الفلك

هل حددت مهمة جونو موقع المشتري بنفس دقة زحل (4 كم)؟

هل حددت مهمة جونو موقع المشتري بنفس دقة زحل (4 كم)؟



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.

يجب أن يكون الحضيض المنخفض لجونو رائعًا لقياس تأثير جاذبية المشتري على مدار جونو. قامت كاسيني مع VLBI بقياس موقع زحل في حدود 4 كم.

إرادة كان جونو يكون يمكن قياسه بواسطة VLBI لتحديد موقع ومدار المشتري بدقة مماثلة؟ بدقة مفيدة لرسم خرائط النظام الشمسي خارج حزام كايبر؟


هَا هُوَ الْمَشْتَارِي مِنْ جِهَازُ Juno’s Latest Flyby

أكبر كوكب في النظام الشمسي - ضعف حجم جميع الكواكب الأخرى مجتمعة. تشكل هذا العالم العملاق من نفس سحابة الغبار والغاز التي أصبحت شمسنا وبقية الكواكب. لكن كوكب المشتري كان البكر في عائلتنا الكوكبية. كأول كوكب ، من المحتمل أن يكون مجال الجاذبية الهائل للمشتري قد شكل بقية النظام الشمسي بأكمله. كان من الممكن أن يلعب المشتري دورًا في مكان محاذاة جميع الكواكب في مداراتها حول الشمس ... أو لم يكن ذلك لأن حزام الكويكبات هو منطقة شاسعة كان من الممكن أن يحتلها كوكب آخر لولا جاذبية المشتري. يمكن لعمالقة الغاز مثل كوكب المشتري أيضًا أن تقذف كواكب بأكملها من أنظمتها الشمسية ، أو أن تتصاعد بدورها إلى نجومها. تشكيل زحل بعد عدة ملايين من السنين ربما أنقذ كوكب المشتري من هذا المصير. قد يعمل المشتري أيضًا كـ "صائد مذنبات". المذنبات والكويكبات التي يمكن أن تسقط باتجاه النظام الشمسي الداخلي وتضرب العوالم الصخرية مثل الأرض يتم التقاطها بواسطة مجال جاذبية المشتري بدلاً من ذلك وتغرق في النهاية في سحب المشتري. ولكن في أوقات أخرى من تاريخ الأرض ، قد يكون للمشتري تأثير معاكس ، حيث يقذف الكويكبات في اتجاهنا - وهو أمر سيئ عادةً ، ولكنه ربما أدى أيضًا إلى وصول صخور غنية بالمياه إلى الأرض والتي أدت إلى الكوكب الأزرق الذي نعرفه اليوم.

النظام الشمسي المبكر وقرص الكواكب الأولية مع كوكب المشتري الشاب & # 8211 ج. ناسا

كوكب المشتري هو نافذة تطل على ماضي نظامنا الشمسي - ماضٍ محفور حرفيًا تحت غيوم كوكب المشتري ، وهذا هو سبب تسمية جونو ، المسبار الذي يدور حاليًا حول كوكب المشتري ، بهذا الاسم. تمكنت جونو ، زوجة المشتري في الميثولوجيا ، من النظر من خلال عباءة من الغيوم التي استخدمها المشتري لإخفاء نفسه وأفعاله غير المشروعة. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، فإننا نبحث من خلال غيوم المشتري في تاريخنا. دخل جونو مدار كوكب المشتري في 5 يوليو 2016 بعد سفره لما يقرب من خمس سنوات للوصول إلى عملاق الغاز. بعد سقوطه في جاذبية المشتري ، وصل جونو بسرعة 210.000 كم / ساعة ، وهي واحدة من أسرع سجلات السرعة التي سجلها أي جسم من صنع الإنسان.

جونو في مدار غريب الأطوار للغاية لمدة 53 يومًا. خلال بيريجوف ، أو أقرب اقتراب مداري ، قام جونو بقذف كوكب المشتري على ارتفاع 4200 كيلومتر ثم اجتازه إلى الخارج إلى 8.1 مليون. تم تصميم مدار جونو للتنقل عبر المناطق الأضعف من المجال المغناطيسي القوي بشكل لا يصدق للمشتري. ثانيًا في القوة بالنسبة للشمس نفسها ، يعمل المجال المغناطيسي لكوكب المشتري على تسريع الجسيمات عالية الطاقة من الشمس مما يخلق نطاقات إشعاعية قوية تحيط بالكوكب & # 8211 إشعاع القلي الإلكتروني. بالإضافة إلى الملاحة الذكية ، فإن إلكترونيات جونو مقواة ضد الإشعاع من خلال "قبو الإشعاع" & # 8211 وهو عبارة عن غلاف من التيتانيوم بسمك 1 سم يحتوي على معداتها العلمية الحساسة. إحدى المعدات التي تبهرنا جميعًا على الأرض هي JunoCam & # 8211 وهي كاميرا ملونة RGB تلتقط صورًا مرئية لسحب كوكب المشتري حيث يطير المسبار على الكوكب في غضون ساعتين فقط في كل مدار يقضي أقل وقت ممكن في إشعاع المشتري.

انطباع الفنان & # 8217s لجونو في كوكب المشتري & # 8211 ج. ناسا

في الآونة الأخيرة ، أكمل جونو Perijove 29 ونشر بعض الصور بواسطة "مهندس برمجيات ، ومراقب بيانات الكواكب والمناخ ، وفنان تصور البيانات العلمية" كيفن جيل. لدى Kevin صفحة Flickr مذهلة للغاية حيث ينشر صورًا تمت معالجتها من Juno بالإضافة إلى مهام أخرى مثل Saturn’s Cassini وكاميرا HiRISE التي تدور حول المريخ على Mars Reconnaissance Orbiter.

تمام. وأخيرًا ، لماذا أتيت إلى هنا: ها هو Juno's Perijove 29 تمت معالجته بواسطة Kevin Gill (يمكنك النقر فوق كل صورة لرؤية حجمها الكامل).

يمكنك أيضًا متابعة أعمال كيفن على Twitter (kevinmgill) و Instagram (apoapsys)

JunoCam ليس جزءًا من مهمة Juno العلمية الأساسية. لكن الكاميرا توفر وظيفة رئيسية - مما يسمح لجونو بإحضارنا طوال الرحلة. الذي أعتقد أنه مذهل حقًا. يُعتقد أحيانًا أن التصوير الفلكي هو فن أكثر منه علم. لكن بصفتي مصور فوتوغرافي للنجوم ، أعتقد أن هذه الصور تلهم علماء المستقبل ، والوعي العام بالبعثات العلمية الجارية ، ونأمل أن يدعم الجمهور تمويل العلوم. بالحديث عن ذلك ، ما الذي اكتشفه علمنا عن عوالمنا العملاقة العملاقة؟

أحد أعظم ألغاز كوكب المشتري هو ما يكمن في قلبه. ساعد جونو في تسوية نقاش مستمر في مجتمع علوم الكواكب حول كيفية تشكل كوكب المشتري. كان هناك احتمالان: الأول هو أن كوكب المشتري بدأ كعالم صخري - نواة تبلغ كتلته 10 أضعاف كتلة الأرض. اجتذبت جاذبية هذا اللب الهيدروجين والهيليوم المحيطين به حتى تشكل كوكب المشتري الذي نعرفه - ذلك العالم الصخري الأصلي المدفون تحت الدوامة المضطربة. الاحتمال الثاني هو أن الدوامات في قرص الكواكب الأولية الدورية لنظامنا الشمسي المبكر انهارت على نفسها وتشكل المشتري منها مباشرة بدون قلب صخري. تصف كلتا النظريتين ظروفًا مختلفة في بداية نظامنا الشمسي. كشف جونو عن شيء غريب ، ليس نواة صلبة ، بل نواة "ضبابية" أو "مخففة". يبدو أن كوكب المشتري قد تشكل بالفعل من جسم صخري ، ولكن بدلاً من أن يقع هذا اللب في مركز الكوكب ، فإنه ينتشر في جميع أنحاء الجزء الداخلي من كوكب المشتري. من المحتمل أن يكون تمييع اللب ناتجًا عن تأثير هائل بحجم كوكب المشتري أدى إلى تحطيم اللب الأولي ونشره عبر نصف قطر كوكب المشتري. تخيل أنك حاضر في حدث كهذا - كوكب المشتري يبتلع كوكبًا محتملاً في نظامنا الشمسي لم نعرفه أبدًا. كشف تاريخ مكانتنا في الفضاء. لقد علمنا أيضًا أن رياح كوكب المشتري تغوص في أعماق الغيوم الخارجية ، وأن البقعة الحمراء العظيمة يبلغ عمقها مئات الكيلومترات ، وقد رأينا أعاصيرًا عملاقة في القطب الشمالي والجنوبي لكوكب المشتري يمكن أن تبتلع بلدًا.

الأعاصير الحلزونية القطبية الجنوبية للمشتري بالأشعة تحت الحمراء بمقارنة الحجم مع الولايات المتحدة وتكساس & # 8211 JPL / NASA / Caltech

كوكب المشتري حاليًا هو ألمع كائن في سماء الليل بعد غروب الشمس. إذا كان لديك سماء صافية ويمكنك رؤيتها ، فابحث عن الجنوب! تذكر أن هذه النقطة المضيئة هي عالم عملاق يبلغ حجمه مئات المرات حجم الأرض ، ويبعد ملايين الكيلومترات ، وربما يكون أحد العوامل الرئيسية في وجودك. بواسطة Jove ، هذا رائع.


YIR III: من الأقزام إلى العمالقة & # 8211 مهمات Dawn و Juno و Cassini

بالانتقال إلى حزام الكويكبات وأبعد إلى عمالقة الغاز ، تحركت بعثات Dawn و Juno و Cassini التابعة لوكالة ناسا بعيدًا في مدار مضيفيها المعنيين & # 8211 مع استمرار Dawn في تحقيق عن قرب وشخصي للكوكب القزم سيريس ، وصول جونو الدقيق بشكل خيالي إلى كوكب المشتري ولكنه معطل بشكل محبط بدأ مهمته العلمية ، وبداية النهاية لمهمة كاسيني التي من المقرر أن تنتهي في سبتمبر 2017.

Dawn & # 8211 الكشف عن كوكب قزم سيريس:

هذا العام ، احتفلت Dawn بالذكرى السنوية الأولى لوصولها إلى Ceres ، وصرحت نائبة المحقق الرئيسي لـ Dawn ، كارول ريموند ، أن "سيريس تحدى توقعاتنا وفاجأنا بعدة طرق بفضل بيانات عام من Dawn. نحن نعمل بجد على الألغاز التي قدمتها لنا المركبة الفضائية ".

من بين أكثر ميزات سيريس غموضًا جبل أهونا مونس ، والذي ظهر على شكل نتوء صغير لامع كما تراه كاميرا Dawn في وقت مبكر من فبراير 2015 من مسافة 46000 كم (29000 ميل) قبل دخول المركبة الفضائية إلى المدار.

عندما خفضت Dawn ارتفاعها المداري تدريجيًا خلال عامها الأول ، ظهر شكل هذه الميزة الغامضة في دائرة الضوء.

من بعيد ، بدت Ahuna Mons على شكل هرم ، ولكن عند الفحص الدقيق ، من الأفضل وصفها بأنها قبة ذات جدران ملساء شديدة الانحدار.

تظهر أحدث صور Dawn لأهونا مونس ، التي تم التقاطها أقرب 120 مرة مما كانت عليه في فبراير 2015 ، قدرًا كبيرًا من المواد الساطعة على بعض منحدرات الجبل و # 8217 ، وأقل على أخرى.

قال كريس راسل ، المحقق الرئيسي لشركة Dawn: "لم يتوقع أحد جبلًا على سيريس ، خاصة جبل مثل أهونا مونس". "ما زلنا لا نملك نموذجًا مرضيًا لشرح كيفية تشكله."

لكن Ahuna Mons ليست الميزة الوحيدة في Ceres التي تهم العلماء.

على بعد حوالي 670 كم (420 ميل) شمال غرب أهونا مونس توجد أوكاتور كريتر & # 8211 والتي كشف تلسكوب هابل الفضائي أنها تحتوي على بقعة ساطعة بارزة على سطحها قبل وصول داون.

كشفت الملاحظات المدارية اللاحقة لـ Dawn أن هناك ما لا يقل عن 10 نقاط مضيئة في هذه الحفرة وحدها ، مع وجود ألمع منطقة في سيريس في وسط أوكاتور.

قال مارك ريمان ، كبير المهندسين ومدير البعثة في Dawn: "بدأت Dawn في رسم خرائط لسيريس عند أدنى ارتفاع لها في ديسمبر ، ولكن لم يسمح لها مسارها المداري حتى وقت قريب جدًا بمشاهدة ألمع منطقة أوكاتور".

بحلول أواخر أبريل ، أعاد Dawn صورًا جديدة مذهلة من ارتفاعات منخفضة (385 كم & # 8211240 ميل) لرسم خرائط لمدار الفوهات المادية اللامعة العديدة للكوكب القزم.

على وجه الخصوص ، كشفت رؤية Dawn لـ Haulani Crater ، التي يبلغ قطرها 34 كم (21 ميل) ، عن أدلة على حدوث انهيارات أرضية من حافة فوهة البركان & # 8211 ، مما يشير إلى أن الحفرة تشكل تشكيلًا جديدًا نسبيًا.

قال مارتن هوفمان ، المحقق المشارك في فريق كاميرا تأطير Dawn: "يعرض Haulani بشكل مثالي الخصائص التي نتوقعها من تأثير جديد على سطح Ceres".

كما أن الهيكل متعدد الأضلاع للحفرة جدير بالملاحظة لأن معظم الحفر الموجودة على أجسام الكواكب تكون دائرية تقريبًا ، ولكن الحواف المستقيمة الفريدة لبعض فوهات سيريان ، بما في ذلك هولاني ، ترجع إلى أنماط الإجهاد الموجودة مسبقًا والعيوب الموجودة تحت السطح.

علاوة على ذلك ، هناك فوهة بركان أخرى ، Oxo ، تقدم أيضًا تفردًا من حيث أن حافتها منحدرة & # 8211 تشير إلى منطقة سقطت فيها المواد تحت السطح & # 8211 وأن ​​أرضية فوهة البركان تحتوي على معادن لم يتم ملاحظتها في أي مكان آخر على سطح سيريس.

ومع ذلك ، ظل التركيز الكبير على فوهة أوكاتور ، وبحلول منتصف العام ، أعادت Dawn أخيرًا معلومات كافية عنها حتى أن العلماء كانوا يكتسبون فهمًا أفضل لتكوينها.

في نهاية شهر يونيو ، أعلنت وكالة ناسا عن نتائج مفادها أن المناطق المضيئة في أوكاتور تحتوي على أعلى تركيز لمعادن الكربونات التي شوهدت خارج الأرض.

"هذه هي المرة الأولى التي نرى فيها هذا النوع من المواد في أماكن أخرى من النظام الشمسي بكمية كبيرة ،" قالت ماريا كريستينا دي سانكتيس ، المحققة الرئيسية في مطياف رسم الخرائط المرئي والأشعة تحت الحمراء في Dawn.

على وجه التحديد ، فإن المعدن السائد في هذه المنطقة المضيئة هو كربونات الصوديوم ، وهو ملح موجود على الأرض في البيئات الحرارية المائية.

في سيريس ، يبدو أن المادة جاءت من داخل الكوكب القزم ، بعد أن تم رفعها إلى السطح بواسطة كويكب اصطدام & # 8211 مما يشير إلى أن درجات الحرارة داخل سيريس أكثر دفئًا مما كان يعتقد سابقًا.

والأمر الأكثر إثارة للاهتمام هو أن النتائج تشير إلى أن المياه السائلة ربما كانت موجودة تحت سطح سيريس في العصر الجيولوجي الحديث وأن الأملاح يمكن أن تكون بقايا محيط أو مسطحات مائية محلية وصلت إلى السطح ثم تجمدت منذ ملايين السنين.

قال دي سانكتيس: "المعادن التي وجدناها في منطقة أوكاتور المركزية المضيئة تتطلب تغييرًا بالمياه". "تدعم الكربونات فكرة أن لدى سيريس نشاطًا حراريًا داخليًا ، مما دفع هذه المواد إلى السطح داخل أوكاتور."

جاء إعلان الاكتشاف هذا قبل يوم واحد فقط من إنهاء Dawn مهمتها الأولية في 30 يونيو.

في هذا الوقت ، التقطت Dawn 69000 صورة ، وأكملت 48000 ساعة من دفع المحرك الأيوني ، وجمعت أكثر من 132 جيجابايت من البيانات العلمية ، وأكملت 2450 مدارًا من Vesta و Ceres ، وسافرت 3.5 مليار ميل منذ الإطلاق ، واكتشفت عالمين جديدين.

في 1 يوليو ، دخلت Dawn مهمتها الموسعة ، والتي ستشهد استمرار المركبة في العمل في مدار سيريس حتى عام 2017 & # 8211 ، وعند هذه النقطة ، نظرًا لمدارها المستقر للغاية للكوكب القزم ، ستصبح قمرًا صناعيًا دائمًا لسيريس .

بحلول نهاية شهر يوليو ، أعادت Dawn المعلومات التي ساعدت العلماء على البدء في الإجابة على سؤال حول ما حدث لجميع حفر سيريس الكبيرة.

في الوقت الحاضر ، يغطي سيريس عدد لا يحصى من الحفر الصغيرة ، ولكن لا يزيد قطر أي منها عن 280 كم (175 ميل). بالنسبة للعلماء ، يعد هذا لغزًا كبيرًا نظرًا لأن الكوكب القزم يجب أن يكون قد اصطدم بالعديد من الكويكبات الكبيرة خلال حياته البالغة 4.5 مليار سنة.

قال سيمون مارشي ، كبير الباحثين في معهد ساوث ويست للأبحاث: "لقد توصلنا إلى أن عددًا كبيرًا من الفوهات الكبيرة في سيريس قد تم طمسها إلى درجة يتعذر التعرف عليها على نطاق زمني جيولوجي ، وهو على الأرجح نتيجة التكوين الغريب لسيريس والتطور الداخلي". .

قامت مارشي وزملاؤها بنمذجة تصادمات أجسام أخرى مع سيريس منذ تشكل الكوكب القزم & # 8217s ، وتنبأت هذه النماذج بأن سيريس يجب أن تحتوي على ما يصل إلى 10 إلى 15 حفرة أكبر من 400 كيلومتر (250 ميل) في القطر ، و 40 حفرة أكبر على الأقل. أكثر من 100 كم (60 ميل).

ومع ذلك ، أظهر Dawn أن سيريس بها 16 حفرة فقط أكبر من 100 كيلومتر ، ولا يزيد قطرها عن 280 كيلومترًا.

قال مارشي: "مهما كانت العملية أو العمليات ، فإن هذا التدمير للحفر الكبيرة يجب أن يكون قد حدث على مدى عدة مئات من الملايين من السنين".

قد يكون أحد الأسباب المحتملة لعدم وجود حفر كبيرة مرتبطًا بالبنية الداخلية لسيريس.

على وجه التحديد ، نظرًا لأن الطبقات العليا لسيريس تحتوي على الجليد والأملاح & # 8211 وهي أقل كثافة من الصخور & # 8211 ، فإن التضاريس يمكن أن "تسترخي" أو تنعم بسرعة أكبر إذا كان الجليد أو الملح يهيمن على التكوين تحت السطحي.

علاوة على ذلك ، فإن النشاط الحراري المائي السابق ، والذي ربما يكون قد أثر على ارتفاع الأملاح إلى السطح في أوكاتور كريتر ، يمكن أن يكون له أيضًا علاقة بمحو الحفر.

إذا كان لسيريس نشاط بركاني جليدي واسع النطاق في الماضي ، فمن الممكن أن تتدفق المواد المبردة المقذوفة عبر السطح وربما دفنت الحفر الكبيرة الموجودة مسبقًا.

ومع ذلك ، لم تكن السمات السطحية لسيريس فقط هي التي تعلم العلماء المزيد عنها هذا العام.

في أغسطس ، ساعدت دراسة متأنية للتغيرات الدقيقة في مدار Dawn منذ السنة الأولى من مهمتها المدارية العلماء على اكتساب فهم أفضل لمجال الجاذبية لسيريس & # 8211 وبالتالي تكوينه الداخلي.

قال رايان بارك ، المشرف على مجموعة ديناميكيات النظام الشمسي في مختبر الدفع النفاث: "تشير البيانات إلى أن سيريس ذات تصميم داخلي ضعيف ، وأن الماء والمواد الخفيفة الأخرى منفصلة جزئيًا عن الصخور أثناء مرحلة التسخين في وقت مبكر من تاريخها".

من بين الأشياء المؤكدة حول سيريس في عودة البيانات هذه أن سيريس لديه توازن هيدروستاتيكي & # 8211 مما يعني أن باطنه ضعيف بدرجة كافية بحيث يكون شكله محكومًا بكيفية دوران الكوكب القزم.

أثبت هذا التأكيد صحة أحد الأسباب التي جعلت الاتحاد الفلكي الدولي يصنف سيريس على أنه كوكب قزم في عام 2006.

علاوة على ذلك ، تشير البيانات إلى أن سيريس متمايزة & # 8211 مما يعني أنه يحتوي على طبقات مميزة تركيبيًا على أعماق مختلفة ، مع الطبقة الأكثر كثافة في القلب.

تمكن العلماء أيضًا من تأكيد أن سيريس أقل كثافة بكثير من الأرض والقمر وفيستا والأجرام الصخرية الأخرى في نظامنا الشمسي.

قادت البيانات العلماء أيضًا إلى استنتاج أن الوشاح الضعيف لسيريس يمكن دفعه جانبًا بسبب كتلة الجبال والتضاريس العالية الأخرى في الطبقة الخارجية & # 8211 كما لو أن المناطق المرتفعة "تطفو" على المادة أدناه.

بشكل عام ، من خلال دمج هذه المعلومات الجديدة مع البيانات السابقة من Dawn حول تكوين سطح Ceres & # 8217 ، بدأ العلماء في إعادة بناء تاريخ Ceres & # 8211 حيث يجب أن يكون الماء متحركًا في باطن الأرض القديم بينما لم يسخن الجزء الداخلي حتى درجات الحرارة التي تذوب فيها السيليكات وتتشكل نواة معدنية.

بعد هذا الإعلان ، بدأ مراقبو Dawn في المناورة بالمركبة الفضائية إلى مدارها الأعلى ، والمتمدد للمهمة في أوائل سبتمبر.

كانت Dawn & # 8211 لمدة ثمانية أشهر & # 8211 في مدارها العلمي على ارتفاع منخفض ، ولكن نظرًا لتمديد مهمتها والإمداد المحدود من الهيدرازين لعمليات التوجيه ، قررت وحدات التحكم رفع مدار Dawn لمهمتها الممتدة حتى يتمكن الهيدرازين يتم استخدامها بشكل مقتصد.

"معظم المركبات الفضائية لن تكون قادرة على تغيير ارتفاعها المداري بهذه السهولة. ولكن بفضل نظام الدفع الأيوني الفريد من Dawn ، يمكننا المناورة بالسفينة للحصول على أكبر عائد علمي من المهمة المتبقية "، قال مارك رايمان.

ستدفع مناورة رفع المدار ، والتي بدأت من ارتفاع 385 كم (240 ميل) ، داون إلى 1460 كم (910 ميل) فوق سطح سيريس & # 8211 تقريبًا حول المدار الذي انزلق فيه Dawn لأول مرة إلى مدار حول الكوكب القزم .

في سبتمبر أيضًا ، نشر علماء Dawn معلومات عن اكتشاف محتمل لجو مؤقت حول الكوكب القزم.

ظهر هذا الاكتشاف المفاجئ بعد أن لاحظ كاشف أشعة جاما والنيوترون (GRaND) ​​التابع لـ Dawn أدلة على أن سيريس قام بتسريع الإلكترونات من الرياح الشمسية إلى طاقات عالية جدًا على مدار ستة أيام.

من الناحية النظرية ، يمكن للتفاعل بين الجسيمات النشطة للرياح الشمسية وجزيئات الغلاف الجوي أن يفسر ملاحظات GRaND.

سيكون الغلاف الجوي المؤقت أيضًا متسقًا مع اكتشافات بخار الماء عبر مرصد هيرشل الفضائي في 2012-2013.

يمكن أن تكون الإلكترونات التي اكتشفها GRaND قد نتجت عن اصطدام الرياح الشمسية بجزيئات الماء التي لاحظها هيرشل ، لكن العلماء يبحثون أيضًا في تفسيرات بديلة.

قال راسل: "نحن متحمسون جدًا لمتابعة هذا والاكتشافات الأخرى حول هذا العالم الرائع".

وصول Juno & # 8211 Triumphant ، أقل من بداية رائعة للمهمة العلمية:

في الأصل ، كان على جونو أن يكمل اثنين من هذه المدارات التي يبلغ طولها 53.4 يومًا قبل إجراء حرق بيريجوف في 19 أكتوبر ، والذي كان من شأنه أن يغير مداره إلى مدار علمي مدته 14 يومًا قبل المهمة.

ومع ذلك ، قبل أيام قليلة من هذا الحرق المجدول ، لاحظ المتحكمون مشكلة في الأداء مع زوج من الصمامات التي تعد جزءًا من نظام ضغط الوقود في Juno.

