الفلك

الرنين الكوكبي المداري

الرنين الكوكبي المداري

ترتبط فجوات كيركوود في حزام الكويكبات بالرنين المداري مع المشتري ، لكن يبدو أن الكواكب تفضل المواقع الرنانة. لماذا لا تتراكم الكويكبات بالقرب من "مواقع كيركوود" بدلاً من تجنبها ؟؟


هذا في الواقع سؤال دقيق للغاية ، أكثر بكثير مما تمنحه الإجابات على الأسئلة المماثلة الواردة في التعليقات الفضل في ذلك. عندما كنت في كلية الدراسات العليا في ولاية أوهايو ، كنت أطرح هذا السؤال بشكل روتيني على الزائرين الديناميكيين وحصلت دائمًا على إجابات مختلفة.

الجواب الأساسي هو أنه إذا كان لديك رنينان قويتان بما فيه الكفاية بالقرب من بعضهما البعض ، فسيكون الرنين غير مستقر. خلاف ذلك ، سيكون الرنين مستقرًا. ولكن ما يحدد "قوية بما فيه الكفاية" و "قريبة بما فيه الكفاية" هو حيث الأمور معقدة للغاية بسرعة. المعيار الأساسي هو معيار تشيريكوف. (مقالة Scholarpedia أكثر تفصيلاً إلى حد ما.) ومع ذلك ، فإن معيار Chirikov ليس صالحًا عالميًا.

إذا كان لديك أصداء متداخلة ، فإن الجسم يرتد ذهابًا وإيابًا بين هذين الرنين بشكل عشوائي. تزعج هذه الرنينات المختلفة المدار بطرق مختلفة ، وفي النهاية ستشوش المدار إلى مدار غير مستقر ، مما يؤدي إلى استنفاد الرنين. إذا كان الرنين "بعيدًا" عن الرنينات الأخرى ، فإن الرنين يميل إلى إبقاء الأشياء ثابتة في مكانها ، مما يؤدي إلى زيادة عدد الأشياء في الرنين.

معظم الأصداء في حزام الكويكبات قريبة إلى حد ما من بعضها ، مما يؤدي إلى عدم ثباتها. تعد فجوات كيركوود من أبرز مظاهر عدم الاستقرار هذه. على سبيل المثال ، تمتلك عائلة Alinda من الكويكبات صدى بنسبة 1: 3 مع كوكب المشتري ، وهي قريبة جدًا من صدى 4: 1 مع الأرض. هذا يؤدي إلى عدم الاستقرار ، وبالتالي عدد قليل جدًا من الكويكبات في هذه العائلة. ومع ذلك ، في النظام الشمسي الخارجي ، تكون الأصداء متباعدة بشكل عام ، وبالتالي فهي مستقرة في الغالب. تعد البلوتينات أحد الأمثلة على مثل هذا الرنين المستقر ، حيث تكون في صدى 3: 2 مع نبتون.


نظام كوكبي فريد من نوعه مع الرنين المداري الإيقاعي الذي كشفه مراقب الكواكب الخارجية خوفو

هذا انطباع فنان عن نظام الكواكب TOI-178 ، والذي كشفه خوفو مراقب الكواكب الخارجية التابع لوكالة الفضاء الأوروبية. يتكون النظام من ستة كواكب خارجية ، خمسة منها محبوسة في رقصة إيقاعية نادرة وهي تدور حول نجمها المركزي. في هذا الانطباع الفني ، فإن الأحجام النسبية للكواكب هي مقياس ، ولكن ليس مسافات وحجم النجم. الائتمان: ESA

كشفت مهمة الكواكب الخارجية التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية "خوفو" عن نظام كوكبي فريد يتكون من ستة كواكب خارجية ، خمسة منها محبوسة في رقصة إيقاعية نادرة أثناء دورانها حول نجمها المركزي. ومع ذلك ، فإن أحجام وكتل الكواكب لا تتبع مثل هذا النمط المنظم. هذا الاكتشاف يتحدى النظريات الحالية لتشكيل الكواكب.

يستمر اكتشاف أعداد متزايدة من أنظمة الكواكب ، التي لا تشبه نظامنا الشمسي ، في تحسين فهمنا لكيفية تشكل الكواكب وتطورها. وخير مثال على ذلك هو النظام الكوكبي المسمى TOI-178 ، والذي يبعد حوالي 200 سنة ضوئية في كوكبة النحات.

توقع علماء الفلك بالفعل أن يستضيف هذا النجم اثنين أو أكثر من الكواكب الخارجية بعد مراقبته بواسطة القمر الصناعي العابر لاستطلاع الكواكب الخارجية (TESS) التابع لناسا. تظهر الملاحظات الجديدة والدقيقة للغاية مع Cheops ، وهو القمر الصناعي المميز للكواكب الخارجية التابع لوكالة الفضاء الأوروبية والذي تم إطلاقه في عام 2019 ، أن TOI-178 يؤوي ستة كواكب على الأقل وأن هذا النظام الشمسي الأجنبي له تصميم فريد جدًا. نشر الفريق بقيادة Adrien Leleu من جامعة جنيف وجامعة برن في سويسرا نتائجهم اليوم في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

إحدى الخصائص الخاصة لنظام TOI-178 التي تمكن العلماء من اكتشافها باستخدام خوفو هي أن الكواكب - باستثناء الأقرب إلى النجم - تتبع رقصة إيقاعية أثناء تحركها في مداراتها. تسمى هذه الظاهرة بالرنين المداري ، وهذا يعني أن هناك أنماطًا تكرر نفسها مع دوران الكواكب حول النجم ، مع محاذاة بعض الكواكب كل بضعة مدارات.

لوحظ صدى مماثل في مدارات ثلاثة من أقمار المشتري: أيو ويوروبا وجانيميد. لكل مدار من مدار يوروبا ، يكمل جانيميد مدارين ، ويكمل Io أربعة (هذا نمط 4: 2: 1).

في نظام TOI-178 ، تكون حركة الرنين أكثر تعقيدًا لأنها تتضمن خمسة كواكب ، باتباع نمط 18: 9: 6: 4: 3. بينما يكمل الكوكب الثاني من النجم (الأول في النمط) 18 دورة ، فإن الكوكب الثالث من النجم (الثاني في النمط) يكمل تسعة مدارات ، وهكذا.

يُظهر هذا الرسم تمثيلاً لنظام الكواكب TOI-178 ، والذي كشف عنه مراقب الكواكب الخارجية في وكالة الفضاء الأوروبية خوفو. في هذا الرسم ، يجب أن تكون الأحجام النسبية للكواكب متناسبة ، لكن ليس مسافات وحجم النجم. الائتمان: ESA / Cheops Mission Consortium / A. Leleu et al.

في البداية ، وجد العلماء أربعة فقط من الكواكب في حالة صدى ، ولكن باتباع النمط ، حسب العلماء أنه يجب أن يكون هناك كوكب آخر في النظام (الرابع بعد النمط ، الكوكب الخامس من النجم).

