Sterrekunde

Bestaan ​​retrograde spin-wentel resonansies?

Bestaan ​​retrograde spin-wentel resonansies?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Die eindtoestand van rotasie van 'n aanvanklik vinnig draaiende aardse planeet (in die afwesigheid van bykomende kragte soos 'termiese getye' in 'n atmosfeer, bv. Venus), is 'n draai-resonansie van die vorm $ n + 1: 2, n in {1,2,3, ... } $. Voorbeelde hiervan is die algemene 1: 1 resonansie ($ n = 1 $), en die 3: 2-resonansie van Mercurius ($ n = 2 $). Sien ook hierdie referaat (Correia & Laskar, 2001) wat die waarskynlikheid van Mercury se opname in resonansies van hoër orde bespreek, bv. 2: 1 of 5: 2.

Wat van die geval vir 'n planeet met retrograde rotasie? Bestaan ​​daar retrograde draai-resonansies, bv. om die ry na negatief uit te brei $ n $, wat resonansies soos $-1:1$ of $-3:2$, en sou daar enige waarskynlikheid bestaan ​​om in so 'n toestand vasgevang te word?


Bestaan ​​retrograde spin-wentel resonansies? - Sterrekunde

OK, dit is iets van 'n & # 8216merkerpos & # 8217. Nie baie & # 8216 goeie insig nie, maar dit dui op die bestaan ​​van iets wat ek nou al 'n paar jaar probeer wys & # 8220bestaan ​​& # 8221. Dit is & # 8220Spin Orbit Coupling & # 8221 op makrovlak.

In wese elke keer as ek op 'n Google Train van & # 8220Spin Orbit Coupling & # 8221ve geklim het & # 8217; s getrek in 'n sub-atoomstasie. Dit is net oral op daardie skaal. U kan & # 8217t amper sê & # 8220deeltjie & # 8221 sonder dat 'n soort spin-koppeling-effek opduik.

Fisika (soos die behoud van die hoekmomentum) het vir my geïmpliseer dat dit 'n eienskap is wat op alle fisiese skale behoort te bestaan. Ek kon my nie 'n manier voorstel om hoekmomentum op die sub-atoomskaal anders te laat optree as by die makro nie, maar ten spyte van my verwagting kon ek byna niks vind wat sê & # 8220spin wentelbaan koppeling & # 8221 in die konteks van & # 8220planet & # 8220 8221. Die enigste uitsondering is 'n referaat van Ian Wilson wat 'n lengte van dag (LOD) korrelasie met die BOB en korrelasie met die orbitale toestand van die sonnestelsel getoon het. Tog was & # 8220mainstream & # 8221 klimaatmense nie lus vir daardie vraestel nie, so ek wou meer as een verwysing hê. Dit, en die gebrek aan ander verwysings, was 'n bietjie ontsenuend.

Maar nou loop ek nog 'n paar voorbeelde raak.

Waarom maak dit saak?

So, wie gee om? Wel, die hele klag oor die & # 8220Solêre uitset wat deur planete gemoduleer word & # 8221 se proefskrif kom daarop neer dat & # 8220nete getye kan gebeur en hulle is te klein om saak te maak & # 8221. Maar as daar 'n wentelbaanpaar kan wees, kan die totale hoekmoment van die buitenste planete 'n impak hê. Namate die hoekmoment sterk toeneem met Radius, beteken dit dat hulle baie & # 8216pull & # 8217 - kan hê (asseblief, dit is net 'n klein woordspel & # 8230)

Eintlik, as Spin Orbit Coupling aktief is en herken word op makro- / planeetvlak, moet mense die vraag beantwoord oor wat met son SPIN gebeur wanneer die Hoekmomentum van die sonnestelsel verander terwyl die barysentrum in en uit die son beweeg. . Deur 'n draaiverandering te hê (selfs, of miskien veral) as dit in spesifieke lae of bande gekonsentreer word, kan dit die planetêre modulasie van sonkrag maklik verklaar.

Waar het ek 'n verwysing gekry?

Eerstens, die slegte nuus: dit is grotendeels Wikipedia.

Tweedens, die goeie nuus: die artikels is nie omstrede nie, en moet dus redelik polities neutraal wees. (Alhoewel ek hulle nou aan Global Warming gekoppel het, is daar die risiko dat die Politieke Gedagte-polisie van AGW dit gaan uitvee of herskryf.)

Vir 'n voorbeeld van die tipies, sterk subatomiese deeltjie-georiënteerde artikel, is daar die volgende:

Net vol goed wat baie sub-atoomspesifiek en partikelsentries klink:

In die kwantumfisika is die spin-baan interaksie (ook bekend as spin-orbit effek of spin-orbit koppeling) enige interaksie van 'n deeltjie se draai met sy beweging. Die eerste en bekendste voorbeeld hiervan is dat spin-wentel-interaksie verskuiwings in 'n elektron se atoomenergievlakke veroorsaak as gevolg van elektromagnetiese interaksie tussen die elektron se draai en die kern magnetiese veld. Dit is waarneembaar as 'n splitsing van spektrumlyne. 'N Soortgelyke effek kom voor as gevolg van die verband tussen hoekmomentum en die sterk kernkrag vir protone en neutrone wat binne-in die kern beweeg, wat lei tot 'n verskuiwing in hul energievlakke in die kernskulpmodel. Op die gebied van spintronika word spin-wentel-effekte vir elektrone in halfgeleiers en ander materiale ondersoek en nuttig aan die dag gelê.

Dan is daar twee plekke waar ek 'n nie-partikelvlakverwysing gevind het:

Alhoewel baie van die artikel oor die sub-atoom-spin-wentelkoppeling gaan, bevat dit hierdie reuse-juweel:

In die sterrekunde weerspieël die wentelbaan-koppeling die algemene wet van die behoud van die hoekmomentum, wat ook vir hemelse stelsels geld.

PRESIES waarna ek gesoek het. My begrip dat die fisika van momentum op elke skaal dieselfde is, word weerspieël in hierdie stelling. Ek weet, ek moes nie so voorlopig daaroor gewees het nie, en ek moes net kaal aangedui het dat dit die geval was. Maar daar is genoeg dinge wat & # 8216 verskillend & # 8217; s in die sub-atoom- en kwantumwêrelde is, en ek was daarvan om net daarvandaan na die Galactic te spring sonder 'n bietjie morele ondersteuning / bevestiging. Dit gaan aan:

In eenvoudige gevalle word die rigting van die hoekmomentvektor verwaarloos, en die spin-baan koppeling is die verhouding tussen die frekwensie waarmee 'n planeet of ander hemelliggaam om sy eie as draai, tot die waarmee dit om 'n ander liggaam wentel. Dit is meer algemeen bekend as orbitale resonansie. Dikwels is die onderliggende fisiese gevolge getykragte.

Dit het gelei tot die insig dat daar 'n & # 8216-naamsverandering was en die verbinding verberg het. In die sterrekunde is die konsep versteek in / gemeng met & # 8220Orbital Resonance & # 8221. So hier het ons The Giant Missing Clue. Die naam is verander. Maar die punt word duidelik gestel dat & # 8216 iemand draai & # 8221 kan omruil word met orbitale rotasie. Net soos die aarde se draai deur getye verander. Ek neem in die verbygaan op dat dit sê & # 8220Dikwels & # 8221 & # 8230 & # 8220 & # 8220effekte is getykragte. & # 8221 (maar nie altyd nie?)

