الوصول

احصل على حق 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 كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


لماذا معظم الغيوم الجزيئية غير مرتبطة بالجاذبية؟

الغيوم الجزيئية هي موقع تشكل النجوم ، لذلك من المهم فهم بنيتها ودينامياتها. يُعتقد عمومًا أنها مرتبطة بالجاذبية (مرتبطة ببعضها البعض من خلال جاذبية متبادلة) ، مما يخلق مشكلة: يجب أن يكون معدل تشكل النجوم حوالي 100 ضعف ما يتم ملاحظته. تم طرح العديد من الأفكار من أجل معالجة هذه المشكلة ، والتي تندرج في فئة إما إبطاء انهيار الجاذبية (على سبيل المثال عن طريق الحقول المغناطيسية أو الاضطراب) أو جعل السحب قصيرة العمر (على سبيل المثال عن طريق التغذية المرتدة النجمية أو مرة أخرى بواسطة الحقول المغناطيسية).

أدلة المراقبة

ينظر المؤلفون أولاً في الدراسات القائمة على الملاحظة الحديثة لدعم فرضياتهم. وجدوا أن معظم السحب الجزيئية في دراسة استقصائية حديثة لها معلمات فيروسية أكبر من 1 وبالتالي فهي غير منضمة. لوحظ اتجاه مماثل في دراسات السحب الجزيئية العملاقة خارج المجرة (GMCs).

المحاكاة

كثافة عمود الغاز في محاكاة مجرة ​​درب التبانة. يشير اللون الأحمر إلى كثافات أعلى يمكنك رؤيتها حيث يتتبع اللون الأحمر الأذرع الحلزونية.

بعد ذلك ، يحاكي المؤلفون تطور الغاز في مجرة ​​درب التبانة ، باستخدام رمز هيدروديناميكي للجسيمات ناعم. تم تضمين العديد من الأشياء في حساباتهم ، بالإضافة إلى بنية المجرة الأساسية وملف تعريف كثافة السطح: الغاز عند درجات حرارة متعددة (من 20 إلى 2 مليون درجة كلفن) ، والتسخين من فوتونات الأشعة فوق البنفسجية في الخلفية ، والتبريد بواسطة مجموعة متنوعة من الآليات ، وتشكيل النجوم و ردود الفعل النجمية. وجدوا كفاءة تشكل النجوم بنسبة 5٪ أفضل ما يناسب ملاحظات المعلمة الفيروسية وشكل السحابة. يوضح الشكل 1 كثافة عمود الغاز لهذا التشغيل في وقت 200 Myr (Myr = مليون سنة).

يستكشف المؤلفون أيضًا تطور السحب الفردية. يستخدمون خوارزمية تحدد المناطق ذات الكثافة السطحية العالية لتحديد & # 8220 كلاود & # 8221 الذي يتطلب تعيين حد كثافة السطح ، وبالتالي تحديد مقاييس الحجم التي تم أخذها في الاعتبار في هذا العمل. على سبيل المثال ، اختاروا سحابة واحدة بسعر 198 Myr وألقوا نظرة على تاريخها ومستقبلها. تشكلت هذه السحابة من خمس غيوم صغيرة ولكنها موجودة فقط لفترة زمنية قصيرة قبل أن تفككها ردود الفعل النجمية (بما في ذلك 5 مستعرات عظمى!). يتتبع الشكل 2 (أدناه) هذه السحابة لـ 9 Myr 4 Myr لاحقًا وقد انفصلت إلى 5 كتل. معظم الغيوم في محاكاتها مثل هذه: غير مرتبطة بالجاذبية ، وعرضة لتصادمات متكررة ، وسهل التمزق وقصيرة العمر. ومع ذلك ، فإن اثنين من الغيوم في المحاكاة الخاصة بهم يكونان أكثر ضخامة بشكل خاص ولا يتم تعطيلهما بسهولة.

المرحلة الأولى من تطور السحابة. تمثل الألوان الموجودة في اللوحات اليسرى تكتلات منفصلة تتحد لتشكل السحابة ، وتظهر الألواح اليمنى كثافة السطح. التقاطع الموجود في اللوحة اليسرى السفلية هو حدث ردود أفعال نجمي أدى إلى مسح منطقة صغيرة.