في ذلك الوقت ، قال ريك نيباكن ، مدير مشروع جونو ، "يشير القياس عن بعد إلى أن اثنين من صمامات فحص الهيليوم اللذان يلعبان دورًا مهمًا في إطلاق المحرك الرئيسي للمركبة الفضائية لم يعملان كما هو متوقع أثناء تسلسل الأوامر.

كان من المفترض أن تفتح الصمامات في بضع ثوانٍ ، لكن الأمر استغرق عدة دقائق.

قام المتحكمون في وقت لاحق بتأخير حرق تعديل المدار المخطط لإتاحة الوقت لدراسة المشكلة.

حتى كتابة هذه السطور ، لم تحدد وحدات التحكم حتى الآن أفضل طريقة للمضي قدمًا وتقوم حاليًا بالتحقيق في الارتباط المحتمل للصمامات بأعطال مماثلة في Akatsuki و Intelsat الأقمار الصناعية.

بالنسبة إلى جونو ، كان هذا يعني المزيد من مدارات المشتري في مداره الأطول.

حاليًا ، أكملت المركبة الفضائية ثلاث رحلات طيران قريبة فقط من كوكب المشتري & # 8211 دون احتساب التحليق الذي حدث ليلة وصوله.

حدثت الرحلة الجوية الثالثة في 11 ديسمبر ، ومن المقرر الآن أن تكون الرحلة الرابعة في 2 فبراير 2017.

للمقارنة ، عندما حدثت الرحلة الجوية الثالثة في 11 ديسمبر ، كان من المفترض أن تستعد جونو لتحليقها الخامس.

الآن ، إذا كان المتحكمون غير قادرين أو غير راغبين في إجراء عملية حرق تعديل المدار ، فإن التأثيرات على المهمة العلمية وكذلك المدة المخطط لها للمهمة غير معروفة إلى حد ما

ما هو معروف هو أن كمية ونوعية العلم الذي تم جمعه خلال رحلة طيران قريبة لا يتأثران بالمدار المطول & # 8211 الذي له قفزة أكبر بكثير من المدار العلمي القياسي ولكنه شبه متطابق تقريبًا.

ومع ذلك ، فقد التزمت ناسا الصمت بشأن تأثير المدار المطول على العلم الذي تم جمعه في نقاط أخرى في المدار وتأثير التعرض المطول لمجال الإشعاع القاسي لكوكب المشتري على أدوات المركبة & # 8211 التي تتلقى الآن أقل بقليل من 4 أضعاف كمية التعرض للإشعاع بين رحلات الطيران العلمية القريبة لكوكب المشتري.

علاوة على ذلك ، من المقرر أن تستمر مهمة جونو حتى فبراير 2018 ورقم 8211 ، وفي ذلك الوقت من المتوقع أن يتم إخراج جونو من مداره في الغلاف الجوي لكوكب المشتري بسبب فشل النظام الناتج عن الإشعاع الشديد.

بالإضافة إلى ذلك ، تدعو توجيهات مهمة جونو إلى ما لا يقل عن 7 إلى 10 رحلات طيران تشغيلية لكوكب المشتري لتحقيق الحد الأدنى من نجاح المهمة.

نظرًا لملف تعريف النهج المسبق للوضع الآمن الذي تم إطلاقه في أكتوبر ، لم تحدث أول رحلة طيران تشغيلية حتى 11 ديسمبر & # 8211 على الرغم من أن هذا لم يكن طيرانًا جاهزًا للعمل بشكل كامل كأداة مهمة ، كان Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM) غير نشط بسبب الحاجة إلى تحميل تصحيح البرنامج للسماح لبرنامج Juno بمعالجة المعلومات من JIRAM.

في الوقت الحالي ، إذا أُجبر جونو على البقاء في مداره الذي يستغرق 53.4 يومًا ، وإذا كان لا يزال بحاجة إلى التخلص منه عن قصد في جو المشتري في فبراير 2018 ، فإن المهمة لديها فرصة كبيرة لعدم تلبية الحد الأدنى من معايير نجاح المهمة فعليًا أو بالكاد.

Cassini & # 8211 بعد 19 عامًا من الإطلاق ، يستعد المسبار الصغير الجريء لمخرجه Grand Finale:

كان الحدث الرئيسي الأول لكاسيني هذا العام هو الملاحظة المصممة بعناية للقمر إنسيلادوس أثناء تحجبه & # 8211 مر أمامه ، كما شوهد من موقع محدد & # 8211 النجم إبسيلون أوريونيس ، النجم المركزي في حزام أوريون.

شهدت ملاحظات كاسيني السابقة للقمر إنسيلادوس ثورات بركانية قطبية تنثر ثلاثة أضعاف كمية الغبار الجليدي في الفضاء عندما اقترب القمر من aposaturnium & # 8211 الأبعد نقطة في مداره الإهليلجي حول زحل.

لكن العلماء لم تتح لهم الفرصة لمعرفة ما إذا كان جزء الغاز من الانفجارات & # 8211 والذي يمثل غالبية كتلة العمود & # 8211 قد زاد أيضًا في هذا الوقت.

لقد حصلوا على هذه الفرصة في 11 مارس & # 8230 وكانت النتائج مفاجئة.

خلال مراقبة مخططة بعناية ، وضعت كاسيني نظرتها على إبسيلون أوريونيس ، وفي الوقت المحدد ، كان إنسيلادوس & # 8211 تقريبًا في aposaturnium & # 8211 وانزلق عمود ثورانه أمام النجم.

قام مطياف التصوير بالأشعة فوق البنفسجية (UVIS) من كاسيني بقياس كيف أدى بخار الماء في العمود إلى تعتيم الضوء فوق البنفسجي الخاص بـ Epsilon Orionis ، وبالتالي كشف كمية الغاز التي يحتويها العمود.

نظرًا لظهور الكثير من الغبار الجليدي الإضافي في هذه المرحلة من مدار إنسيلادوس ، توقع العلماء قياس كمية أكبر بكثير من الغاز في العمود.

ولكن بدلاً من الزيادة الكبيرة المتوقعة في إنتاج الغاز ، لم تشهد UVIS سوى زيادة بنسبة 20٪ في إجمالي كمية الغاز.

قالت عالمة كاسيني كاندي هانسن: "لقد سعينا وراء التفسير الأكثر وضوحًا أولاً ، لكن البيانات أخبرتنا أننا بحاجة إلى البحث بشكل أعمق".

دفع هذا هانسن وزملاؤها إلى التركيز على إحدى نفاثات إنسيلادوس التي تنفث القذف والتي تم اكتشاف أنها أكثر نشاطًا بأربع مرات مما كان متوقعًا & # 8211 تنتج 8٪ من إجمالي غاز العمود المرصود بالغطاء بدلاً من 2٪ فقط كما كان متوقعًا.

وهكذا ، كشفت ملاحظة الغيب أن بعض النفاثات الضيقة على الأقل التي تنفجر من انفجار سطح القمر مع زيادة الغضب عندما يكون القمر في aposaturnium & # 8211 ولكن لماذا كان الغاز في العمود أقل بكثير مما كان متوقعًا لا يزال لغزا .

ومع ذلك ، توفر الملاحظات الجديدة رؤى مفيدة حول ما يمكن أن يحدث مع السباكة تحت الأرض & # 8211 الشقوق والتصدعات التي من خلالها تشق المياه من المحيط الجوفي الذي يحتمل أن يكون صالحًا للسكن طريقها إلى الفضاء.

"كنا نظن أن كمية بخار الماء في العمود الكلي ، عبر المنطقة القطبية الجنوبية بأكملها ، تتأثر بشدة بقوى المد والجزر من زحل. قال لاري إسبوزيتو ، رئيس فريق UVIS ، بدلاً من ذلك ، وجدنا أن الطائرات الصغيرة هي ما يتغير

بعد هذه الملاحظة ، حدث أول إصدار علمي رئيسي من بيانات كاسيني التي تم جمعها سابقًا في أبريل عندما أعلن العلماء تأكيدًا لاكتشاف عام 2014 أن بحر ليجيا ماري على تيتان كان يتكون أساسًا من الميثان السائل.

قالت أليس لو غال ، عضوة فريق رادار كاسيني: "قبل كاسيني ، توقعنا أن نجد أن ليجيا ماري ستتكون في الغالب من الإيثان ، الذي يتم إنتاجه بكثرة في الغلاف الجوي عندما تكسر أشعة الشمس جزيئات الميثان عن بعضها".

"بدلاً من ذلك ، يتكون هذا البحر في الغالب من الميثان النقي."

جاء تأكيد اكتشاف عام 2014 من البيانات التي تم جمعها باستخدام رادار كاسيني أثناء تحليق تيتان بين عامي 2007 و 2015.

ولكن مع هذا الاكتشاف & # 8211 كما تفعل معظم الأشياء في العلوم & # 8211 ظهرت مجموعة من الأسئلة الجديدة ، أحدها كيف يتم تجديد الميثان في البحيرة.

قال لو غال: "إما أن يتم تجديد Ligeia Mare عن طريق هطول الميثان الجديد أو أن هناك شيئًا ما يزيل الإيثان منه". "من الممكن أن ينتهي المطاف بالإيثان في القشرة تحت سطح البحر ، أو أنه يتدفق بطريقة ما إلى البحر المجاور ، كراكن ماري. لكن هذا سيتطلب المزيد من التحقيق ".

كشفت نفس البيانات أيضًا أن الخط الساحلي لـ Ligeia Mare قد يكون مساميًا ومغمرًا بالهيدروكربونات السائلة.

تأتي هذه الفرضية من بيانات كاسيني التي لم تظهر أي فرق كبير بين درجة حرارة البحر ودرجة حرارة الشاطئ طوال فصل الشتاء المحلي إلى الإطار الزمني للربيع.

توقع العلماء أن & # 8211 مثل الأرض & # 8211 سوف ترتفع درجة حرارة التضاريس الصلبة المحيطة بسرعة أكبر من البحر.

قال ستيف وول ، نائب رئيس فريق رادار كاسيني في مختبر الدفع النفاث: "إنه إنجاز رائع للاستكشاف حيث نقوم بعمل علم المحيطات خارج كوكب الأرض على قمر فضائي". "لقد فاز تيتان للتو & # 8217t توقف عن مفاجأتنا."

والقمر لم يتوقف عن الدهشة طوال العام.

في 25 يوليو ، أجرت كاسيني تحليقها الثاني والعشرين بالقرب من تيتان ، ملاحظًا الكثبان الطويلة والخطية للقمر ، والتي يُعتقد أنها تتكون من حبيبات مشتقة من الهيدروكربونات التي استقرت خارج الغلاف الجوي لتيتان.

أظهرت كاسيني أن الكثبان الرملية من هذا النوع تحيط بمعظم خط استواء تيتان ، ويستخدم العلماء الكثبان الرملية للتعرف على الرياح والرمال التي تتكون منها الكثبان والتغيرات الطوبوغرافية.

سمحت الرحلة الجوية لكاسيني أيضًا بالتحقيق في منطقة غامضة تُعرف باسم Xanadu Annex.

تم تصوير منطقة Xanadu الرئيسية لأول مرة في عام 1994 بواسطة تلسكوب هابل الفضائي وكانت أول ميزة سطحية تم التعرف عليها على تيتان.

كشفت بيانات Cassini الجديدة أن ملحق Xanadu كان يتألف من نفس النوع من التضاريس الجبلية التي لوحظت في Xanadu.

بشكل عام ، على الرغم من ذلك ، لا يزال Xanadu وملحقه غامضًا حيث تظهر التضاريس الجبلية في أماكن أخرى على Titan في بقع صغيرة منعزلة. لكن Xanadu تغطي مساحة كبيرة.

قال روزالي لوبيز ، عضو فريق رادار كاسيني في مختبر الدفع النفاث: "يبدو أن هذه المناطق الجبلية هي أقدم التضاريس على تيتان ، وربما بقايا القشرة الجليدية قبل أن تغطيها رواسب عضوية من الغلاف الجوي".

ومع ذلك ، فإن مراقبة Xanadu والتضاريس في نصف الكرة الجنوبي خلال Titan flyby 122 تمثل الملاحظة النهائية لأهداف نصف الكرة الجنوبي لكاسيني.

في أغسطس ، عندما حلقت كاسيني بالقرب من تيتان مرة أخرى ، ركزت على & # 8211 وكذلك الرحلات الجوية الثلاثة المتبقية & # 8211 على منطقة بحيرة نصف الكرة الشمالي.

خلال رحلة الطيران في أغسطس ، اكتشفت كاسيني أخاديد عميقة شديدة الانحدار على تيتان مغمورة بالهيدروكربونات السائلة.

يمثل هذا الاكتشاف أول دليل مباشر على وجود قنوات مملوءة بالسائل على تيتان ، بالإضافة إلى أول ملاحظة لأودية بعمق مئات الأمتار.

بعد ذلك ، عندما عادت كاسيني إلى تيتان في 30 نوفمبر ، تم تصميم رحلة الطيران بعناية لدفع كاسيني برفق إلى المرحلة الأولى من مدارها قبل الأخير.

دفع الدفع من جاذبية تيتان إلى تغيير مدار كاسيني بدرجة كافية لإرسال المسبار إلى أعلى وأسفل أقطاب زحل وقريبًا بشكل مثير للدهشة من الحواف الخارجية لحلقات زحل.

نتج عن المدار الجديد فترة مدارية مدتها سبعة أيام ، وستؤدي كاسيني 20 من مدارات الرعي الحلقية هذه.

عندما تحركت كاسيني نحو الانتهاء من أول هذه المدارات وأول رعي دائري لها ، أطلقت المركبة محركها الرئيسي لمدة 6 ثوانٍ في الساعة 07:09 بتوقيت شرق الولايات المتحدة في 4 ديسمبر & # 8211 قبل حوالي ساعة واحدة من الرعي الدائري الأول.

أكمل حرق المحرك تغيير مدار كاسيني لوضع المركبة في الموضع المناسب لمهمتها قبل الأخيرة المكونة من 20 مدارًا.

في الساعة 08:09 بتوقيت شرق الولايات المتحدة في نفس اليوم ، كانت كاسيني ترعى عبر الحلقة الخارجية الباهتة من زحل.

بعد بضع ساعات من عبور الطائرة الحلقية ، بدأت كاسيني مسحًا كاملاً عبر الحلقات بتجربة علوم الراديو لدراسة بنية الحلقات بتفصيل كبير.

قالت ليندا سبيلكر ، عالمة مشروع كاسيني في مختبر الدفع النفاث: "لقد استغرق الأمر سنوات من التخطيط ، ولكن الآن بعد أن وصلنا أخيرًا هنا ، فإن فريق كاسيني بأكمله متحمس لبدء دراسة البيانات التي تأتي من مدارات الرعي هذه".

"هذا وقت رائع في ما كان بالفعل رحلة مثيرة."

في 11 كانون الأول (ديسمبر) ، أكملت كاسيني غطسها الدائري الثاني ، وأعادت صورًا مذهلة ومقربة لما يمكن القول إنه الهيكل الأكثر روعة في النظام الشمسي.

ولكن على الرغم من كونها مذهلة وغنية علميًا مثل الصور ، فهي تذكير بأن كل الأشياء الجيدة يجب أن تنتهي.

"هذه هي بداية النهاية لاستكشافنا التاريخي لكوكب زحل. دع هذه الصور & # 8211 وتلك القادمة & # 8211 تذكرك بأننا عشنا مغامرة جريئة وجريئة حول أروع كوكب في النظام الشمسي ، "قالت كارولين بوركو ، قائدة فريق التصوير في كاسيني في معهد علوم الفضاء.

ستعمل السلسلة الحالية من مدارات Ring-Grazing Orbits على إعداد كاسيني لتحليق أخير على تيتان في 22 أبريل 2017 ورقم 8211 في رحلة جوية ستعلن بداية النهائي الكبير لكاسيني.

ستبدأ المواجهة الأخيرة مع تيتان ، المصممة لجعل مدار كاسيني يقفز فوق حلقات زحل ، في 22 مدارًا متتاليًا من Grand Finale والذي سيأخذ كاسيني في فجوة تبلغ 2400 كيلومتر (1500 ميل) بين زحل وأغلب حلقاته الداخلية.

ستبلغ هذه المدارات الـ 22 ذروتها في 15 سبتمبر 2017 الساعة 08:07 بتوقيت شرق الولايات المتحدة (12:07 بالتوقيت العالمي) عندما تغرق كاسيني في الغلاف الجوي لكوكب زحل وترسل أكبر قدر ممكن من البيانات إلى أن تودع كاسيني.

(سيتم نشر الجزء 4 & # 8211 Pluto & # 8211 من مراجعة العام المكون من 5 أجزاء من NASASpaceflight.com في الأيام القادمة)

(الصور: NASA والفنان L2 Nathan Koga. يمكن * العثور على المعرض الكامل لصور Nathan's L2 * هنا *)


الشروط الاساسية

الشفق القطبي هو انبعاث أنواع مختلفة من الضوء (الأشعة تحت الحمراء أو المرئية أو فوق البنفسجية أو الأشعة السينية) من الغلاف الجوي العلوي لكوكب بسبب اصطدام الجسيمات المشحونة كهربائيًا بذرات الغازات في الغلاف الجوي من الأعلى. على الأرض ، غالبًا ما نطلق على الشفق القطبي الأضواء الشمالية والجنوبية. كوكب المشتري لديه الشفق القطبي الذي هو أكثر إشراقًا وقوة من الأرض و rsquos بعدة مرات. الشفق القطبي هو نتيجة وجود كوكب له مجال مغناطيسي ، ويتأثر كوكب المشتري ورسكووس بشكل كبير بالدوران السريع للكوكب و rsquos.

اتجاه المركبة الفضائية و rsquos ، أي الاتجاه الذي تشير إليه. لدى Juno نظام للتحكم في الموقف يتكون من أربع مجموعات من الدافعات التي تسمح للمركبة الفضائية بتغيير اتجاهها في الفضاء.

الجسيمات التي تتكون منها الذرات ، مثل الإلكترونات والنيوترونات والبروتونات.

طبقة الغازات المحيطة بكوكب أو قمر. جو المشتري و rsquos هو في الغالب غاز الهيدروجين والهيليوم.

تم إطلاق المركبة الفضائية جونو على متن صاروخ أطلس V 551 في 5 أغسطس 2011. يشير أطلس إلى عائلة من مركبات الإطلاق المستهلكة التي لعبت دورًا رئيسيًا في تاريخ الفضاء الأمريكي ويعود تاريخها إلى الخمسينيات من القرن الماضي. يستخدم Atlas V (في الخدمة منذ عام 2002) معززًا أساسيًا من صفر إلى خمسة ، معززات صاروخية صلبة (SRBs) ومرحلة عليا من Centaur وواحدة من العديد من انسيابات الحمولة الصافية.

غالبًا ما تسمى الأنظمة الكبيرة ذات الضغط العالي في أجواء الكواكب بالدوامات المضادة. يوجد إعصار مضاد حيث يغوص الهواء الأكثر برودة (وبالتالي الأثقل) على ارتفاعات أعلى في حركات لولبية للوصول إلى ارتفاعات منخفضة. تنتج الحركة الدائرية للرياح في الكتل الهوائية الكبيرة مثل الأعاصير والأعاصير المضادة من دوران الكوكب و rsquos. على الأرض والمشتري (والكواكب الأخرى التي تدور في نفس الاتجاه) ، تدور الأعاصير المضادة في اتجاه عقارب الساعة في نصف الكرة الشمالي وعكس اتجاه عقارب الساعة في نصف الكرة الجنوبي. Jupiter & rsquos Great Red Spot هو مثال كبير على ميزة مضادة للكسر.

مركب كيميائي يتكون من عناصر الأكسجين والهيدروجين والنيتروجين والكلور الذي يستخدم في محركات الصواريخ الصلبة ، مثل معززات الصواريخ الصلبة في مركبة الإطلاق Juno & rsquos Atlas V. فوق كلورات الأمونيوم هو عامل مؤكسد قوي ، مما يعني أنه يسمح لوقود الصواريخ بالاحتراق بسرعة وكفاءة عالية ، مما ينتج عنه قدر كبير من الدفع.

هيدرو كبريتيد الأمونيوم مركب كيميائي مصنوع من عناصر النيتروجين والهيدروجين والكبريت مع الصيغة الكيميائية NH4SH. على كوكب المشتري ، أسفل الطبقة العليا من السحب المكونة من بلورات الأمونيا الجليدية ، يُعتقد أن هناك طبقة من غيوم هيدروسلفيد الأمونيوم.

يُعتقد أن الطبقة العليا من السحب ، والتي عادة ما تكون بيضاء اللون ، على المشتري تتكون من جليد الأمونيا. على الأرض ، تتكون السحب البيضاء الناعمة من بلورات الجليد. على كوكب المشتري ، يمكن أن يتشكل نفس النوع من الغيوم ، لكن البلورات مصنوعة من الأمونيا (NH3) بدلاً من الماء (H20). يعتقد العلماء أنه من الممكن أن يكون تكوين غيوم الأمونيا الرقيقة على ارتفاعات عالية قد تسبب في اختفاء أحد أحزمة كوكب المشتري ورسكووس (الحزام الاستوائي الجنوبي الداكن) على ما يبدو في عام 2010.

الأمونيا مركب كيميائي قوي الرائحة مصنوع من عنصري النيتروجين والهيدروجين. لها الصيغة الكيميائية NH3. إلى جانب الماء والميثان ، تعتبر الأمونيا أحد المركبات الرئيسية التي تتكون منها الجليد الموجود في النظام الشمسي الخارجي. يُعتقد أن الطبقة العليا من السحب ، والتي عادة ما تكون بيضاء اللون ، على كوكب المشتري تتكون من جليد الأمونيا. على الأرض ، تعتبر الأمونيا مكونًا شائعًا في منتجات مثل منظف النوافذ وأملاح الرائحة.

لدى Juno ثلاثة هوائيات منخفضة الكسب ، أحدها موجود على سطحه الأمامي (F-LGA) ، واثنان موجودان على ظهره الخلفي (A-LGA و T-LGA). [السطح الأمامي هو المكان الذي يتم فيه تركيب الهوائي الكبير عالي الكسب على شكل صحن (HGA) على السطح الخلفي حيث يوجد المحرك الرئيسي.] تم استخدام LGA الخلفي خلال الفترة في عام 2013 عندما تكون المركبة الفضائية داخل الأرض و rsquos المدار والزاوية المكونة من الشمس وجونو والأرض أكبر من 110 درجة.

تُستخدم البوصلة النجمية المتقدمة ، أو ASC ، لتوفير معلومات دقيقة حول كيفية توجيه مركبة جونو الفضائية في الفضاء. يقوم بذلك عن طريق مقارنة خريطة نجوم على متن الطائرة مع صور السماء التي التقطتها كاميرتان CCD. تم بناء ASC من قبل الجامعة التقنية في الدنمارك.

المؤشرات الحيوية ، أو البصمات الحيوية ، هي دليل على وجود حياة على جسم كوكبي. من الناحية المثالية ، قد يوفر المرقم الحيوي توقيعًا كيميائيًا يشير إلى حدوث عملية بيولوجية مميزة في العالم. على سبيل المثال ، يمكن التعرف على مثل هذا التوقيع في طيف كوكب وضوء rsquos.

الشريط هو وحدة لقياس الضغط الجوي. بار واحد من الضغط (يسمى أيضًا الغلاف الجوي الواحد) يساوي تقريبًا ضغط الهواء على الأرض عند مستوى سطح البحر. يقدر الضغط في مركز كوكب المشتري بحوالي 50 مليون بار.

داخل الغلاف الجوي ، الحمل الحراري هو نوع من الدوران يرتفع فيه الهواء الدافئ القادم من أعمق في الغلاف الجوي بينما يغرق الهواء الأكثر برودة من الارتفاعات العالية. لا يزال كوكب المشتري ساخنًا من الداخل منذ تكوينه قبل 4.6 مليار سنة ، والحمل الحراري هو الطريقة الرئيسية التي يمكن للحرارة من خلالها الخروج من الكوكب وداخله. يمكن أن يحدث الحمل الحراري أيضًا داخل السوائل (على سبيل المثال وعاء الحساء أو الكراميل الساخن المغلي على سطح الموقد) وفي البلازما (كما هو الحال في الشمس).

مادة سائلة أو غازية أو بلازما يمكن للإلكترونات أن تتدفق فيها ، مما يجعل السائل قادرًا على توصيل الكهرباء. عندما يدور سائل موصل كهربائيًا ، فإنه يولد مجالًا مغناطيسيًا. اللب الخارجي Earth & rsquos عبارة عن محيط من الحديد السائل الساخن في حركة مستمرة يولد دورانه كوكبنا والمجال المغناطيسي rsquos. داخل كوكب المشتري ، يعتقد العلماء أن الهيدروجين الخاص به مضغوط عن طريق الجاذبية في شكل سائل يمكنه توصيل الكهرباء ، وبالتالي فهو سائل موصل يولد الكوكب والمجال المغناطيسي rsquos.

الداعم الأساسي المشترك هو المرحلة الأولى الكبيرة من صاروخ أطلس الخامس الذي أطلق جونو في الفضاء.