Ook opmerklik is dat die stelling dat die hoekmomentvektor in & # 8220 eenvoudige gevalle & # 8221 verwaarloos word. Sterrekunde lyk oorvol van & # 8220neglecting & # 8221 en & # 8220simple cases & # 8221. In die besonder merk ek op dat hulle sê as die momentumvektor geïgnoreer word, word dit dikwels & # 8220orbitale resonansie & # 8221 genoem. OK, maar wat as ek nie die vektor wil ignoreer nie? Ek dink dit is hier waar die verbetering sal kom. Pas net reguit Angular Momentum-fisika toe, maar doen dit alles hierdie keer & # 8230

Maar ten minste het ons ten minste nou iets (selfs al is dit klein) om aan te dui as ons beweer dat die hele sonstelsel Barycenter Conservation Of Planetary Angular Momentum-ding die son 'n bietjie kan opwek. Of dit nou & # 8220spin & # 8221, of & # 8220getye & # 8221, of & # 8220nutation & # 8221, of & # 8220presession & # 8221, of & # 8230

Die probleem is nie meer nie & # 8220Kan dit? & # 8221. Die probleem is nou & # 8220Wat gebeur met die GEKombineerde hoekmomentum van AL die planete EN die son as die wentelposisies verander? Hoe verander dit die sonbewegings? & # 8221. En gegewe dat Hoekmomentum deur die Radius oorheers word, is daar BAIE hoekmomentum om rond te versprei.

Tipes resonansie

Oor die algemeen kan 'n baanresonansie:

betrek een of enige kombinasie van die wentelparameters (bv. eksentrisiteit teenoor halfas, of eksentrisiteit teenoor hellings).

optree op enige tydskaal, van korttermyn, in ooreenstemming met die wenteltydperke, tot sekulêr, gemeet in 104 tot 106 jaar.

kan lei tot die stabilisering van die wentelbane op lang termyn of die oorsaak van die destabilisering daarvan.

Dus kan enige baanfunksie hierby betrokke wees, en dit sluit in dinge soos paalpresessie, nutasie (& # 8220wobble & # 8221), ens. En dit impliseer om te draai.

'N Lindblad-resonansie dryf golwe vir spiraaldigtheid albei in sterrestelsels (waar sterre onderhewig is aan dwinging deur die spiraalarms self) en in Saturnus se ringe (waar ringdeeltjies onderhewig is aan dwang deur Saturnus se mane).

'N Sekulêre resonansie kom voor wanneer die wentelbaan van twee wentelbane gesinkroniseer word (gewoonlik 'n presessie van die perihelium of stygende knoop). 'N Klein liggaam in sekulêre resonansie met 'n veel groter een (byvoorbeeld 'n planeet) sal in dieselfde tempo as die groot liggaam voorkom. Oor lang tye ('n miljoen jaar, of so) sal 'n sekulêre resonansie die eksentrisiteit en geneigdheid van die klein liggaam verander.

Ek neem terloops op dat & # 8220forcing & # 8221 ook hier begin verskyn. IFF bedoel hulle & # 8220force & # 8221, moet hulle dit sê. As hulle 'n wiskundige & # 8220forcing-funksie bedoel & # 8221, moet hulle dit eerder sê (en noem die & # 8220fiven-funksie & # 8221, sodat ons weet oor watter funksie hulle praat & # 8230)

Verskeie prominente voorbeelde van sekulêre resonansie behels Saturnus. 'N Resonansie tussen die presessie van Saturnus se rotasie-as en die van die Neptunus-as (wat albei periodes van ongeveer 1,87 miljoen jaar het) is geïdentifiseer as die waarskynlike bron van Saturnus se groot aksiale kanteling (26,7 °). Aanvanklik het Saturn waarskynlik 'n kanteling gehad nader aan dié van Jupiter (3.1 °). Die geleidelike uitputting van die Kuiper-gordel sou die presessie van Neptunus se baan uiteindelik verminder het, die frekwensies ooreenstem en Saturnus se aksiale presessie is vasgevang in die draai-wentel resonansie, wat gelei het tot 'n toename in die skuinsheid van Saturnus. (Die hoekmoment van die baan van Neptunus is 104 keer die van die van Saturnus se draai, en domineer dus die interaksie.)

So word Saturnus & # 8217tilt & # 8217 gedryf deur die koppeling van sy draai aan Neptunus se orbitale presessie.

Ek is seker daar is nog baie meer te vinde, noudat die jargon-wanverhouding uitgevind is. Noudat ons sien dat dit in die sterrekunde & # 8216resonance & # 8217 is genoem word, terwyl almal dit & # 8216spin orbit coupling noem & # 8217;.

Enkele aantekeninge oor die hoekmomentum

Die wiki oor Angular Momentum maak dit duidelik waarom dit alles saak maak.

Hulle het hier ook 'n minder wiskundige en minder tegniese inleiding tot hoekmomentum:

In fisika, hoekmomentum, momentum of rotasiemomentum is 'n behoue ​​vektorhoeveelheid wat gebruik kan word om die algehele toestand van 'n fisiese stelsel te beskryf. Die hoekmomentum L van 'n deeltjie ten opsigte van een of ander punt van oorsprong is

L = r x p
of
L = r x mv

waar r die deeltjie se posisie is vanaf die oorsprong, is p = mv die liniêre momentum, en × dui die kruisproduk aan.

Die belangrikste stukkies is dat dit 'n bewaar eiendom is. Dit beteken dat die hoekige momentum nie net verdwyn nie. U moet dit in iets anders verander. Dat dit direk eweredig is aan radius (afstand van die oorsprong) beteken dat kleiner dinge baie hoekmomentum kan hê as dit ver is. Ja, massa (m) is belangrik, maar maak die radius (r) langer en die massa kan kleiner wees met dieselfde impak. Die son het dus baie mis, maar dit is 'n klein radius van die baan oor die barycenter. Saturnus is baie kleiner, maar o, het dit 'n lang hefboomarm om deur te werk?

Die hoekmomentum van 'n stelsel van deeltjies (bv. 'N stywe liggaam) is die som van die momenta van die individuele deeltjies. Vir 'n rigiede liggaam wat om 'n simmetrie-as draai (bv. Die vinne van 'n plafonwaaier), kan die hoekmomentum uitgedruk word as die produk van die liggaam se traagheidsmoment I ('n maatstaf van 'n voorwerp en die weerstand teen veranderinge in sy rotasiesnelheid) en sy hoeksnelheid ω:

Op hierdie manier word hoekmomentum soms beskryf as die rotasie-analoog van lineêre momentum.

Hoekmomentum word bewaar in 'n stelsel waar daar geen netto eksterne wringkrag is nie, en die bewaring daarvan help om baie uiteenlopende verskynsels te verklaar. Byvoorbeeld, die toename in rotasiesnelheid van 'n draaiende figuurskaatser as die skater en arms saamgetrek word, is 'n gevolg van die behoud van die hoekmomentum. Die baie hoë rotasiesnelhede van neutronsterre kan ook aan die hand van hoekbeweging verduidelik word. Die behoud van die hoekmomentum het boonop talle toepassings in fisika en ingenieurswese (bv. Die girokompas).

Daar hoef net nie weg te kom van die behoefte om hoekmomentum te bewaar nie. Tydperk. Let ook op die klem op & # 8216 star body & # 8217. Maar die son is nie styf nie. Ek vermoed dat dit die groot verkeerde vereenvoudiging is.

Dus wanneer die sonmassas hul posisies verander ten opsigte van die barycenter (rotasiesentrum van die gekombineerde sonnestelsel en die middelpunt van die son & # 8217s & # 8220orbit & # 8221), ly die son aan 'n verandering van die Hoek Momentum aangesien dit Radius (r is) ) het verander. En dit moet êrens verskyn.