الاستنتاجات

يقدم المؤلفون صورة لا ترتبط فيها معظم السحب الجزيئية بالجاذبية ويدعمونها بمحاكاة وتحليل الملاحظات الحديثة. في هذا السيناريو ، تغير الكائنات المعدلة وراثيًا هويتها على نطاقات زمنية تبلغ مليون سنة معظمها لها معاملات فيروسية & gt1 وتتشكل بشكل غير منتظم. بعض أجزاء السحب ذاتية الجاذبية وتشكل النجوم. على نطاقات زمنية قصيرة نسبيًا ، تمزق التصادمات والتغذية المرتدة النجمية معظم الغيوم ، على الرغم من أن أكبرها تحافظ على هوياتها لفترة أطول (يفترض المؤلفون أن مثل هذه السحب ستشكل عناقيد من النجوم المقيدة).

هل تريد المزيد؟ لقد نشرت مؤخرًا حول هذه المقالة بمزيد من العمق على موقع الويب لدورة المتوسط ​​بين النجوم (ISM).


معيار الجينز

"قام السير جيمس جينز (1877-1946) بالتحقيق في هذه المشكلة لأول مرة في عام 1902 من خلال النظر في تأثيرات الانحرافات الصغيرة عن التوازن الهيدروستاتيكي." 13

كان جينز هو من طور المفاهيم التي يواجهها الفيزيائيون عندما افترضوا أن سحابة عملاقة من الغاز تنهار لتشكل نجمًا. من اعتبارات الحفاظ على الطاقة ، يمكننا تحديد أنه عندما يتم ضغط سحابة من الغاز ، فإنها ترتفع درجة حرارتها أيضًا. يؤدي تأثير التسخين بدوره إلى زيادة الضغط داخل السحابة ويأتي في حالة توازن هيدروستاتيكي حيث يتم موازنة قوة الجاذبية الداخلية بالضغط الخارجي. لا يمكن أن يحدث مزيد من الانهيار وستكون السحابة مستقرة. ومع ذلك ، حدد جينز الحد الأدنى لكتلة السحابة بكثافة ودرجة حرارة معينة ضرورية لتؤدي إلى انهيارها تلقائيًا بعد تجاوز حد ثبات الجينز هذا. تُعرف هذه الكتلة باسم كتلة الجينز (مي),

أين ك1ك2) ثابت ، تي هي درجة الحرارة (بالكلفن) و ρ كثافة السحابة. يمكن التعبير عن ذلك أيضًا في نصف القطر الأدنى الضروري لانهيار سحابة ذات كثافة معينة ρ. هذا الأخير يسمى طول الجينز (Rي),

من Eq. (1) من الواضح أنه مع زيادة كثافة السحابة مع الانهيار ، تزداد درجة حرارة السحابة (بدون بعض طرق التبريد السريع ، أي أن تشع بعيدًا) وتزداد كتلة الجينز المطلوبة ، كما يزداد طول الجينز المطلوب (Eq. (2)). هذا يتعارض مع الانهيار من خلال حد الجينز.

لكن كارول وأوستلي لا يريدان التقيد بالتفاصيل ، يستخدمان تحليلًا مبسطًا ، مشيرًا إلى ، 14

"على الرغم من وجود العديد من الافتراضات المبسطة في التحليل ، مثل اهمال التأثيرات بسبب الدوران والمجالات المغناطيسية للمجرة ، فإنه يوفر رؤى مهمة حول تطوير النجوم الأولية ". 13 (توكيدي مضاف)

بدون شرح كيفية وصول سحابة جزيئية عملاقة إلى حجم ودرجة حرارة وكثافة معينة ، فإنها تقدم مثالاً على جوهر GMC المرصودة التي لها كتلة أكبر من الحد الأدنى لكتلة الجينز. ثم يقولون ،

"من الواضح أن نوى GMC غير مستقرة لانهيار الجاذبية ، بما يتفق مع كونها مواقع لتشكيل النجوم." 15

لا يشرحون في أي مكان في هذا الفصل حول تكوين النجوم كيف وصل هذا النواة من جي إم سي إلى هذا النحو ، أي كيف تجاوزت كتلة الجينز. ثم يقولون ،

في القضية أن معيار الجينز لانهيار الجاذبية كان راضيا ، السحابة الجزيئية المنهارة هي في الأساس في حالة سقوط حر خلال الجزء الأول من تطورها ". 15 ، 16 (التشديد مضاف)

لذا من تلك النقطة فصاعدًا ، يُفترض بالفعل أن السحابة تنهار ، دون أي إشارة إلى كيفية حدوثها على هذا النحو. ومن المفترض أن السحابة موجودة متحاور.