المذنب هو كتلة جليدية من الأوساخ تتكون من الغازات المتجمدة والصخور والغبار ، وبقايا من التكوين المبكر لنظامنا الشمسي. ربما تصادمت العديد من الأجسام الشبيهة بالمذنبات وتلتصق ببعضها البعض لتشكل النواة القديمة التي نشأ منها كوكب المشتري العملاق. في الحجم ، غالبًا ما تكون المذنبات بحجم مدينة صغيرة تقريبًا. عندما يقترب مدار المذنب و rsquos من الشمس ، فإنه يسخن ويطلق الغبار والغازات في رأس متوهج عملاق أكبر من معظم الكواكب. يشكل الغبار والغازات ذيلًا يمتد بعيدًا عن الشمس لملايين الكيلومترات.

قمم السحب المرئية في كوكب وجو rsquos. عندما ننظر إلى كوكب المشتري في الضوء المرئي (على سبيل المثال ، بأعيننا من خلال التلسكوب) ، لا يمكننا رؤية سوى قمم الغيوم. الغيوم ليست مسطحة ، لكنها هياكل شاهقة ثلاثية الأبعاد. في بعض الأماكن ، تكون قمم السحب المرئية على ارتفاعات منخفضة ، مما يسمح لنا برؤية أعمق في الغلاف الجوي للكوكب و rsquos. سوف يمر جونو فوق كوكب المشتري و rsquos أعلى قمم السحابة على ارتفاع 3100 ميل (5000 كيلومتر) فقط كل 11 يومًا.

تعتبر الحزم الواسعة والمتوازية من السحب هي أكثر السمات المميزة للمشتري و rsquos. تتدفق الرياح في الحزم المجاورة عمومًا في اتجاهات متعاكسة ، إما من الشرق إلى الغرب أو من الغرب إلى الشرق. العصابات هي نتيجة الدوران السريع للكوكب و rsquos جنبًا إلى جنب مع الحمل الحراري حيث يرتفع الهواء الدافئ من أعمق في الغلاف الجوي ويغرق الهواء البارد من الارتفاعات العالية.

الإلكترونات أو النوى الذرية (تسمى الأيونات) التي لها شحنة كهربائية.

كان صاروخ Centaur بمثابة المرحلة العليا من مركبة الإطلاق Juno & rsquos. أعطت هذه المرحلة العليا أيضًا المركبة الفضائية دورها الأولي. تم وضع القنطور في مدار مختلف قليلاً حول الشمس لذلك لن يتبع جونو. لدى Centaur تاريخ طويل في إطلاق مركبة فضائية أمريكية ، ويعود تاريخه إلى الخمسينيات من القرن الماضي.

كاسيني هي أول مركبة فضائية تدور حول كوكب زحل. بدأت كاسيني في عام 1997 ووصلت إلى وجهتها في عام 2004 ، ومنذ ذلك الحين قامت بجولة متعمقة متعددة السنوات لكوكب زحل وحلقاته وأقماره. حلقت كاسيني بالقرب من كوكب المشتري في طريقها إلى زحل ، حيث التقطت مساعدة الجاذبية كما سيفعل جونو على الأرض. بالإضافة إلى ذلك ، ستنتقل المركبة كاسيني إلى مدار شبه قطبي في نهاية مهمتها. سيسمح لها ذلك بالاقتراب جدًا من زحل وإجراء ملاحظات مماثلة لهذا الكوكب في نفس الوقت الذي يدور فيه جونو حول كوكب المشتري. من المقرر أن تغوص كاسيني في كوكب زحل في عام 2017 ، أي قبل شهر تقريبًا من خروج جونو من مداره إلى كوكب المشتري.

يقع Cape Canaveral على الساحل الأوسط الشرقي لفلوريدا ، وهو الموقع التاريخي لمعظم عمليات الإطلاق في برنامج الفضاء الأمريكي. تم إطلاق Juno من محطة Cape Canaveral الجوية في أغسطس 2011. يقع مركز NASA & rsquos Kennedy Space بجوار محطة Cape Canaveral الجوية مباشرة.

من الأمثلة الشائعة على تحول دوبلر التغيير في درجة صوت صافرة القطار والقطار عندما يقترب ثم يتراجع. عندما يتحرك القطار نحوك ، ترتفع درجة الصوت (يصبح الطول الموجي للموجات الصوتية التي ينتجها أقصر) بمجرد مرور القطار ، تنخفض درجة الصوت (يزداد الطول الموجي للموجات الصوتية التي ينتجها). ينطبق تأثير دوبلر على موجات الضوء وموجات الراديو وكذلك الموجات الصوتية. عندما يتحرك كائن (جونو ، على سبيل المثال ، ينبعث منه إشارة الراديو) نحو الأرض ، يتم تحويل إشارته إلى أطوال موجية أقصر. عندما تبتعد عن الأرض ، تتحول الإشارة إلى أطوال موجية أطول. يمكن قياس هذا التأثير بدقة شديدة لاكتشاف التغيرات الصغيرة في حركات الأجسام (بما في ذلك المركبات الفضائية).

تحمل بعض المركبات الفضائية التي تهبط على كواكب أو أجسام أخرى كاميرا تسمى كاميرا الهبوط (أو مصور الهبوط) لالتقاط صور للأرض عند اقترابها من مواقع الهبوط. من المقرر أن تهبط مركبة ناسا ومختبر علوم المريخ rsquos على المريخ في أواخر عام 2012 ، وستحمل جهاز تصوير نزول المريخ أو (MARDI). تم تكييف كاميرا الضوء المرئي Juno & rsquos ، JunoCam ، من تصميم MARDI.

شبكة NASA Deep Space Network ، أو DSN ، هي شبكة عالمية من الهوائيات الراديوية العملاقة التي تدعم المهمات الفضائية. يتكون DSN من ثلاث منشآت متباعدة بنحو 120 درجة حول العالم ، في الولايات المتحدة (كاليفورنيا) ، وإسبانيا ، وأستراليا. يسمح هذا الموضع الاستراتيجي بالمراقبة المستمرة للمركبة الفضائية أثناء دوران الأرض ويساعد على جعل DSN أكبر نظام اتصالات علمي وأكثرها حساسية في العالم. يتم إدارة DSN وتشغيله بواسطة مختبر الدفع النفاث التابع لناسا ورسكووس (JPL).

استخدام المركبات الفضائية ونظام الدفع rsquos لتغيير مسارها المداري ، أو مسارها ، عندما تكون بعيدة عن الأرض. يقوم جونو بمناورتين كبيرتين في الفضاء السحيق ، أو DSM ، باستخدام محركه الرئيسي بعد حوالي عام من الإطلاق. تحدث DSMs بعيدًا قليلاً عن مدار المريخ ، عندما يكون Juno في أبعد نقطة في مداره حول الشمس. يحدث هذا عندما تتحرك المركبة الفضائية بشكل أبطأ ، مما يجعلها أقل تكلفة من حيث دافع الصواريخ المطلوب لتغيير مدار Juno & rsquos. ستوجه DSMs Juno مرة أخرى نحو الأرض لتحليقها بمساعدة الجاذبية في أكتوبر 2013.

نحو خط الاستواء. سيكون الاتجاه المعاكس للقطب ، أو نحو القطب أو القطبين. خط الاستواء هو خط وهمي يحيط بكوكب و rsquos & lsquomiddle & rsquo (وهو عمودي على محور دوران الكوكب و rsquos).

يشير التخصيب إلى التركيب الكيميائي لكوكب أو جسم آخر في نظامنا الشمسي يحتوي على وفرة من عناصر معينة أكبر من تلك الموجودة في الشمس. الأكثر ارتباطًا بـ Juno ، تم العثور على معظم العناصر (بخلاف الهيدروجين والهيليوم) التي تم قياسها بواسطة مسبار Galileo الجوي لتخصيبها مرتين إلى أربع مرات ، مقارنة بالشمس. كيف تم إثراء هذه المواد في كوكب المشتري هو لغز كبير سيساعدنا جونو على فهمه.

لحماية مكوناتها الإلكترونية الأكثر حساسية وحيوية من الإشعاع الحارق الذي يحيط بالمشتري ، تحمل مركبة جونو قبوًا إلكترونيًا محميًا من الإشعاع. القبو مصنوع من التيتانيوم بسمك نصف بوصة وله حجم يقارب حجم صندوق السيارة و rsquos.

سوف يطير جونو فوق الأرض ، ويقوم بمناورة مساعدة الجاذبية ، مرة واحدة في طريقه إلى كوكب المشتري ، بعد حوالي عامين من الإطلاق. استخدمت مركبات فضائية أخرى سابقًا رحلات طيران Earth للوصول إلى وجهاتها أيضًا. سيوفر الطيران الأرضي لجونو حوالي نصف التغيير في السرعة المطلوبة للوصول إلى كوكب المشتري ، أما النصف الآخر فقد تم توفيره بواسطة مركبة الإطلاق.

ثالث كوكب من الشمس. عالم من الصخور والمعادن مع محيطات من الماء السائل على سطحه. كوكبنا. الكوكب الوحيد المعروف أنه يؤوي الحياة.

يحتوي Juno على هوائيات منخفضة الكسب ، أحدهما موجود على سطحه الأمامي (F-LGA) ، واثنان موجودان على ظهره الخلفي (A-LGA و T-LGA). [السطح الأمامي هو المكان الذي يتم فيه تركيب الهوائي الكبير عالي الكسب على شكل صحن (HGA) على السطح الخلفي حيث يوجد المحرك الرئيسي.] يشير LGA الأمامي في نفس اتجاه الهوائيات ذات الكسب المتوسط ​​والعالي ، ولكن يمكنه إرسال واستقبال إشارات الراديو في حزمة أوسع بكثير.

يعد مقياسا المغنطيسية لبوابة التدفق (FGM) جزءًا من تجربة مقياس المغناطيسية Juno & rsquos (MAG) وسوف يقيسان قوة واتجاه المجال المغناطيسي للمشتري و rsquos.

الأجسام المكونة في الغالب من غاز الهيدروجين والهيليوم ، ولها كتلة أكبر بكثير من كوكب المشتري ، ولكن كتلة أقل بكثير من الشمس تسمى أحيانًا بالنجوم المكسورة. & [رسقوو] أقل من كمية معينة من الكتلة ، ربما 60 ضعف كمية المواد الموجودة في كوكب المشتري تحقيق ضغوط ودرجات حرارة عالية بما يكفي داخل النوى يمكن أن تحافظ على تفاعلات الاندماج النووي التي تتسبب في تألق النجوم. وبالتالي فإن & lsquofailure & rsquo في هذا السياق يشير إلى وجود كتلة غير كافية للسماح بالاندماج. يشار إليها أيضًا أحيانًا باسم أجسام شبه نجمية أو أقزام بنية.

الجيروسكوبات هي أجهزة على مركبة فضائية تشعر بأدنى تغيير في معدل الدوران في اتجاه واحد أو عدة اتجاهات. إنها أجهزة مرجعية تحافظ على استقرار المركبة الفضائية. الجيروسكوبات المرجعية تقيس القوى المؤثرة عليها. في الفضاء السحيق ، ستكون القوة متناسبة مع سرعة السفينة و rsquos (السرعة). في مركبة فضائية ، تخبر الجيروسكوبات الكمبيوتر الموجود على متن المركبة عندما غيرت المركبة اتجاهها في الفضاء. ثم يرسل الكمبيوتر المعلومات إلى جهاز تثبيت المركبة الفضائية و rsquos ، والذي يمكنه إجراء التصحيحات.

ميزة عملاقة بيضاوية الشكل في الغلاف الجوي لكوكب المشتري ورسكووس يزيد عرضها عن ضعف عرض الأرض. لقد كان موجودًا منذ 250 عامًا على الأقل ويمكن أن يكون أقدم من ذلك بكثير. لا يفهم العلماء جيدًا أسباب ظهور البقعة واللون المحمر rsquos ، كما أن مدى عمق جذوره في الداخل غير معروف أيضًا.

كل الأجسام ذات الكتلة لها جاذبية ، وهي قوة تجاذب بين الجسم وجميع الأشياء الأخرى في الكون. كلما زادت كتلة أو مادة الجسم ، زادت قوة جاذبيته. مجال الجاذبية لجسم ما (كوكب المشتري ، على سبيل المثال) هو المنطقة ثلاثية الأبعاد من الفضاء حوله والتي يكون لقوة جاذبيتها تأثير قابل للقياس. ما لم يكن الجسم كرويًا تمامًا ، فإن مجال جاذبيته سيكون له اختلافات في القوة في أماكن مختلفة مرتبطة بكيفية ترتيب المواد بداخله.

لتوفير وقود الصواريخ و / أو حجم مركبة الإطلاق ، تستخدم المركبات الفضائية التي تسافر إلى عوالم أخرى أحيانًا مناورات في الفضاء تسمى مساعدات الجاذبية. تستخدم هذه المناورات جاذبية جسم واحد ضخم (كوكب أو قمر) لتغيير مدار المركبة الفضائية و rsquos. في الواقع ، تسرق المركبة الفضائية التي تقترب قدرًا ضئيلًا من الزخم من الجسم الذي تحلق فيه ، مضيفة هذا الزخم إلى زخمها. Juno & rsquos October 2013 تحليق الأرض هو مثال على مناورة مساعدة الجاذبية. تستخدم المركبة الفضائية كاسيني تحليقات مساعدة الجاذبية من زحل و rsquos moon Titan لضبط مسارها المداري والوصول إلى وجهات مختلفة في نظام زحل.

أحد نوعين من المدارات التي ستستخدمها Juno خلال مهمتها العلمية. أثناء ممر Gravity Science ، سيتم توجيه هوائي Juno & rsquos عالي الكسب إلى الأرض حتى يتمكن من استقبال وإعادة إرسال إشارة راديو دقيقة. ستؤثر الاختلافات في مجال جاذبية المشتري و rsquos على حركة المركبة الفضائية و rsquos ، مما يؤدي إلى تسريعها في بعض الأماكن وإبطائها في أماكن أخرى. ستُطبع هذه التغييرات في الحركة بسبب شكل مجال الجاذبية على إشارة الراديو كتحول دوبلر يمكن قياسه وعمل خريطة ثلاثية الأبعاد للكوكب وجاذبية rsquos.

ستمكن تجربة Juno Gravity Science جونو من قياس مجال جاذبية المشتري و rsquos والكشف عن البنية الداخلية العميقة للكوكب و rsquos. بدلاً من أداة مخصصة مثبتة على المركبة الفضائية ، تستخدم تجربة علم الجاذبية إشارات لاسلكية مرسلة بين المركبة الفضائية وهوائيات شبكة الفضاء العميق.

حلقات كوكب المشتري ورسكووس جوسامر هي حلقات منتشرة من جزيئات الغبار الدقيقة خارج الكوكب والحلقة الرئيسية rsquos. أشارت الملاحظات التي أجرتها NASA و rsquos Galileo إلى أن الحلقات تتزامن مع مداري قمرين صغيرين ، أمالثيا وثيبي. تتكون حلقات كوكب المشتري ورسكووس من جزيئات الغبار التي تقذفها اصطدامات النيازك الدقيقة على أقمار المشتري الداخلية الصغيرة ورسكووس ويتم التقاطها في المدار. إذا كانت التأثيرات على الأقمار أكبر ، فسيتم سحب الغبار الأكبر الذي تم إلقاؤه مرة أخرى إلى سطح القمر و rsquos بواسطة الجاذبية. يجب أن تتجدد الحلقات باستمرار بغبار جديد من الأقمار لتوجد.

أرسلت بعثة ناسا ورسكووس جاليليو أول مركبة فضائية تدور حول كوكب المشتري. تم إطلاق Galileo من مكوك الفضاء Atlantis في عام 1989 ووصل إلى كوكب المشتري في عام 1995. تم تصميم المهمة لتكون مسحًا شاملاً عن قرب لنظام Jovian & ndash للكوكب وحلقاته وخاصة أقماره. في عام 2003 ، بعد ما يقرب من ثماني سنوات في المدار حيث قدمت المركبة الفضائية كنزًا دفينًا من الاكتشافات المذهلة ، تم إخراج جاليليو عن قصد (بمعنى تحطم متحكم به) في الغلاف الجوي لكوكب المشتري.

كان مسبار جاليليو عبارة عن مسبار دخول جوي تحمله مركبة ناسا ورسكووس جاليليو الفضائية. انفصل المسبار عن جاليليو قبل وقت قصير من وصوله إلى كوكب المشتري ومضى في القفز بالمظلة إلى الكوكب وسحب rsquos. نجا المسبار لمدة ساعة تقريبًا ، ووصل إلى عمق حوالي 120 ميلاً (200 كيلومتر) تحت قمم السحابة ، حيث كان الضغط حوالي 24 ضعفًا عند مستوى سطح البحر على الأرض.

ربما يكون جاليليو جاليلي أشهر عالم فلك في التاريخ. يُنسب إليه عادةً كأول عالم يستخدم التلسكوب (في عام 1610 ، كان في ذلك الوقت تقنية عسكرية متطورة) لمشاهدة السماء. من أشهر اكتشافاته الأقمار الأربعة الكبيرة لكوكب المشتري والجبال والحفر على القمر والبقع الشمسية ومراحل كوكب الزهرة وحلقات زحل. عاش جاليليو في إيطاليا من عام 1564 إلى عام 1642 ، وهو معروف أيضًا بعمله في الرياضيات والفيزياء. تم تركيب مجسم صغير من Lego & reg من Galileo على متن مركبة Juno الفضائية ، جنبًا إلى جنب مع لوحة تحتفل بعلم الفلك العظيم.

مجموعة هائلة من النجوم ، يتراوح عددها عادةً بين المليارات ومئات المليارات. شمسنا وعائلة الكواكب (نظامنا الشمسي) هي مجرد واحدة من 400 مليار نجم في مجرة ​​درب التبانة. تأتي المجرات بأشكال وأحجام مختلفة. شكلنا على شكل قرص حلزوني مع انتفاخ لامع في المنتصف وهو واسع للغاية بحيث يستغرق الضوء (أسرع شيء نعرفه) 100000 عام للعبور من جانب إلى آخر.

الهيدروجين هو غاز خفيف الوزن ، وهو العنصر الأول في الجدول الدوري ، وهو العنصر الأكثر وفرة في الكون. كوكب المشتري وزحل ، الكواكب الغازية العملاقة ، يتألفان أساسًا من الهيدروجين والهيليوم ، تمامًا مثل النجوم. كغاز خفيف الوزن ، يتطلب جسمًا ضخمًا ذا جاذبية قوية للاحتفاظ بالهيدروجين في غلافه الجوي ومنعه من الهروب إلى الفضاء.

الهيدرازين مادة كيميائية تستخدم كوقود في العديد من المركبات الفضائية ، بما في ذلك جونو ، للمناورة في الفضاء. يستخدم الهيدرازين في بعض الأحيان بمفرده (كمادة أحادية) في محركات الدفع ، وأحيانًا مع الأكسجين السائل (مجتمعة لتشكيل دافع ثنائي) في محركات الصواريخ. الهيدرازين مادة كيميائية خطرة ويتم معالجتها بعناية فائقة من قبل الفنيين عند تزويد مركبة فضائية بالوقود استعدادًا للإطلاق.

يعد تلسكوب هابل الفضائي (الذي تم إطلاقه عام 1990) والمصمم ليكون قابلاً للخدمة من قبل رواد الفضاء ، أحد أكثر المهام العلمية نجاحًا وطويلة الأمد في وكالة ناسا ورسكووس. يقع فوق الغلاف الجوي للأرض و rsquos ، والذي يشوه ويحجب الضوء الذي يصل إلى كوكبنا ، ويعطي منظرًا للكون يفوق كثيرًا نظير التلسكوبات الأرضية. يشتهر تلسكوب هابل الفضائي بصوره المبهرة للمجرات والسدم ، وهو أيضًا أداة مهمة لصيادي الكواكب.

تشير النقاط الساخنة إلى الأماكن الموجودة في جو المشتري و rsquos التي تبدو مشرقة عند عرضها في ضوء الأشعة تحت الحمراء الذي يمثل الحرارة (الأشعة تحت الحمراء الحرارية بطول موجة يبلغ 5 ميكرون). هذه الميزات هي الأماكن التي تم فيها إزالة أو هبوط طبقات السحابة العلوية ، مما يسمح للحرارة الآتية من أعماق الكوكب بالهروب مباشرة إلى الفضاء. في صور الضوء المرئي ، تبدو النقاط الساخنة مظلمة ورمادية أو مزرقة قليلاً ، مما يسمح بإلقاء نظرة أعمق قليلاً في أعماق كوكب المشتري و rsquos الضبابية. بفضل مسبار جاليليو ، الذي يُعتقد أنه قفز بالمظلة إلى نقطة ساخنة ، نعتقد أن هذه المناطق أكثر جفافاً ، مثل الصحاري في الغلاف الجوي مع القليل من بخار الماء.

الهوائي عالي الكسب (HGA) هو هوائي راديو بعرض 2.5 متر (8 أقدام) على شكل صحن يعمل كوصلة اتصالات رئيسية Juno & rsquos مع الأرض. سيكون الهوائي الأساسي المستخدم خلال وقت Juno & rsquos في كوكب المشتري ، سواء لإرسال البيانات العلمية إلى الأرض أو لنقل المعلومات حول صحة المركبة الفضائية. يحتوي HGA على أقوى إشارة للمركبة الفضائية وخمسة هوائيات rsquos ، والتي تمكن Juno من نقل البيانات بمعدل أعلى بكثير من الآخرين. يتم تغطية HGA ببطانيات عازلة للحماية من الحرارة الناتجة عن الشمس و rsquos الضوء القاسي أثناء وجود Juno في النظام الشمسي الداخلي. بالإضافة إلى دورها في الاتصالات ، تعمل HGA أيضًا كجزء من نظام Juno & rsquos Gravity Science. يتطلب الهوائي توجيهًا دقيقًا للغاية لأنه يرسل ويستقبل إشارات راديوية في شكل حزمة ضيقة.

الهيليوم غاز خفيف الوزن ، وهو العنصر الثاني في الجدول الدوري ، وثاني أكثر العناصر وفرة في الكون. كوكب المشتري وزحل من الكواكب الغازية العملاقة ، وتتألف في الغالب من الهيدروجين والهيليوم ، مثل النجوم إلى حد كبير. نظرًا لأن الهليوم غاز خفيف الوزن ، فإنه يتطلب جسمًا ضخمًا له جاذبية قوية للاحتفاظ بالهيليوم في غلافه الجوي ومنعه من الهروب إلى الفضاء.

الهالة هي جزء من نظام حلقات خافت ومغبر على كوكب المشتري ورسكووس. شوهدت لأول مرة من قبل مركبة الفضاء جاليليو ، وهي عبارة عن طارة عريضة باهتة (أو منطقة على شكل كعكة دائرية) من مادة يبلغ سمكها حوالي 6000 ميل وتمتد في منتصف الطريق من الحلقة الرئيسية وصولاً إلى قمم الكوكب وسحابة rsquos. جزيئات الهالة صغيرة جدًا - ربما تكون أصغر بمئة مرة من عرض شعرة الإنسان. يُعتقد أن هذه الجسيمات الصغيرة تبقى على قيد الحياة لسنوات فقط ، ولذلك يجب إعادة ملئها بطريقة ما إلى نظام حلقات كوكب المشتري و rsquos القديم. أحد التفسيرات المحتملة لهذه الهالة غير العادية هو أن الحقول الكهرومغناطيسية حول المشتري تدفع بلطف الجسيمات الصغيرة المشحونة خارج المستوى الحلقي.

الأيونات هي ذرات فقدت أو اكتسبت إلكترونات ، مما يمنحها شحنة كهربائية موجبة أو سالبة. تشعر الجسيمات الذرية المشحونة كهربائيًا (الأيونات والإلكترونات) بقوة المجالات المغناطيسية وتتحرك استجابةً لذلك. يمتلئ الغلاف المغناطيسي للمشتري بالأيونات والإلكترونات.

اسم آخر لضوء الأشعة تحت الحمراء.

يتميز الضوء الذي هو & ldquo infrared & rdquo بطول موجة أطول مما يمكن للعين البشرية اكتشافه (بين الضوء الأحمر وإشعاع الميكروويف في الطيف الكهرومغناطيسي). توجد بعض الانبعاثات الشفقية للمشتري و rsquos في الأشعة تحت الحمراء ، وستقوم أداة JIRAM برصد هذه الشفق القطبي. ينبعث ضوء الأشعة تحت الحمراء أيضًا من أعماق الكوكب الأكثر دفئًا. سوف يرصد JIRAM الحرارة من الداخل مع سحب أكثر برودة مظللة على الداخل الدافئ ، ويكتشف البصمات الكيميائية للغازات في الغلاف الجوي.

يشير إدخال مدار كوكب المشتري إلى الفترة الزمنية التي ستصل خلالها المركبة الفضائية جونو إلى كوكب المشتري ويتم التقاطها بواسطة جاذبيتها. تتم مناورة JOI عن طريق الاقتراب من كوكب المشتري فوق القطب الشمالي ثم إطلاق المركبة الفضائية والمحرك الرئيسي rsquos لمدة 30 دقيقة تقريبًا. هذا حدث حاسم في المهمة يبطئ جونو بدرجة كافية ليصبح مرتبطًا بكوكب المشتري ، مثل القمر الصناعي.