Die vraag word nou & # 8220Waar gaan dit heen? & # 8221 & # 8230

Aangesien die koppeling op enige skaal en afstand kan gebeur, is daar baie plekke waarheen dit kan gaan. Maar daar is een plek waarheen dit nie kan gaan nie, en dit is & # 8216 weg & # 8217. Ek veronderstel dat dit selfs in subatomiese spin kan beland (alhoewel ek my nie kan voorstel hoe nie) of buite in die buitenste planete as orbitale versteurings. My & # 8216 beste raaiskoot & # 8217; t sou wees dat daar 'n klein verandering in die vloei van & # 8220strome & # 8221 op die son is. Miskien is die vertraagde sonvervoerband die gevolg? Of 'n ander modulasie sodat die Landscheidt-voorspellings 'n direkte meganisme het.

Die eenvoudige feit is dat die son ongeveer 1% van die sonnestelsel se hoekmomentum is. Die veranderinge & # 8220 daarbuite & # 8221 is baie groter en belangriker as die hele pakket. En almal ignoreer dit eenvoudig.

Alhoewel ek wel opmerk dat hierdie bladsy oor die vorming van die sonnestelsel met 'n sekere frekwensie oor hoekuitwisseling praat:

Onder die tot dusver ontdekte buitesolare planete is planete van die grootte van Jupiter of groter, maar met baie kort wentelperiodes van slegs 'n paar dae. Sulke planete moet so noukeurig om hul sterre wentel dat hul atmosfeer geleidelik deur sonstraling weggestroop word. Daar is geen eenstemmigheid oor die verklaring van hierdie sogenaamde warm Jupiters nie, maar een leidende idee is die van planetêre migrasie, soortgelyk aan die proses wat vermoedelik Uranus en Neptunus na hul huidige, verre baan beweeg het. Moontlike prosesse wat die migrasie veroorsaak, sluit in wrywing van die wentelbane terwyl die protoplanetêre skyf nog vol waterstof en heliumgas is en die uitruil van hoekmomentum tussen reuseplanete en die deeltjies in die protoplanetêre skyf.

Vir wat dit die moeite werd is, is die vrug van die google van & # 8220Solar orbitale resonansie & # 8221 vrugbaarder as die & # 8220spin wentelkoppeling & # 8221 term, alhoewel dit lei tot 'n groot aantal artikels wat die bekende gevalle beskryf, soos die draai van die baan (Die maan het altyd dieselfde gesig op die aarde).

het 'n opsomming vir 'n referaat uit die Cornell University Library:

Orbitale resonansie en sonsiklusse
P.A Semi
(Ingesit op 29 Maart 2009)
Ons bied 'n analise van planetêre bewegings aan wat in DE406-efemeriede gekodeer is.
Ons toon resonansiesiklusse tussen die meeste planete in die sonnestelsel, van verskillende gehalte. Die presiesste resonansie & # 8211 tussen Aarde en Venus, wat nie net die bane van albei planete stabiliseer nie, sluit die Venus-rotasie in die getyvergrendeling, maar beïnvloed ook die son:
Hierdie resonansiegroep (E + V) beïnvloed ook Sonvlek-siklusse en die posisie van sysigie tussen die Aarde en Venus, wanneer die barisentrum van die resonansiegroep die son die beste benader en 'n geruime tyd tot stilstand kom, relatief tot die Jupiter-planeet, pas goed by die Sonvlek-siklus van 11 jaar, nie net vir die afgelope 400 jaar van gemeet-sonvlek-siklusse nie, maar ook in 1000 jaar se historiese rekord van & # 8220swere winters & # 8221. Ons wys hoe siklusse in hoekmomentum van die Aarde en Venusplanete ooreenstem met die Sonvlek-siklus en hoe die hoofsiklus in hoekmomentum van die hele Sonnestelsel (854-jarige siklus van Jupiter / Saturnus) ooreenstem met klimatologiese gegewens, wat aanvaar word dat dit verband toon met sonkrag en insolasie. Ons wys die moontlike verbindings tussen E + V-gebeurtenisse en Solar globale p-Mode frekwensieveranderings.
Ons toon verder momentumtabelle en kaarte vir individuele planete, soos in DE405 en DE406 efemere gekodeer. Ons wys dat innerlike planete om heliosentriese bane wentel, terwyl die buitenste planete om barsentriese bane wentel.

Dit lyk vir my asof dit hierdie artikel kan wees:

Beweer dat hulle 'n resonansie van die Aarde / Venus-wentelbane vind en dat dit die sonsiklus beïnvloed.

Het 'n mooi lang lys met baie bekende en 'n paar bespiegelde sonsiklusse.

As u die soekterme verskuif na & # 8220Solar baanresonansie sonvlek & # 8221, kan u selfs 'n & # 8216elektriese heelal vind & # 8217 verduideliking van wat hulle dink aan die gang is:

Ter afsluiting

OK, ek gaan vanaand niks regkry nie. Wys jou net wat opduik as jy & # 8216resonansie & # 8217 gebruik in plaas van spin-baan koppeling. Dit is nie presies dieselfde dinge nie, maar hou verband met die hoekmomentum van die sonnestelsel.

En dit is die hele punt hier. Om aan te toon dat die behoud en omruil van die momentum in die sonnestelsel nie 'n nuwe idee is nie. Dit is fundamenteel. En dit kan nie geïgnoreer word as ons die gedrag van die son verklaar nie. Na my mening is die & # 8220simplified gevalle & # 8221 wat goed werk om 'n planeet in die konteks van die son te beskryf, nie geskik vir die son self nie. Hoekom? Omdat dit so massief IS, is dit NIE 'n puntmassa nie, is dit NIE 'n rigiede liggaam nie, is die persentasie verandering in die rotasieradius so groot, en die eksterne hoekmomentum wat daarop kan inwerk, is soveel groter as die persentasie van die hoekmomentum in die son nou. Eintlik maak al die dinge wat vereenvoudigings vir klein planete ver van die son laat werk, die vereenvoudigings verkeerd in die konteks van die son self.

Uiteindelik is dit net 'n groot stap vorentoe om te erken dat spin-baan koppeling nie net vir subatomiese deeltjies is nie. En dit is ook nie net die & # 8216-draai-slot & # 8217; s van 'n maan aan sy planete nie. Dalk die beste anders gestel. Die eenvoudige saak wat sê 'n Maan kan op sy planeet toesluit, impliseer dat 'n byna chaotiese en voortdurend veranderende stel kragte van AL die planete wat op die son inwerk, sal verseker dat dit NIE kan sluit nie, maar altyd 'n bietjie & # 8216off kilter & # 8217 & # 8230, maar die kragte kan die massa binne die son rondbeweeg.