يوضح أدريان: "لقد توقعنا مساره بدقة شديدة بافتراض أنه كان متطابقًا مع الكواكب الأخرى". أكدت ملاحظة إضافية مع خوفو أن الكوكب المفقود موجود بالفعل في المدار المتوقع.

بعد أن اكتشفوا الترتيبات المدارية النادرة ، كان العلماء فضوليين لمعرفة ما إذا كانت كثافات الكوكب (الحجم والكتلة) تتبع أيضًا نمطًا منظمًا. للتحقيق في ذلك ، قام Adrien وفريقه بدمج البيانات من Cheops مع الملاحظات المأخوذة باستخدام التلسكوبات الأرضية في مرصد Paranal التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) في تشيلي.

ولكن بينما تدور الكواكب في نظام TOI-178 حول نجمها بطريقة منظمة جدًا ، فإن كثافتها لا تتبع أي نمط معين. أحد الكواكب الخارجية ، وهو كوكب أرضي كثيف مثل الأرض يقع بجوار كوكب مماثل الحجم ولكنه رقيق جدًا - مثل كوكب المشتري الصغير ، وبجانبه كوكب مشابه جدًا لنبتون.

يقول Adrien: "لم يكن هذا ما توقعناه ، وهذه هي المرة الأولى التي نلاحظ فيها مثل هذا الإعداد في نظام كوكبي". "في الأنظمة القليلة التي نعرف أين تدور الكواكب في هذا الإيقاع الرنان ، تنخفض كثافة الكواكب تدريجيًا كلما ابتعدنا عن النجم ، وهذا أيضًا ما نتوقعه من النظرية."

يمكن للأحداث الكارثية مثل التأثيرات العملاقة أن تفسر عادةً الاختلافات الكبيرة في كثافة الكوكب ، لكن نظام TOI-178 لن يكون متناغمًا بشكل جيد إذا كان هذا هو الحال.

يوضح المؤلف المشارك Yann Albert من جامعة برن أن "المدارات في هذا النظام مرتبة جيدًا ، مما يخبرنا أن هذا النظام قد تطور بلطف شديد منذ ولادته".

أصبح الكشف عن البنية المعقدة لنظام TOI-178 ، الذي يتحدى النظريات الحالية لتكوين الكواكب ، ممكنًا بفضل ما يقرب من 12 يومًا من الملاحظات مع خوفو (11 يومًا من الملاحظات المستمرة ، بالإضافة إلى ملاحظتين أقصر).

"حل هذا اللغز المثير يتطلب بعض الجهد للتخطيط ، ولا سيما لجدولة 11 يومًا من المراقبة المستمرة اللازمة لالتقاط بصمات الكواكب المختلفة" ، كما تقول كيت إسحاق ، عالمة مشروع ESA Cheops. "تسلط هذه الدراسة الضوء بشكل جيد للغاية على إمكانات المتابعة لخوفو - ليس فقط لتوصيف الكواكب المعروفة بشكل أفضل ، ولكن للبحث عن كواكب جديدة وتأكيدها."

يريد Adrien وفريقه الاستمرار في استخدام Cheops لدراسة نظام TOI بمزيد من التفاصيل.

يقول أدريان: "قد نجد المزيد من الكواكب التي يمكن أن تكون في المنطقة الصالحة للسكن - حيث قد تتواجد المياه السائلة على سطح كوكب - والتي تبدأ خارج مدارات الكواكب التي اكتشفناها حتى الآن". "نريد أيضًا معرفة ما حدث للكوكب الأعمق الذي لا يتوافق مع الكواكب الأخرى. نشك في أنه اندلع بالصدى بسبب قوى المد والجزر ".

سيستخدم علماء الفلك خوفو لرصد المئات من الكواكب الخارجية المعروفة التي تدور حول النجوم الساطعة.

تضيف كيت: "لن يعمق خوفو فهمنا لتكوين الكواكب الخارجية فحسب ، بل أيضًا فهمنا لكوكبنا ونظامنا الشمسي".

المرجع: "ستة كواكب عابرة وسلسلة من صدى لابلاس في TOI-178" بقلم A. Leleu و Y. Alibert و N.C Hara و M.J. Hooton و T.G.Wilson و P. Robutel و J.-B. ديلايل ، جيه لاسكار ، إس هوير ، سي لوفيس ، إي إم براينت ، إي دوكروت ، جيه كابريرا ، جيه أكتون ، في أديبيكيان ، آر ألارت ، سي أليندي برييتو ، آر ألونسو ، دي ألفيس ، أندرسون وآخرون ، 25 يناير 2021 ، علم الفلك والفيزياء الفلكية.
DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 202039767

خوفو هي مهمة تابعة لوكالة الفضاء الأوروبية تم تطويرها بالشراكة مع سويسرا ، مع كونسورتيوم مخصص بقيادة جامعة برن ، وبمساهمات مهمة من النمسا وبلجيكا وفرنسا وألمانيا والمجر وإيطاليا والبرتغال وإسبانيا والسويد والمملكة المتحدة.

ESA هي مهندس مهمة Cheops ، وهي المسؤولة عن شراء واختبار القمر الصناعي ، ومرحلة الإطلاق والعمليات المبكرة ، والتكليف في المدار ، بالإضافة إلى برنامج Guest Observers 'الذي يمكن للعلماء من جميع أنحاء العالم تقديمه للمراقبة مع خوفو. وقدم اتحاد 11 دولة عضوا في وكالة الفضاء الأوروبية بقيادة سويسرا العناصر الأساسية للبعثة. المقاول الرئيسي لتصميم وبناء المركبة الفضائية هو Airbus Defense and Space في مدريد ، إسبانيا.

يدير اتحاد مهمة خوفو مركز عمليات البعثة الموجود في INTA ، في توريخون دي أردوز بالقرب من مدريد ، إسبانيا ، ومركز العمليات العلمية ، الموجود في جامعة جنيف ، سويسرا.


& quotPlanet Nine & quot تحديث: أصداء محتملة خارج حزام كويبر؟

عندما أعلن كونستانتين باتيجين ومايك براون عن احتمال وجود كوكب بعيد ، كان سؤالي الأول هو "ماذا يعتقد الديناميكيون؟" تم اقتباس العديد من وسائل الإعلام المحيطة بالإعلان ، ولكن البارز الديناميكي البارز رينو مالهوترا (مع المؤلفين المشاركين كات فولك و Xianyu Wang) أرسل إلى ArXiv أول رد رسمي رأيته. باختصار ، مالهوترا والمؤلفون المشتركون على متن الطائرة مع فكرة وجود كوكب خارجي محتمل ، ووجدوا أنه ربما يكون قد شكل مدارات أجسام حزام كويبر البعيدة للغاية بطريقة أخرى تتجاوز الطرق العديدة التي اقترحها باتيجين وبراون.

قبل أن أكمل القصة ، أود أن أذكر أنه يمكنك سماع من باتيجين وبراون مباشرة الليلة من خلال البث الشبكي المباشر لراديو الكواكب! سأكون على خشبة المسرح أيضًا.