"هذا صحيح طالما بقيت السحابة نحيفة بصريًا ويمكن أن تشع طاقة وضع الجاذبية المنبعثة أثناء الانهيار بشكل فعال." 15

يجب أن يكون بصريًا رقيقًا بمعنى شفاف لجميع الإشعاعات وبالتالي لا تمتص السحابة الحرارة. وهكذا تظل السحابة عند درجة حرارة ثابتة أثناء الانهيار. المزيد من الافتراضات والمزيد من سرد القصص.

ناقشوا لاحقًا الحالة عندما تصل السحابة إلى نقطة تحتفظ فيها السحابة بكل الحرارة - ال ثابت الحرارة المرحلة — ولكن هذا يعتبر جيدًا في الطريق إلى مرحلة الاحتراق النووي.


النظام الشمسي ، عام

نظرة عامة على النظام الشمسي

الأهداف الرئيسية لدراسات النظام الشمسي هي فهم أصل وتطور ومصير أنظمة الكواكب.من بين أهم القضايا المحددة هي الظروف التي تشكل فيها النظام الشمسي ، وكيف ومدى سرعة تراكم الكواكب من سحابة الكواكب الأولية ، وكيف تغيرت الظروف السطحية على الكواكب مع مرور الوقت استجابة للتغيرات في التصميمات الداخلية للكواكب وفي الشمس نفسها ، وكيف ومتى ظهرت الحياة لأول مرة في النظام الشمسي ، وما إذا كانت هذه الظروف والأحداث شائعة في المجرة ككل.

من المعروف من الدراسات الفلكية أن النجوم تكونت ولا تزال تتشكل بمعدل 10 نجوم تقريبًا سنويًا في مجرتنا ، نتيجة لانهيار سحب هائلة من الغاز والغبار بين النجوم. أثناء الانهيار ، تصبح السحب ذات الكتل الأولية التي تصل إلى عشرات الآلاف من الشموس غير مستقرة بشكل متكرر وتتشظي مرة أخرى ، مما ينتج عدة آلاف من النجوم والأنظمة النجمية في مجموعة كثيفة وديناميكية للغاية. تشير دراسة جوارنا النجمي ومجموعات النجوم الشابة القريبة نسبيًا إلى أن ما يقرب من 30٪ من جميع الأنظمة النجمية تحتوي على نجوم منفردة ، وحوالي 20٪ تحتوي على نجمتين ، و 15٪ بها 3 نجوم ، وهكذا حتى 10 نجوم على الأقل. بشكل عام ، حوالي 10٪ فقط من النجوم انفرادية ، مثل شمسنا. تشير نظرية تكوين النجوم بقوة إلى أن تكوين نجم من جزء سحابة بين نجمية يحدث خلال مرحلة وسيطة يتشكل فيها النجم في قلب قرص كوكبي أولي واسع ومسطّح من الغاز والغبار. من المحتمل أن تتكون العديد من النجوم المزدوجة من قرص مشابه يحدث خلال حوادث التاريخ لامتلاك زخم زاوي كافٍ لإعاقة انهياره إلى نجم واحد. إن المعنى الضمني للملاحظات المتوفرة لأقراص الغبار حول النجوم المنفردة الفتية ونظرية تكوين وتطور قرص الكواكب الأولية هو أن الشروط المسبقة لأصل أنظمة الكواكب مثل نظامنا قد تكون شائعة ، إن لم تكن عالمية ، حول النجوم الفتية.