Dinamika van retrograde (1 / n ) beteken bewegingsresonansies: die (1 / ), (1 / ) gevalle

In hierdie referaat ondersoek ons ​​die dinamika van die buite-retrograde (1 / n ) resonansies binne die raamwerk van die plat sirkulêre beperkte drie-liggaam probleem (PCRTBP), met die (1 / <-2> ) en (1 / <-3> ) resonansies as voorbeelde. Ons bewys dat daar geen asimmetriese librasie in retrograde (1 / n ) resonansies is nie deur analitiese, numeriese integrasies en semi-analitiese metodes te gebruik, deur wedersydse verifikasie. Vir retrograde (1 / n ) resonansies bereken ons die grootte van die eerste en tweede harmonieke van die uitbreiding. Die analitiese resultate het getoon dat die tweede-orde harmonieke in die uitbreiding van die ontstellende funksie verwaarloos kan word, wat die hoofoorsaak is van die bestaan ​​van die asimmetriese librasie in prograde (1 / n ) resonansies. Ons resultate voldoen ook aan die nuutste kwalitatiewe kriterium vir die voorkoms van asimmetriese vrystellings wat deur Namouni en Morais (2016) voorgestel word. En ons analitiese resultate word goed bevestig deur numeriese integrasies. Deur semi-analitiese teorie genereer ons 'n reeks fase-ruimteportrette in die (e ) - ( phi ) poolvlak vir die volle omvang van eksentrisiteit om die afwesigheid van die asimmetriese vibrasies in retrograde te bevestig (1 / n ) resonansies. Dit is die eerste keer dat die afwesigheid van die asimmetriese librasies in retrograde (1 / n ) resonansies bestudeer word. Ons analiseer ook die dinamika van die perisentriese en aposentriese librasies van die retrograde (1 / n ) resonansies. Die stabiele resonante librasiesones van (1 / <-2> ), (1 / <-3> ), (1 / <-4> ) en (1 / <-5> ) resonansies word geïllustreer in die (a ) - (e ) vlak. Ons navorsing hier onthul die verskille tussen die dinamika van retrograde en prograde (1 / n ) resonansies.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


'N Studie van die 1/2 retrograde resonansie: periodieke wentelbane en resonante vaslegging

Ons beskryf die families van periodieke wentelbane in die tweedimensionele 1/2 retrograde resonansie by massaverhouding (10 ​​^ <-3> ), en die stabiliteit en bifurkasies daarvan word geanaliseer in driedimensionele periodieke wentelbane. Ons verduidelik die rol wat periodieke wentelbane in adiabatiese resonansopname speel, in die besonder hoe die nabyheid tussen 'n stabiele gesin en 'n onstabiele gesin met 'n byna kritiese segment, wat verband hou met Kozai-afsonderings, die oorgang bepaal tussen verskillende resonante-modusse wat in numeriese simulasies waargeneem word. Die kombinasie van die identifikasie van stabiele, kritiese en onstabiele periodieke wentelbane met analitiese modellering, resonansopvangsimulasies en berekening van stabiliteitskaarte help om die komplekse driedimensionele struktuur van resonansies te onthul.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


Retrograde wentelbane in 1/2, 2/3 en 3/4 beteken bewegingsresonansies met Neptunus

Ons bestudeer planêre en driedimensionele retrograde wentelbane, met behulp van die model van die beperkte drieliggaamprobleem (RTBP) met die Son en Neptunus as primêre en fokus op die dinamika van resonante trans-Neptuniese voorwerpe (TNO's). Die posisie en die stabiliteitskarakter van die periodieke wentelbane kan belangrike inligting verskaf oor die stabiliteit en langtermyn evolusie van klein TNO's in retrograde beweging. Met behulp van die sirkelvormige vlakmodel as die basiese model, word families van retrograde simmetriese periodieke wentelbane bereken op die 1/2, 2/3 en 3/4 buite-gemiddelde bewegingsresonansies met Neptunus. Die bifurkasies vir planêre families van die elliptiese model en families van die sirkelvormige ruimtelike model word bepaal en die bifurcated families word bereken. In ons studie van die planêre elliptiese model beskou ons die eksentrisiteit van die primêre in die hele interval (0 & lte '& lt1 ) vir dinamiese volledigheid. In die ruimtelike sirkelvormige model word retrograde periodieke wentelbane hoofsaaklik verkry uit bifurkasies van die retrograde platbane. Ons verkry ook retrograde bewegings vanaf voortgaande direkte wentelbane vir hellingswaardes groter as (90 ^ circ ). Die lineêre stabiliteit van bane is van groot belang. Oor die algemeen word stabiele periodieke wentelbane geassosieer met faseruimte-domeine van resonante beweging waar TNO's gevang kan word. TNO's van retrograde beweging kom nie algemeen voor nie, maar nuwe ontdekkings kan nie uitgesluit word nie.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


2. Hipotese van 'n resonansie tussen die aarde en Venus se kern

[8] Die hipotese van 'n wentelbaanresonansie tussen Venus se vaste kern en die Aarde sal ons toelaat om te verstaan ​​waarom die rotasiesnelheid van die oppervlak van Venus, gemeet aan aardse of ruimtelike radars, baie naby is, maar nie gelyk is aan die bl = −5 resonansie. Dit vereis egter dat 'n sekere aantal voorwaardes nagekom moet word. Eerstens moet daar 'n soliede kern wees met 'n spin-tempo wat verskil van die mantel se spin-rate. Dan moet die kern-mantelspinverskil binne die toelaatbare bereik wees. Die permanente gravitasie-kwadrupoolmoment wat deur die soliede kern geskep word, moet voldoende wees om die resonansie stabiel te laat bly, maar aan die ander kant moet die spanning binne die kern nie die limiet wat die kernmateriaal aanvaarbaar is, oorskry nie. Hierdie vrae word in hierdie afdeling bespreek.

2.1. Aard van Venus se kern

[9] Die ooreenkoms in grootte en digtheid tussen Venus en Aarde dui daarop dat albei planete soortgelyke interne strukture het wat 'n mantel rondom 'n digte ysterkern insluit. Wat die Aarde betref, het seismologiese studies aan die lig gebring dat die kern bestaan ​​uit 'n vloeibare buitenste kern wat 'n vaste binnekern omring. Daar word klassiek geglo dat die aardmagnetiese veld geproduseer word deur dinamo-werking in die aarde se ysterryke vloeistofkern. Vloeibewegings van die sterk geleidende vloeistof in die teenwoordigheid van die magneetveld veroorsaak strome wat self die veld genereer. Die mees doeltreffende proses om die vloeistofbewegings in die vloeibare buitenste kern aan te dryf, is chemies aangedrewe konveksie. Volgens hierdie proses word lewendige ligte materiaal vrygestel terwyl die vloeibare buitenste kern op die vaste binnekern vries [ Braginsky, 1964 Stevenson et al., 1983]. Daar word dus geglo dat hierdie vriesproses op die grensvlak tussen die binneste en die buitenste kern verantwoordelik is vir die opwekking van konveksie, wat weer die aardmagnetiese veld genereer.

[10] In teenstelling met die aarde, en ten spyte van die ooreenkoms in grootte, beskik Venus nie oor 'n beduidende dipoolmagnetiese veld nie. Vanweë die bogenoemde rol van die binnekant-buitenste kern-koppelvlak in die opwekking van die magnetiese veld van die aarde, word hierdie gebrek aan 'n magnetiese veld by Venus geïnterpreteer deur te dink dat die Venus-kern heeltemal vloeibaar is [ Stevenson et al., 1983] of heeltemal gestol [ Arkani-Hamed en Toksöz, 1984 ]. Konopliv en Yoderse [1996] skatting van die k2 potensiële liefdesgetal uit Doppler-opsporing van Magellan en Pioneer Venus Orbiter, was geneig om die hipotese van 'n vloeibare, eerder as vaste kern vir Venus te bevoordeel. Meer onlangs egter Stevenson [2003] het die beperkings vrygestel en tot die gevolgtrekking gekom dat daar twee moontlike redes is waarom die vloeibare kern van Venus nie konveksieer nie. Die eerste moontlikheid is dat daar geen innerlike kern is nie. Die ander moontlikheid is dat die kern tans nie afkoel nie, en dus geen vries plaasvind by die binneste kern-buitenste kern-koppelvlak nie, en chemiese aangedrewe konveksie word dus verhinder. Volgens hierdie benadering het so 'n regime begin toe Venus van 'n mobiele oppervlak na 'n stilstaande dekselstelsel oorgegaan het, na 'n opduikende gebeurtenis ongeveer 500 miljoen jaar gelede [ Schubert et al., 1997]. So 'n verskil met die aarde ontstaan ​​omdat die aarde plaattektonika het, wat hitte doeltreffender uitskakel as 'n stilstaande dekselvorm van mantelkonveksie. Ook, Greff-Lefftz en Legros [1999], en Touma en Wysheid [2001] het modelle ontwikkel vir kern-gedifferensieerde rotasie op Venus (of die Aarde) en verduidelik hoe resonansegange in die verlede energie kon vrygestel het om sulke oppervlakkige gebeure op die planeet te produseer.