مدار محتمل لكوكب مقلق & quot؛ هو أبعد ستة أجسام معروفة في النظام الشمسي بمدارات تتجاوز نبتون (أرجواني) ، بما في ذلك Sedna (أرجواني غامق) ، تصطف جميعها بشكل غامض في اتجاه واحد. أيضًا ، عند عرضها في ثلاثة أبعاد ، فإنها تميل بشكل مماثل تقريبًا بعيدًا عن مستوى النظام الشمسي. يتم إجبار مجموعة أخرى من أجسام حزام كويبر (سماوي) على الدخول في مدارات متعامدة مع مستوى النظام الشمسي وتتجمع في الاتجاه. يُظهر باتيجين وبراون أن كوكبًا كتلته 10 أضعاف كتلة الأرض في مدار غريب الأطوار بعيد (برتقالي) مضاد محاذاة مع مدارات أرجوانية وعمودي على مدارات السماوي مطلوب للحفاظ على هذا التكوين. الصورة: معهد كاليفورنيا للتقنية / ر. Hurt (IPAC) [تم إنشاء الرسم باستخدام WorldWide Telescope.]

في الورقة البحثية ، يشير مالهوترا إلى أنه نظرًا لأن مدارات أجسام حزام كويبر البعيدة للغاية مثل Sedna و 2010 GB174 و 2004 VN112 و 2012 VP113 و 2013 GP136 غريبة الأطوار ، فمن المحتمل أن تكون لها مواجهات قريبة مع الكوكب المفترض . لقاءات قريبة مع كوكب هائل يتغير مدارات عوالم أصغر. من السهل نسبيًا على العوالم الصغيرة ، المتصلة بشكل ضعيف بالشمس ، أن تخرج من النظام الشمسي تمامًا. إذا كان هناك كوكب بعيد غير مكتشف يؤثر على مداراته ، فإن حقيقة أن العوالم الصغيرة لا تزال موجودة في نظامنا الشمسي تعني إما أنها تعرضت لمواجهات قليلة نسبيًا ، أو أنها محمية من المواجهات القريبة مع الكوكب من خلال كونها في صدى. . هذه هي الطريقة التي لا يزال بها بلوتو عضوًا في نظامنا الشمسي على الرغم من أن مداره يتقاطع مع مدار نبتون: نظرًا لأن بلوتو يدور حول الشمس مرتين مقابل كل ثلاث مرات يفعلها نبتون ، فإن بلوتو ونبتون ليسا قريبين من بعضهما البعض أبدًا ، لذلك لا يحصل نبتون على فرصة لإخراج بلوتو.

مسلحين بهذه الفرضية ، قام مالهوترا وفولك ووانغ بالتحقيق فيما إذا كانت العوالم التي نعرفها يمكن أن تكون متطابقة مع تلك التي اقترحها باتيجين وبراون. باختصار ، يمكنهم ذلك. إنه أمر معقد لأن لدينا أقواس مراقبة قصيرة على هذه العوالم البعيدة والبطيئة الحركة ، لذلك يجب أن يتضمن التحليل فهمًا تفصيليًا لحالات عدم اليقين في مدارات العوالم. يشير التحليل إلى أن الفترة المدارية لسيدنا في صدى 3: 2 مع الكوكب المفترض 2010 GB174 في 5: 2 2994 VN112 في رنين 3: 1 2004 VP113 في 4: 1 و 2013 GP136 في 9: 1.

إذا كان كل هذا صحيحًا (ويجب أن أشير هنا إلى أن الورقة لم تتم مراجعتها من قبل الأقران بعد) ، فإن عمل مالهوترا وزملائه يقيد كتلة وموقع الكوكب المحتمل بطرق مختلفة عن عمل باتيجين وبراون. في هذه الورقة الجديدة ، من أجل إبقاء العوالم الأصغر ملتصقة في مدارات رنانة ، يجب أن يكون للكوكب المحتمل كتلة لا تقل عن 10 أضعاف كتلة الأرض. يمكن أن يكون المستوى المداري واحدًا من اثنين: إما يميل 18 درجة أو 48 درجة. في حالة الميل المنخفض ، سيكون انحراف المدار أقل من 0.18 في حالة الميل العالي ، وقد يكون أكبر من ذلك بكثير. هناك العديد من الأماكن على طول المدارات المحتملة التي لا يمكن للكوكب المفترض أن يكون عليها ، وإلا فسيكون لها مواجهات قريبة مع العوالم المكتشفة.

هل هذا دليل على كوكب تاسع؟ رقم من استنتاجهم:

يدعم تحليلنا فرضية الكوكب البعيد ، لكن لا ينبغي اعتباره دليلًا قاطعًا على وجوده. تحتوي نسب الفترة المدارية على شكوك كبيرة ، لذا فإن المصادفات القريبة مع نسب N / 1 و N / 2 قد تكون ببساطة عن طريق الصدفة لعدد صغير من الأجسام. قد تسمح المقاييس الزمنية المدارية الطويلة في هذه المنطقة من النظام الشمسي الخارجي للمدارات غير المستقرة رسميًا بالاستمرار لفترات طويلة جدًا ، وربما حتى عمر النظام الشمسي ، اعتمادًا على كتلة الكوكب إذا كان الأمر كذلك ، فإن هذا من شأنه أن يضعف حجة الرنين مدار الكوكب. سيكون من المناسب دراسة هذا السؤال كميا في العمل في المستقبل.

هناك حاجة دائمًا إلى مزيد من العمل - ولكن هذا العمل رائع لأنه يقترح قيودًا جديدة على مكان البحث عن العالم غير المكتشف المحتمل.


محتويات

تحرير قرص الغاز

لوحظ أن عمر أقراص الكواكب الأولية حول النجوم الفتية يبلغ بضعة ملايين من السنين. إذا كانت الكواكب ذات كتل حول كتلة الأرض أو شكل أكبر بينما لا يزال الغاز موجودًا ، يمكن للكواكب تبادل الزخم الزاوي مع الغاز المحيط بها في قرص الكواكب الأولية بحيث تتغير مداراتها تدريجيًا. على الرغم من أن الإحساس بالهجرة يكون عادةً إلى الداخل في الأقراص المتساوية المحلية ، فقد تحدث الهجرة إلى الخارج في الأقراص التي تمتلك تدرجات إنتروبيا.

تحرير القرص Planetesimal

خلال المرحلة المتأخرة من تكوين النظام الكوكبي ، تتفاعل الكواكب الأولية الضخمة والكواكب الصغيرة جاذبيًا بطريقة فوضوية مما يتسبب في إلقاء العديد من الكواكب الصغيرة في مدارات جديدة. ينتج عن هذا تبادل الزخم الزاوي بين الكواكب والكواكب الصغيرة ، ويؤدي إلى الهجرة (إما إلى الداخل أو إلى الخارج). يُعتقد أن الهجرة الخارجية لنبتون هي المسؤولة عن التقاط الرنين لبلوتو وبلوتينوس الأخرى في الرنين 3: 2 مع نبتون.