تقع الكواكب التسعة في نظامنا الشمسي بشكل طبيعي في عائلتين رئيسيتين ، الكواكب الأرضية والكواكب العملاقة (جوفيان). الكواكب الأرضية الصخرية ، عطارد ، الزهرة ، الأرض ، والمريخ ، تحتوي على نوى ضخمة من الحديد والنيكل والكبريتيدات ، والعباءات العميقة المكونة أساسًا من سيليكات الحديد والمغنيسيوم ، وقشور رقيقة من الصخور منخفضة الكثافة المخصبة عمومًا بالصوديوم والبوتاسيوم والألمنيوم والمواد المتطايرة. تساهم المواد المتطايرة ، ولا سيما الماء وثاني أكسيد الكربون والنيتروجين والأرجون ، أيضًا في طبقات سطحية رقيقة من المحيطات والأجواء حيث لم تكن درجات الحرارة مرتفعة لدرجة تسبب في فقدها. في المقابل ، تحتوي الكواكب العملاقة على نوى كثيفة من المواد الصخرية والجليدية تعلوها أجواء ضخمة تتكون أساسًا من الهيدروجين والأكسجين ، مع آثار كبيرة من الماء والأمونيا والميثان والنيون وغيرها من المواد شديدة التقلب. من بين الكواكب العملاقة ، يمتلك كوكب المشتري وزحل تقريبًا تكوين الشمس (حوالي 95٪ من المواد المتطايرة مقارنة بحوالي 99٪ بالنسبة للشمس) ، في حين أن أورانوس ونبتون أكثر تشابهًا مع تكوين الجليد القذر ، مكملًا بهيدروجين وهليوم. تمتلك الكواكب العملاقة أكثر من 50 قمرا صناعيا معروفا. تلك التي تمت دراستها عن كثب بشكل عام هي خليط من الصخور الجليدية ، على الرغم من أن Io ، أقرب قمر صناعي كبير للمشتري ، له خصائص جسم كوكبي أرضي أكثر. الكوكب التاسع والأبعد ، بلوتو ، يشبه إلى حد كبير الأقمار الصناعية الكبيرة التي تحمل الجليد من الكواكب العملاقة. قد يُنظر إليه على أنه أكبر ممثل معروف لسرب حزام كايبر ، حيث يتم تضمين مداره غريب الأطوار. بلوتو ، مثل أكبر قمر ساتورني ، تيتان ، وأكبر قمر نبتون ، تريتون ، له غلاف جوي وسطح تهيمن عليه غازات الميثان والنيتروجين والمكثفات. تم تلخيص الأحجام والمدارات وحالات الدوران والمجالات المغناطيسية والأغلفة الجوية للكواكب في الجداول من الأول إلى الرابع. من بين الكواكب الأرضية ، فإن التركيب الداخلي والفيزيائي للأرض هما الأفضل تحديدًا. يتحد انحراف (التسطيح القطبي) للأرض ، والبنية التفصيلية لحقل الجاذبية ، والتنميط الزلزالي لداخلها لتوفير بنية داخلية جيدة التحديد. تم العثور على نواة الأرض و # x27s على أنها تتكون من نواة داخلية صلبة كثيفة ، مصنوعة على ما يبدو من سبائك الحديد الغنية بالنيكل ، محاطة بقلب خارجي سائل يتكون من ذوبان الحديد والكبريت والنيكل والعديد من العناصر النادرة الأخرى التي تحتوي على تقارب كيميائي للحديد السائل أو الكبريتيدات. يتميز الوشاح العلوي والسفلي ، الذي يغلب عليه سيليكات الحديدوز الكثيفة (Fe ++) والمغنيسيوم ، بانقطاع الكثافة الذي يعكس تغيرات طور الضغط العالي. تتكون القشرة ، التي تعلو الوشاح ، من وحدتين رئيسيتين متميزتين من الناحية التركيبية ، قشرة محيطية كثيفة غنية بالبازلت وكتل قشرية قارية منخفضة الكثافة فقيرة بالحديد ، غنية بالسيليكا وأكاسيد الفلزات القلوية والألمنيوم والمعادن الحاملة للماء. القشرة بدورها مغطاة بشكل كبير بالمحيطات (الغلاف المائي) ، والتي تقع تحت غلاف جوي يتكون أساسًا من النيتروجين والأكسجين والأرجون وكميات شديدة التغير من بخار الماء.

كوكبالكتلة (10 24 كجم)نصف القطر الاستوائي (كم)الكثافة (10 3 كجم م -3)سرعة الهروب (كم ث −1)
الزئبق0.3303 2,4395.434.25
كوكب الزهرة4.870 6,0515.2510.4
أرض5.976 6,3785.51811.2
المريخ0.6421 3,3933.955.02
كوكب المشتري1898.871,3981.33259.6
زحل568.460,3300.68935.5
أورانوس86.8726,2001.1821.3
نبتون102.825,225(1.54)23.3
بلوتو(0.013) 1,1451.841.3

الجدول الثاني. مدارات كوكبية

نصف المحور الرئيسي
كوكبAU ب10 6 كمالفترة المدارية (سنة)غرابةميل أ (درجة)
الزئبق0.38757.90.240850.20607.003
كوكب الزهرة0.723108.20.615210.00683.394
أرض1.000149.61.000040.01670.000
المريخ1.524227.91.880890.09331.850
كوكب المشتري5.203778.311.862230.04831.309
زحل9.5391427.029.457740.05592.493
أورانوس19.18202869.684.0180.04700.772
نبتون30.05804496.6164.780.00871.779
بلوتو39.44005900.1248.40.247017.1460