[11] Op grond van die voorafgaande bespreking, in die res van hierdie artikel, gaan ons aanneem dat Venus se kern uit 'n innerlike en 'n buitenste kern bestaan. Terwyl die buitenste kernradius redelik bekend is [ Stevenson et al., 1983], sal verskeie aannames getoets word rakende die hipotetiese innerlike kernradius.

2.2. Differensiële rotasie tussen mantel en binnekern en gepaardgaande wringkrag

[13] So 'n differensiële rotasiesnelheid kan vergelyk word met die beramings van die differensiële rotasiesnelheid wat vir die Aarde verkry word deur die reistye van seismiese golwe wat deur die aarde se vloeibare en vaste kern beweeg, te ontleed. Die meeste ramings van die aardse kernkernsnelheid is enkele tiendes van 'n graad vinniger as die rotasie van die aarde (superrotasie). Hierdie ramings is egter nog steeds onseker, en bevat 'n groot verskeidenheid waardes vanaf nulrotasie [ Souriau en Poupinet, 2003], tot tussenwaardes van 0,3 tot 0,5 grade / jaar [ Zhang et al., 2005] terwyl ramings van meer as 1 graad / jaar ook gerapporteer is [ Song en Richards, 1996 ].

[15] By gebrek aan soortgelyke inligting rakende Venus, sal ons hierdie perke gebruik vir die buitenste kernviskositeit van Venus. Wat die buitenste kernradius betref, Stevenson et al. [1983] het verskeie modelle van die kern hersien met radiusse wat wissel tussen 2890 km en 3110 km. Dus, neem R2 = 3000 km sal 'n redelike orde van grootte bied. Die innerlike kernradius R1 is onbekend, en daarom sal verskillende aannames hier gemaak word, met R1 = Onderskeidelik 1500, 2000 en 2500 km. Tabel 1 gee die wringkrag TW uitgeoefen deur die mantel op die kern, afhangende van die aanname wat gemaak is vir R1 en η. Dit kan vergelyk word met die amplitude van die wringkrag wat die atmosfeer op die liggaam uitoefen, geskat as 1,8 × 10 16 Nm deur Dobrovolskis en Ingersoll [1980] onder hul verhitting by die grondhipotese. 'N Mens kan sien dat, onder die hipotese, die wringkrag vanaf die mantel op die kern slegs 'n baie klein gedeelte van die atmosferiese wringkrag verteenwoordig, van 0,04% tot 4,2%, afhangende van die aanname wat vir R1 en η in Tabel 1 word die meeste wringkrag wat deur die atmosfeer oorgedra word, dan in die geval gety binne die mantel versprei.

R1 = 1500 km R1 = 2000 km R1 = 2500 km
η = 470 Pa s 7,92 × 10 12 Nm 2,34 × 10 13 Nm 7,62 × 10 13 Nm
η = 4700 Pa s 7,92 × 10 13 Nm 2,34 × 10 14 Nm 7,62 × 10 14 Nm

2.3. Waarnemings van swaartekrag en topografie

[16] Beide swaartekrag en topografie van Venus is uitvoerig waargeneem deur die Pioneer Venus Orbiter- en Magellaanse missies [bv. Sjogren et al., 1983 Wetsontwerpe en Kobrick, 1985 Wetsontwerpe et al., 1987 McNamee et al., 1993 Nerem et al., 1993 Konopliv et al., 1993], en daar is korrelasies tussen die metings gemaak. Wetsontwerpe et al. [1987] het gerapporteer dat die korrelasiekoëffisiënt tussen swaartekrag en topografie ver bo die 95% vertrouensvlak boonste perke is op monsterstatistieke van ongekorreleerde populasies vir elke harmoniese graad tot graad 15, behalwe vir die laagste graad harmoniese (graad 2) waarvoor die korrelasiekoëffisiënt, wat slegs in die orde van 0,3 is, toon geen statisties beduidende korrelasie nie. Dit is geneig om aan te dui dat die interne struktuur van die planeet 'n belangrike rol speel in die n = 2 harmoniese van die swaartekragveld. Laat ons aandui A, B, C die traagheidsmomente van Venus, met A & lt B & lt C. Konopliv et al. [1993] het die oriëntasie van die as van die kleinste traagheid vergelyk A na die oriëntasies van die hoofasse van die ellipsoïde wat die beste by die Venus-topografie pas. Beramings van die lengteas van die kleinste traagheid A wissel tussen −6,5 ° en −3,0 ° (hierna neem ons die gemiddelde −4,7 °), afhangende van die swaartekragmodel wat gebruik word. Daarenteen wys die langste as (met lengte 6052,214 km, vergeleke met 6051,877 km en 6051,352 km vir die twee ander asse) tussen die 3 hoofasse van die ellipsoïde wat die beste by die Venus-topografie pas, in die rigting van 'n lengte van 281,1 °. Die oriëntering van die asse met die kleinste traagheid gebaseer op topografie of swaartekrag verskil dus met 74,2 grade. Hierdie groot verskil tussen die oriëntasies van die gravitasie- en topografiese as stem ooreen met die gebrek aan beduidende korrelasie tussen die n = 2 harmonieke van topografie en swaartekrag. Dit is 'n aanduiding dat die rigting van die as van die kleinste traagheid A hou verband met nie-eenvormige digtheidsverdelings binne die planeet. Dit is egter nie moontlik om vas te stel of hierdie nie-eenvormige digtheidsverdelings binne die mantel of binne die kern voorkom nie, of as gevolg van nie-asimmetriese grense tussen die buitenste kern en die mantel, of tussen die binneste en die buitenste kern nie. Dit is waarskynlik dat die waargenome viervoudige oomblik van die planeet die gevolg is van 'n superposisie van bydraes van al die moontlike oorsake.

2.4. Voorwaarde vir stabiele resonansie

2.5. Toestand op die materiaalsterkte

2.6. Gravitasie-koppeling tussen kern en mantel

[26] Let daarop dat vergelyking (17) verkry is met die veronderstelling dat die vloeibare buitenste kern 'n eenvormige digtheid het (in werklikheid die vloeibare tussenmedium van Van Hoolst et al.se [2008] studie was 'n waterige oseaan met eenvormige digtheid). In teenstelling hiermee is die digtheid van die vloeibare buitenste kern aan sy onderste grens vermoedelik anders as ρo as gevolg van saampersbaarheid van vloeibare yster, aangesien Dziewonski en Andersonse [1981] terrestriese model gee 'n digtheidsverskil tot 2,5 × 10 3 kg m −3 tussen die digtheid van die onderste en boonste buitenste kern. Ons sal egter vergelyking (17) 'n rukkie hier gebruik vanweë die eenvoudige formulering daarvan in vergelyking met vergelyking (16), om skatte van die orde van die verskillende bydraes tot die gravitasie-anomalie te bespreek, met Δρ as die digtheidsverskil by die binneste kern-buitenste kerngrens (Δρ = 0,6 × 10 3 kg m −3).