كوكب المشتري هو خامس كوكب بعيدًا عن الشمس ، وهو هدف الاستكشاف لمهمة جونو. كوكب المشتري لديه أكثر من ضعف كتلة جميع الكواكب الأخرى في النظام الشمسي مجتمعة. كوكب المشتري الغازي العملاق ، يتكون مثل النجم. ومع ذلك ، لم يكبر حجمه بما يكفي لإشعال الاندماج النووي الأساسي الذي يجعل النجوم تتألق. مع مجال مغناطيسي هائل ، يمتلك الكوكب نوعًا من النظام الشمسي المصغر مع عشرات الأقمار. تتخلل خطوطها السحابية الدوامة عواصف هائلة مثل البقعة الحمراء العظيمة ، التي اندلعت منذ مئات السنين.

JunoCam هي كاميرا ملونة ذات ضوء مرئي مصممة لالتقاط صور رائعة لسحب المشتري ورسكووس. الغرض الرئيسي من الكاميرا و rsquos هو التعليم والتوعية العامة ، وسيكون العلماء مهتمين جدًا بصورها.

ستعمل أداة الكشف عن الجسيمات النشطة (JEDI) على قياس الجسيمات النشطة التي تتدفق عبر الفضاء ، ودراسة كيفية تفاعلها مع المجال المغناطيسي للمشتري و rsquos.

سيدرس مخطط الشفق بالأشعة تحت الحمراء لجوفيان (JIRAM) الغلاف الجوي لكوكب المشتري ورسكووس داخل وحول الشفق القطبي ، ويتعلم المزيد عن تفاعلات الشفق القطبي ، والمجال المغناطيسي ، والغلاف المغناطيسي. سيكون JIRAM قادرًا على فحص الغلاف الجوي حتى 50 إلى 70 كيلومترًا (30 إلى 45 ميلًا) أسفل قمم السحابة ، حيث يكون الضغط أكبر بخمس إلى سبع مرات من مستوى سطح البحر على الأرض ورسكووس.

ستعمل تجربة توزيع Jovian Auroral (JADE) مع بعض أدوات Juno & rsquos الأخرى لتحديد الجسيمات والعمليات التي تنتج الشفق القطبي المذهل للمشتري و rsquos. سيساعد JADE أيضًا في إنشاء خريطة ثلاثية الأبعاد للكوكب والغلاف المغناطيسي rsquos.

التيارات النفاثة تشبه الأنهار المتدفقة من الهواء. كحركات في الغلاف الجوي ، تحمل التيارات النفاثة سحبًا عالية الارتفاع بسرعة باتجاه الشرق أو الغرب. كوكب المشتري له نطاقات بارزة جدًا في غلافه الجوي تحركها نفاثات متدفقة من الشرق والغرب. على الأرض ، يمكن أن تصل التيارات النفاثة إلى سرعات تقترب من 200 ميل في الساعة على كوكب المشتري ، وقد تم قياسها للسفر بسرعة حوالي 400 ميل في الساعة.

حزام كايبر هو منطقة على شكل قرص من الأجسام الجليدية الواقعة خارج مدار نبتون وندش بلايين الكيلومترات من شمسنا.بلوتو وإيريس من أشهر هذه العوالم الجليدية. قد يكون هناك مئات أخرى من أقزام الجليد هذه. يُعتقد أن حزام كايبر وسحابة أورت البعيدة هي موطن معظم المذنبات التي تدور حول شمسنا.

كان مركز عمليات الإطلاق الرئيسي التابع لناسا و rsquos ، الواقع على الساحل الأوسط الشرقي لفلوريدا ورسكووس ، مركز كينيدي للفضاء (KSC) هو نقطة الأصل لمعظم مهام استكشاف الكواكب التابعة لناسا ورسكووس وجميع عمليات الإطلاق المأهولة. تم إطلاق المركبة الفضائية Juno من KSC في 5 أغسطس 2011.

يقيس مقياس درجة حرارة كلفن درجة حرارة الجسم و rsquos فوق الصفر المطلق ، وهي أبرد درجة حرارة ممكنة نظريًا. على مقياس كلفن ، تبلغ درجة تجمد الماء 273 كلفن (0 درجة مئوية ، 32 درجة فهرنهايت). غالبًا ما يستخدم في علم الفلك والعلوم الأخرى.

Ka-band هو تردد لاسلكي جديد تم تطويره لتحسين الأداء في اتصالات المركبات الفضائية باستخدام طاقة أقل بشكل ملحوظ. المعيار الطويل في الاتصالات في الفضاء السحيق هو جزء من طيف التردد الراديوي المعروف باسم النطاق X. يعمل تردد النطاق Ka بأربع مرات أعلى من النطاق X (32 جيجاهيرتز مقارنة بـ 8 جيجاهيرتز) ، مما يتيح نقل معدلات بيانات أعلى بكثير باستخدام طاقة أقل. يستخدم Juno كلاً من نطاقي X و Ka للتحقيق في علم الجاذبية.

لدى Juno ثلاثة هوائيات منخفضة الكسب ، أحدها موجود على سطحه الأمامي (F-LGA) ، واثنان موجودان على ظهره الخلفي (A-LGA و T-LGA). ترسل هوائياتها عالية الكسب ومتوسطة الكسب إشارات راديوية وتستقبلها في حزم أضيق أو أكثر تركيزًا. تم تصميم LGAs بعرض شعاع عريض بدرجة كافية بحيث أنه حتى عندما يتم توجيه Juno إلى الشمس وليس إلى الأرض ، لا يزال بإمكان LGA استقبال إشارات الراديو من الأرض. تساعد LGA أيضًا وحدات التحكم في المهمة لقيادة المركبة الفضائية Juno.

الشركة التي بنت المركبة الفضائية جونو بموجب عقد مع وكالة ناسا. تم بناء جونو في شركة لوكهيد مارتن لأنظمة الفضاء بالقرب من دنفر ، كولو.

يمكن أن يصبح الأكسجين (مثل الغازات الأخرى) سائلًا عند تبريده بشكل كافٍ أو عند الضغط عليه بشكل كافٍ. يتم استخدام الأكسجين السائل بواسطة المركبات الفضائية والصواريخ في الوقود الدافع الذي يتفاعل مع الوقود (مما يتسبب في احتراق الوقود) ، مما يؤدي إلى حدوث قوة دفع.

شكل من أشكال الهيدروجين السائل يُعتقد أنه موجود في النصف الداخلي من كوكب المشتري ، حيث تكون الضغوط كبيرة جدًا لدرجة أن الإلكترونات تنضغط من ذرات الهيدروجين ، مما يسمح للسائل بتوصيل الكهرباء. نظرًا لكونها موصلات جيدة للكهرباء هي خاصية تُنسب عادةً إلى المعادن ، فإن هذه المادة الغريبة تسمى الهيدروجين المعدني السائل.

يمكن أن يصبح غاز الهيدروجين سائلًا عند تبريده بشكل كافٍ أو وضعه تحت ضغط كافٍ. يخلق الضغط داخل جو المشتري و rsquos الهيدروجين الغازي ضغطًا كافيًا لإجبار الهيدروجين على التسييل.

الهيدروجين والهيليوم من الغازات الخفيفة ، مما يعني أنهما ليس لهما كتلة كبيرة. يتطلب الأمر كوكبًا ذا جاذبية قوية للاحتفاظ بهذه الغازات الخفيفة.

اسم آخر للصاروخ يستخدم لإطلاق مركبة فضائية. هناك العديد من الأنواع والتكوينات المختلفة لمركبة الإطلاق. كانت مركبة الإطلاق Juno & rsquos هي Atlas V 551.

ستستخدم Juno أداة مقياس إشعاع الميكروويف (MWR) لاستكشاف عمق كوكب المشتري وجو rsquos ، للتعرف على هيكله وتكوينه الكيميائي. لمعرفة ماذا & rsquos تحت قمم الكوكب و rsquos السحابية ، سيقيس MWR إشعاع الميكروويف المنبعث من داخل الكوكب. يحمل هذا الإشعاع أيضًا معلومات مطبوعة عليها حول كمية الماء في الغلاف الجوي & ndash جزء أساسي من المعلومات المفقودة عن المشتري.

الموجات الدقيقة هي نوع من الإشعاع الكهرومغناطيسي له طول موجي أطول من الضوء المرئي وضوء الأشعة تحت الحمراء. يمكن استخدام الموجات الدقيقة لدراسة الكون ، والتواصل مع الأقمار الصناعية في الفضاء ، وطهي الأطعمة. على الأرض ، تعتبر الموجات الدقيقة جيدة لنقل المعلومات لأن طاقة الميكروويف يمكنها اختراق الضباب والأمطار الخفيفة والثلج والسحب والدخان. للسبب نفسه ، توفر الموجات الدقيقة القادمة من داخل كوكب المشتري طريقة رائعة لمعرفة ما يحدث في أعماق الكوكب وسحابة rsquos.

الميكرون أو الميكرومتر هو جزء من المليون من المتر أو جزء من الألف من المليمتر. كمرجع ، يبلغ قطر شعرة الإنسان حوالي 100 ميكرومتر. عادة ما يتم التعبير عن الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء بالميكرومتر. ويطلق على جزء من الألف من الميكرومتر نانومتر.

النيزك هو عادة جزء من الحطام الفضائي يتكون من الصخور والجليد و / أو المعدن. يمكن أن تكون كبيرة جدًا بكتلة تصل إلى عدة مئات من الأطنان ، أو يمكن أن تكون صغيرة جدًا. النيازك الدقيق هو نيزك صغير جدًا - وهو جسيم أصغر من حبة الرمل. تشكل النيازك الدقيقة خطرًا على المركبات الفضائية لأن تأثيرها يمكن أن يسبب ضررًا. تحصل المركبة الفضائية على بعض الحماية من هذه الصدمات بفضل البطانيات متعددة الطبقات التي تغطي معظم أسطحها الخارجية.

الميثان ، الصيغة الكيميائية CH4 ، هو مركب يحتوي على عنصري الكربون والهيدروجين. إلى جانب الماء والأمونيا ، يعد الميثان أحد المركبات الرئيسية التي تشكل الجليد الموجود في النظام الشمسي الخارجي.

الهوائي متوسط ​​الكسب (MGA) هو واحد من اثنين من الهوائيات الصغيرة الموجودة بجوار هوائي Juno & rsquos High-Gain Antenna. لديها مجال رؤية أوسع من HGA ، مما يعني أنه لا يجب توجيهه بدقة إلى الأرض لإرسال واستقبال الإشارات ، لكن إشارته ليست بنفس القوة. سيتم استخدام MGA خلال مرحلة الرحلة البحرية للمهمة في الأوقات التي يكون فيها من الصعب إبقاء الهوائي عالي الكسب مغلقًا على الأرض أثناء توجيه الأشعة الشمسية أكثر أو أقل نحو الشمس. إذا دخلت المركبة الفضائية الوضع الآمن بسبب مشكلة ، فستتحول إلى MGA في معظم الحالات.

رابع كوكب من الشمس. كوكب صخري مشابه للأرض ولكن حجمه يقارب نصف حجمه. يُعتقد أنه نظرًا لأن المريخ أصغر من الأرض ، فقد تم تبريده بسرعة أكبر ، مما سمح لبروه الداخلي بالتصلب. أدى عدم وجود قلب معدني سائل متماوج إلى إغلاق المجال المغناطيسي للكوكب الأحمر و rsquos وسمح بتجريد الكثير من غلافه الجوي بعيدًا عن طريق الرياح الشمسية.

الحلقة الرئيسية يبلغ عرضها حوالي 4000 ميل ولها حدود خارجية مفاجئة على بعد حوالي 80000 ميل من مركز الكوكب. تشمل الحلقة الرئيسية مداري قمرين صغيرين ، Adrastea و Metis ، والتي قد تعمل كمصدر للغبار الذي يشكل معظم الحلقة. عند حافتها الداخلية ، تندمج الحلقة الرئيسية تدريجيًا في منطقة الحلقة السميكة عموديًا ، ولكن الأكثر انتشارًا ، والتي تسمى الهالة.

الغلاف المغناطيسي هو مساحة الفضاء حول كوكب يتحكم فيها الكوكب والمجال المغناطيسي rsquos. كوكب المشتري والغلاف المغناطيسي rsquos هو أكبر هيكل في النظام الشمسي وهو هدف أساسي للتحقيق في مهمة جونو.

باستخدام مقياس المغناطيسية (MAG) ، سينشئ Juno خريطة ثلاثية الأبعاد دقيقة للغاية ومفصلة للمجال المغناطيسي للمشتري و rsquos. ستسمح لنا هذه الدراسة غير المسبوقة بفهم الهيكل الداخلي للمشتري و rsquos وكيف يتم إنشاء المجال المغناطيسي بواسطة حركة الدينامو داخل & ndash تموج المواد المشحونة كهربائيًا في أعماق السطح. ستراقب المجموعة الاستشارية للألغام (MAG) أيضًا المجال المغناطيسي للتغيرات طويلة المدى ، مما يساعد على تحديد عمق المنطقة التي يتم فيها إنشاء المجال.

المجال المغناطيسي هو منطقة التأثير غير المرئية حول المغناطيس حيث تشعر المغناطيسات الأخرى أو الأشياء المصنوعة من المعدن أو الأشياء ذات الشحنات الكهربائية بقوتها المغناطيسية. تعمل بعض الأجسام في الفضاء ، مثل كواكب الأرض والمشتري ، وكذلك الشمس ، مثل المغناطيس ، وبالتالي لها مجالاتها المغناطيسية الخاصة. من خلال دراسة المجالات المغناطيسية الخاصة بهم ، يمكن للعلماء معرفة ما تبدو عليه هذه الأشياء في العمق.

الكبح المغناطيسي هو عملية يمكن من خلالها أن يتباطأ دوران جسم يدور في الفضاء يحتوي على مجال مغناطيسي مع سحب المجال المغناطيسي عبر قرص من المادة التي تحيط بالجسم. يُعتقد أن النجوم الشابة تتأثر بالفرملة المغناطيسية حيث تسحب مجالاتها المغناطيسية القوية عبر قرص الغاز المثير الذي يحيط بها. قد يتأثر دوران المشتري ورسكووس بالمثل بهذه العملية ، ويمكن أن تعلمنا دراسة غلافه المغناطيسي كيف تؤثر العملية على العديد من الأجسام المغناطيسية المماثلة في الكون.

النيتروجين عنصر كيميائي. إنه الغاز الأكثر وفرة في الغلاف الجوي للأرض و rsquos ، وهو مهم للتفاعلات الكيميائية التي تغذي الحياة كما نعرفها. يوجد النيتروجين في أشكال مختلفة من الجليد في النظام الشمسي الخارجي ، وخاصة تلك التي تحتوي على الأمونيا. يتكون الغلاف الجوي لقمر Saturn & rsquos moon Titan من النيتروجين في الغالب ، ويحتوي Neptune & rsquos moon Triton على نوافير من النيتروجين السائل على سطحه.

تم تصميم مركبة الفضاء نيو هورايزونز التابعة لناسا ورسكووس لإجراء أول دراسة عن قرب لبلوتو وأقماره وعوالم جليدية أخرى في حزام كايبر البعيد. تحتوي المركبة الفضائية على سبعة أدوات علمية لدراسة الغلاف الجوي ، والأسطح ، والديكورات الداخلية ، والبيئات المثيرة للاهتمام لبلوتو وجيرانه البعيدين. حلقت نيو هورايزونز بالقرب من كوكب المشتري في عام 2007 ، حيث تلقت مساعدة الجاذبية من الكوكب العملاق.

نبتون ، ثامن أبعد كوكب عن الشمس ، هو كوكب عملاق يتكون في الغالب من الغاز و & lsquoices & rsquo من النظام الشمسي الخارجي: الماء والأمونيا والميثان. معتم وبارد ومضيق بفعل الرياح الأسرع من الصوت ، يبعد نبتون أكثر من 30 مرة عن الشمس عن الأرض. يستغرق الكوكب ما يقرب من 165 عامًا للدوران حول شمسنا.

السديم عبارة عن سحابة ضخمة من الغاز والغبار في الفضاء ، غالبًا بعرض سنوات ضوئية ، وعادةً ما تضيء بواسطة إشعاع من النجوم داخل أو بالقرب من. السدم هي الأماكن التي تولد فيها النجوم ، حيث يؤدي انهيار الجاذبية لبعض موادها إلى تشكيل أنظمة جديدة من النجوم والكواكب. بعض السدم هي بقايا نجوم وصلت إلى نهاية حياتها ونجوم - إما تخلصت من طبقاتها الخارجية أو انفجرت على شكل مستعرات أعظم.

سحابة أورت عبارة عن قشرة كروية شاسعة (أو منطقة على شكل فقاعة) من الأجسام الجليدية الشبيهة بالمذنبات التي تحيط بشمسنا وتمتد من مسافة 5000 مرة من الأرض و rsquos من الشمس إلى ربما في منتصف الطريق إلى أقرب نجم. يُعتقد أن معظم المذنبات في سحابة أورت قد تم إرسالها إلى هناك عن طريق مواجهات جاذبية قريبة مع المشتري العملاق ، مما دفع المذنبات إلى مدارات طويلة وعشوائية.

يشير مصطلح الدفع إلى المادة (المواد) المستخدمة لتحريك أو دفع الصواريخ أو المركبات الفضائية. يمكن أن يكون الدافع مادة واحدة (تسمى مادة أحادية البروبيلانت) ، مثل الهيدرازين المستخدم في دافعات التحكم في الموقف Juno & rsquos ، كما يمكن أن تتكون من مادتين (تسمى مادة دافعة ثنائية) مثل تلك التي تشتعل في المحرك الرئيسي Juno & rsquos لإنتاج قوة الدفع . في كلتا الحالتين ، يؤدي الطرد المستمر لتيار من الغازات المتوسعة في اتجاه واحد إلى حركة ثابتة للمركبة الفضائية في الاتجاه المعاكس. هذا هو المبدأ الأساسي للصاروخ.

مدار يمر فوق القطبين الشمالي والجنوبي لكوكب ما ، مقارنة بالمدار الاستوائي الذي يمر فوق الكوكب وخط الاستواء أو الوسط. المدارات القطبية ممتازة للمركبات الفضائية في مهمات لرسم خرائط للكواكب ، لأنها تغطي جميع خطوط العرض من قطب إلى آخر في كل مدار.

تحدث موجات البلازما داخل بلازما الغلاف المغناطيسي ويتم إنشاؤها بواسطة حركة الجسيمات المشحونة كهربائيًا التي تملأ الغلاف المغناطيسي. يمكن أن تكون مشابهة للموجات الصوتية (الموجات الكهروستاتيكية) أو يمكن أن تكون موجات راديو (موجات كهرومغناطيسية). يمكن للمركبة الفضائية اكتشاف مجموعة واسعة من الظواهر التي تحدث على الكواكب وحولها يمكن أن تخلق موجات بلازما من البرق والشفق إلى الجسيمات التي تتدفق على طول محيط الكوكب والمجال المغناطيسي rsquos. لهذا السبب ، يمكن أن تكشف دراسة موجات البلازما الكثير عن العمليات التي تحدث في الفضاء حول كوكب ما كانت لولا ذلك غير قابلة للكشف.

تمثل Plantesimals أحد الأجسام الصغيرة التي تشكلت من قرص الغاز والغبار الأصلي الذي تشكل منه نظامنا الشمسي (السديم الشمسي). تصطدم معظم الكواكب الصغيرة أو تصطدم ، وتنمو في النهاية إلى أجسام ضخمة أصبحت كواكب.

حماية الكواكب هي ممارسة لحماية أجسام النظام الشمسي (أي الكواكب والأقمار والمذنبات والكويكبات) من التلوث بحياة الأرض. كما أنه يحمي الأرض من أشكال الحياة المحتملة التي قد تعود من أجسام أخرى في النظام الشمسي. حماية الكواكب ضرورية من أجل: الحفاظ على قدرتنا على دراسة العوالم الأخرى كما هي موجودة في حالاتها الطبيعية وتجنب التلوث الذي قد يحجب قدرتنا على العثور على الحياة في مكان آخر - إذا كانت موجودة والتأكد من أننا نتخذ احتياطات حكيمة لحماية الأرض والمحيط الحيوي في حالة حدوث ذلك .

يتكون الفوسفين ، وهو مركب كيميائي ، من عنصري الفوسفور والهيدروجين. تم العثور على الفوسفين بكميات صغيرة في الغلاف الجوي لكوكب المشتري وزحل. على الأرض ، الفوسفين قابل للاشتعال وسام للإنسان.

الشكل الخارجي لمركبة الإطلاق هو الجزء المخروطي الشكل في الواجهة الأمامية (nosecone). تحمي منصة الحمولة الصافية المركبة الفضائية الموجودة داخل (حمولة الصاروخ و rsquos) من الطقس والتلوث على الأرض قبل الإطلاق ومن الاحتكاك بالجو أثناء الطيران. بمجرد وصول الصاروخ إلى ارتفاع فوق معظم الغلاف الجوي للأرض و rsquos ، تنقسم الحمولة الصافية إلى نصفين وتسقط بعيدًا ، وتهبط في المحيط.

الحمولة تشير إلى المواد المهمة التي يتم حملها إلى الفضاء بواسطة صاروخ أو مركبة فضائية - والأشياء التي كان من المفترض أن تحملها إلى وجهتها. بالنسبة لبعثات مثل Juno التي تستكشف النظام الشمسي ، فإن حمولتها هي مجموعة من الأدوات والتجارب العلمية.

الدورات في الدقيقة (RPM) تشير إلى عدد المرات التي يدور فيها جسم يدور في دقيقة واحدة. تدور مركبة جونو الفضائية في حوالي 2 دورة في الدقيقة لمعظم رحلتها إلى كوكب المشتري.

يشير وقود الصواريخ إلى مجموعة متنوعة من المركبات الكيميائية التي تطلق كميات كبيرة من الطاقة المخزنة عند حرقها في محرك صاروخي. يتم الجمع بين معظم وقود الصواريخ في محرك مع مادة مؤكسدة ، مثل الأكسجين السائل ، مما يسمح لها بالحرق بكفاءة عالية داخل الغلاف الجوي للأرض و rsquos وفي الفضاء حيث لا يوجد أكسجين في الغلاف الجوي. يؤدي تفاعل الوقود مع عامل مؤكسد إلى تفاعل كيميائي متفجر ينتج عنه محرك صاروخي ودفع rsquos.

يشير ممر قياس الإشعاع إلى نوعين من المدارات التي ستستخدمها مهمة جونو العلمية. لاستكشاف السحب الداخلية لكوكب المشتري ورسكووس ، يقوم جونو بتشغيل مقياس إشعاع الميكروويف (MWR) ويوجه نفسه بحيث تشير هوائيات MWR إلى كوكب المشتري. يتم تثبيت هوائيات MWR على جانبين من ستة جوانب من Juno & rsquos ، ويتم إجراء قياسات مستمرة أثناء دوران Juno. تحدث هذه ممرات القياس الإشعاعي المزعومة خلال المدارات من 3 و 5 إلى 8 ، من إجمالي 33 مدارًا مخططًا لها.

يمثل تردد الراديو عدد موجات الراديو التي تمر عبر هوائي في الثانية. كلما زاد عدد الموجات التي تمر في كل ثانية ، زاد التردد. موجة واحدة ، أو ldquocycle ، & rdquo في الثانية تسمى هيرتز واحد. يتم ضبط معدات الاتصالات اللاسلكية التي تستخدمها المركبة الفضائية لإرسال واستقبال ترددات راديو محددة في نطاق بلايين الدورات في الثانية (أو جيجاهيرتز). يحمل جونو هوائيًا (WAVES) حساسًا لمجموعة من الترددات الراديوية التي تنتجها ظواهر في نظام المشتري.

حزام الإشعاع هو منطقة على شكل كعكة دائرية من إشعاع الجسيمات المشحونة تحيط بالكوكب. يمتلك كل من كوكب المشتري والأرض أحزمة إشعاعية. تحمل الجزيئات الموجودة في هذه الأحزمة قدرًا كبيرًا من الطاقة وتشكل خطرًا على المركبات الفضائية (وأي كائنات حية) تنتقل عبرها.

يصف الإشعاع مجموعة متنوعة من الموجات أو الجسيمات التي تحمل الطاقة عبر الفضاء. يشمل الإشعاع الكهرومغناطيسي الموجات الراديوية المرئية والأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وأشعة جاما. يشير إشعاع الجسيمات إلى الجسيمات ذات النطاق الذري & ndash من النوى الذرية الكاملة إلى الإلكترونات والبروتونات والنيوترونات & ndash التي تتحرك عبر الفضاء ، وتحمل الطاقة معها. يمكن أن تكون هذه الجسيمات ناتجة عن الاضمحلال الإشعاعي ، حيث تصدر المادة إشعاعًا جسيميًا عندما تتحول إلى مادة أخرى. يمكن أن ينتج إشعاع الجسيمات أيضًا من تسارع الجسيمات داخل مجال مغناطيسي أو كهربائي قوي & ndash كما هو الحال مع إشعاع الجسيمات المشحونة داخل الغلاف المغناطيسي للمشتري و rsquos.

أصغر من الذرات ، تشير الجسيمات دون الذرية إلى الجسيمات المكونة عادةً مثل البروتونات أو إلكترونات النيوترونات أو الكواركات التي تتكون منها الذرات.