الجدول الثالث. تدور الكواكب والمجالات المغناطيسية

كوكبفترة الدورانانحراف محور الدوران (درجة) بعزم مغناطيسي (G سم 3)مجال السطح أ, ج (ز)
الزئبق58.65 يومًا2 ± 32.4 × 10 22 0.002
كوكب الزهرة243.01 يومًا177.3& أمبير 4 × 10 21 & أمبير ؛ أمبير 0.00002
أرض23.9345 ساعة23.457.98 × 10 25 0.3
المريخ24.6299 ساعة23.982.5 × 10 22 0.0006
كوكب المشتري9.841 ساعة (خط الاستواء) 9.925 ساعة (داخلية)3.121.5 × 10 30 4
زحل10.233 ساعة (خط الاستواء) 10.675 ساعة (داخلي)26.734.6 × 10 28 0.2
أورانوس17.24 ساعة (داخلي)97.864.1 × 10 27 0.2
نبتون18.2 ± 0.4 ساعة(29.56)
بلوتو6.387 يومًا122.5

الجدول الرابع. أجواء الكواكب

كوكبضغط السطح (القضبان)متوسط ​​درجة حرارة السطح (ك)الغازات الرئيسيةوفرة كسرية بعدد أ
الزئبق∼10 −14 440نا0.97
هو0.03
كوكب الزهرة90730كو20.96
ن20.035
أرض1288ن20.77
ا20.21
ح2ا0.01
المريخ0.007218كو20.95
ن20.027
أر0.016
كوكب المشتريح20.90
هو0.10
زحلح20.94
هو0.06
أورانوسح20.85
هو0.15
نبتونح20.85?
هو0.15?
بلوتو& ampgt0.001CH4
ني؟

الهياكل الداخلية للكواكب الأرضية الأخرى ليست معروفة جيدًا تقريبًا. ومع ذلك ، فإن كثافتها تشهد على وجود اختلافات كبيرة في التركيب ، وبالتالي في المحتوى المعدني والبنية الفيزيائية. الزئبق كثيف بشكل مذهل ، مما يدل على وجود نواة بحوالي 60٪ من كتلة الكوكب (مقارنة بـ 31٪ على الأرض). كثافة الزهرة ، التي تصحح للضغط الذاتي عن طريق الضغوط الداخلية العالية ، أقل قليلاً من كثافة الأرض. يتميز المريخ بكثافة أقل بشكل واضح ، مما يشير إلى أكسدة المعادن في المريخ إلى أكاسيد الحديد الأقل كثافة.

لا ينبغي اعتبار الكواكب العملاقة ، على الرغم من تشابهها التركيبي مع الشمس ، على أنها "نجوم فاشلة". أصغر نجم تسلسل رئيسي ممكن يحرق الهيدروجين له كتلة 0.07 شمس ، وأصغر جسم هيدروجين-هيليوم قادر على أي شكل من أشكال تفاعلات الاندماج (احتراق الديوتيريوم) له كتلة 0.013 شمس. كوكب المشتري & # x27s كتلة فقط 0.0013 شمس. وهكذا يفشل كوكب المشتري بمقدار 10 في تلبية حتى أكثر تعريفات النجم سخاءً. يمتلك كل من كوكب المشتري وزحل ونبتون مصادر حرارة داخلية مهمة مشتقة من تحويل طاقة وضع الجاذبية إلى حرارة من خلال الانكماش البطيء. بمعنى ما ، نحن نشهد نهاية عملية التراكم والانهيار. تظهر جميع هذه الكواكب الثلاثة ، ولكن ليس أورانوس ، مصادر حرارة داخلية أكبر من 1.7 إلى 2.1 مرة من تدفق الحرارة التي تتلقاها من الشمس.

تحتوي جميع كواكب جوفيان الأربعة على أنظمة أقمار صناعية واسعة النطاق ومعقدة وأنظمة حلقات مميزة. تدور جميع الأقمار الصناعية القريبة لجميع الكواكب العملاقة الأربعة حول مستوى كوكبهم وخط الاستواء # x27s. ومع ذلك ، فإن الأقمار الصناعية الصغيرة الموجودة في أقصى كوكب المشتري وزحل ونبتون لها مدارات شديدة الانحدار وحتى إلى الوراء ، وتدور حول كوكبها في اتجاه معاكس لدوران الكوكب. ربما تم التقاط هذه الأقمار الصناعية الخارجية من سرب بين الكواكب من قنطور صغيرة وكويكبات ومذنبات. الخصائص الفيزيائية والمدارية لأقمار النظام الشمسي موصوفة في الجداول V-VII.