هناك العديد من الآليات المختلفة التي يمكن من خلالها أن تهاجر مدارات الكواكب ، والتي تم وصفها أدناه على النحو التالي القرص الهجرة (النوع I الهجرة النوع الثاني الهجرة ، أو النوع الثالث الهجرة) ، المد والجزر الهجرة يحركها كوكب الأرض الهجرة تشتت الجاذبية، و دورات كوزاي واحتكاك المد والجزر. قائمة الأنواع هذه ليست شاملة أو نهائية: اعتمادًا على ما هو أكثر ملاءمة لأي نوع واحد من الدراسة ، سيميز باحثون مختلفون الآليات بطرق مختلفة نوعًا ما.

يعتمد تصنيف أي آلية بشكل أساسي على الظروف في القرص التي تمكن الآلية من نقل الطاقة و / أو الزخم الزاوي بكفاءة من وإلى مدارات الكواكب. نظرًا لأن فقدان المواد أو نقلها في القرص يغير الظروف ، فإن إحدى آليات الترحيل ستفسح المجال لآلية أخرى ، أو ربما لا شيء. إذا لم تكن هناك آلية متابعة ، تتوقف الهجرة (إلى حد كبير) ويصبح النظام النجمي (في الغالب) مستقرًا.

تحرير ترحيل القرص

ترحيل القرص ينشأ من قوة الجاذبية التي يمارسها جسم ضخم بما فيه الكفاية مضمن في قرص على غاز القرص المحيط ، مما يخل بتوزيع كثافته. وفقًا لمبدأ رد الفعل للميكانيكا الكلاسيكية ، يمارس الغاز قوة جاذبية متساوية ومعاكسة على الجسم ، والتي يمكن التعبير عنها أيضًا كعزم دوران. يغير عزم الدوران هذا الزخم الزاوي لمدار الكوكب ، مما ينتج عنه تباين في المحور شبه الرئيسي والعناصر المدارية الأخرى. تؤدي زيادة المحور شبه الرئيسي بمرور الوقت إلى الهجرة الخارجية، أي الابتعاد عن النجم ، في حين يؤدي السلوك المعاكس الهجرة الداخلية.

يتم تمييز ثلاثة أنواع فرعية من ترحيل القرص على أنها الأنواع الأول والثاني والثالث. الترقيم ليس يقصد به اقتراح تسلسل أو مراحل.

اكتب أنا تعديل الهجرة

الكواكب الصغيرة تخضع لها اكتب أنا ترحيل القرص مدفوعة بعزم الدوران الناشئ عن Lindblad والرنين المشترك. تثير أصداء Lindblad موجات الكثافة الحلزونية في الغاز المحيط ، سواء الداخلي أو الخارجي لمدار الكوكب. في معظم الحالات ، تمارس الموجة الحلزونية الخارجية عزمًا أكبر من الموجة الداخلية ، مما يتسبب في فقد الكوكب للزخم الزاوي ، وبالتالي يهاجر نحو النجم. يتناسب معدل الترحيل الناتج عن عزم الدوران هذا مع كتلة الكوكب وكثافة الغاز المحلي ، وينتج عنه مقياس زمني للهجرة يميل إلى أن يكون قصيرًا بالنسبة إلى عمر المليون سنة للقرص الغازي. [1] كما يتم بذل عزم دوران إضافي عن طريق الغاز الذي يدور في فترة مماثلة لتلك الخاصة بالكوكب. في إطار مرجعي متصل بالكوكب ، يتبع هذا الغاز مدارات حدوة حصان ، ويعكس اتجاهه عندما يقترب من الكوكب من الأمام أو من الخلف. ينشأ مسار عكس الغاز أمام الكوكب من محور شبه رئيسي أكبر وقد يكون أكثر برودة وكثافة من مسار عكس الغاز خلف الكوكب. قد ينتج عن هذا منطقة ذات كثافة زائدة أمام الكوكب وأقل كثافة خلف الكوكب ، مما يتسبب في اكتساب الكوكب زخمًا زاويًا. [2] [3]

تعتمد كتلة الكوكب التي يمكن تقريب الهجرة إليها إلى النوع الأول على ارتفاع مقياس ضغط الغاز المحلي ، وبدرجة أقل ، اللزوجة الحركية للغاز. [1] [4] في الأقراص الدافئة واللزجة ، قد تنطبق الهجرة من النوع الأول على الكواكب ذات الكتلة الأكبر. في الأقراص المتساوية محليًا وبعيدًا عن الكثافة الحادة وتدرجات درجة الحرارة ، يتم التغلب على عزم الدوران المشترك عمومًا بواسطة عزم دوران Lindblad. [5] [4] قد توجد مناطق الهجرة إلى الخارج لبعض نطاقات الكتلة الكوكبية وظروف القرص في كل من الأقراص متساوية الحرارة المحلية وغير متساوية الحرارة. [4] [6] قد تختلف مواقع هذه المناطق أثناء تطور القرص ، وفي الحالة الموضعية المتساوية تكون مقصورة على المناطق ذات الكثافة الكبيرة و / أو التدرجات الشعاعية لدرجة الحرارة على عدة ارتفاعات مقياس الضغط. تم إثبات أن الهجرة من النوع الأول في قرص متساوي الحرارة المحلي متوافقة مع التكوين والتطور طويل الأمد لبعض كواكب كبلر المرصودة. [7] قد ينتج عن التراكم السريع للمواد الصلبة بواسطة الكوكب أيضًا "عزم دوران تسخين" يؤدي إلى اكتساب الكوكب زخمًا زاويًا. [8]

تعديل ترحيل النوع الثاني

كوكب ضخم بما يكفي لفتح فجوة في قرص غازي يخضع لنظام يشار إليه باسم ترحيل القرص من النوع الثاني. عندما تكون كتلة كوكب مضطرب كبيرة بما يكفي ، فإن عزم المد والجزر الذي يمارسه على الغاز ينقل الزخم الزاوي إلى الجزء الخارجي للغاز من مدار الكوكب ، ويقوم بعمل الجزء الداخلي المقابل للكوكب ، وبالتالي يطرد الغاز من حول المدار. في النظام من النوع الأول ، يمكن لعزم الدوران اللزج أن يقاوم هذا التأثير بكفاءة عن طريق إعادة إمداد الغاز وتنعيم تدرجات الكثافة الحادة. ولكن عندما تصبح عزم الدوران قوية بما يكفي للتغلب على عزم الدوران اللزج بالقرب من مدار الكوكب ، يتم إنشاء فجوة حلقي أقل كثافة. يعتمد عمق هذه الفجوة على درجة حرارة ولزوجة الغاز وعلى كتلة الكوكب. في السيناريو البسيط الذي لا يعبر فيه أي غاز الفجوة ، تتبع هجرة الكوكب التطور اللزج لغاز القرص. في القرص الداخلي ، يدور الكوكب نحو الداخل على مقياس زمني لزج ، بعد تراكم الغاز على النجم. في هذه الحالة ، يكون معدل الهجرة عادةً أبطأ من هجرة الكوكب في نظام النوع الأول. ومع ذلك ، في القرص الخارجي ، يمكن أن تكون الهجرة إلى الخارج إذا كان القرص يتمدد بشكل لزج. من المتوقع أن يخضع كوكب كتلة المشتري في قرص كوكبي أولي نموذجي للهجرة بمعدل النوع الثاني تقريبًا ، مع الانتقال من النوع الأول إلى النوع الثاني الذي يحدث عند كتلة زحل تقريبًا ، حيث يتم فتح فجوة جزئية. [9] [10]