النجم عبارة عن كتلة كروية ضخمة تتكون في الغالب من غاز الهيدروجين الذي يضيء ببراعة بسبب الاندماج النووي الذي يحدث في قلبه. يمثل النجم توازنًا دقيقًا بين الوزن الساحق لمواده الخارجية والضغط الخارجي الناتج عن التفاعلات النووية في مركزه. في تفاعلات الاندماج ، يتم ضغط ذرات عنصر واحد معًا لتشكيل عنصر أثقل ، وهي عملية تطلق كميات هائلة من الطاقة. تأتي النجوم في مجموعة من الأحجام والألوان (من الأبيض إلى الأحمر إلى الأصفر إلى الأزرق) التي تعتمد على مقدار الكتلة التي تحتويها وعمرها. تعيش النجوم الأكثر ضخامة لبضعة ملايين من السنين فقط ، في حين أن النجوم الأصغر والأقل كتلة (مثل شمسنا) يمكن أن تعيش لمليارات السنين.

الداعم الصاروخي الصلب هو نوع من الصواريخ ، معبأ بنوع صلب من وقود الصواريخ ، يتم توصيله بمركبة الإطلاق لتوفير دفعة إضافية في السرعة في طريقه إلى المدار. يتم التخلص من معززات الصواريخ الصلبة بعد دقيقتين من تحليق الصاروخ.

تشير الرياح الشمسية إلى هروب الذرات والأيونات المتحركة بسرعة من الغلاف الجوي الخارجي للشمس (الهالة). تهب الرياح الشمسية إلى الخارج في عاصفة تبلغ مليون ميل في الساعة ، وتملأ النظام الشمسي وتتفاعل مع جميع الكواكب.

يُلاحظ كسوف الشمس عندما يحجب كوكب أو قمر تمامًا منظر الراصد و rsquos للشمس. ستشهد المركبة الفضائية جونو كسوفًا واحدًا للشمس فقط خلال رحلتها إلى كوكب المشتري ، لمدة 20 دقيقة تقريبًا خلال مناورة مساعدة الجاذبية الأرضية في أكتوبر 2013.

التسامح مع الخطأ الفردي هو مبدأ تصميم المهمة الذي يسعى إلى ضمان نجاح المهمة. يسمح هذا للمركبة الفضائية بمواصلة العمل في حالة تعرض نظام أو آخر لمشكلة ، أو & ldquofault & rdquo. بهذه الطريقة ، لا ينبغي أن يؤدي أي خطأ معين إلى فشل كامل للمركبة الفضائية. & rdquo

زحل هو الكوكب السادس الخارج من الشمس ويتميز بنظام الحلقة المميز. تحتوي جميع الكواكب الغازية الأربعة العملاقة على حلقات وندش مصنوعة من أجزاء من الجليد والصخور وندش ، لكن لا شيء مذهل أو معقد مثل زحل ورسكووس. مثل عمالقة الغاز الآخرين ، زحل عبارة عن كرة ضخمة تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم.

الوضع الآمن هو شرط مبرمج مسبقًا تدخله المركبة الفضائية عند مواجهة مشكلة لا تعرف كيفية تصحيحها بمفردها. ينفذ الوضع الآمن مجموعة محددة من الإجراءات التي تهدف إلى منع فقدان المهمة. يختلف الوضع الآمن لكل مركبة فضائية ، ولكنه يتضمن عادةً إعادة توجيه المركبة الفضائية بحيث يشير هوائي معين إلى الأرض ، والاتصال بالمنزل ، وانتظار وحدات التحكم في المهمة لتشخيص سبب دخولها إلى الحالة الآمنة.

التنجستن هو عنصر معدني صلب ذو نقطة انصهار عالية يستخدم غالبًا في تصنيع مكونات المركبات الفضائية.

الطارة هي شكل يشبه الحلقة ، ولكن بسمك كبير. يتم تشكيل كل من حافظة الحياة المستديرة والدونات على شكل طارة.

يملأ الهوائي الحلقي منخفض الكسب (TLGA) الفجوة بين الهوائيات منخفضة الكسب عن طريق إرسال إشاراته من جوانب المركبة الفضائية. يكون هذا الهوائي مفيدًا أثناء المناورات عندما يجب توجيه الهوائيات الأخرى بعيدًا عن اتجاه الأرض. سيعتمد Juno على TLGA الخاص به خلال بضع لحظات حرجة: مناورات الفضاء السحيق ، التي تعدل مسار المركبة الفضائية و rsquos في طريقها إلى المشتري ، وحرق Jupiter Orbit Insertion الذي سيتم تنفيذه عند الوصول إلى الكوكب العملاق.

تشير النغمات إلى مجموعات خاصة من الإشارات اللاسلكية التي تستخدمها بعض بعثات استكشاف الكواكب الحديثة للإشارة إلى أحداث معينة وقعت على متن مركبة فضائية ، مثل إطلاق محرك أو مظلة يتم نشرها. نغمات Juno عبارة عن مجموعة من أكثر من 100 إشارة لاسلكية يمكن أن تنتجها المركبة الفضائية للإشارة إلى حالتها عندما تعمل بشكل مستقل ولا يمكنها إرسال بيانات قياس عن بُعد أكثر ثراءً. ستكون النغمات هي المؤشرات الوحيدة لحالة المركبة الفضائية خلال المناورات الحرجة في الفضاء السحيق وإدخال مدار كوكب المشتري ، بالإضافة إلى احتراق المحرك الرئيسي النهائي الذي يقلل من الفترة المدارية لـ Juno & rsquos إلى إيقاع 11 يومًا المطلوب.

التيتانيوم عنصر فلزي قوي وله استخدامات عديدة خاصة في صناعات الفضاء والطيران. يحتوي الصندوق الذي يحمي Juno & rsquos معظم الأجهزة الإلكترونية الحساسة من إشعاع المشتري و rsquos الحارق على جدران من التيتانيوم يبلغ سمكها نصف بوصة.

تُستخدم البطانيات الحرارية لحماية الأدوات والمركبات الفضائية في بيئة الفضاء (تساعد على تشتيت طاقة ضربات النيازك الدقيقة) وتساعد في الحفاظ على نطاق درجة الحرارة المطلوب لضمان الأداء التشغيلي للمركبة الفضائية و rsquos. تُصنع البطانيات عادةً من طبقات رفيعة جدًا من البلاستيك والقماش. يتم استخدام مواد مختلفة اعتمادًا على بيئة تشغيل المركبة الفضائية و rsquos. البطانيات الحرارية Juno & rsquos مغطاة بالجرمانيوم المعدني الموصل ، والذي يساعد الإلكترونات في الغلاف المغناطيسي للمشتري و rsquos على التدفق فوق المركبة الفضائية ، بدلاً من تكوين شحنة كهربائية يمكن أن تسبب تفريغًا خطيرًا أو شرارة.

يشار إلى معدات الاتصالات الفضائية و rsquos بشكل جماعي باسم النظام الفرعي للاتصالات (أو الاتصالات). تشمل المكونات الرئيسية للاتصالات الهوائيات وأجهزة الاستقبال اللاسلكية. يتم اختيار مكونات النظام الفرعي للاتصالات السلكية واللاسلكية لمركبة فضائية معينة استجابة لمتطلبات المهمة. يتم أخذ كل من المسافات القصوى المتوقعة ونطاقات التردد المخطط لها ومعدلات البيانات المرغوبة والطاقة الكهربائية المتوفرة على متن الطائرة (خاصة لجهاز الإرسال) وقيود الكتلة في الاعتبار.

التنتالوم عنصر معدني قوي متعدد الأغراض. اعتبر المهندسون في الأصل مادة التنتالوم لبناء قبو Juno & rsquos الواقي من الإشعاع ، لكنهم اختاروا التيتانيوم بدلاً من ذلك في النهاية.

أورانوس هو الكوكب السابع الخارج من الشمس ، وهو معروف بشكل خاص بميله الفريد ، مما جعل الكوكب يدور على جانبه. يعتبر أورانوس ، الذي يعد توأمًا في حجم نبتون ، أكثر من غاز الميثان في غلافه الجوي الهيدروجيني والهيليوم أكثر من كوكب المشتري أو زحل. يعطي الميثان أورانوس لونه المزرق - ليس لأن الميثان أزرق ، ولكن لأنه ينثر الضوء الأحمر من ضوء الشمس مما يترك الضوء المزرق في الغالب ليعكسه الكوكب.

الكون هو مساحة شاسعة من الفضاء تحتوي على كل المادة والطاقة في الوجود. يحتوي الكون على كل المجرات والنجوم والكواكب. الحجم الدقيق للكون غير معروف وقد يكون لانهائيًا. يعتقد العلماء أن الكون لا يزال يتوسع إلى الخارج بسبب انفجار قوي وعنيف حدث منذ حوالي 13.7 مليار سنة.

يشير انبعاث الأشعة فوق البنفسجية إلى الضوء ذي الطول الموجي الأقصر مما يمكن أن تكتشفه العين البشرية (بين الضوء البنفسجي والأشعة السينية في الطيف الكهرومغناطيسي). بعض الغازات الموجودة في الغلاف الجوي العلوي للمشتري و rsquos تنبعث منها أو تنبعث منها الأشعة فوق البنفسجية عندما تمتص الطاقة من برد الجسيمات المشحونة التي تمطر على الكوكب والمناطق القطبية rsquos من الغلاف المغناطيسي. يحمل Juno كاشفًا (UVS) مصممًا لدراسة هذا الانبعاث من Jupiter & rsquos auroras.

يلتقط مطياف التصوير بالأشعة فوق البنفسجية (UVS) صورًا للشفق القطبي للمشتري و rsquos في الضوء فوق البنفسجي. من خلال العمل مع أدوات Juno & rsquos JADE و JEDI ، التي تقيس الجسيمات التي تخلق الشفق القطبي ، ستساعدنا UVS على فهم العلاقة بين الشفق والجسيمات المتدفقة والغلاف المغناطيسي ككل.

كوكب الزهرة ، الكوكب الثاني الخارج من الشمس ، له نفس حجم الأرض تقريبًا. جو كثيف للغاية من ثاني أكسيد الكربون ، مع سحب كثيفة من حامض الكبريتيك ، يبتلع هذا العالم الصخري. هذه البطانية السميكة من الغلاف الجوي تحبس الحرارة ، مما يؤدي إلى درجة حرارة سطح تقارب 900 درجة


تم إطلاق NASA & # 39s Voyager 1 بعد Voyager 2 ، ولكن بسبب المسار الأسرع ، خرجت من حزام الكويكبات قبل توأمها ، بعد أن تجاوزت Voyager 2 في 15 ديسمبر 1977.

بدأت مهمة تصوير جوفيان في أبريل 1978 عندما كانت تبعد حوالي 165 مليون ميل (265 مليون كيلومتر) عن الكوكب. أشارت الصور التي تم إرسالها بحلول يناير 1979 إلى أن جو كوكب المشتري ورسكووس كان أكثر اضطرابًا مما كان عليه خلال رحلات بايونير في 1973-1974.

ابتداءً من 30 يناير 1979 ، التقطت فوييجر 1 صورة كل 96 ثانية لمدة 100 ساعة لتوليد فيلم ملون بفاصل زمني لتصوير 10 دورات للمشتري.

في 10 فبراير 1979 ، عبرت المركبة الفضائية إلى نظام جوفيان القمري وفي أوائل مارس ، اكتشفت حلقة رقيقة تدور حول كوكب المشتري (أقل من 19 ميلاً أو 30 كيلومترًا سميكة).

كان أقرب لقاء لـ Voyager 1 & rsquos مع كوكب المشتري في الساعة 12:05 بالتوقيت العالمي في 5 مارس 1979 ، على مدى حوالي 174000 ميل (280،000 كيلومتر) ، وبعد ذلك واجه العديد من أقمار المشتري و rsquos ، بما في ذلك Amalthea (على مسافة 261،100 ميل أو 420،200 كيلومتر. المدى) ، آيو (13050 ميلاً أو 21000 كيلومتر) ، أوروبا (45830 ميلاً أو 733760 كيلومترًا) ، جانيميد (71،280 ميلاً أو 114،710 كيلومترًا) ، وكاليستو (78،540 ميلاً أو 126،400 كيلومتر) ، بهذا الترتيب ، تعيد صورًا رائعة لتضاريسها وفتح عوالم جديدة تمامًا لعلماء الكواكب.

من بين أكثر النتائج إثارة للاهتمام كانت على Io ، حيث أظهرت الصور عالمًا غريبًا باللون الأصفر والبرتقالي والبني مع ثمانية براكين نشطة على الأقل تقذف المواد في الفضاء ، مما يجعلها واحدة من أكثر الكواكب نشاطًا جيولوجيًا (إن لم يكن أكثرها) في العالم. النظام الشمسي. يشير وجود البراكين النشطة إلى أن الكبريت والأكسجين في فضاء جوفيان قد يكون نتيجة للأعمدة البركانية من آيو الغنية بثاني أكسيد الكبريت.

كما اكتشفت المركبة الفضائية قمرين جديدين ، ثيبي وميتيس.

بعد لقاء المشتري ، أكملت فوييجر 1 تصحيحًا أوليًا للمسار في 9 أبريل 1979 ، استعدادًا لاجتماعها مع زحل. التصحيح الثاني في 10 أكتوبر 1979 ، أكد أن المركبة الفضائية لن تضرب زحل و قمر rsquos تيتان.

كان تحليقها بنظام زحل في نوفمبر 1979 مذهلاً مثل مواجهتها السابقة.

عثرت فوييجر 1 على خمسة أقمار جديدة ، ونظام حلقات يتكون من آلاف العصابات ، وغيوم عابرة على شكل إسفين من جزيئات صغيرة في الحلقة B التي أطلق عليها العلماء & ldquospokes ، & rdquo حلقة جديدة (الحلقة G) ، و & ldquoshepherding & rdquo الأقمار الصناعية على أي منهما جانب الحلقة F - الأقمار الصناعية التي تحافظ على الحلقات محددة جيدًا.

خلال تحليقها ، صورت المركبة الفضائية أقمار زحل ورسكووس ، تيتان ، ميماس ، إنسيلادوس ، تيثيس ، ديون ، وريا. بناءً على البيانات الواردة ، يبدو أن جميع الأقمار تتكون إلى حد كبير من جليد مائي.

ربما كان الهدف الأكثر إثارة للاهتمام هو Titan ، الذي مر به Voyager 1 في الساعة 05:41 UT في 12 نوفمبر 1979 ، على مدى يبلغ حوالي 2500 ميل (4000 كيلومتر).

أظهرت الصور جوًا سميكًا أخفى السطح تمامًا. وجدت المركبة الفضائية أن الغلاف الجوي للقمر و rsquos يتكون من 90٪ من النيتروجين. كان الضغط ودرجة الحرارة عند السطح 1.6 جوًا و 292 درجة فهرنهايت (ناقص 180 درجة مئوية) على التوالي.

أشارت بيانات الغلاف الجوي إلى أن تيتان قد يكون أول جسم في النظام الشمسي ، بعيدًا عن الأرض ، حيث قد يوجد سائل على السطح. بالإضافة إلى ذلك ، فإن وجود النيتروجين والميثان والهيدروكربونات الأكثر تعقيدًا يشير إلى أن التفاعلات الكيميائية البريبايوتيكية قد تكون ممكنة على تيتان.

كان أقرب اقتراب لـ Voyager 1 & rsquos إلى زحل في الساعة 23:46 بالتوقيت العالمي في 12 نوفمبر 1980 ، على مدى يبلغ حوالي 78290 ميلاً (126000 كيلومتر).

بعد المواجهة مع زحل ، اتجهت فوييجر 1 في مسار للهروب من النظام الشمسي بسرعة حوالي 3.5 وحدة فلكية (325 مليون ميل أو 523 مليون كيلومتر) سنويًا ، 35 درجة من مستوى مسير الشمس إلى الشمال وبشكل عام. اتجاه حركة الشمس و rsquos بالنسبة للنجوم القريبة.

بسبب المتطلبات المحددة لـ Titan flyby ، لم يتم توجيه المركبة الفضائية إلى Uranus و Neptune.

في 14 فبراير 1990 ، تم توجيه كاميرات Voyager 1 & rsquos للخلف والتقاط حوالي 60 صورة للشمس والكواكب - أول & quot صورة & quot في نظامنا الشمسي كما يُرى من الخارج. تم التقاط الصور عندما كانت المركبة الفضائية على بعد حوالي 40 وحدة فلكية من الشمس (3.7 مليار ميل أو 6 مليارات كيلومتر).

أصبحت فسيفساء من هذه الصور & ldquoPale Blue Dot & rdquo الصورة التي اشتهرت من قبل الأستاذ بجامعة كورنيل وعضو فريق العلوم Voyager Carl Sagan (1934-1996).

أُطلق على الصورة أيضًا & quotSolar System Family Portrait & quot & mdasheven على الرغم من أنه يمكن رؤية عطارد ومريخ & rsquot. كان عطارد قريبًا جدًا من الشمس بحيث لا يمكن رؤيته ، وكان المريخ على نفس الجانب من الشمس مثل فوييجر 1 ، لذلك كان جانبه المظلم فقط هو الذي يواجه الكاميرات.

كانت هذه الصور هي الأخيرة من بين 67000 صورة التقطتها مركبتا الفضاء فوييجر. تم إيقاف تشغيل الكاميرات الخاصة بهم لتوفير الطاقة والذاكرة للمهمة بين النجوم.

انتهت جميع لقاءات الكواكب أخيرًا في عام 1989 وتم الإعلان عن بعثات فوييجر 1 و 2 كجزء من مهمة فوييجر بين النجوم (VIM) ، والتي بدأت رسميًا في 1 يناير 1990.

الهدف من المهمة الجديدة هو توسيع نطاق استكشاف NASA & rsquos للنظام الشمسي خارج جوار الكواكب الخارجية إلى الحدود الخارجية لمجال تأثير الشمس و rsquos ، وربما أبعد من ذلك.

تشمل الأهداف المحددة جمع البيانات حول الانتقال بين الغلاف الشمسي و mdashthe منطقة الفضاء التي يهيمن عليها المجال المغناطيسي Sun & rsquos والمجال الشمسي و mdas من جهة الوسط بين النجوم.

في 17 فبراير 1998 ، أصبحت فوييجر 1 أكثر الأشياء التي يصنعها الإنسان بعدًا عندما تفوقت على بايونير 10 على مسافة 69.4 وحدة فلكية من الشمس.

في 16 ديسمبر 2004 ، أعلن علماء فوييجر أن فوييجر 1 قد أبلغت عن قيم عالية لشدة المجال المغناطيسي على مسافة 94 وحدة فلكية ، مما يشير إلى أنها وصلت إلى صدمة النهاية ودخلت الآن في الغلاف الشمسي. خرجت المركبة الفضائية أخيرًا من الغلاف الشمسي وبدأت قياس البيئة بين النجوم في 25 أغسطس 2012 ، وهي أول مركبة فضائية تقوم بذلك.

في 5 سبتمبر 2017 ، احتفلت ناسا بالذكرى الأربعين لإطلاق Voyager 1 & rsquos ، حيث تواصل التواصل مع NASA & rsquos Deep Space Network وإرسال البيانات مرة أخرى من أربعة أجهزة لا تزال تعمل - تلسكوب الأشعة الكونية ، المشحون منخفض الطاقة تجربة الجسيمات ، مقياس المغناطيسية ، وتجربة موجات البلازما.

يحمل كل فوييجر رسالة ، أعدها فريق برئاسة كارل ساجان ، على شكل قرص نحاسي مطلي بالذهب بقطر 12 بوصة (30 سم) لكائنات فضائية محتملة قد تجد المركبة الفضائية.

مثل اللوحات الموجودة على الرواد 10 و 11 ، يحتوي السجل على رموز توضح موقع الأرض بالنسبة للعديد من النجوم النابضة.

تحتوي السجلات أيضًا على تعليمات لتشغيلها باستخدام خرطوشة وإبرة ، مثل مشغل أسطوانات الفينيل.

يتضمن الصوت الموجود على القرص تحيات بـ 55 لغة ، و 35 صوتًا من الحياة على الأرض (مثل أغاني الحيتان ، والضحك ، وما إلى ذلك) ، و 90 دقيقة من الموسيقى الغربية بشكل عام بما في ذلك كل شيء من موزارت وباخ إلى تشاك بيري وبليند ويلي جونسون. كما يتضمن 115 صورة للحياة على الأرض وتحيات مسجلة لرئيس الولايات المتحدة آنذاك جيمي كارتر (1924 & ndash) والأمين العام للأمم المتحدة آنذاك كورت فالدهايم (1918-2007).

فوييجر الآن على بعد أكثر من 11 مليار ميل (18 مليار كيلومتر) من الشمس وبعيدًا عن دفئها. لضمان استمرار الروبوتات القديمة في إرجاع أفضل البيانات العلمية الممكنة ، بدأ مهندسو البعثة في عام 2019 في تنفيذ خطة جديدة لإدارتها. تتضمن الخطة اتخاذ خيارات صعبة ، لا سيما فيما يتعلق بالأدوات والدوافع على المركبة الفضائية.

خلال مرحلة كوكب المشتري في رحلتها ، استكشفت فوييجر 1 الكوكب العملاق وغلافه المغناطيسي وأقماره بتفاصيل أكبر من المركبة الفضائية بايونير التي سبقتها. استخدمت فوييجر 1 أيضًا كوكب المشتري كنقطة انطلاق إلى زحل ، باستخدام تقنية الجاذبية.

نجح فوييجر 1 في جميع نواحي كوكب المشتري ، باستثناء التجارب التي تستخدم مقياس الضوء الضوئي الخاص به ، والذي فشل في العمل.

تم العثور على جو كوكب المشتري ليكون أكثر نشاطًا مما كان عليه خلال زيارات بايونير 10 و 11 ، مما أدى إلى إعادة التفكير في نماذج الغلاف الجوي السابقة التي لم تستطع تفسير الميزات الجديدة.

صورت المركبة الفضائية أقمار أمالثيا ، وآيو ، وأوروبا ، وجانيميد ، وكاليستو ، مع عرض تفاصيل تضاريسها لأول مرة.

من المحتمل أن تكون أكثر اكتشافات فوييجر 1 & # 39 المذهلة هي أن آيو لديه براكين نشطة للغاية ، مدعومة بالحرارة الناتجة عن تمدد القمر واسترخاءه الذي يتحمله كل 42 ساعة حيث أن مداره الإهليلجي يجعله أقرب إلى كوكب المشتري ثم بعيدًا عنه. أحدث هذا الاكتشاف ثورة في مفهوم العلماء & # 39 لأقمار الكواكب الخارجية.

اكتشفت المركبة الفضائية أيضًا حلقة رفيعة حول الكوكب (ثم جعلها الكوكب الثاني المعروف بوجود حلقة) وقمرين جديدين: ثيبي وميتيس.

إنجازات زحل

كانت فوييجر 1 ثاني مركبة فضائية تزور زحل. استكشف الكوكب وحلقاته وأقماره ومجاله المغناطيسي بتفاصيل أكبر مما كان ممكناً لسلفه بايونير 11.

حققت فوييجر 1 جميع أهدافها باستثناء التجارب المخططة لمقياسها الضوئي ، والتي فشلت في العمل.

وجدت المركبة الفضائية ثلاثة أقمار جديدة: بروميثيوس وباندورا ، وأقمار & quotshepherding & quot التي تبقي الحلقة F محددة جيدًا ، وأطلس الذي يرعى بالمثل الحلقة A.

تم العثور على أكبر قمر زحل ، تيتان ، له غلاف جوي سميك يخفي سطحه عن كاميرات وتلسكوبات الضوء المرئي. أظهرت أجهزة المركبات الفضائية أن معظمها من النيتروجين ، مثل الغلاف الجوي للأرض ، ولكن مع ضغط سطح أعلى 1.6 مرة من ضغطنا.

كما صورت المركبة الفضائية أقمار ميماس ، إنسيلادوس ، تيثيس ، ديون ، وريا كشفت عن الهياكل الدقيقة لنظام حلقات زحل المعقدة والجميلة وأضافت الحلقة G إلى قائمة الحلقات المعروفة.

تمامًا كما استخدمت جاذبية المشتري لمساعدته على الوصول إلى زحل ، استخدمت فوييجر 1 مساعدة الجاذبية في زحل لتغيير مساره وزيادة سرعته ، مما يمنحه مسارًا لإخراجه من النظام الشمسي.

إنجازات بين النجوم

في أغسطس 2012 ، أصبحت فوييجر 1 أول مركبة فضائية تعبر إلى الفضاء بين النجوم.

ومع ذلك ، إذا حددنا نظامنا الشمسي على أنه الشمس وكل شيء يدور حول الشمس في المقام الأول ، فستبقى فوييجر 1 داخل حدود النظام الشمسي حتى تخرج من سحابة أورت خلال 14000 إلى 28000 سنة أخرى.


محتويات

كوكب المشتري هو أكبر كوكب في المجموعة الشمسية ويبلغ قطره 142،984 كم. هذا أكبر بأحد عشر مرة من قطر الأرض. [18]

تحرير الغلاف الجوي

يتكون الغلاف الجوي بالقرب من سطح المشتري من 88 إلى 92٪ هيدروجين و 8 إلى 12٪ هيليوم و 1٪ غازات أخرى.