الجدول الخامس. أجواء الأقمار الصناعية

الأقمار الصناعيةضغط السطح (القضبان)متوسط ​​درجة حرارة السطح (ك)الغازات الرئيسيةوفرة كسرية بعدد أ
القمر∼2 × 10 −14 274ني0.4
أر0.4
هو0.2
آيو∼1 × 10 −10 ∼110وبالتالي21
تيتان1.695ن20.73–0.99 ب
أر0.00–0.28
CH40.01–0.12
تريتون∼0.1∼57ن2
CH4
كوكب الأقمار الصناعيةالكتلة (10 20 كجم)نصف القطر (كم)الكثافة (10 3 كجم م -3)تكوين السطح
أرض القمر734.917383.34الصخور
المريخMIفوبوس1.26 × 10 −4 11 أ2.2كربوني
MIIديموس1.8 × 10 −5 6.3 أ1.7كربوني
الكويكبات ب
كوكب المشتريJXVIمتيس20صخر؟
JXVAdrastea10 أصخر؟
JVأمالثيا97 أصخرة مع الكبريت
جيفويكون50صخر؟
JIآيو89418153.57صخرة مع الكبريت
JIIيوروبا48015692.97الجليد فوق الصخر
JIIIجانيميد1482.326311.94جليد مائي
جيفكاليستو1076.624001.86جليد الماء المتسخ
2000 J18كربوني؟
JXIIIليدا8كربوني؟
JVIهيمالايا90كربوني؟
JXليسيثيا20كربوني؟
JVIIإيلارا40كربوني؟
2000 J11 2كربوني؟
2000 J10 2كربوني؟
2000 جي 3 3كربوني؟
2000 J7 4كربوني؟
JXIIأنانكي15كربوني؟
2000 جي 5 2كربوني؟
2000 جي 9 3كربوني؟
JXIكارمي22كربوني؟
2000 جي 4 2كربوني؟
2000 J6 2كربوني؟
JVIIIباسيفاي35كربوني؟
2000 J8 3كربوني؟
JIXسينوب20كربوني؟
2000 جي 2 4كربوني؟
1999 J1 5كربوني؟
زحلالثامن عشرحرمان15?جليد الماء؟
SXVأطلس16 أجليد الماء؟
SXمزدوج الوجه93 أجليد الماء؟
SIميماس0.382011.137جليد الماء؟
استقصاء الأثر الاستراتيجيإنسيلادوس0.82511.2جليد الماء؟
SIIIتيثيس7.65241.26جليد الماء؟
السادس عشرتيليستو11 أجليد الماء؟
رابع عشركاليبسو12 أجليد الماء؟
سيفديون10.55591.44جليد الماء؟
SXIIهيلين16 أجليد الماء؟
SVريا24.97641.33جليد الماء؟
SVIتيتان1345.725751.882Ices (الغلاف الجوي)
SVIIهايبريون132 أجليد الماء المتسخ
SVIIIايبتوس18.87181.21الجليد / الكربوني؟
2000 S5 9الجليد / الكربوني؟
2000 اس 6 7الجليد / الكربوني؟
ستةفيبي110 أكربوني؟
2000 اس 2 12الجليد / الكربوني؟
2000 اس 8 4الجليد / الكربوني؟
2000 اس 3 22الجليد / الكربوني؟
2000 اس 10 5الجليد / الكربوني؟
2000 اس 11 15الجليد / الكربوني؟
2000 اس 4 10الجليد / الكربوني؟
2000 اس 9 4الجليد / الكربوني؟
2000 اس 12 4الجليد / الكربوني؟
2000 S7 4الجليد / الكربوني؟
2000 S1 10الجليد / الكربوني؟
أورانوسUVIكورديليا20جليد الماء؟
UVIIأوفيليا25جليد الماء؟
UVIIIبيانكا25جليد الماء؟
UIXكريسيدا30جليد الماء؟
تجربة المستخدمديسديمونا 30 جليد الماء؟
UXIجولييت40جليد الماء؟
UXIIبورتيا40جليد الماء؟
UXIIIروزاليند30جليد الماء؟
UXIVبليندا30جليد الماء؟
1986 تحت 10 20جليد الماء؟
UXVعفريت85جليد الماء؟
الأشعة فوق البنفسجيةميراندا0.72421.3جليد الماء المتسخ
واجهة المستخدمارييل135801.6جليد الماء المتسخ
UIIأمبريل135951.4جليد الماء المتسخ
UIIIتيتانيا358051.6جليد الماء المتسخ
UIVأوبيرون297751.5جليد الماء المتسخ
UXVIكاليبان10الجليد القذر؟
UXXستيفانو10الجليد القذر؟
UXVIISycorax10الجليد القذر؟
UXVIIIبروسبيرو10الجليد القذر؟
UXIXSetebos10الجليد القذر؟
نبتونNIتريتون130017504?الجليد
NIIنيريد300آيس؟
بلوتوبيشارون6401.84جليد الميثان