[27] As TCMo is nie te sterk nie, is die effek van die wringkrag TCM sal 'n ossillerende gedrag van die innerlike kernrotasietempo rondom die resonansietempo wees ωr = 2π/243.1650 dae, soos hieronder getoon. Korrelatiewe, die kern-mantel differensiële tempo δΩ sal ossilleer rondom die gemiddelde differensiële tempo ΔΩ = 0.31 graad / jaar soos in afdeling 2.2 genoem.

[30] Dit blyk dus dat differensiële rotasie tussen die binnekern en die mantel onmoontlik sal wees, tensy 'n baie doeltreffende vergoedingsmeganisme die binnekern beskerm teen die halfdagse swaartekragafwykings wat in die mantel ontstaan. Hier word voorgestel dat isostatiese kompensasie, wat lei tot hidrostatiese ewewig onder die kompensasie diepte, so 'n meganisme bied om die swaartekrag anomalieë in die diep binneland te kanselleer. In die simplistiese drielaagmodel hierbo beskryf, word die digtheid binne die mantel konstant aanvaar, en die kompensasie sou na verwagting deur die vorm van die CMB bereik word. In werklikheid word vermoed dat isostatiese vergoeding hoofsaaklik in die kors voorkom (dws binne die eerste paar tiene km onder die planeetoppervlak) en ook dele van die boonste mantel insluit, en daar word geglo dat vragte met 'n halwe breedte en 500 km op aarde benaderde isostatiese ewewig [bv. Keary en Vine, 1996]. Daar moet op gelet word dat die aanname van isostatiese vergoeding met 'n effektiwiteit van 99,9998%, soos hierbo bespreek, 'n baie streng hipotese is, en dat die moontlikheid van so 'n hoë vlak van vergoeding nogal spekulatief is. Byvoorbeeld, 'n kors met diktevariasies van 30 km met hierdie vergoedingsvlak kon nie 'n ongekompenseerde las van meer as 6 cm in amplitude onderhou sonder om die toestand te oortree nie. In die raamwerk van hierdie referaat is so 'n hipotese nodig. Dit sluit natuurlik nie die moontlikheid uit dat vergoeding ook by die kernmantelgrens (CMB) plaasvind nie, en Schubert et al. [2001] stel voor dat breëskaalse golwings van die D ″-laag (aan die onderkant van die mantel) en die CMB waarskynlik dinamiese topografie verteenwoordig, wat verwag sou word om op 'n kort tydskaal te verslap, aangesien die reologie by die hoë temperature in D ″. Uiteindelik word verwag dat hidrostatiese ewewig binne die vloeibare buitenste kern sal geld. Hidrostatiese ewewig onder die kompensasie-diepte beteken egter nie dat die afwykings van die gravitasiepotensiaal in die diep binneste verdwyn nie. In hierdie artikel moet ons aanneem dat die plat funksie in die gekoppelde stelsel wat litosfeer, mantel en vloeibare samedrukbare buitenste kern insluit. β(r) sal aanpas na 'n toestand van minimum energie, wat die anomalie van die swaartekrag op diepte aansienlik sal verminder, en korrelatief die faktor tussen hakies in vergelyking (16). Hoe hoog is die restant? Hierdie vraestel sal ongelukkig nie hierdie moeilike vraag oplos nie, en verdere realistiese modellering van die swaartekragpotensiaal half-anomalie onder 'n ten volle vergoedde las, wat 'n multilayer-benadering insluit, insluitend litosfeer, mantel en radiale digtheidsgradiënt in die samedrukbare vloeistof buitenste kern, is nodig beantwoord die vraag. Sodanige modellering moet die radiale profiel van platvorming van ekwatoriale op 'n selfbestendige manier bereken β(r) om in vergelyking (16) te gebruik.

2.7. Gevolge vir die balans van die atmosferiese en die gety-wringkrag op die liggaam

[32] As gevolg van hierdie onsekerhede van sowel die atmosferiese as die liggaamlike getye, sal ons in die volgende gebruik Dobrovolskis en Ingersoll[1980] se verhitting op die grondskatting (met 100 W m −2 sonstroom wat deur die grond opgeneem word) To = Tog = 1.8.10 16 Joule as verwysing (wat ooreenstem met V = 28), maar ons sal ook die gevolge bespreek as To is met 'n faktor van 100 verlaag in vergelyking met hierdie skatting (wat ooreenstem met V = 2800).

[35] Die ewewigsfrekwensie σe hang slegs af van die relatiewe doeltreffendheid van die atmosferiese en liggaamlike getye, ongeag die posisies van die resonansiefrekwensies. Gegee die waarde van σe, aangeneem lukraak gekies, die waarde van die parameter λ vir die naaste resonansie (wat voor die geval ter sprake was as die bl = -5 resonansie) bestaan ​​noodwendig tussen -0,5 en +0,5, terwyl die waarskynlikheidsdigtheid vir λ is uniform versprei binne die [−0.5, +0.5] interval. Daarom, sodra λM groter as 0,5 is, sal voorwaarde (28) vervul word, sonder enige verdere voorwaarde vir die posisie van ewewigsfrekwensie σe relatief tot die reeks resonansies.

[36] Binne die verhitting by die grondhipotese (To = Tog), hierdie toestand λM ≥ 0,5 kan herskryf word R1/R2 ≥ 0,43, of ekwivalent R1 ≥ 1300 km. As R1 & lt 1300 km is stabiliteit van resonansie nog steeds moontlik, maar dit vereis dit σe toevallig naby 'n resonansie wees. Die waarskynlikheid dat die posisie van σe verenigbaar is met stabiele resonansie is blS = 2λM. Byvoorbeeld, uit vergelyking (28), waarskynlikheid blS van meer as 10% vereis R1 ≥ 600 km.

[37] As ons nou aanneem dat die atmosferiese wringkrag met 'n faktor van 100 kleiner is as die wat verkry word met die verwarming op die grondaanname, dan To = Tog/ 100 en voorwaarde (28) lewer R1/R2 ≥ 0,094, of ekwivalent R1 ≥ 280 km. In daardie geval, uit vergelyking (26) en met die veronderstelling van die minste gunstige geval ∣λ∣ = 0.5, kry ons dat die minimum waarde van (BA)C vir stabiele resonansie moet wees (BA)C ≥ 2,1 × 10 31 kg m 2, wat nie meer as 5,3% van die waargenome momentverskil is nie (BA) van Venus (sien afdeling 2.4). Dus sou selfs 'n relatiewe swak momentverskil van die innerlike kern, in vergelyking met die momentverskil van die hele planeet, voldoende wees om stabiele resonansie van die kern te verseker.


Sterrekunde Ch. 8 & # 8211 Die maan en Mercurius

Die beste manier om die presiese afstand na die maan te vind, is om:

weerkaats lasers van die retroreflektors wat deur die Apollo-landing op die oppervlak gelaat word.

Wat is die rede dat dit so moeilik is om Mercurius vanaf die aarde te sien?

Mercurius is altyd baie naby aan die son.

Kwik is baie moeilik om vanaf die aarde waar te neem omdat:

dit word nooit meer as 28 grade van die son se glans nie.