يتم تسخين الغلاف الجوي السفلي بشدة والضغط مرتفع للغاية بحيث يتحول الهيليوم إلى سائل. تمطر على الكوكب. [19] استنادًا إلى التحليل الطيفي ، يبدو أن كوكب المشتري مكون من نفس الغازات مثل زحل. إنه يختلف عن نبتون أو أورانوس. يحتوي هذان الكوكبان على كميات أقل بكثير من الهيدروجين والهيليوم. [20]

تعني درجات الحرارة المرتفعة والضغوط العالية في قلب المشتري أن العلماء لا يستطيعون معرفة المواد التي ستكون موجودة. لا يمكن اكتشاف ذلك ، لأنه لا يمكن إنشاء نفس القدر من الضغط على الأرض.

فوق اللب الداخلي المجهول يوجد لب خارجي. اللب الخارجي للمشتري هو هيدروجين سائل سميك. [٢١] الضغط مرتفع بما يكفي لجعل الهيدروجين صلبًا ، لكنه يذوب بعد ذلك بسبب الحرارة.

يُطلق على كوكب المشتري أحيانًا اسم نجم فاشل لأنه يتكون من نفس العناصر (الهيدروجين والهيليوم) مثل الشمس ، ولكنه ليس كبيرًا بما يكفي ليكون له الضغط الداخلي ودرجة الحرارة اللازمة لإحداث اندماج الهيدروجين في الهيليوم ، مصدر طاقة يغذي الشمس ومعظم النجوم الأخرى. [22]

التحرير الشامل

كوكب المشتري هو ضعف كتلة جميع الكواكب الأخرى في النظام الشمسي مجتمعة. [١٢] فهي تنتج حرارة أكثر مما تنتجه من الشمس. [23] كوكب المشتري يبلغ عرضه 11 ضعف عرض الأرض و 318 مرة كتلته. حجم كوكب المشتري 1.317 ضعف حجم الأرض. بمعنى آخر ، يمكن أن يصلح بداخله 1317 جسمًا بحجم الأرض. [24]

تحرير طبقات السحابة

يحتوي كوكب المشتري على العديد من مجموعات السحب التي تمر أفقياً عبر سطحه. الأجزاء المضيئة مناطق والأغمق أحزمة. غالبًا ما تتفاعل المناطق والأحزمة مع بعضها البعض. هذا يسبب عواصف ضخمة. سرعة الرياح 360 كيلومترًا في الساعة (كم / ساعة) شائعة على كوكب المشتري. [25] لإظهار الفرق ، تبلغ أقوى العواصف الاستوائية على الأرض حوالي 100 كم / ساعة. [26]

معظم الغيوم على كوكب المشتري مصنوعة من الأمونيا. [27] قد يكون هناك أيضًا سحب من بخار الماء مثل السحب على الأرض. شهدت المركبات الفضائية مثل فوييجر 1 البرق على سطح الكوكب. يعتقد العلماء أنه كان بخار الماء لأن البرق يحتاج إلى بخار الماء. [28] تم قياس قوة صواعق البرق هذه بألف مرة من تلك الموجودة على الأرض. [28] ينتج اللونان البني والبرتقالي عندما يمر ضوء الشمس أو ينكسر مع العديد من الغازات في الغلاف الجوي.

تحرير بقعة حمراء كبيرة

تعتبر البقعة الحمراء العظيمة واحدة من أكبر الميزات في جو كوكب المشتري. إنها عاصفة ضخمة أكبر من الأرض كلها. تم تسجيله منذ عام 1831 على الأقل ، [29] وفي وقت مبكر من عام 1665. [30] [31] أظهرت الصور بواسطة تلسكوب هابل الفضائي ما يصل إلى "نقطتين أحمرتين" أصغر حجمًا بجوار البقعة الحمراء العظيمة. [٣٢] [٣٣] يمكن أن تستمر العواصف لساعات أو لمئات السنين في حالة البقعة الحمراء العظيمة. [34] [35]

تحرير المجال المغناطيسي

كوكب المشتري لديه مجال مغناطيسي مثل الأرض ولكنه أقوى بـ 11 مرة. [36] كما أن لديها ملف الغلاف المغناطيسي أكبر وأقوى من الأرض. يحبس الحقل أحزمة إشعاعية أقوى بكثير من أحزمة Van Allen الإشعاعية للأرض ، وهي قوية بما يكفي لتعريض أي مركبة فضائية تسير في الماضي أو إلى المشتري للخطر.من المحتمل أن يكون سبب المجال المغناطيسي هو الكميات الكبيرة من الهيدروجين المعدني السائل في قلب المشتري. [37] أكبر أربعة أقمار لكوكب المشتري والعديد من الأقمار الأصغر تدور حول الكوكب داخل المجال المغناطيسي. هذا يحميهم من الرياح الشمسية. المجال المغناطيسي لكوكب المشتري كبير جدًا ، حيث يصل إلى مدار زحل على بعد 7.7 مليون ميل (12 مليون كيلومتر). [38] الغلاف المغناطيسي للأرض لا يغطي حتى قمره ، على بعد أقل من ربع مليون ميل (400000 كم).

تعديل نظام الرنين

يحتوي المشتري أيضًا على نظام حلقة كوكبية رفيعة. [39] من الصعب رؤية هذه الحلقات ولم يتم اكتشافها حتى عام 1979 بواسطة مسبار فوييجر 1 التابع لناسا. [40] هناك أربعة أجزاء لحلقات المشتري. الحلقة الأقرب للمشتري تسمى حلقة الهالة. [41] الحلقة التالية تسمى الحلقة الرئيسية. يبلغ عرضها حوالي 6440 كم (4،002 ميل) وسمكها 30 كم (19 ميل) فقط. [41] الحلقات الرئيسية والهالة لكوكب المشتري مكونة من جسيمات صغيرة داكنة. [40] الحلقات الثالثة والرابعة تسمى جوسامر الحلقات شفافة (انظر من خلال) ومصنوعة من الحطام الدقيق والغبار. [40] من المحتمل أن يأتي هذا الغبار من نيازك صغيرة تضرب سطح أقمار المشتري. الحلقة الثالثة تسمى حلقة أمالثيا جوسامر ، سميت على اسم القمر أمالثيا. الحلقة الخارجية ، خاتم Thebe Gossamer ، سميت على اسم القمر Thebe. تقع الحافة الخارجية لهذه الحلقة على بعد حوالي 220.000 كم (136.702 ميل) من كوكب المشتري. [41]

مدار كوكب ما هو الوقت والمسار الذي يستغرقه الالتفاف حول الشمس. في مقدار الوقت الذي يستغرقه المشتري للدوران حول الشمس مرة واحدة ، تدور الأرض حول الشمس 11.86 مرة. [42] سنة واحدة على كوكب المشتري تساوي 11.86 سنة على الأرض. متوسط ​​المسافة بين كوكب المشتري والشمس هو 778 مليون كيلومتر. هذه خمسة أضعاف المسافة بين الأرض والشمس. كوكب المشتري لا يميل على محوره بقدر الأرض أو المريخ. هذا يتسبب في عدم وجود مواسم لها ، على سبيل المثال الصيف أو الشتاء. كوكب المشتري يدور أو يدور بسرعة كبيرة. [43] يتسبب هذا في انتفاخ الكوكب في المنتصف. كوكب المشتري هو الكوكب الأسرع في النظام الشمسي. [43] يكمل دورة واحدة أو يدور في غضون 10 ساعات. [11] بسبب الانتفاخ ، يكون طول خط الاستواء للمشتري أطول بكثير من الطول من القطب إلى القطب. [44]

من تحرير الأرض

كوكب المشتري هو ثالث ألمع كائن في سماء الليل ، بعد القمر والزهرة. [15] وبسبب ذلك ، تمكن الناس دائمًا من رؤيته من الأرض. كان جاليليو جاليلي أول شخص معروف بدراسة الكوكب حقًا في عام 1610. [45] كان أول شخص يرى أقمار كوكب المشتري أيو ويوروبا وجانيميد وكاليستو. [45] كان هذا لأنه استخدم تلسكوبًا ، على عكس أي شخص من قبله.

لم يتم اكتشاف أقمار جديدة لأكثر من مائتي عام. في عام 1892 ، اكتشف عالم الفلك إي بارنارد قمرًا جديدًا باستخدام مرصده في كاليفورنيا. دعا القمر أمالثيا. [46] كان هذا هو آخر أقمار المشتري البالغ عددها 67 والتي تم اكتشافها من خلال المراقبة البشرية من خلال التلسكوب. [45] في عام 1994 ، ضربت أجزاء من المذنب Shoemaker Levy-9 كوكب المشتري. كانت هذه هي المرة الأولى التي يرى فيها الناس تصادمًا بين جسمين في النظام الشمسي. [47]

من المركبة الفضائية تحرير

حلقت سبع مركبات فضائية عبر كوكب المشتري منذ عام 1973. [11] كانت هذه المركبات هي بايونير 10 (1973) ، بايونير 11 (1974) ، فوييجر 1 و 2 (1979) ، أوليسيس (1992 و 2004) ، كاسيني (2000) ونيو هورايزونز (2007) ).

كانت مهمات بايونير هي أول مركبة فضائية تلتقط صورًا عن قرب للمشتري وأقماره. بعد خمس سنوات ، اكتشفت المركبتان الفضائيتان فوييجر أكثر من 20 قمراً جديداً. لقد التقطوا دليلًا مصورًا على البرق على الجانب الليلي من كوكب المشتري. [48]

أُرسل مسبار أوليسيس لدراسة الشمس. ذهب إلى كوكب المشتري فقط بعد أن أنهى مهمته الرئيسية. لم يكن لدى يوليسيس كاميرات ، لذا لم تلتقط صورًا. في عام 2006 ، التقطت المركبة الفضائية كاسيني ، وهي في طريقها إلى زحل ، بعض الصور الجيدة جدًا والواضحة جدًا للكوكب. عثرت كاسيني أيضًا على قمر والتقطت صورة له ولكن كان بعيدًا جدًا لإظهار التفاصيل. [49]

كانت مهمة جاليليو عام 1995 أول مركبة فضائية تدور حول كوكب المشتري. طار حول الكوكب لمدة سبع سنوات ودرس أكبر أربعة أقمار. أطلقت مسبارًا في الكوكب للحصول على معلومات حول الغلاف الجوي لكوكب المشتري. سافر المسبار إلى عمق حوالي 150 كم قبل أن يتم سحقه بوزن كل الغاز فوقه. [50] يسمى هذا الضغط. تم تحطيم مركبة الفضاء جاليليو أيضًا في عام 2003 عندما قادت وكالة ناسا المركبة إلى الكوكب. لقد فعلوا ذلك حتى لا تصطدم المركبة بأوروبا ، القمر الذي يعتقد العلماء أنه قد يكون له حياة. [50]

أرسلت ناسا مركبة فضائية أخرى إلى كوكب المشتري تسمى جونو. تم إطلاقه في 5 أغسطس 2011 [51] ووصل إلى كوكب المشتري في 4 يوليو 2016. [52] نشرت ناسا بعض النتائج من مهمة جونو في مارس 2018. [53] تم التخطيط لعدة بعثات أخرى لإرسال مركبة فضائية إلى كوكب المشتري أقمار أوروبا وكاليستو. تم إلغاء واحدة تسمى JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) في عام 2006 لأنها تكلف الكثير من المال. [54]

كوكب المشتري لديه 79 قمرا معروفا. وقد شاهد جاليليو الأربعة الأكبر باستخدام تلسكوبه البدائي ، ويمكن رؤية تسعة آخرين من الأرض باستخدام التلسكوبات الحديثة. تم التعرف على بقية الأقمار بواسطة المركبات الفضائية. [55] يبلغ قطر أصغر قمر (S / 2003 J 12) كيلومترًا واحدًا فقط. أكبرها ، جانيميد ، يبلغ قطرها 5262 كيلومترًا. إنه أكبر من كوكب عطارد. [56] الأقمار الثلاثة الأخرى في الجليل هي آيو ويوروبا وكاليستو. بسبب الطريقة التي يدورون بها حول المشتري ، تؤثر الجاذبية على ثلاثة من هذه الأقمار بشكل كبير. الاحتكاك الناجم عن جاذبية أوروبا وجانيميد يسحبان Io يجعله أكثر الأجسام البركانية في النظام الشمسي. لديها أكثر من 400 بركان ، أكثر من ثلاثة أضعاف عدد الأرض. [57]

كان لجاذبية المشتري الكبيرة تأثير على النظام الشمسي. يحمي المشتري الكواكب الداخلية من المذنبات بجذبها نحو نفسه. لهذا السبب ، فإن كوكب المشتري له أكثر تأثيرات المذنبات في النظام الشمسي. [47]

استقرت مجموعتان من الكويكبات ، تسمى كويكبات طروادة ، في مدار كوكب المشتري حول الشمس. مجموعة واحدة تسمى حصان طروادة والمجموعة الأخرى تسمى اليونانيون. يدورون حول الشمس في نفس الوقت مع كوكب المشتري. [58] [59]


جونو في كوكب المشتري: رحلة طيران طويلة لأقمار الجليل

إن الأخبار التي تفيد بأن وكالة ناسا ستمدد مهمة InSight على المريخ لمدة عامين ، حتى ديسمبر 2022 ، ليست مفاجئة ، بالنظر إلى البيانات الدفينة التي جمعها فريق المهمة من خلال تشغيل مقياس الزلازل الخاص بالبعثة. تعمل الأصول الحية على المريخ أيضًا على تعميق معرفتنا بالغلاف الجوي للكوكب والمجال المغناطيسي ، وكلها أسباب كافية للضغط لمدة عامين آخرين. لكن تمديد مهمة جونو إلى كوكب المشتري يستحق اهتمامًا أكثر مما يحظى به ، نظرًا لأن اختصاص جونو سيتم توسيعه بعمق في نظام المشتري.

صورة: قامت ناسا بتمديد مهمة جونو في كوكب المشتري حتى سبتمبر 2025 ومهمة إنسايت في المريخ حتى ديسمبر 2022. Credit: NASA / JPL-Caltech.

بالنسبة لأولئك منا الذين مفتونون بالنظام الخارجي ، فهذه أخبار جيدة حقًا. أنا أبحث في وثيقتين ، الأول عبارة عن عرض تقديمي يستند إلى تقرير تم تقديمه إلى مجموعة تقييم الكواكب الخارجية التابعة لناسا (بفضل أشلي بالدوين لتمرير هذا الأمر). تم إنتاج وثيقة OPAG بواسطة سكوت بولتون (معهد الأبحاث الجنوبي الغربي) وهي تقدم نظرة عامة على الشكل الذي يمكن أن يبدو عليه تمديد المهمة. يوجد أيضًا على مكتبي هذا الصباح نص المراجعة العليا لبعثات الكواكب لعام 2020 (PMSR) ، الذي يحدد مجموعة من سيناريوهات المهام الثلاثة. سياق كلا التحليلين هو نجاح المهمة في دراسة البنية الداخلية لكوكب المشتري ، والمجال المغناطيسي والغلاف المغناطيسي ، ناهيك عن فحص ديناميكيات الغلاف الجوي ، التي شوهدت في مثل هذه الصور المتعفنة مثل تلك التي تم تصويرها بتعقيد مذهل في العديد من صور JunoCam.

تم إطلاق مهام جونو الرئيسية في عام 2011 وتشغيلها في كوكب المشتري منذ عام 2016 ، وكان من المقرر أن تنتهي في يوليو من هذا العام ، حيث أكملت المركبة الفضائية 34 مدارًا قطبيًا ، مدة كل منها 53 يومًا. يشير تقرير OPAG إلى المهمة الممتدة اللاحقة على أنها "مستكشف نظام جوفيان الكامل مع تحليق قريب من الأقمار الصناعية والحلقات." من المقرر أن تستمر المهمة الممتدة حتى سبتمبر 2025 ، مع رصد نظام حلقات الكوكب ، وأقماره الكبيرة ، وسلسلة من الملاحظات المستهدفة والتحليق القريب من جانيميد ، ويوروبا ، وآيو.

لقد لفتت هذه الفقرة الأخيرة انتباهي حقًا ، حيث لم أكن أتوقعها. جونو في مدار بيضاوي مع فترة 53 يومًا يهاجر الحضيض شمالًا. يكشف هذا الجزء من المراجعة العليا بعمق عن التفاعلات بين سيناريوهات المهام المختلفة والطيران عبر الأقمار الصناعية. السيناريوهات الثلاثة المذكورة تقدم بدائل بالنظر إلى اعتبارات علمية وميزانية مختلفة:

ستستفيد مهمة جونو الموسعة المقترحة (EM) من التقدم الطبيعي باتجاه الشمال لحوالي مدار المركبة الفضائية وما يترتب على ذلك من انخفاض في ارتفاعات المركبة الفضائية فوق خطوط العرض الشمالية العالية لكوكب المشتري. ستستمر البعثة الأوروبية حتى نهاية المهمة ، وتتوقع أن تكون مدتها أربع سنوات تقريبًا. في ظل السيناريوهين المرتفع والمتوسط ​​، سيتم استخدام المناورات الدافعة ليس فقط لاستهداف خط الطول وخط الطول الذي يقطع كوكب المشتري ، كما هو الحال خلال المهمة الرئيسية ، ولكن أيضًا لاستهداف رحلات الطيران القريبة من جانيميد وأوروبا وآيو. ستعمل مناورات التحليق على تقصير الفترة المدارية للمركبة الفضائية ، مما يؤدي إلى المزيد من الممرات القريبة للمشتري خلال فترة زمنية معينة ، وزيادة معدل حركة المركبة الفضائية في اتجاه الشمال. في ظل السيناريو المنخفض لعملية EM ، فإن الجاذبية الساتلية تساعد ولن تتم محاولة تحليق القمر الصناعي القريب.

لذا فإن لدى علماء البعثات عددًا من الخيارات للعمل معها. تقوم البعثة الموسعة بالتحقيق في نصف الكرة الشمالي والسبر في المنطقة فوق الشفق القطبي لكوكب المشتري. التعديل الشمالي في مدار جونو هو ما يجعل تحليق القمر الصناعي ممكنًا ويسمح بتحليل دقيق لهياكل حلقاته. يمكن لفريق جونو التطلع إلى رسم خرائط ثلاثية الأبعاد للأعاصير القطبية لكوكب المشتري ودراسات النواة المخففة غير العادية للكوكب ، وهذا الأخير هو اكتشاف جونو السابق الذي يكشف عن نواة تتكون من مادة صخرية وجليد بالإضافة إلى الهيدروجين والهيليوم.

يجب أن يستفيد كل من Europa Clipper و JUICE التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية (Jupiter Icy Moons Explorer) من بيانات جونو حول البيئة الإشعاعية التي سيعملان فيها. في Europa ، سيواصل Juno البحث عن نشاط عمود محتمل أثناء فحص القشرة الجليدية ورسم خرائط لميزات السطح ، بينما سيتم تمكين دراسات الصهارة والبراكين القطبية والتفاعلات مع الغلاف المغناطيسي لكوكب المشتري من خلال لقاءاته هناك. في Ganymede ، ينبغي أن تنتج تفاعلات الغلاف المغناطيسي وبيانات تكوين السطح بوفرة.

في العرض التقديمي OPAG ، ستكون معظم رحلات Juno flybys في Io ، مع 11 ممكنًا بين منتصف 2022 و 2025. تم التخطيط لمواجهتين في Ganymede (وتذكر أنه من المقرر JUICE للدوران حول القمر الضخم) ، وثلاث لقاءات ممكنة لأوروبا. سيعتمد العدد الفعلي لـ flybys ، وفقًا للمراجعة العليا ، على خيارات الميزانية. في هذا المستند ، أجد نظرة عامة على رحلات Juno الفضائية:

سيأخذ مدار جونو في EM [مهمة ممتدة] المركبة الفضائية عبر Io و Europa plasma tori وعلى مقربة من Io و Europa و Ganymede. ستسمح خرائط تكوين سطح جانيميد للدراسات بفهم أهمية عمليات التحلل الإشعاعي في التجوية السطحية ، وتحديد التغييرات منذ فوييجر وجاليليو ، والبحث عن فوهات جديدة. يعتبر مقياس الإشعاع الميكروي (MWR) التابع لشركة Juno حساسًا بشكل خاص لأعلى 10 كيلومترات من غلاف أوروبا الجليدي. ستحدد الدراسات ذات الأطوال الموجية التي تكمل النتائج المتوقعة من رادار Europa Clipper مناطق الجليد السميك والرقيق والبحث عن المناطق التي قد يوجد بها سائل ضحل تحت السطح. ستقوم كاميرات Juno المرئية وذات الإضاءة المنخفضة بالبحث في Europa عن أعمدة نشطة وتغيرات في اللون / البياض والتي قد تكشف عن مناطق الثوران البركاني منذ Galileo. ستبحث تجارب الحقول والجسيمات عن أدلة على نشاط حديث. أخيرًا ، ستشمل Juno EM رحلة طيران على Io والبحث عن دليل على وجود محيط من الصهارة.

يا له من تطور مثير للاهتمام اتضح أن مهمة جونو الموسعة! يؤدي استمرار العمليات العلمية باستخدام المعدات الحالية إلى تقليل تكلفة المهام الجديدة إلى حد بعيد مع تمديد مجموعات البيانات طويلة الأمد ، وفي حالة Juno ، تمكين مجموعة من الأهداف الجديدة المثيرة. لدينا هنا خيار سلسلة من رحلات الطيران على القمر الجليل التي لم تكن أبدًا في مهمة جونو الأصلية ، وهي الملاحظات التي يمكن أن تحدد الخيارات اللاحقة التي تم اتخاذها لـ Europa Clipper و JUICE. أخيرًا ، فإن مهمة جونو الموسعة غير المتوقعة هي مساهمة مشجعة في علم النظام الخارجي.


الانتماءات

معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، باسادينا ، كاليفورنيا ، الولايات المتحدة الأمريكية

تشنغ لي وأندرو انجرسول وأمبير زيمينج زانج

معهد ساوث ويست للأبحاث ، سان أنطونيو ، تكساس ، الولايات المتحدة الأمريكية

سكوت بولتون ودانييل سانتوس كوستا وأمبير هانتر وايت

مختبر الدفع النفاث ، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، باسادينا ، كاليفورنيا ، الولايات المتحدة الأمريكية

ستيفن ليفين ، مايكل يانسن ، شانون براون ، جون أربالو ، فيرجيل أدوميترواي ، صامويل جولكيس ، سيدهارث ميسرا ، جلين أورتن وأمبير فابيانو أويافوسو

جامعة ميشيغان ، آن أربور ، ميشيغان ، الولايات المتحدة الأمريكية

جامعة كورنيل ، إيثاكا ، نيويورك ، الولايات المتحدة الأمريكية

معهد جورجيا للتكنولوجيا ، أتلانتا ، جورجيا ، الولايات المتحدة الأمريكية

بول ستيفس وأمبير أموري هودجز

جامعة Côte d’Azur ، OCA ، Lagrange CNRS ، نيس ، فرنسا

معهد جودارد لدراسات الفضاء ، نيويورك ، نيويورك ، الولايات المتحدة الأمريكية

لوكهيد مارتن ، غراند بريري ، تكساس ، الولايات المتحدة الأمريكية

جامعة هيوستن ، هيوستن ، تكساس ، الولايات المتحدة الأمريكية

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

مساهمات

م. طور برنامج الانعكاس وأجرى تحليل البيانات. ناقش جميع المؤلفين النتائج وعلقوا على المخطوطة.

المؤلف المراسل


التصميمات الداخلية لكوكب المشتري وزحل

إن فحص الأجزاء الداخلية للكواكب الغازية العملاقة في نظامنا الشمسي ليس بالمهمة السهلة. يتطلب مجموعة من القياسات الدقيقة جنبًا إلى جنب مع النماذج النظرية التي تُستخدم لاستنتاج تركيبة الكواكب واعتمادها على العمق. كتلتي كوكب المشتري وزحل هي 317.83 و 95.16 كتلة أرضية (M.) ، على التوالي ، ومنذ عقود قليلة ، من المعروف أنها تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم. لم يتم تحديد كتلة العناصر الثقيلة (جميع العناصر أثقل من الهيليوم) بشكل جيد ، ولا توزيعها داخل الكواكب. في حين أن العناصر الثقيلة ليست المواد المهيمنة داخل كوكب المشتري وزحل ، فهي المفتاح لفهم تكوين الكواكب وتاريخها التطوري.

يُستدل على البنية الداخلية للكواكب من النماذج النظرية التي تتلاءم مع قيود المراقبة المتاحة باستخدام المعادلات النظرية للحالات (EOS) للهيدروجين والهيليوم ومخاليطها والعناصر الأثقل (عادةً الصخور و / أو الجليد). ومع ذلك ، لا يوجد حل فريد لتحديد بنية الكواكب وتعتمد النتائج على EOSs المستخدمة بالإضافة إلى افتراضات النموذج التي يفرضها المصمم.

تشمل افتراضات النموذج الرئيسية التي يمكن أن تؤثر على البنية الداخلية المشتقة عدد الطبقات ، وآلية نقل الحرارة داخل الكوكب (وانتروبياها) ، وطبيعة اللب (مضغوط مقابل المخفف) ، وموقع (ضغط) الفصل بين المغلفين. تفترض نماذج البنية البديلة تقسيمًا أقل تميزًا بين الطبقات و / أو توزيعًا غير متجانس للعناصر الثقيلة. حقيقة أن سلوك الهيدروجين عند الضغط العالي ودرجات الحرارة غير معروف تمامًا وأن الهيليوم قد ينفصل عن الهيدروجين في الداخل العميق يضيف مصادر عدم اليقين لنماذج الهيكل. في القرن الحادي والعشرين ، مع قياسات دقيقة لحقول جاذبية المشتري وزحل من بعثتي جونو وكاسيني ، يمكن تقييد نماذج الهياكل بشكل أكبر. في الوقت نفسه ، تقدم هذه القياسات تحديات جديدة لمصممي الكواكب.