الجدول السابع. مدارات الأقمار الصناعية

نصف المحور الرئيسي
كوكب الأقمار الصناعية(كم)(Rpl)فترة أ (أيام)غرابة بميل ج
أرض القمر384.460.327.3220.05495.15
المريخMIفوبوس9.3782.760.3190.0151.02
MIIديموس23.4596.911.2630.000521.82
كوكب المشتريJXVIمتيس127.961.79220.2948& amp ؛ أمبير 0.0040?
JXVAdrastea128.981.80650.29830?0?
JVأمالثيا181.32.5390.49810.0030.40
جيفويكون221.93.1080.67450.0150.8
JIآيو421.65.9051.769& amp؛ ampt.00410.04
JIIيوروبا670.99.3973.551& amp؛ ampt0.01.20180.470
JIIIجانيميد1,07014.997.155& أمبير ؛ 0015.00150.281
جيفكاليستو1,88326.3716.6890.0070.281
2000 J1 7,507105.1129.710.20446 د
JXIIIليدا11,094155.4238.720.14826 د
JVIهيمالايا11,480160.8250.570.15828 د
JXليسيثيا11,720164.2259.220.10729 د
JVIIإيلارا11,737164.4259.650.20728 د
2000 J11 12,557175.92890.2528.2 د
2000 J10 20,174282.5588 (ص)0.14166 د
2000 جي 3 20,210283.1584 (ص)0.22150 د
2000 J7 21,010294.3621 (ص)0.22149 د
JXIIأنانكي21,200296.9631 (ص)0.169147 د
2000 جي 5 21,336298.8632 (ص)0.24149 د
2000 جي 9 22,304312.4683 (ص)0.26165 د
JXIكارمي22,600316.5692 (ص)0.207163 د
2000 جي 4 22,972321.7712 (ص)0.28165 د
2000 J6 23,074323.2720 (ص)0.26165 د
JVIIIباسيفاي23,500329.1735 (ص)0.378148 د
2000 J8 23,618330.8741 (ص)0.41153 د
JIXسينوب23,700331.9758 (ص)0.275153 د
2000 جي 2 23,746332.6752 (ص)0.24165 د
1999 J1 24,235339.4768 (ص)0.125143 د
زحلالثامن عشرحرمان135.62.2200.5760?0?
SXVأطلس137.642.2810.6020?0?
SXVIبروميثيوس139.352.3100.6130.00240?
السابع عشرباندورا141.702.3490.6290.004220?
SXIإبيميثيوس151.4722.5100.6940.0090.34
SXمزدوج الوجه151.4722.5110.6950.0070.14
SIميماس185.523.0750.9420.02021.53
استقصاء الأثر الاستراتيجيإنسيلادوس238.023.9451.370(0.0045)0.02
SIIIتيثيس294.664.8841.8880.00001.09
السادس عشرتيليستو294.664.8841.8880?0?
رابع عشركاليبسو294.664.8841.8880?0?
سيفديون377.406.2562.737(0.0022)0.02
SXIIهيلين377.406.2562.7370.0050.2
SVريا527.048.7364.518& أمبير ؛ أمبير 0.0010.35
SVIتيتان1,221.8520.2515.9450.02920.33
SVIIهايبريون1,481.124.5521.277(0.1042)0.43
SVIIIايبتوس3,561.359.0379.3310.02837.52
2000 S5 11,339185.64490.3346.2 د
2000 اس 6 11,465187.74530.3246.6 د
ستةفيبي12,944214.555.5 (ص)0.163174.8 د
2000 اس 2 15,172248.46870.3645.2 د
2000 اس 8 15,676256.6730 (ص)0.27153.0 د
2000 اس 3 17,251282.48250.2745.5 د
2000 اس 10 17,452285.78584.4734.7 د
2000 اس 11 17,874292.68880.3833.1 د
2000 اس 4 18,231298.59240.5433.5 د
2000 اس 9 18,486302.6939 (ص)0.22167.4 د
2000 اس 12 19,747323.31037 (ص)0.12175.0 د
2000 S7 20,144329.81067 (ص)0.45175.9 د
2000 S1 23,076377.81311 (ص)0.34173 د
أورانوسUVIكورديليا49.71.900.330?0?
UVIIأوفيليا53.82.050.380?0?
UVIIIبيانكا59.22.260.430?0?
UIXكريسيدا61.82.360.460?0?
تجربة المستخدمديسديمونا62.72.390.480?0?
UXIجولييت64.62.470.490?0?
UXIIبورتيا66.12.520.510?0?
UXIIIروزاليند69.92.670.560?0?
UXIVبليندا75.32.870.620?0?
1986 تحت 10 76.422.910.430?0?
UXVعفريت86.03.280.760?0?
الأشعة فوق البنفسجيةميراندا129.7834.951.4130.0027?4.22
واجهة المستخدمارييل191.2397.302.5200.0034?0.31
UIIأمبريل265.96910.154.1440.0050?0.36
UIIIتيتانيا435.84416.648.7060.0022?0.14
UIVأوبيرون582.59622.2413.4630.0008?0.10
UXVIكاليبان7,187274.4579 (ص)0.082139.7 د
UXXستيفانو7,960303.9676 (ص)0.146141.5 د
UXVIISycorax12,240429.11289 (ص)0.509152.7 د
UXVIIIبروسبيرو16,150616.51953 (على اليمين)0.327146.3 د
UXIXSetebos18,250696.72345 (ص)0.494148.8 د
نبتونNIتريتون354.314.05.877 (ت)& أمبير ؛ أمبير 0.0005159.0
NIIنيريد551.5219360.160.7527.6 د
بلوتوبيشارون19.116.76.3870?94.3