الهجرة من النوع الثاني هي أحد التفسيرات لتشكيل كواكب المشتري الساخنة. [11] في المواقف الأكثر واقعية ، ما لم تحدث ظروف حرارية ولزوجة شديدة في القرص ، هناك تدفق مستمر للغاز عبر الفجوة. [12] نتيجة لهذا التدفق الكتلي ، يمكن أن تكون عزم الدوران التي تعمل على كوكب ما عرضة لخصائص القرص المحلي ، مثل عزم الدوران أثناء العمل أثناء الهجرة من النوع الأول. لذلك ، في الأقراص اللزجة ، يمكن وصف الترحيل من النوع الثاني بشكل نموذجي بأنه شكل معدل من النوع الأول للترحيل ، في شكلية موحدة. [10] [4] يكون الانتقال بين النوع الأول والنوع الثاني سلسًا بشكل عام ، ولكن تم أيضًا العثور على انحرافات عن الانتقال السلس. [9] [13] في بعض الحالات ، عندما تسبب الكواكب اضطرابًا غريب الأطوار في غاز القرص المحيط ، قد تبطئ الهجرة من النوع الثاني أو تتوقف أو تنعكس. [14]

من وجهة نظر مادية ، يتم تحريك النوع الأول والنوع الثاني من نفس النوع من عزم الدوران (في Lindblad وصدى الدوران المشترك). في الواقع ، يمكن تفسيرها ونمذجتها على أنها نظام واحد للهجرة ، وهو النوع الأول المعدل بشكل مناسب عن طريق كثافة سطح الغاز المضطرب للقرص. [10] [4]

النوع الثالث ترحيل القرص تحرير

ترحيل القرص من النوع الثالث ينطبق على حالات القرص / الكوكب المتطرفة إلى حد ما ويتميز بمقاييس زمنية قصيرة للغاية للهجرة. [15] [16] [10] على الرغم من الإشارة إليها أحيانًا باسم "الهجرة الجامحة" ، إلا أن معدل الهجرة لا يزيد بالضرورة بمرور الوقت. [15] [16] النوع الثالث الهجرة مدفوعة بعزم الدوران في المدار المشترك من الغاز المحاصر في مناطق اهتزاز الكوكب ومن حركة شعاعية أولية سريعة نسبيًا للكواكب. تعمل الحركة الشعاعية للكوكب على إزاحة الغاز في منطقته المدارية المشتركة ، مما يخلق عدم تناسق في الكثافة بين الغاز على الجانب الأمامي والخلفي للكوكب. [10] [1] ينطبق الترحيل من النوع الثالث على الأقراص الضخمة نسبيًا وعلى الكواكب التي يمكنها فقط فتح فجوات جزئية في قرص الغاز. [1] [10] [15] ربطت التفسيرات السابقة الهجرة من النوع الثالث بتدفق الغاز عبر مدار الكوكب في الاتجاه المعاكس للحركة الشعاعية للكوكب ، مما أدى إلى إنشاء حلقة ردود فعل إيجابية. [15] قد تحدث الهجرة السريعة إلى الخارج أيضًا بشكل مؤقت ، مما يؤدي إلى توصيل الكواكب العملاقة إلى مدارات بعيدة ، إذا كانت الهجرة اللاحقة من النوع الثاني غير فعالة في إعادة الكواكب إلى الوراء. [17]

تحرير تشتت الجاذبية

آلية أخرى محتملة قد تحرك الكواكب على أنصاف أقطار مدارية كبيرة تشتت الجاذبية عن طريق الكواكب الكبيرة ، أو في القرص النجمي البدائي ، تشتت الجاذبية بالكثافات الزائدة في مائع القرص. [18] في حالة النظام الشمسي ، قد يكون أورانوس ونبتون مشتتًا جاذبيًا في مدارات أكبر من خلال لقاءات قريبة مع كوكب المشتري و / أو زحل. [19] [20] يمكن أن تخضع أنظمة الكواكب الخارجية إلى عدم استقرار ديناميكي مماثل بعد تشتت قرص الغاز الذي يغير مداراتها وفي بعض الحالات يؤدي إلى طرد الكواكب أو اصطدامها بالنجم.

يمكن أن تنتهي الكواكب المتناثرة جاذبيًا في مدارات شديدة الانحراف مع وجود الحضيض بالقرب من النجم ، مما يتيح تغيير مداراتها بفعل المد والجزر التي ترفعها على النجم. كما أن الانحرافات والميول لهذه الكواكب متحمسة أيضًا خلال هذه اللقاءات ، مما يوفر تفسيرًا واحدًا محتملاً لتوزيع الانحراف المرصود للكواكب الخارجية التي تدور عن قرب. [21] غالبًا ما تكون الأنظمة الناتجة قريبة من حدود الاستقرار. [22] كما هو الحال في نموذج نيس ، يمكن أن تخضع أنظمة الكواكب الخارجية التي لها قرص خارجي من الكواكب الصغيرة أيضًا لعدم الاستقرار الديناميكي بعد عبور الرنين أثناء الهجرة المدفوعة بالكواكب. يمكن تخفيف الانحرافات والميول للكواكب في مدارات بعيدة عن طريق الاحتكاك الديناميكي مع الكواكب الصغيرة مع القيم النهائية اعتمادًا على الكتل النسبية للقرص والكواكب التي كانت لها مواجهات جاذبية. [23]

تحرير الهجرة المد والجزر

المد والجزر بين النجم والكوكب تعديل المحور شبه الرئيسي والانحراف المداري للكوكب. إذا كان الكوكب يدور بالقرب من نجمه ، فإن مد الكوكب يثير انتفاخًا على النجم. إذا كانت فترة دوران النجم أطول من الفترة المدارية للكوكب ، فإن موقع الانتفاخ يتأخر خلف الخط الفاصل بين الكوكب ومركز النجم ، مما يخلق عزمًا بين الكوكب والنجم. نتيجة لذلك ، يفقد الكوكب زخمه الزاوي ويتناقص محوره شبه الرئيسي بمرور الوقت.