الكلمات الدالة

المواضيع

مقدمة

يعود التحقيق في الأجزاء الداخلية للكواكب العملاقة في النظام الشمسي إلى عدة عقود. يقع كل من كوكب المشتري وزحل على مسافات شعاعية تبلغ حوالي 5.2 و 9.6 وحدة فلكية من الشمس ويهيمن على تكوينهما العناصر الخفيفة ، على وجه الخصوص ، الهيدروجين والهيليوم (يشار إليها فيما بعد بـ H-He). 1 كوكب المشتري وزحل عبارة عن دوّارات سريعة هائلة ، وتتميز أجواءها بتوقيعات ديناميكية مثيرة للإعجاب. ومع ذلك ، فإن هذه الأجواء الملونة لا تمثل سوى "جلد" الكواكب ولا يمكنها الكشف عن أسرار بنيتها الداخلية. لذلك ، على الرغم من التقدم الكبير على كل من الجبهتين النظرية والنظرية ، يظل كوكب المشتري وزحل كواكب غامضة.

نظرًا لمسافاتها الكبيرة من الأرض وطبيعتها الغازية ، يجب الكشف عن المعلومات حول الأجزاء الداخلية العميقة لكوكب المشتري وزحل باستخدام قياسات غير مباشرة. مع جمع المزيد من المعلومات حول الكواكب ، يجب تطوير نماذج بنية نظرية أكثر شمولاً. ومع ذلك ، يصبح من الصعب بشكل متزايد العثور على إطار نظري متسق ذاتيًا يلبي جميع قيود المراقبة. توفر القياسات الدقيقة للخصائص الفيزيائية والكيميائية للكواكب قيودًا جديدة ومهمة ، ولكنها تؤدي أيضًا إلى أسئلة مفتوحة جديدة.يمكن تلخيص الوضع الحالي في نمذجة التصميمات الداخلية للكواكب من خلال اقتباس ألبرت أينشتاين: "كلما تعلمت أكثر ، أدركت مقدار ما لا أعرفه." يتطلب ملاءمة البيانات الجديدة نماذج هيكلية أكثر تعقيدًا وإدراج عمليات وفرضيات فيزيائية مختلفة غير مبررة جيدًا أو مفهومة تمامًا.

في الوقت الحالي ، لا يزال علماء الكواكب ليس لديهم آراء فريدة ومتسقة ذاتيًا للديكورات الداخلية لكوكب المشتري وزحل ، ولكن هناك فهم أفضل للعمليات الفيزيائية والكيميائية ذات الصلة التي يجب أخذها في الاعتبار بالإضافة إلى قيود الأساليب النظرية. إن إحراز تقدم في هذا الاتجاه لا يساعد فقط في دراسة التصميمات الداخلية للكواكب ولكن أيضًا في فهم أفضل لسلوك العناصر البسيطة في الضغوط ودرجات الحرارة المرتفعة ، وفي وضع قيود مهمة على نماذج تطور وتطور الكواكب العملاقة.

في هذه المقالة ، يتم تلخيص المعرفة الحالية للهياكل الداخلية لكوكب المشتري وزحل. تشمل المراجعات الحديثة لهذا الموضوع ميليتزر وسوبيران ووال وهوبارد (2016) وجيلوت وجوتييه (2014) وهيلد وجويلوت (2018) وباراف وشابرييه وفورتني وسوتين (2014) وفورتني ونيتلمان (2010) ، فورتني وآخرون. (2016) والمراجع فيه.

صنع نموذج داخلي

قيود المراقبة

تم تصميم نماذج البنية الداخلية لتلائم البيانات الفيزيائية المرصودة للكواكب ، مثل كتلها وأنصاف أقطارها ومجالات الجاذبية والمغناطيسية ودرجات حرارة 1 بار وتكوين الغلاف الجوي والدورات الداخلية. يلخص الجدول 1. الخصائص الفيزيائية الرئيسية لكوكب المشتري وزحل. ومن المثير للاهتمام ، أن الغلاف الجوي لكل من كوكب المشتري وزحل يُظهر استنفادًا في الهيليوم مقارنةً بكسر كتلة الهيليوم من القيمة الأولية لـ يبروتو ∼ 0.275 كما يستدل من نماذج التطور النجمي للشمس (على سبيل المثال ، Bahcall ، Pinsonneault ، & amp Wasserburg ، 1995). تم العثور على كسور كتلة الهيليوم المقاسة في كوكب المشتري وزحل لتكون ∼ 0.238 (von Zahn و Hunten و amp Lehmacher ، 1998) و 0.18-0.25 (Conrath & amp Gautier ، 2000) ، على التوالي. كما نوقش أدناه ، لا يعني هذا أن كوكب المشتري وزحل قد استنفدا في الهيليوم على مستوى العالم ، بل يعني أن توزيع الهيليوم غير متجانس داخلهما بسبب ظاهرة ترسب الهيليوم (انظر قسم "الهيليوم والهيدروجين" للحصول على التفاصيل). بالإضافة إلى ذلك ، بالنسبة لكوكب المشتري ، قدم مسبار غاليليو قياسات وفرة للمكونات الأخرى ، مما يشير إلى أن الغلاف الخارجي للمشتري مُخصب بعناصر ثقيلة بمعامل ∼ 24 مقارنة بوفرة البروتوسولار (على سبيل المثال ، Atreya ، Mahaffy ، Niemann ، Wong ، & amp Owen ، 2003 Guillot & amp Gautier ، 2014). كان هناك استثناءان هما النيون والأكسجين ، وكلاهما وجد أنهما مستنفد ، ولكن من المتوقع أن يتأثر النيون بعملية هطول أمطار الهيليوم (Roustlon & amp Stevenson ، 1995 Wilson & amp Militzer ، 2010) ومن المحتمل أن تكون الوفرة المنخفضة للمياه مرتبطة بالمياه الخاصة. موقع دخول المسبار ، والذي يُعرف باسم "البقعة الجافة" حيث يكون الغلاف الجوي جافًا ولا يمثل الجزء الأكبر من الغلاف الجوي. لذلك ، في الوقت الحالي ، لا تزال وفرة الأكسجين في كوكب المشتري غير معروفة.

نظرًا لأن الكواكب العملاقة تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم السائل ، فليس لها سطح صلب أسفل الغيوم مثل الكواكب الأرضية. لذلك ، يتم تعريف "سطح" الكوكب على أنه الموقع الذي يكون فيه الضغط بارًا واحدًا ، وهو ما يمكن مقارنته بالضغط على سطح الأرض. يتم قياس درجة الحرارة في هذا الموقع (مع عدم يقين صغير). ثم ، مع معلومات درجة الحرارة عند 1 بار ، يتم تحديد إنتروبيا الغلاف الخارجي ويمكن بناء نماذج ثابتة الحرارة. 2

مجال الجاذبية للكوكب ، أو بشكل أكثر دقة ، إجمالي الجهد ، والذي يتضمن أيضًا مصطلح الدوران ، ويُعطى بواسطة

أين (ص ، θ ، φ) هي إحداثيات قطبية كروية ، و a هو نصف القطر الاستوائي ، و M هي الكتلة الكوكبية الكلية. القدرة يو يمثل توسعًا في متعدد حدود Legendre (على سبيل المثال ، Zharkov & amp Trubitsyn ، 1978) ، حيث عادةً ما تكون المؤشرات الزوجية فقط (أي P2ن) يؤخذ في الاعتبار بسبب التناظر في المقام الأول بين الشمال والجنوب لنصفي الكرة الأرضية. 3 معاملات الجاذبية التوافقية J2ن عادة ما يتم استنتاجها من بيانات تتبع دوبلر لمركبة فضائية تدور حول الكوكب أو تحلق به وتستخدم لتقييد ملف الكثافة كما هو موضح أدناه.

المعادلات الحاكمة

تم تصميم الكواكب الداخلية من خلال حل معادلات الهيكل القياسية ، والتي تشمل الحفاظ على الكتلة ، والتوازن الهيدروستاتيكي ، والمعادلات الديناميكية الحرارية على النحو التالي:

أين ص هو الضغط ، ρ هي الكثافة ، م هي الكتلة داخل كرة نصف قطرها ص، و ω هو معدل الدوران. من أجل حساب الدوران ، تتضمن المعادلة الهيدروستاتيكية (المعادلة 2) مصطلحًا إضافيًا يعتمد عليه ω، والتي يُفترض أنها ثابتة (أي دوران منتظم) لكوكب غير دوار: ω = 0. بالنسبة لكوكب يدور بسرعة ، فإن هذه المعادلة صالحة في حدود مائع باروتروبي ودوران الجسم الصلب. نصف القطر ص ثم يعتبر متوسط ​​نصف القطر الحجمي. المعادلة 3 هي التوسع من الدرجة الأولى لإجمالي الإمكانات يو . تدرج درجة الحرارة ∇T ≡ د ln T / د ln ص يعتمد على آلية نقل الحرارة (الحمل الحراري مقابل التوصيل / الإشعاع). عادة ، يعتبر التدرج الحراري هو الأصغر بين ثابت الحرارة سعد، إشعاعي / موصل ∇rad / cond التدرجات ، لأن آلية النقل الحراري التي تؤدي إلى أصغر تدرج في درجة الحرارة هي الأكثر كفاءة. بمعنى آخر ، يتم أخذ التدرج في درجة الحرارة ∇ ت = دقيقة[ad، ∇rad / cond]. 4 أخيرًا ، لحل هذه المجموعة من المعادلات ، يجب معرفة اعتماد الكثافة على درجة الحرارة والضغط ، أي ، ρ(ف ، ت ) ، والتي تحددها معادلة الحالة.

الجدول 1. الخصائص الأساسية المرصودة لكوكب المشتري وزحل

ملحوظة: مقتبس من Helled and Guillot (2018)، NASA (2019a) والمراجع الواردة فيه. تم أخذ مجال جاذبية المشتري من Iess et al. (2018). تتوافق معاملات الجاذبية مع نصف قطر خط الاستواء المرجعي البالغ 71،492 كم و 60،330 كم لكوكب المشتري وزحل ، على التوالي (انظر وكالة ناسا [2019b]). هذه قيم نظرية تعتمد على حسابات النموذج الداخلي. راجع "معدل دوران الرياح وعمقها" و Helled et al. (2015) للمناقشة حول عدم اليقين في معدل دوران زحل.

تم ضبط ملف كثافة الكواكب على إعادة إنتاج لحظات الجاذبية المقاسة J2ن. يتم إعطاء العلاقة بين لحظات الجاذبية وملف تعريف الكثافة بواسطة (على سبيل المثال ، Zharkov & amp Trubitsyn ، 1978):

حيث يتم التكامل على مستوى الصوت τ. تقليديا ، تم حساب ملف تعريف الكثافة النظري ولحظات الجاذبية باستخدام نظرية الأرقام (TOF) حيث يتم حساب التوافقيات من تقريب متسلسل في معامل الصغر م = ω2ر3/ جنرال موتورز ، أين ر هو متوسط ​​نصف قطر الكوكب ، وعادة ما يصل إلى ثلاثة أو أربعة. كان هذا كافياً طالما لم تكن هناك معلومات معروفة حول معاملات الجاذبية بعد ذلك ي6 والقياسات بها شكوك كبيرة نسبيًا. تم تطوير طريقة بديلة لـ TOF مصممة لتكون متوافقة مع البيانات الدقيقة وتوفر تقديرات للتوافقيات ذات الترتيب الأعلى بواسطة W. Hubbard (على سبيل المثال ، Hubbard ، 2012 ، 2013). في هذا النهج ، المسمى Maclaurin spheroid (CMS) ، يتم تمثيل ملف تعريف الكثافة بعدد كبير من الأجسام الشبه الكروية Maclaurin حيث يمكن تحقيق كثافة مستمرة إذا كان عدد الأجسام الشبه الكروية كبيرًا بدرجة كافية. في حين أن الموارد الحسابية اللازمة كبيرة ، يمكن حساب معاملات الجاذبية لأي ترتيب بدقة ممتازة (∼109). يمكن العثور على المناقشة والمقارنة بين أساليب TOF و CMS في Hubbard و Schubert و Kong و Zhang (2014) و Wisdom and Hubbard (2016) و Nettelmann (2017) و Debras and Chabrier (2018) والمراجع الواردة فيها.

معادلة الحالة

في الديناميكا الحرارية ، ترتبط معادلة الحالة (EOS) بمتغيرات الحالة مثل درجة الحرارة والضغط والكثافة والطاقة الداخلية والإنتروبيا. نظرًا لأن كوكب المشتري وزحل يتكونان في الغالب من H – He ، فإن نمذجة هياكلهما تعتمد على معلومات EOS للهيدروجين والهيليوم ومزيجهما. تعمل التصميمات الداخلية للكوكب العملاق كمختبرات طبيعية لدراسة العناصر المختلفة في ظروف غريبة غير موجودة على الأرض. في الوقت نفسه ، يعد حساب EOS للمواد في الظروف الداخلية لكوكب المشتري وزحل مهمة صعبة لأن الجزيئات والذرات والأيونات والإلكترونات تتعايش وتتفاعل ، ويختلف نطاق الضغط ودرجة الحرارة بعدة مرات من حيث الحجم ، ويصل إلى عدة مرات. عشرات الميغابار (Mbar) (أي 100 GPa وعدة 104 Kelvins). لذلك ، تتطلب المعلومات حول EOS في مثل هذه الظروف إجراء تجارب الضغط العالي و / أو حل مشكلة ميكانيكية الكم متعددة الأجسام لإنتاج جداول EOS النظرية التي تغطي مثل هذا النطاق الكبير من الضغوط ودرجات الحرارة. على الرغم من التحديات ، كان هناك تقدم كبير في تجارب الضغط العالي و البداية حسابات EOS. يتم وصف EOS للهيدروجين والهيليوم والعناصر الأثقل بإيجاز أدناه. يمكن العثور على مزيد من المعلومات حول هذا الموضوع في Fortney and Nettelmann (2010)، Baraffe et al. (2014) ، Militzer et al. (2016) ، Guillot and Gautier (2014) ، Helled and Guillot (2018) ، والمراجع الواردة فيه.

هيدروجين

الهيدروجين هو العنصر الأكثر وفرة في الكون ، ومع ذلك لا يزال مخطط الطور موضوع بحث مكثف. يمكن دراسة سلوك الهيدروجين تحت الضغوط العالية تجريبياً ونظرياً. هناك عدة أنواع من التجارب المعملية مثل مسدسات الغاز ، وموجات الصدمة المتقاربة ، وضغط الصدمة الناجم عن الليزر والذي يمكنه فحص الهيدروجين (أو نظيره ، الديوتيريوم) عند ضغوط Mbar. لسوء الحظ ، فإن البيانات التجريبية المتاحة لها نطاق كبير ، وكل تجربة تعاني من قيود ونظامية مختلفة. ومع ذلك ، تم إحراز بعض التقدم نحو التقارب عند مقارنة منحنى Hugoniot الصدمة للهيدروجين من دراسات مختلفة. على الرغم من كونها تجريبية ، إلا أن المعلومات من التجارب محدودة ، والحسابات النظرية مطلوبة لتوفير نطاق EOS واسع النطاق للهيدروجين. من ناحية أخرى ، تعتبر نتائج التجارب المعملية ذات أهمية أساسية حيث يتم استخدامها لمعايرة EOS النظرية المستخدمة في النمذجة الكوكبية.

الاكثر شهرة البداية تقنية في علم المواد ، والطريقة الأكثر شيوعًا لاستكشاف EOS للهيدروجين والهيليوم في ظروف الكواكب ، هي نظرية الكثافة الوظيفية (DFT). على الرغم من أن النظرية دقيقة ، إلا أن جميع التطبيقات العملية الحالية تعتمد على التقريبات. بينما توفر حسابات DFT تحديدًا دقيقًا نسبيًا لـ EOS للهيدروجين في نطاق كبير من درجات الحرارة والضغوط ، باستخدام موارد حسابية معتدلة ، فإنها تُظهر أداءً ضعيفًا في تقييم انتقالات المرحلة (على سبيل المثال ، Azadi & amp Foulkes ، 2013). الطريقة البديلة هي طريقة مونت كارلو الكمومية (QMC) ، وهي طريقة قائمة على دالة الموجة ويمكنها حل المشكلة الإلكترونية بدقة (على سبيل المثال ، Mazzola و Helled و amp Sorella ، 2018 والمراجع الواردة فيها). هذا النهج أكثر تكلفة من الناحية الحسابية ، ولكنه من المحتمل أن يكون ترتيبًا واحدًا من حيث الحجم أكثر دقة من DFT (على سبيل المثال ، Foulkes ، Mitas ، Needs ، & amp Rajagopal ، 2001) وبالتالي يمكنه محاكاة انتقالات الطور عن كثب ، حيث فرق الطاقة (الحرة) بين يمكن أن تكون المراحل المتنافسة (في ظروف ديناميكية حرارية معينة) صغيرة. في الوقت الحالي ، يمكن استخدام حسابات QMC لمعايرة جداول EOS واسعة النطاق الأخرى الحالية ومن المتوقع أن تلعب دورًا مهمًا في حسابات EOS في 2020.

يوضح الشكل 1 مخطط الطور لمزيج الهيدروجين الكثيف و H – He. الموضح هو الانتقال بين الجزيئي العازل ومائع الهيدروجين المعدني الذري (المنطقة المظللة). موقع هذا الانتقال ليس مهمًا فقط لفهم توليد المجالات المغناطيسية القوية في هذه الكواكب ولكن أيضًا لتحديد تقسيم الكواكب إلى طبقات بنماذج بنية مختلفة (خطوط اللون البني والخردل ، على التوالي).

هناك العديد من الاستنتاجات المثيرة للاهتمام حول كوكب المشتري وزحل والتي يمكن إجراؤها ببساطة من خلال النظر إلى مخطط طور الهيدروجين. أولاً ، يقع كلا الكوكبين في النظام فوق الهيدروجين الصلب ، مما يشير إلى أنهما كواكب سائلة ، كما اقترح بالفعل هوبارد (1968). ثانيًا ، يعبر كلا الكوكبين النقطة الحرجة للهيدروجين ، مما يشير إلى أن الهيدروجين في الأجزاء الخارجية من الكواكب يكون في الشكل الجزيئي (H2) وفي الشكل المعدني في الأجزاء الداخلية العميقة. الهيدروجين المعدني هو مرحلة من الهيدروجين عند درجات حرارة / ضغوط عالية حيث تكون الإلكترونات حرة ويصبح الهيدروجين موصلًا ممتازًا ، مثل المعدن. يقع عدم اليقين الرئيسي فيما يتعلق بـ EOS للهيدروجين في منطقة 0.5-10 ميجا بايت (50-103 جيجا باسكال) ، حيث يحدث الانتقال من المرحلة الجزيئية إلى المرحلة المعدنية. في الواقع ، يعد تعدين الهيدروجين مجالًا نشطًا للبحث ولا يزال ضغط / درجة حرارة المعدن الدقيق قيد المناقشة ، ولكن من المتوقع أن يكون عند ∼1 Mbar لظروف كوكب المشتري. 5 أخيرًا ، من الواضح أن adiabat لزحل يغطي درجات حرارة وضغوط منخفضة (بسبب كتلته المنخفضة). نتيجة لذلك ، يتكون الجزء الداخلي من زحل من جزء أصغر من الهيدروجين المعدني مقارنة بالمشتري ، وبما أن نظام EOS هذا غير مفهوم بشكل أقل ، فهناك قدر أقل من عدم اليقين في بنية زحل بسبب الهيدروجين EOS (Saumon & amp Guillot ، 2004). من ناحية أخرى ، كما هو موضح أدناه ، من المرجح أن يتأثر زحل بفصل الطور للهيليوم.

الشكل 1. مخطط الطور للهيدروجين. منطقة رمادية: مرحلة صلبة (تجريبية) مظللة باللون الأزرق: سائل جزيئي صلب أزرق: حد طور سائل-سائل من الدرجة الأولى (QMC) أزرق متقطع: حدود طور سائل - سائل مستمر (QMC) نقاط سوداء: الموقع المحتمل للنقطة الحرجة ( نقطة نهاية السطر الأول) أحمر خالص: الدرجة الأولى لـ H - He (QMC) متقطع باللون الأحمر: استمرار حد السائل - السائل H - He (QMC) مثلثات فارغة: تجارب ضغط ثابتة H (Zaghoo و Salamat و amp Silvera ، 2016 Ohta et al.، 2015) مثلثات صلبة: ضغط ديناميكي H (Knudson et al.، 2015).

الهيليوم والهيدروجين

إن سلوك الهليوم النقي في الظروف القاسية داخل الكواكب العملاقة مقيد أكثر من سلوك الهيدروجين لمجرد أن تأين الهيليوم يتطلب ضغوطًا أكبر ولا يُتوقع حدوث انتقال طوري. في الشكل 1 ، تتوافق المنحنيات الزرقاء والحمراء مع مخطط الطور للهيدروجين النقي ومزيج H-HE (أحمر) بقيمة أولية شمسية ، على التوالي (انظر Mazzola et al. [2018] للحصول على التفاصيل). من الواضح أن وجود الهيليوم يؤخر ضغط التفكك (المعدنة) مقارنة بالهيدروجين النقي ، وبالتالي لا يمكن إهمال وجود الهيليوم عند تقدير ضغوط المعدنة في الأجزاء الداخلية لكوكب المشتري وزحل.

الشكل 2. مخطط الطور لخليط H - He. تُظهر المنطقة البرتقالية منطقة انفصال H- He كما اشتُق بواسطة Lorenzen et al. (2011). يوضح المنحنى الأحمر درجة الحرارة الحرجة للفصل ، وفقًا لموراليس وآخرون. (2013). كما تم عرض النتائج العددية والتجريبية بواسطة Schouten و de Kuijper و Michels (1991) و Loubeyre و Letoullec و Pinceaux (1991). تظهر المنحنيات الخلفية خطوط متساوية للمشتري (عادي) وزحل (متقطع) ، على التوالي.

بالإضافة إلى ذلك ، يؤدي التفاعل بين الهيدروجين والهيليوم في ظل الظروف الداخلية لكوكب المشتري وزحل إلى تحديات في تحديد EOS. هذا لأنه من المتوقع أن يصبح الهيليوم غير قابل للامتزاج في الهيدروجين ، مما يؤدي إلى ترسب الهيليوم (المعروف باسم "مطر الهيليوم") مما يؤدي إلى توزيع غير متجانس للهيليوم داخل الكوكب ، حيث يستقر الهيليوم (وبالتالي يتم إثرائه) باتجاه الأعماق. الداخلية. تم التنبؤ بالفعل بظاهرة أمطار الهيليوم هذه في السبعينيات (على سبيل المثال ، Salpeter ، 1973 Stevenson ، 1975 Stevenson & amp Salpeter ، 1977a ، 1977b) وتلقت دعمًا للرصد عندما تم العثور على الهيليوم في الغلاف الجوي للمشتري وزحل مستنفدًا مقارنة قيمة البروتوسولار. حديثا، البداية أكدت حسابات مخطط الطور عدم امتزاج الهيليوم في الهيدروجين (Salpeter، 1973 Lorenzen، Holst، & amp Redmer، 2011 Morales، Hamel، Caspersen، & amp Schwegler، 2013 Sch¨ottler & amp Redmer، 2018، والمراجع الواردة فيه). يوضح الشكل 2 مخطط الطور لمزيج H-He مع تركيز مول الهيليوم أقل قليلاً من البروتوسولار (انظر Guillot & amp Gautier [2014] للحصول على التفاصيل). لا يزال الموقع الدقيق في مخطط الطور الذي يحدث فيه مطر الهيليوم قيد التحقيق وله أهمية كبيرة لفهم بنية وتطور كل من كوكب المشتري وزحل. ما يبدو أنه قوي هو أنه نظرًا لأن كتلة زحل أصغر من كوكب المشتري ، وبالتالي فإن درجات الحرارة والضغوط الداخلية فيه أقل ، فإنه يقع "أعمق" داخل مخطط الطور مقارنة بالمشتري (انظر الشكل 2). هذا يعني أن عملية هطول أمطار الهيليوم أكثر أهمية داخل زحل وقد بدأت في وقت سابق. يجب أن يبرد الجزء الداخلي لكوكب المشتري لفترة أطول للوصول إلى درجات الحرارة المقابلة لفصل هذه المرحلة. يتوافق هذا مع قياسات الهيليوم في الغلاف الجوي للكوكب العملاق حيث وجد أن الغلاف الجوي لزحل أكثر نضوبًا في الهيليوم.