هناك سبعة "أجسام بحجم القمر" في النظام الشمسي ، متوسطة الكتلة بين الكواكب الأرضية و "الأجسام الصغيرة" ، الأقمار الصناعية الصغيرة والكويكبات والمذنبات. هذه الأقمار الصناعية السبعة ، Earth & # x27s Moon ، و Jupiter & # x27s Galilean Satellite ، Io ، Europa ، Ganymede و Callisto ، Titan & # x27s أكبر قمر صناعي تيتان ، أكبر قمر صناعي Neptune & # x27s Triton ، وبلوتو معًا لا تشكل سوى عُشر كتلة الأرض. ومع ذلك ، فإن هذه الأجسام تعرض مجموعة متنوعة هائلة من التركيبات ، والخصائص الفيزيائية ، والسمات الجيولوجية التي تجعلها أشياء رائعة للدراسة. أصغر الأجسام تعوض عن افتقارها للتطور الجيولوجي من خلال الاحتفاظ بسجلات الظروف في المراحل الأولى من تكوين وتطور النظام الشمسي. في الواقع ، تعتبر النيازك مصدرًا لا يقدر بثمن للبيانات المستمدة من مجموعة واسعة من أجسام النظام الشمسي الصغيرة المتنوعة للغاية. على الرغم من أن معظم النيازك تأتي من حوالي 50 كويكبًا رئيسيًا مختلفًا ، إلا أن ما يقرب من 20 نيزكًا في مجموعاتنا تم تحديدها بشكل إيجابي على أنها شظايا تسببت في سقوط القمر والمريخ بسبب اصطدام المذنبات والكويكبات. إنه احتمال محير أن عينات من عطارد أو الزهرة قد تكمن دون التعرف عليها في مجموعات النيزك لدينا.

من المرجح أن تكون الحلقات الكوكبية ، المكونة من جسيمات صغيرة جدًا ، هي الأكثر سطوعًا ، وإن كانت جميلة ومذهلة ، في النظام الشمسي. إن أعمار أنظمة حلقات الكواكب العملاقة غير معروفة. بغض النظر عن أعمارهم ، فإن سلوكهم الديناميكي معقد ومثير للاهتمام. قد تكون العمليات التي تعمل في أسراب الأجسام الصغيرة الحالية في أنظمة الحلقة والحزام قد لعبت دورًا مهمًا في تراكم المواد الصلبة قبل الكواكب من قرص الغبار الأصلي. ترد البيانات الخاصة بالمذنبات والكويكبات في الجدول الثامن والتاسع على التوالي. تم تلخيص حلقات الكواكب في الجدول X.


شاهد الفيديو: نظرية المحاكاة. النظرية التي ستغير طريقة تفكيرك للابد! (شهر اكتوبر 2021).