إذا كان الكوكب في مدار غريب الأطوار ، فإن قوة المد تكون أقوى عندما يكون بالقرب من الحضيض. يتباطأ الكوكب أكثر من غيره عندما يكون بالقرب من الحضيض ، مما يتسبب في انخفاض الأوج بشكل أسرع من الحضيض ، مما يقلل من انحرافه. على عكس هجرة القرص - التي تستمر بضعة ملايين من السنين حتى يتبدد الغاز - تستمر هجرة المد والجزر لمليارات السنين. ينتج عن تطور المد والجزر للكواكب القريبة محاور شبه رئيسية نصف حجمها في الوقت الذي تم فيه إزالة السديم الغازي. [24]

دورات كوزاي وتحرير الاحتكاك المد والجزر

يمكن أن يتقلص مدار كوكبي مائل بالنسبة لمستوى نجم ثنائي بسبب مزيج من دورات كوزاي واحتكاك المد والجزر. تؤدي التفاعلات مع النجم الأبعد إلى خضوع مدار الكواكب لتبادل الانحراف والميل بسبب آلية كوزاي. يمكن أن تؤدي هذه العملية إلى زيادة الانحراف اللامركزي للكوكب وتقليل الحضيض الشمسي بما يكفي لخلق مد قوي بين الكوكب على النجم. عندما يكون بالقرب من النجم ، يفقد الكوكب الزخم الزاوي مما يؤدي إلى تقلص مداره.

إن انحراف الكوكب ودورة ميله بشكل متكرر ، مما يؤدي إلى إبطاء تطور المحور شبه الرئيسي للكواكب. [25] إذا تقلص مدار الكوكب بدرجة كافية لإزالته من تأثير النجم البعيد ، تنتهي دورات كوزاي. سيتقلص مداره بعد ذلك بسرعة أكبر حيث يتم تدويره بشكل مدّي. يمكن أن يتراجع مدار الكوكب أيضًا بسبب هذه العملية. يمكن أن تحدث دورات كوزاي أيضًا في نظام به كوكبين لهما ميول مختلفة بسبب تشتت الجاذبية بين الكواكب ويمكن أن تؤدي إلى كواكب ذات مدارات رجعية. [26] [27]

الهجرة المدفوعة Planetesimal تحرير

يمكن أن يتغير مدار كوكب بسبب مواجهات الجاذبية مع عدد كبير من الكواكب الصغيرة. الهجرة المدفوعة Planetesimal هو نتيجة تراكم عمليات نقل الزخم الزاوي أثناء المواجهات بين الكواكب الصغيرة والكوكب. بالنسبة للقاءات الفردية ، يعتمد مقدار الزخم الزاوي المتبادل واتجاه التغيير في مدار الكوكب على هندسة المواجهة. بالنسبة لعدد كبير من المواجهات ، يعتمد اتجاه هجرة الكوكب على متوسط ​​الزخم الزاوي للكواكب الصغيرة بالنسبة إلى الكوكب. إذا كان أعلى ، على سبيل المثال قرص خارج مدار الكوكب ، فإن الكوكب يهاجر إلى الخارج ، إذا كان أقل يهاجر الكوكب إلى الداخل. تبدأ هجرة كوكب ما بزخم زاوي مماثل حيث يعتمد القرص على الأحواض المحتملة ومصادر الكواكب الصغيرة. [28]

بالنسبة لنظام كوكب واحد ، لا يمكن فقد الكواكب الصغيرة إلا (بالوعة) بسبب طردها ، مما قد يتسبب في هجرة الكوكب إلى الداخل. في أنظمة الكواكب المتعددة ، يمكن للكواكب الأخرى أن تعمل كأحواض أو مصادر. يمكن إزالة الكواكب الصغيرة من تأثير الكوكب بعد مواجهة كوكب مجاور أو نقلها إلى تأثير ذلك الكوكب. تتسبب هذه التفاعلات في تباعد مدارات الكوكب حيث يميل الكوكب الخارجي إلى إزالة الكواكب الصغيرة ذات الزخم الأكبر من تأثير الكوكب الداخلي أو إضافة كواكب صغيرة بزخم زاوي منخفض ، والعكس صحيح. تعمل أصداء الكوكب ، حيث يتم ضخ الانحرافات المركزية للكواكب الصغيرة حتى تتقاطع مع الكوكب ، كمصدر أيضًا. أخيرًا ، تعمل هجرة الكوكب كمغسلة ومصدر لكواكب صغيرة جديدة ، مما يخلق ردود فعل إيجابية تميل إلى مواصلة هجرتها في الاتجاه الأصلي. [28]

يمكن تثبيط الهجرة التي تحركها Planetesimal إذا فقدت الكواكب الصغيرة في أحواض مختلفة أسرع من مصادفة جديدة بسبب مصادرها. قد يستمر إذا دخلت الكواكب الصغيرة الجديدة نفوذها بشكل أسرع من ضياعها. إذا كانت الهجرة المستمرة ناتجة عن هجرتها فقط ، فإنها تسمى الهجرة الجامحة. إذا كان ذلك بسبب فقدان الكواكب الصغيرة لتأثير كواكب أخرى ، فإنه يسمى الهجرة القسرية [28] بالنسبة لكوكب واحد يدور في قرص كوكبي ، فإن النطاقات الزمنية الأقصر للمواجهات مع الكواكب الصغيرة ذات المدارات ذات الفترة الأقصر تؤدي إلى مواجهات أكثر تكرارًا مع الكواكب. الكواكب الصغيرة ذات الزخم الزاوي الأقل والهجرة الداخلية للكوكب. [29] ومع ذلك ، يمكن أن تكون الهجرة المدفوعة على مستوى الكوكب في قرص غاز إلى الخارج بالنسبة لمجموعة معينة من أحجام الكواكب الصغيرة بسبب إزالة فترة زمنية قصيرة من الكواكب الصغيرة بسبب سحب الغاز. [30]

يمكن أن تؤدي هجرة الكواكب إلى التقاط الكواكب في صدى وسلاسل من الأصداء إذا تقاربت مداراتها. يمكن أن تتقارب مدارات الكواكب إذا توقفت هجرة الكوكب الداخلي عند الحافة الداخلية لقرص الغاز ، مما أدى إلى وجود أنظمة تدور حول الكواكب الداخلية بإحكام [31] أو إذا توقفت الهجرة في منطقة التقاء حيث تتحرك عزم الدوران تلغي الهجرة من النوع الأول ، على سبيل المثال بالقرب من خط الجليد ، في سلسلة من الكواكب البعيدة. [32]

يمكن أن تؤدي مواجهات الجاذبية أيضًا إلى التقاط الكواكب ذات الانحرافات الكبيرة في الأصداء. [33] في فرضية جراند تيك ، تتوقف هجرة المشتري وعكس اتجاهها عندما استولت على زحل في صدى خارجي. [34] قد يكون توقف هجرة المشتري وزحل والاستيلاء على أورانوس ونبتون في مزيد من الرنين قد منع تكوين نظام مضغوط من الأرض الفائقة شبيهة بالعديد من تلك التي وجدها كبلر. [35] يمكن أن تؤدي الهجرة الخارجية للكواكب أيضًا إلى التقاط الكواكب الصغيرة بالرنين مع الكوكب الخارجي على سبيل المثال الأجسام الرنانة العابرة لنبتون في حزام كويبر. [36]

Although planetary migration is expected to lead to systems with chains of resonant planets most exoplanets are not in resonances. The resonance chains can be disrupted by gravitational instabilities once the gas disk dissipates. [37] Interactions with leftover planetesimals can break resonances of low mass planets leaving them in orbits slightly outside the resonance. [38] Tidal interactions with the star, turbulence in the disk, and interactions with the wake of another planet could also disrupt resonances. [39] Resonance capture might be avoided for planets smaller than Neptune with eccentric orbits. [40]