Vanuit die aarde, as gevolg van hul bewegings en die feit dat die son slegs 'n gedeelte van elke oppervlak aansteek, sowel Mercurius as die maan:

blyk deur fases te gaan.

Mercurius ervaar buitengewone hoë en lae temperature tussen nag en dag omdat:

dit het geen atmosfeer om die temperatuur wêreldwyd te matig nie.

In grootte is Mercurius tussen:

Hoe vergelyk die atmosfeer van die Maan en Mercurius?

Geen liggaam het 'n permanente atmosfeer nie.

As die aarde se oppervlaktemperatuur verhoog is tot die van Mercurius se dagkant, dan:

ons sal die grootste deel van ons waterdamp in die ruimte verloor.

Watter van die volgende is NIE 'n faktor om te bepaal of 'n liggaam in die sonnestelsel 'n atmosfeer behou nie?

Vergelyk ons ​​die digtheid van die maan en kwik, vind ons:

die Maan & # 8217; s is soortgelyk aan die aarde & # 8217; s kors, terwyl Mercury & # 8217; s is soortgelyk aan die hele aarde.

Een van die gevolge van die baie stadige draai van Mercurius is:

uiterste variasies in die oppervlaktemperatuur.

byna geheel en al aan die Aarde, waar die kors dunner was.

meer robuust, swaar gekrater en ouer as die maanmerrie.

Die jongste kenmerke wat met teleskope op die maan sigbaar is, is:

die kraters wat bo-op die merrie sit.

Wat is waar van die maanhooglande?

Hulle is die oudste deel van die maanoppervlak.

Die maanmerrie word radioaktief gedateer op:

3.9-3.2 miljard jaar oud, wat gevorm is nadat die grootste deel van die bombardement verby was.

Om te meet hoe Mercurius draai, het sterrekundiges ________ na Mercury gestuur en die Doppler-skof gebruik om vas te stel hoe vinnig dit draai.

Wat het radarsterrekundiges in die poolgebiede van Mercurius gevind?

waterys wat nooit in die diep kraters smelt nie

Watter stelling oor die rotasies van die maan en kwik is ONWAAR?

Net soos ons maan draai Mercurius glad nie en hou dieselfde kant na die son toe.

Hoe hou die rotasie van Mercurius verband met die son?

Sy rotasiesnelheid is 2/3 so lank as die jaar, as gevolg van getyresonansies.

Wat veroorsaak Mercury & # 8217s 3: 2 spin-wentel resonansie?

die planeet se baie eksentrieke wentelbaan om die planeet se nabyheid aan die son en die planeet se hoë digtheid getyekoppels wat op die planeet werk. Al die bogenoemde is faktore.

Mercurius bied dieselfde kant aan die son

Wat is waar van die maan- en rotasieperiodes?

Die belangrikste erosiemiddel op die maan is:

die reën van mikrometeoriete wat die regoliet kou.

toon aan dat die meeste interplanetêre puin opgespoel is kort na die vorming van die sonnestelsel.

Die tempo van kratering in die maanhooglande wys ons dit

dit wissel gemiddeld van 4,6 & # 8211 4,4 miljard jaar oud.

Die gemiddelde erosiesnelheid op die maan is baie minder as op aarde

die maan het nie wind, water en 'n atmosfeer nie.

Watter soort kenmerk is die beste bewys van maanvulkanisme?

rilles wat verband hou met lawastrome wat die merrieformasie vergesel

Die ruimtetuig wat die moontlikheid van maan-ys openbaar, is:

Clementine en Lunar Prospector.

Die oppervlak van Mercurius lyk meestal soos dié van watter ander liggaam?

Watter van hierdie kenmerke word toegeskryf aan die krimp van die kern van Mercurius?

Byna alles wat ons oor Mercurius weet, kom van:

die drie flybys van Mariner 10.

Mercurius en die maan lyk soortgelyk, maar ons merk op dat:

Kwik het 'n vreemde terrein en 'n oorkant sy enorme Caloris-kom. Mercurius hou nie altyd dieselfde gesig in die rigting van die son nie, terwyl die maan wel op die aarde altyd na ons toe kyk. die maanmerrie is donkerder as Mercury & # 8217s intercrater vlaktes. Kwik het opvallende lobbe-serpe as gevolg van die krimp van sy kern. Al die bogenoemde is korrek.

Die serpe op Mercurius is waarskynlik veroorsaak deur

die binnekant verkoel en krimp.

Mercury & # 8217s oppervlak lyk die meeste van hierdie?

Mercurius se Caloris-kom is gepas genoem, aangesien:

dit is die warmste streek wat draai na die son wanneer Mercurius in die perihelium is.

Die maan se groot Mare Orientale-wasbak het 'n tweeling op Mercurius met die naam:

Maanbewings op die maan is opgespoor deur:

die seismograwe wat die Apollo-ruimtevaarders daar gelaat het.

Wat openbaar maanbewings oor die maan?

Sy klein, gedeeltelik gesmelte kern is deur getykragte na ons toe getrek.

Hoe vergelyk Mercurius se magnetiese veld met ons eie?

Dit is 1/100 so sterk soos ons s'n, maar buig die sonwind in 'n sekere mate af.

Watter twee eienskappe van Mercurius impliseer dat dit gedifferensieerd is?

sy groot gemiddelde digtheid en sy magneetveld

Die aanwesigheid van 'n Mercuriaanse magnetiese veld het die planetêre wetenskaplikes in die Mariner 10-span verras omdat

die dinamo-teorie het voorspel dat Mercurius te stadig vir een sou draai.

Watter van hierdie teorieë kan die oorsprong van die maan die beste verklaar?

Wat is die belangrikste faktore wat die ko-vormingsteorie vir die Maan-Aarde-stelsel uitsluit?

Elke liggaam het 'n ander digtheid en 'n ander chemiese samestelling.

Watter van hierdie sal die vasleggingsteorie van die maan se oorsprong ondersteun?

die retrograde baan en groot baanhelling van Neptunus & # 8217s maan Triton

Die kratering van die maanhooglande wys ons:

hulle is ouer as die gladder maria.

Hoe is die poolstreke van Mercurius en die Maan soortgelyk?

Albei het skynbaar yssakke in die diepste, donkerste kratervloere.

Die evolusie van kwik was anders as die maan omdat:

digte Mercurius het 'n ysterkern gehad wat krimp, wat die lobate serpe skep.

Beide die Maan en Mercurius is geologies onaktief en was al vir die grootste deel van die geskiedenis van die sonnestelsel. Ongeveer 4 miljard jaar gelede word daar egter gedink dat

Kwik het meer algemene vulkaniese aktiwiteit gehad as die Maan.

Sterrekundiges glo dat die maan nie in dieselfde mate as die aarde verskil het nie omdat:

die minder digte en kleiner maan het nie soveel radioaktiwiteit gehad as die groter Aarde in sy kern nie.

(SA) Sou 'n waarnemer op Mercurius die son in die ooste of weste sien opkom?

Die meeste van die tyd wil dit voorkom asof die son oos na wes beweeg vanaf Mercurius se oppervlak. Naby die perihelium gaan die son egter 'n paar dae in retrograde en beweeg dit wes na oos.

(SA) Hoe is dit moontlik dat Mercurius en die Maan waterys by hul pole het?

Skaduwees aan die onderkant van die kraters keer dat die sonlig nie die grond tref nie, dus was die temperatuur nog altyd laag genoeg sodat ys daar nooit verdamp het en ontsnap het nie, of dat dit kom met treffende komete en asteroïdes.

(SA) Waarom was die ontdekking van 'n aansienlike magnetiese veld rondom Mercurius 'n verrassing? Hoe is dit opgespoor?