The migration of the outer planets is a scenario proposed to explain some of the orbital properties of the bodies in the Solar System's outermost regions. [41] Beyond Neptune, the Solar System continues into the Kuiper belt, the scattered disc, and the Oort cloud, three sparse populations of small icy bodies thought to be the points of origin for most observed comets. At their distance from the Sun, accretion was too slow to allow planets to form before the solar nebula dispersed, because the initial disc lacked enough mass density to consolidate into a planet. The Kuiper belt lies between 30 and 55 AU from the Sun, while the farther scattered disc extends to over 100 AU, [41] and the distant Oort cloud begins at about 50,000 AU. [42]

According to this scenario the Kuiper belt was originally much denser and closer to the Sun: it contained millions of planetesimals, and had an outer edge at approximately 30 AU, the present distance of Neptune. After the formation of the Solar System, the orbits of all the giant planets continued to change slowly, influenced by their interaction with the large number of remaining planetesimals. After 500–600 million years (about 4 billion years ago) Jupiter and Saturn divergently crossed the 2:1 orbital resonance, in which Saturn orbited the Sun once for every two Jupiter orbits. [41] This resonance crossing increased the eccentricities of Jupiter and Saturn and destabilized the orbits of Uranus and Neptune. Encounters between the planets followed causing Neptune to surge past Uranus and plough into the dense planetesimal belt. The planets scattered the majority of the small icy bodies inwards, while moving outwards themselves. These planetesimals then scattered off the next planet they encountered in a similar manner, moving the planets' orbits outwards while they moved inwards. [43] This process continued until the planetesimals interacted with Jupiter, whose immense gravity sent them into highly elliptical orbits or even ejected them outright from the Solar System. This caused Jupiter to move slightly inward. This scattering scenario explains the trans-Neptunian populations' present low mass. In contrast to the outer planets, the inner planets are not believed to have migrated significantly over the age of the Solar System, because their orbits have remained stable following the period of giant impacts. [44]


Title: Orbital resonances and planetary accretion in the early solar system evolution

The solar system, in its early evolution, is thought to have consisted of an accretion disk around a growing central protostar. The accretion disk from which the planets ultimately formed can play a significant role in the processes of planetary and solar formation. As well as leading, by thermalization of orbital motions in the disk, to bipolar flows in the T Tauri stage of stellar evolution, the disk can influence the course of planetary accumulation. By virtue of its essentially solar composition, Jupiter was formed before the accretion disk was removed. This first-formed planet then gravitationally imposed a harmonic strucnture on the planetesimal swarm through its commensurability resonances. Accelerated growth of planetesimals in orbital resonance with Jupiter resulted in runaway growth producing planetary embryos. These embryos accelerated growth at their own resonances in a process that propagated inward and outward forming a resonant configuration of embryos. When the accretion disk is eventually dispersed, the radial force law changes so that this resonant structure of preplanetary zones is transformed into the present non-resonant structure. During this process, the strong resonances of Jupiter swept through the asteroid zone. Motion of commensurability resonances leads to a new celestial mechanical effect where eccentricities aremore » permanently increased and semimajor axes are permanently decreased by significant amounts. The eccentricity excitation, producing collision velocities resulting in catastrophic fragmentation, can explain the lack of a planet in that region. The semimajor axis reduction can account for the clearing of the Kirkwood gaps. وقوو أقل


Chaotic orbits

The French astronomer Michel Hénon and the American astronomer Carl Heiles discovered that when a system exhibiting periodic motion, such as a pendulum, is perturbed by an external force that is also periodic, some initial conditions lead to motions where the state of the system becomes essentially unpredictable (within some range of system states) at some time in the future, whereas initial conditions within some other set produce quasiperiodic or predictable behaviour. The unpredictable behaviour is called chaotic, and initial conditions that produce it are said to lie in a chaotic zone. If the chaotic zone is bounded, in the sense that only limited ranges of initial values of the variables describing the motion lead to chaotic behaviour, the uncertainty in the state of the system in the future is limited by the extent of the chaotic zone that is, values of the variables in the distant future are completely uncertain only within those ranges of values within the chaotic zone. This complete uncertainty within the zone means the system will eventually come arbitrarily close to any set of values of the variables within the zone if given sufficient time. Chaotic orbits were first realized in the asteroid belt.

A periodic term in the expansion of the disturbing function for a typical asteroid orbit becomes more important in influencing the motion of the asteroid if the frequency with which it changes sign is very small and its coefficient is relatively large. For asteroids orbiting near a mean motion commensurability with Jupiter, there are generally several terms in the disturbing function with large coefficients and small frequencies that are close but not identical. These “resonant” terms often dominate the perturbations of the asteroid motion so much that all the higher-frequency terms can be neglected in determining a first approximation to the perturbed motion. This neglect is equivalent to averaging the higher-frequency terms to zero the low-frequency terms change only slightly during the averaging. If one of the frequencies vanishes on the average, the periodic term becomes nearly constant, or secular, and the asteroid is locked into an exact orbital resonance near the particular mean motion commensurability. The mean motions are not exactly commensurate in such a resonance, however, since the motion of the asteroid orbital node or perihelion is always involved (except for the 1:1 Trojan resonances).

For example, for the 3:1 commensurability, the angle θ = λأ - 3λي + ϖأ is the argument of one of the important periodic terms whose variation can vanish (zero frequency). Here λ = Ω + ω + ل is the mean longitude, the subscripts أ و ي refer to the asteroid and Jupiter, respectively, and ϖ = Ω + ω is the longitude of perihelion (see Figure 2 ). Within resonance, the angle θ librates, or oscillates, around a constant value as would a pendulum around its equilibrium position at the bottom of its swing. The larger the amplitude of the equivalent pendulum, the larger its velocity at the bottom of its swing. If the velocity of the pendulum at the bottom of its swing, or, equivalently, the maximum rate of change of the angle θ, is sufficiently high, the pendulum will swing over the top of its support and be in a state of rotation instead of libration. The maximum value of the rate of change of θ for which θ remains an angle of libration (periodically reversing its variation) instead of one of rotation (increasing or decreasing monotonically) is defined as the half-width of the resonance.

Another term with nearly zero frequency when the asteroid is near the 3:1 commensurability has the argument θ′ = λأ - λي + 2ϖي. The substitution of the longitude of Jupiter’s perihelion for that of the asteroid means that the rates of change of θ and θ′ will be slightly different. As the resonances are not separated much in frequency, there may exist values of the mean motion of the asteroid where both θ and θ′ would be angles of libration if either resonance existed in the absence of the other. The resonances are said to overlap in this case, and the attempt by the system to librate simultaneously about both resonances for some initial conditions leads to chaotic orbital behaviour. The important characteristic of the chaotic zone for asteroid motion near a mean motion commensurability with Jupiter is that it includes a region where the asteroid’s orbital eccentricity is large. During the variation of the elements over the entire chaotic zone as time increases, large eccentricities must occasionally be reached. For asteroids near the 3:1 commensurability with Jupiter, the orbit then crosses that of Mars, whose gravitational interaction in a close encounter can remove the asteroid from the 3:1 zone.

By numerically integrating many orbits whose initial conditions spanned the 3:1 Kirkwood gap region in the asteroid belt, Jack Wisdom, an American dynamicist who developed a powerful means of analyzing chaotic motions, found that the chaotic zone around this gap precisely matched the physical extent of the gap. There are no observable asteroids with orbits within the chaotic zone, but there are many just outside extremes of the zone. Other Kirkwood gaps can be similarly accounted for. The realization that orbits governed by Newton’s laws of motion and gravitation could have chaotic properties and that such properties could solve a long-standing problem in the celestial mechanics of the solar system is a major breakthrough in the subject.


This study

This study aims at reinvestigating the mean-motion resonances in the systems of Jupiter and Saturn in the light of a quantity, kcrit, which has been introduced in the context of exoplanetary systems by Goldreich & Schlichting (2014). This quantity is to be compared with a constant of the system, in the absence of dissipation, and the comparison will tell us whether an inner circulation zone appears or not. In that sense, this study gives an alternative formulation of the results given by the Second Fundamental Model of the Resonance. The conclusion is that the resonances should be classified into two groups. The first group contains Mimas-Tethys and Titan-Hyperion, which have large libration amplitudes, and for which the inner circulation zone exists (here presented as overstability). The other group contains the resonances with a small amplitude of libration, i.e. not only Enceladus-Dione, but also Io-Europa and Europa-Ganymede, seen as independent resonances.


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مدرجة في الجدول التكميلي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. يتم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


Planets orbital resonance

Planets and moons in our solar system have orbital resonance. Even planets and asteroids have forms of orbital resonance.

The most famous are Jupiter and its moons – Ganymede, Europa and Io. You also have Neptune and Pluto, Titan and Hyperion, Dione and Enceladus.

Stars and binary stars orbital resonance

Stars and especially binary stars have an orbital resonance, they are in harmony or a form of frequency with each other.


Beaugé C., Ferraz-Mello S.: Capture in exterior mean-motion resonances due to Poynting–Robertson drag. إيكاروس 110, 239–260 (1994)

Brouwer D., Clemence G.M.: Methods of Celestial Mechanics. Academic Press, New York (1961)

Brownlee D.E.: The ring around us. Nature 369, 706 (1994)

Chörny G.F.: Quasiintegrals of the photogravitational eccentric restricted three-body problem with Poynting–Robertson drag. Celest. Mech. Dynam. أسترون. 97, 229–248 (2007)

Dermott S.F., Jayaraman S., Xu Y.L., Gustafson B.A.S., Liou J.C.: A circumsolar ring of asteroidal dust in resonant lock with the Earth. Nature 369, 719–723 (1994)

Gonczi, R., Froeschle, Ch., Froeschle, Cl.: Evolution of three dimensional resonant orbits in presence of Poynting–Robertson drag. In: Lagerkvist, C.L., Rickman, H. (eds.) Asteroids, Comets, Meteors, pp. 137–143. Proc. Uppsala Univ. (1983)

Jackson A.A., Zook H.A.: A Solar System dust ring with the Earth as its shepherd. Nature 337, 629–631 (1989)

Klačka J.: Electromagnetic radiation and motion of a particle. Celest. Mech. Dynam. أسترون. 89, 1–61 (2004)

Klačka, J.: Mie, Einstein and the Poynting–Robertson effect. arXiv: astro-ph/0807.2795 (2008a)

Klačka, J.: Electromagnetic radiation, motion of a particle and energy–mass relation. arXiv: astro-ph/0807.2915 (2008b)

Klačka J., Kocifaj M.: Temporary capture of dust grains in exterior resonances with Earth. In: Gustafson, B.A.S, Kolokolova, L., Videen, G.(eds) Sixth Conference on Light Scattering by Nonspherical Particles. Contributions to Electromagnetic and Light Scattering by Nonspherical Particles: Theory, Measurements, and Applications & Workshop on Polarization in Astronomy, pp. 167–169. Army Research Laboratory, Adelphi, Maryland (2002)

Klačka J., Kocifaj M.: Effect of electromagnetic radiation on dynamics of cosmic dust particles. In: Nick, S., Nick, S.(eds) Space Science: New Research, pp. 245–285. Nova Science Publishers, Inc., New York (2006a)

Klačka J., Kocifaj M.: Effect of radiation on dust particles in orbital resonances. J. Quant. Spectrosc. Radiat. Transf. 100, 187–198 (2006b)

Klačka J., Kocifaj M., Pástor P.: Motion of dust near exterior resonances with planets. J. Phys.: Conf. Ser. 6, 126–131 (2005a)

Klačka, J., Kocifaj, M., Pástor, P.: Effect of radiation on nonspherical particles in resonances with large planets. In: Moreno, F., López-Moreno, J.J., Munoz, O., Molina, A. (eds.) 8th Conference on Electromagnetic and Light Scattering by Nonspherical Particles: Theory, Measurements and Applications, pp. 156–159. Instituto de Astrofisica de Granada (2005b)

Klačka J., Kocifaj M., Pástor P., Petržala J.: Poynting–Robertson effect and perihelion motion. أسترون. الفلك. 464, 127–134 (2007)

Kocifaj M., Klačka J., Horvath H.: Temperature-influenced dynamics of small dust particles. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 370, 1876–1884 (2006)

Liou J.-Ch., Zook H.A.: An asteroidal dust ring of micron-sized particles trapped in the 1:1 mean motion resonance with Jupiter. إيكاروس 113, 403–414 (1995)

Liou J.-Ch., Zook H.A.: Evolution of interplanetary dust particles in mean motion resonances with planets. إيكاروس 128, 354–367 (1997)

Liou J.-Ch., Zook H.A., Jackson A.A.: Radiation pressure, Poynting–Robertson drag, and solar wind drag in the restricted three-body problem. إيكاروس 116, 186–201 (1995)

Marzari F., Vanzani V.: Dynamical evolution of interplanetary dust particles. أسترون. Astrophys 283, 275–286 (1994)

Murray C.D., Dermott S.F.: Solar System Dynamics. Cambridge University Press, New York (1999)

Reach W.T., Franz B.A., Welland J.L., Hauser M.G., Kelsall T.N., Wright E.L., Rawley G., Stemwedel S.W., Splesman W.J.: Observational confirmation of a circumsolar dust ring by the COBE satellite. Nature 374, 521–523 (1995)

Robertson H.P.: Dynamical effects of radiation in the Solar System. الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 97, 423–438 (1937)

Šidlichovský M., Nesvorný D.: Temporary capture of grains in exterior resonances with Earth: planar circular restricted three-body problem with Poynting–Robertson drag. أسترون. الفلك. 289, 972–982 (1994)


شاهد الفيديو: فيزياء دوائر التيار المتردد دائرة الرنين الكهربائي الدرس الرابعAP Physics (شهر اكتوبر 2021).