In sy noue passe deur Mercury het Mariner 10 'n veld gevind wat baie sterker is as wat Mercury se baie stadige rotasie ons met die dinamo-teorie sou laat verwag het.

(SA) Wat is die primêre bron van erosie op die maan? Waarom neem verandering daar so lank?

'N Voortdurende val van meteoroïede vanuit die ruimte bedek die maan en verpulver die oppervlak met klein kraters. Maar regtig groot impakte is skaars, en dit neem lank om hierdie mikroskopiese veranderinge te sien soos gesien vanaf die aarde. Ons erosiewe middels soos wind, water en ys kan binne kort tydperke baie meer dramatiese veranderinge aanbring, soos vloede, sandstorms, gletsers, ens.

(SA) Hou die vorming van Mercurius se serpe verband met die differensiasie daarvan.

Toe Mercurius gesmelt is, sak die digte yster en nikkel tot in die kern. Maar kleiner Mercurius het baie vinniger afgekoel as die groter Aarde en Venus, en toe die kern afgekoel het, het dit ook saamgetrek namate dit gestol het. Die kors hierbo het gekrimp en die serpe gevorm as gevolg van hierdie krimp.

(SA) Waarom was Mercurius tradisioneel so 'n moeilike planeet om waar te neem en te bestudeer?

Daar is twee redes. Eerstens is Mercurius 'n baie klein planeet, en dit kom dus nooit baie groot voor in teleskope nie. Tweedens, omdat dit so naby die son wentel, kan dit nooit onder gunstige omstandighede gesien word nie. Dit word altyd naby die horison gesien, deur baie atmosfeer wat sy beeld verdraai. Wanneer dit in 'n gunstige posisie is om te kyk, is die son ook so!


Allan, R. R .: 1967,Planetêre Ruimtewetenskap. 15, 53 en 1829.

Blitzer, L .: 1965,J. Geophys. Res. 70, 3987.

Blitzer, L.: 1966,J. Geophys. Res. 71, 3557.

Blitzer, L .: 1967,Astron. J. 72, 988 ook78, 516.

Colombo, G. en Shapiro, I. I .: 1966,Astrofis. J. 145, 296.

Danby, J. M. A .: 1962,Grondbeginsels van hemelse meganika, The Macmillan Co., New York, p. 310.

Gedeon, G. S .: 1969,Celest. Mech. 1, 167.

Goldreich, P. en Peale, S. J .: 1966a,Aard 209, 1078.

Goldreich, P. en Peale, S. J .: 1966b,Astron. J. 71, 425.

Kaula, W. M .: 1961,Geophys. J. 5, 104.

MacMillan, W. D .: 1930,Die teorie van die potensiaal, McGraw-Hill Book Company, Inc., New York, p. 382.

Plummer, H. C .: 1960,'N Inleidende verhandeling oor dinamiese sterrekunde, herdruk deur Dover, New York, p. 44.

Yionoulis, S. M .: 1965,J. Geophys. Res. 70, 5991 ook71, 1289.


Hierdie vraestel

Soos die outeurs eerlik erken, is dit op die een of ander manier onakkuraat om van Hamilton-formulering te praat as u dissipasie het. Hul referaat handel oor die dissipatiewe draai-wentelbaanprobleem, en hul & # 8220Hamiltonian & # 8221 -funksie is nie streng gesproke 'n Hamilton nie, maar die daaropvolgende vergelykings het 'n simptiese struktuur.

Hulle neem aan dat die dissipasie vervat is in 'n funksie F, wat afhang van die tyd t, en bespreek die oplossing van die probleem met betrekking tot die vorm van F: óf 'n konstante dissipasie, óf 'n kwasi-periodieke, óf die som van 'n konstante en 'n kwasi-periodieke een.

Hierdie vraestel is natuurlik baie tegnies, en ek wil nie te diep in die besonderhede ingaan nie. Ek wil graag hul behandeling van die kwasi-periodieke saak noem. Kwasi-periodiek beteken dat die funksie F, dws die dissipasie, onder 'n som van sinusse en kosinusse, dit wil sê ossillasies, van verskillende frekwensies geskryf kan word. Dit is fisies realisties, in die sin dat die materiaal wat die satelliet vorm, 'n ander reaksie het op die opwekfrekwensie, en die tydsevolusie van die afstand-planeet-satelliet en 'n redelik wye spektrum self.
In daardie geval hang die dissipasiefunksie F af van die tyd, wat 'n probleem is. Maar dit word klassiek verbygegaan deur aan te neem dat die tyd 'n nuwe veranderlike van die probleem is, en om 'n dummy-gekonjugeerde veranderlike aan die Hamilton toe te voeg. Dit is 'n manier om 'n nie-outonome (tydafhanklike) Hamilton in 'n outonome te omskep, met 'n ekstra mate van vryheid.
Sodra dit gedoen is, word die probleem opgelos met 'n steurende benadering. Daar word aanvaar, wat fisies realisties is, dat die amplitudes van die ossillasies wat die F-funksie vorm van verskillende groottes is. Dit stel hulle in staat om hulle van die belangrikste tot die minder belangrike te klassifiseer, met behulp van 'n virtuele boekhoudingparameter λ. Dit is 'n klein parameter, en die amplitude van die ossillasies word genormaliseer deur λ q, q 'n heelgetalkrag. Die grootste is q, die kleinste is die amplitude van die ossillasies. Die resolusieproses is iteratief, en elke iterasie vermenigvuldig die akkuraatheid met λ.

Daar moet op gelet word dat sulke algoritmes gewoonlik as formele prosesse geskryf word, maar die konvergensie daarvan word nie gewaarborg nie as gevolg van potensiële resonansies tussen die verskillende frekwensies. Wanneer twee frekwensies te naby aan mekaar raak, kan die proses gedestabiliseer word. Maar dit gebeur gewoonlik nie voor 'n redelike bestelling nie, dit wil sê voor 'n redelike aantal herhalings, en dit is die rede waarom sulke metodes gebruik kan word. Die outeurs lewer numeriese toetse wat die robuustheid van hul algoritme bewys.


Titel: PRODUKSIE VAN NABY ASTEROIEDE OP RETROGRADE-BANE

Tydens die berekening van 'n verbeterde naby-aarde-voorwerp (NEO) bestendige orbitale verspreidingsmodel, het ons in die numeriese integrasies die onverwagte produksie van retrograde wentelbane vir asteroïdes ontdek wat oorspronklik uit die aanvaarde hoofgordelbronstreke gekom het. Ons model dui daarop 0,1% ('n faktor van twee onsekerhede) van die bestendige NEO-bevolking (perihelium q & lt 1.3 AU) is op retrograde wentelbane. Hierdie seldsame uitkomste kom gewoonlik voor wanneer asteroïde wentel om na 'n retrograde konfigurasie terwyl hulle in die 3: 1 gemiddelde-resonansie met Jupiter is en dan vir 0,001 tot 100 Myr. Die model voorspel, gegewe die geskatte populasie van die Asteroïde (NEA) naby die aarde, dat daar enkele retrograde 0,1-1 km NEA's moet bestaan. Tans is daar twee bekende MPC NEO's met asteroïdale benamings op retrograde wentelbane, wat volgens ons as ontsnapte asteroïdes kan wees in plaas van afgedwaalde komete. Hierdie retrograde NEA-bevolking kan ook 'n jarelange vraag in die meteoritiese literatuur beantwoord oor die oorsprong van hoë sterkte, hoë snelheid meteoroïede op retrograde wentelbane.