العناصر الثقيلة

تمثل العناصر الثقيلة في الفيزياء الفلكية جميع العناصر الأثقل من الهيليوم. من الناحية المثالية ، يجب أن تتضمن نماذج الهيكل جميع العناصر الممكنة عند نمذجة الكواكب الداخلية. ومع ذلك ، فإن هذا يقدم تعقيدًا إضافيًا للنماذج لأنه يجب افتراض النسب بين العناصر المختلفة داخل الكواكب. بالإضافة إلى ذلك ، فإن تفاصيل EOS للعناصر الثقيلة أقل أهمية ، لأن اعتماد درجة الحرارة على كثافة هذه العناصر يكون ضعيفًا إلى حد ما في الظروف الداخلية للكوكب العملاق ، ومساهمتها في كثافة الكواكب لها تأثير من الدرجة الثانية في مقارنة بـ H-He (على سبيل المثال ، Baraffe et al. ، 2008 Saumon & amp Guillot ، 2004 Fortney et al. ، 2016). في كثير من الأحيان ، يتم تمثيل العناصر الثقيلة في كوكب المشتري وزحل بواسطة الماء و / أو الصخور ، حيث تؤدي الصخور إلى حوالي 50٪ من النوى أقل كثافة مقارنة بالمياه (على سبيل المثال ، Fortney & amp Nettelmann ، 2010).في حين أن مجال الجاذبية المقاس أعمى بشكل أساسي عن المناطق الداخلية للكوكب ، يمكن لهذه المناطق أن تؤثر على ملف تعريف الكثافة بشكل غير مباشر من خلال القيود المفروضة على الغلاف الخارجي (على سبيل المثال ، Helled و Anderson و Schubert و amp Stevenson. ، 2011 Guillot & amp Gautier ، 2014 ). حاليا هناك تقدم مستمر في البداية حسابات EOS للمياه والأمونيا والسيليكات والحديد بالإضافة إلى قابليتها للامتزاج في الهيدروجين المعدني (على سبيل المثال ، French et al. ، 2009 Knudson et al. ، 2012 Wilson & amp Militzer ، 2010 ، 2012). كما البداية تصبح حسابات EOS متاحة ، ومن المستحسن تضمينها في نماذج الهيكل ومزيد من التحقيق في تأثيرها على التكوين المستنتج والهيكل الداخلي.

نماذج الهيكل الداخلي

منذ عدة عقود ، هدفت الدراسات إلى تقييد التصميمات الداخلية لكوكب المشتري وزحل بشكل أفضل (على سبيل المثال ، Saumon & amp Guillot ، 2004 Militzer ، Hubbard ، Vorberger ، Tamblyn ، & amp Bonev ، 2008 ، Militzer et al. ، 2016 Nettelmann et al. ، 2008 Nettelmann ، Becker، Holst، & amp Redmer، 2012 Nettelmann، Fortney، Moore، & amp Mankovich، 2015 Helled & amp Guillot، 2013 Hubbard & amp Militzer، 2016 Miguel et al.، 2016). لسوء الحظ ، لا يوجد حل فريد للبنية الداخلية للكوكب. الطبيعة غير الفريدة للمشكلة متأصلة لأن البيانات المتاحة (وستبقى) غير كافية لاستنتاج البنية الداخلية الكوكبية بشكل فريد. فضلا عن ذلك, يعتمد الهيكل المستنتج على افتراضات النموذج و EOS المستخدمة من قبل المصمم. ترتبط أوجه عدم اليقين الرئيسية في نماذج الهيكل بالافتراضات والإعدادات التالية: (أ) عدد الطبقات ، (ب) تكوين العناصر الثقيلة وتوزيعها ، (ج) آلية نقل الحرارة ، (د) ضغط انتقال الهيدروجين المعدنة ، و (هـ) فترة الدوران والمساهمة الديناميكية للرياح (على سبيل المثال ، الدوران التفاضلي).

عادةً ما يتم تصميم الأجزاء الداخلية لكوكب المشتري وزحل بافتراض وجود لب عنصر ثقيل مميز محاط بغلاف داخلي من الهيدروجين المعدني ومغلف خارجي من الهيدروجين الجزيئي. نظرًا لمؤشر هطول أمطار الهليوم في الكواكب ، تم تعيين الغلافين الداخلي والخارجي ليكونا غنيًا بالهيليوم وفقير الهيليوم ، على التوالي. بالنسبة لتوزيع العناصر الثقيلة ، هناك افتراضان شائعان. في الأول ، من المفترض أن تكون مختلطة بشكل متجانس داخل المغلفين. ثم إذا ضفي و ضخارج تمثل الكسر الكتلي للعنصر الثقيل في المغلفات الداخلية والخارجية ، على التوالي ، لهذه الحالة ضفي = ضخارج. في الحالة الثانية ، يُفترض أن يكون إثراء العنصر الثقيل أعلى في المنطقة المعدنية (الغلاف الداخلي) (أي ، ضفي & GT ضخارج).

الشكل 3. مخططات تخطيطية للهياكل الداخلية لكوكب المشتري وزحل كما يستدل من نماذج الهيكل. لكل كوكب ، يتم عرض بنيتين محتملتين: أحدهما يتكون من طبقات مميزة والآخر بتوزيع تدريجي للعناصر الثقيلة. تمثيل تخطيطي للديكورات الداخلية لكوكب المشتري وزحل. كتل جوهر المشتري وزحل ليست مقيدة بشكل جيد بالنسبة لزحل ، يمكن أن تمتد المنطقة غير المتجانسة لأسفل على طول الطريق إلى المركز ، مما ينتج عنه "نواة الهيليوم".

في كلتا الحالتين ، يتم توزيع العناصر الثقيلة بشكل متجانس ، مما يشير إلى تركيبة متجانسة ، على الأقل داخل جزء واحد من الغلاف. يتوافق الموقع الذي ينقسم فيه الغلاف إلى منطقة فقيرة بالهيليوم وغنية بالهيليوم مع الضغط الذي يصبح فيه الهيليوم غير قابل للامتزاج في الهيدروجين. من أجل البساطة ، للموديلات ذات ضفيضخارج من المفترض أن يحدث موقع انقطاع العنصر الثقيل في نفس الموقع.

لم يتم كتابة تقسيم هيكل الكواكب إلى ثلاث طبقات في الحجر ، فهو يمثل فقط أبسط نموذج يمكن اعتباره. قد يكون الانقطاع في الهيليوم والعناصر الثقيلة يحدث بالفعل عند ضغوط مختلفة ، وخاصة في حالة زحل ، حيث توجد أيضًا طبقة هيليوم نقية تقريبًا (على سبيل المثال ، Fortney & amp Hubbard ، 2003). بالإضافة إلى ذلك ، قد لا يكون اللب نفسه منطقة مميزة (وكذلك غير موجود) ، وقد يكون للعناصر الثقيلة توزيع تدريجي على طول باطن الكوكب. حتى في إطار هذا النموذج البسيط المكون من ثلاث طبقات ، يعتمد التركيب المستنتج والكتلة الأساسية على افتراضات النموذج. تزيد النماذج الأكثر تعقيدًا من نطاق الحلول الممكنة بشكل أكبر. يوضح الشكل 3 رسمًا تخطيطيًا بسيطًا للديكورات الداخلية لكوكب المشتري وزحل. يوضح الشكل 4 الكثافة التمثيلية وملامح الضغط داخل الكواكب لنماذج قياسية ثلاثية الطبقات.

كوكب المشتري

بالنسبة إلى كوكب المشتري ، تختلف نماذج البنية عادةً عن طريق الافتراض المتعلق بتوزيع العناصر الثقيلة ، والعدد المفترض للطبقات ، والنتروبيا المحسوبة من حسابات EOS. استكشف Saumon and Guillot (2004) النطاق المحتمل للحلول لكوكب المشتري باستخدام مختلف EOSs واستنتج إجمالي كتلة العناصر الثقيلة بين 10 و 40 M، والكتل الأساسية بين 0 و 10 م. في وقت لاحق ، عندما أصبحت حسابات DFT EOS متاحة ، تم تقديم نماذج جديدة لكوكب المشتري. المجموعة الأولى من

الشكل 4. الكثافة التمثيلية (يسار) وضغط (يمين) ملامح كوكب المشتري وزحل كدالة لنصف قطر الكوكب المتوسط. البيانات مأخوذة من Miguel et al. (2016) و Helled and Guillot (2013) ، على التوالي.

استندت النماذج إلى حساب الانتروبيا الخاص بـ Rostock H – He EOS ، والذي تم حسابه باستخدام البداية DFT (على سبيل المثال ، Nettelmann et al. ، 2008 ، 2012 Becker et al. ، 2014). في Nettelmann et al. (2008) و Nettelmann و Helled و Fortney و Redmer (2012) و Becker et al. (2014) و Nettelmann (2017) ، اعتمدت النماذج على افتراض ثلاثي الطبقات ، حيث يتم فصل الجزء الداخلي إلى جوهر مميز ومغلفين متجانسين. جزء كتلة الهليوم في الغلاف الخارجي ، صخارج، لمطابقة قيمة مجس دخول Galileo لـ ص = 0.238. المغلف الداخلي وفرة الهيليوم صفي تم اختياره لإنتاج جزء كتلة من الهيليوم بالجملة يعيد إنتاج القيمة الأولية. الكسور الكتلية للعنصر الثقيل ضخارج و ضفي تم اختياره لمطابقة القيم المقاسة آنذاك لتوافقيات الجاذبية منخفضة الترتيب ي2 و ي4، مع ي4 أن تكون أكثر حساسية تجاه ضخارج من ي2 هو والعكس بالعكس ضفي. في الانتقال بين الغلافين الداخلي والخارجي ، من المفترض أن يتغير الضغط ودرجة الحرارة باستمرار ، في حين أن الكثافة والإنتروبيا لها فترات انقطاع. في هذه النماذج ، ضغط الانتقال بترانس تعتبر معلمة حرة ، بين 1 و 5 ميغا بار ، على الرغم من أن حسابات مخطط الطور H - He تشير إلى ذلك بترانس ∼ 1 ميغا بار. يفترض أعلى بترانس تؤدي القيم إلى ارتفاع معادن الغلاف وقيم استنتاجية أصغر للكتلة الأساسية. بشكل عام ، أكدت دراسات هذه المجموعة النطاقات المستمدة من Saumon and Guillot (2004) ، حيث كانت الكتلة الأساسية أصغر من ∼10 M، مع إثراء عالمي لعشرات M من العناصر الثقيلة.

هناك نوع ثانٍ من نماذج كوكب المشتري استنادًا إلى حساب Militzer's H – He EOS ، باستخدام أيضًا البداية DFT-MB (على سبيل المثال ، Militzer et al. ، 2008 Hubbard & amp Militzer ، 2016). تم تقديم معادلة شاملة لحالة خلائط H-He وطاقاتها الداخلية المستنبطة بالإضافة إلى Jupiter adiabat بواسطة Militzer و Hubbard (2013). تؤدي هذه النماذج إلى استنتاج كتلة أساسية كبيرة للمشتري في حدود 15-20 م ذات غلاف معدني منخفض ، وأحيانًا أقل من الطاقة الشمسية.

لاحظ أنه في نماذج المشتري هذه ، لا يتم أخذ ضغط الانتقال كمعامل حر ولكن يتم تعيينه من خلال تحديد الموقع الذي يتقاطع فيه ضغط Adiabat للمشتري مع منطقة عدم قابلية H-He المشتقة من Morales et al. (2013 انظر الشكل 2). تجدر الإشارة إلى أن EOSs المستخدمة من قبل Militzer والمتعاونين و Nettelmann والمتعاونين لا تختلف كثيرًا من حيث البيانات الخام ، ولكن في حساب الانتروبيا ، وبالتالي في adiabat المُنشأة. تؤدي الأديابات الأكثر سخونة ، كما استنتج نيتلمان والمتعاونون ، إلى استنتاج كتلة عنصر ثقيل أكبر (انظر Militzer et al. [2016] و Miguel et al. [2016] لمزيد من المناقشة).

أدخلت قياسات الجاذبية الأخيرة من المركبة الفضائية جونو (Bolton et al. ، 2017 Iess et al. ، 2018) قيودًا جديدة على نماذج هيكل المشتري. تم تقديم نماذج كوكب المشتري التي تناسب بيانات جونو بواسطة Wahl et al. (2017) و Nettelmann (2017) و Guillot et al. (2018). بشكل عام ، يبدو أن الحلول المفضلة هي تلك ذات النوى (∼10 M) وانقطاع تخصيب العنصر الثقيل في الغلاف ، حيث يتكون الغلاف الداخلي الغني بالهيليوم من جزء أكبر من العناصر الثقيلة من الغلاف الخارجي الفقير بالهيليوم (أي ، ضفي & GT ضخارج). بالإضافة إلى ذلك ، تشير النماذج الداخلية لكوكب المشتري التي تناسب بيانات جونو إلى أن هناك حلًا آخر ممكنًا للبنية الداخلية لكوكب المشتري وهو وجود نواة مخففة / غامضة (على سبيل المثال ، Wahl et al. ، 2017). في هذه الحالة ، لم يعد يُنظر إلى قلب المشتري على أنه منطقة مركزية ذات عنصر ثقيل نقي مع عدم استمرارية الكثافة عند حدود الغلاف الأساسي ، ولكن كمنطقة مركزية تهيمن على تكوينها عناصر ثقيلة ، والتي يمكن توزيعها تدريجيًا أو خلطها بشكل متجانس . يمكن أن يمتد مثل هذا اللب المخفف إلى بضع عشرات من النسب المئوية من نصف القطر الكلي للكوكب ويمكن أن يتكون أيضًا من عناصر أخف (H - He). في حين أن الكمية الإجمالية للعناصر الثقيلة في المنطقة الوسطى من النماذج الأساسية المخففة في المنطقة الوسطى لا تتغير كثيرًا (على سبيل المثال ، Wahl et al. ، 2017 ، Nettelmann ، 2017) ، يزداد حجم اللب بشكل كبير بسبب إدراج ح - هو.

إن وجود نواة مخففة أو انحدار شديد الانحدار للعنصر الثقيل داخل المشتري يتوافق في الواقع مع نماذج تكوين المشتري (انظر "القيود على البنية الداخلية والأصل" للحصول على التفاصيل). نماذج تكوين الكواكب العملاقة في سيناريو تراكم اللب (على سبيل المثال ، بولاك وآخرون ، 1996) تشير إلى أنه بمجرد أن تصل الكتلة الأساسية إلى ∼ 12م، تتبخر المادة الصلبة المتراكمة (العناصر الثقيلة) وتبقى في الغلاف الكوكبي (على سبيل المثال ، Stevenson ، 1982). يؤدي هذا إلى هيكل يكون فيه الجزء الداخلي العميق غنيًا للغاية بالعناصر الثقيلة ، مع عدم وجود انتقال حاد بين اللب والغلاف الداخلي (على سبيل المثال ، Helled & amp Stevenson ، 2017 ، والمراجع الواردة فيه). التفسير الآخر للنواة المخففة هو تآكل النواة. إذا كانت العناصر الثقيلة داخل قلب مضغوط قابلة للامتزاج في الهيدروجين المعدني (على سبيل المثال ، Wilson & amp Militzer ، 2010 ، 2012) ، فإن وجود الحمل الحراري الواسع يمكن أن يخلط بعض العناصر الأساسية في الداخل العميق (على سبيل المثال ، Guillot ، Stevenson ، Hubbard ، & amp Saumon ، 2004). تشير نماذج التطور طويلة المدى لكوكب المشتري مع التدرجات التركيبية إلى أن تدرجات التركيب شديدة الانحدار يمكن أن تستمر حتى يومنا هذا (انظر قسم "نماذج التطور").

أخيرًا ، من المهم ملاحظة أن الكتلة الأساسية المستنبطة والإثراء الكوكبي الكلي لا يعتمدان فقط على EOS المفترض ولكن أيضًا على افتراضات النموذج. نماذج هيكل المشتري كما قدمها Wahl et al. يوضح (2017) أن كلا النوى الضبابية والمضغوطة تتوافق مع بيانات Juno ، حيث تتراوح الكتلة الأساسية بين 1.5 و 20 Mحسب الطراز. يشبه نموذج هيكل المشتري ذو النواة المخففة البنية البدائية المشتقة من نماذج التكوين (Stevenson، 1985 Helled & amp Stevenson، 2017) ، مما يوفر رابطًا محتملاً بين نماذج تكوين الكواكب العملاقة وهيكل الحالة الحالية للكواكب. في كل هذه النماذج ، وجد أن لحظة القصور الذاتي للمشتري هي 0.264. هذه القيمة مقيدة جيدًا نسبيًا ، على الأقل من وجهة نظر النمذجة ، بسبب التحديد الدقيق لمجال جاذبية المشتري بواسطة جونو (على سبيل المثال ، Wahl et al. ، 2017). في الواقع ، لقد ثبت أن هناك علاقة قوية للغاية بين ي2 ولحظة القصور الذاتي ، لكن هذه ليست مراسلة فردية مثالية (على سبيل المثال ، Helled و Anderson و Podolak و amp Schubert [2011] والمراجع الواردة فيها).

زحل

غالبًا ما يُنظر إلى زحل على أنه نسخة صغيرة من كوكب المشتري ، ولكن في الواقع ، هناك اختلافات كبيرة بين الكوكبين. أولاً ، يختلف الإثراء النسبي في العناصر الثقيلة إلى حد ما ، وكذلك الهندسة ، والمجال المغناطيسي ، وإمالة المحور ، والتطور على المدى الطويل. فقط من مقارنة بسيطة لعزمهم الطبيعية لقيم القصور الذاتي ، يمكن للمرء أن يستنتج أن زحل أكثر كثافة مركزية مقارنة بالمشتري. بسذاجة ، يتوقع المرء أنه من الأسهل تصميم نموذج داخلي لزحل ، نظرًا لأن جزءًا أصغر من كتلته يقع في منطقة عدم اليقين العالية في EOS الهيدروجين ، ولكن هذا ليس هو الحال بسبب احتمال هطول أمطار الهيليوم. تنشأ تعقيدات إضافية من عدم اليقين في فترة دوران زحل وشكله (انظر Fortney et al. ، 2016 ، والمراجع الواردة فيه).

استخدمت نماذج زحل المحسوبة بواسطة Helled and Guillot (2013) أيضًا نهج النموذج ثلاثي الطبقات. نطاق كسر كتلة الهليوم في الغلاف الخارجي صخارج بين 0.11 و 0.25 ، مع عالمي ص = 0.265-0.275 بما يتفق مع قيمة البروتوسولار. هنا تم تعيين EOS لـ H-He على قيمة Saumon و Chabrier و van Horn (SCVH) ، والتي تم حسابها لمجموعة كبيرة من الضغوط ودرجات الحرارة (Saumon et al. ، 1995) وتم استخدامها على نطاق واسع في مجتمع الفيزياء الفلكية . تم النظر في مجموعة من درجات الحرارة عند 1 بار (130-145 كلفن) و بترانس كان مسموحًا له أن يتراوح بين 1 و 4 ميغابايت. بالنسبة لتوزيع العناصر الثقيلة ، افترضوا ضفي = ضخارج. تمثل نماذج زحل هذه أيضًا عدم اليقين في شكل زحل ومعدل دورانه وملف تعريف الدوران (انظر "معدل الدوران وعمق الرياح"). تم إنشاء نماذج زحل لفترتين مختلفتين من فترات الدوران المفترضة لكل من بيانات الجاذبية فوييجر وكاسيني. بالنسبة لمجموعة افتراضات النموذج المختلفة ، وجد أن الكتلة الأساسية المشتقة تتراوح بين 5 و 20 M، بينما وجد أن كتلة العناصر الثقيلة في الظرف تتراوح بين 0 و 7 م. مثل كوكب المشتري ، في تزايد صعبر يؤدي إلى كتل أساسية أصغر ومغلفات أكثر تخصيبًا.

أخيرًا ، تقلل بيانات جاذبية كاسيني الكتلة الأساسية المستنتجة بحوالي 5 م. ومع ذلك ، تجدر الإشارة إلى أنه بناءً على بيانات جونو الأخيرة لكوكب المشتري وكذلك الدراسات الجديدة حول تكوين وتطور الكوكب العملاق ، فإن افتراض ضفي = ضخارج قد يكون غير مناسب ، والافتراض الأكثر واقعية ضفي & GT ضخارج. يقدر إجمالي كتلة العناصر الثقيلة في زحل بـ -16-30 م، مع كتلة أساسية بين صفر و 20 م (على سبيل المثال ، Saumon & amp Guillot، 2004 Nettelmann et al.، 2012 Helled & amp Guillot، 2013). ومع ذلك (انظر "نماذج الهياكل الداخلية") ، يستند هذا الاستنتاج إلى نماذج داخلية بسيطة نسبيًا. يقدم الشكل 5 عرضًا تخطيطيًا للهيكلين الداخليين المحتملين لكوكب المشتري وزحل.

الشكل 5. اسكتشات للهياكل الداخلية لكوكب المشتري وزحل.

الداخلية غير Adiabatic

تفترض نماذج البنية المعيارية لكوكب المشتري وزحل أن آلية نقل الطاقة المسيطرة هي الحمل الحراري ، أي أن التدرج الحراري يُعطى بواسطة درجة الحرارة الثابتة ، بصرف النظر عن الغلاف الجوي الإشعاعي الخارجي (الرقيق). يبسط هذا الافتراض الحساب ، نظرًا لأن ملف تعريف درجة الحرارة يكون مقيدًا جيدًا ، بالإضافة إلى ذلك ، يمكن للمرء أن يفترض أن التركيب داخل الغلاف (المغلفات) متجانسة. ومع ذلك ، فقد تم إدراك أنه في بعض الحالات (وربما في معظم الحالات) ، يكون النموذج الثابت للحرارة للكواكب العملاقة مفرط في التبسيط. إن التصميمات الداخلية للكوكب العملاق غير الأديباتي هي في الواقع نتيجة طبيعية لعملية تكوينها حيث تؤدي العناصر الثقيلة المتراكمة إلى تصميم داخلي غير متجانس (على سبيل المثال ، Stevenson ، 1985 Helled & amp Stevenson ، 2017 Lozovsky ، Helled ، Rosenberg ، & amp Bodenheimer ، 2017) . يمكن أيضًا أن تكون التصميمات الداخلية غير الأديباتية نتيجة للتآكل الأساسي (على سبيل المثال ، Guillot et al. ، 2004) وعدم امتزاج المواد في الهيدروجين المعدني (على سبيل المثال ، Wilson & amp Militzer ، 2012 Soubrian & amp Militzer ، 2016).

يمكن لوجود التدرجات التركيبية أن يمنع الحمل الحراري بسبب تأثيرها المثبت. يمكن محو تدرجات التركيب المعتدلة عن طريق قلب الحمل الحراري ، خاصة في مراحل التطور المبكرة حيث يكون الحمل الحراري قويًا ، مما يؤدي إلى اختلاط وتجانس سريع للكوكب. خلاف ذلك ، يمكن أن تؤدي إما إلى الحمل الحراري متعدد الطبقات ، وهو نوع أقل كفاءة من الحمل الحراري (على سبيل المثال ، Wood ، Garaud ، & amp Stellmach ، 2013) ، أو تمنع الحمل الحراري وتؤدي إلى نقل الحرارة عن طريق التوصيل و / أو الإشعاع.

أخذ Leconte و Chabrier (2012 ، 2013) في الاعتبار إمكانية الحمل الحراري المزدوج الانتشار في كل من المشترى وزحل الداخلية بسبب تدرجات العناصر الثقيلة. وقد تبين أن كلاً من كوكب المشتري وزحل يمكنهما تلبية جميع قيود المراقبة أيضًا عند افتراض هياكل غير ثابتة الحرارة ذات تدرجات تركيبية في جميع أنحاء الكواكب الداخلية بأكملها. نظرًا لأن فقدان الحرارة (التبريد) في هذا السيناريو أقل كفاءة ، يمكن أن تكون الأجزاء الداخلية للكواكب أكثر سخونة ، ويمكن للكواكب استيعاب كميات أكبر من العناصر الثقيلة. تم العثور على الكتل الأساسية المشتقة من هذه النماذج لتكون 0-0.5 م لكوكب المشتري و

10-21 م لزحل. وجد أن كتلة العنصر الثقيل في الغلاف كانت 41-63.5 م و 10-36 م لكوكب المشتري وزحل ، على التوالي (انظر Leconte & amp Chabrier ، 2012 لمزيد من التفاصيل). على الرغم من أنه يمكن النظر إلى هذه النماذج على أنها حالات متطرفة ، نظرًا لأنه يُفترض أن تدرجات التركيب تستمر عبر التصميمات الداخلية للكواكب بأكملها ، فإنها توضح بوضوح أهمية افتراضات النموذج ومحدودية النماذج البسيطة ثلاثية الطبقات. من المثير للاهتمام أيضًا ملاحظة أنه على الرغم من أن نماذج الهيكل شبه الحراري لكوكب المشتري وزحل أكثر ثراءً في العناصر الثقيلة ، فإن حل المشتري يشير إلى عدم وجود نواة.

يشار أيضًا إلى دليل على وجود جزء داخلي غير ثابت الحرارة لزحل من طيف التردد المرصود لتذبذبات الحلقة. يمكن أن تُعزى بعض أوضاع حلقات زحل التي لاحظتها المركبة الفضائية كاسيني إلى التذبذبات داخل الكواكب الداخلية (Hedman & amp Nicholson ، 2013). يشير تحليل انقسام أوضاع التذبذب هذه إلى وجود منطقة طبقية سميكة ثابتة فوق القلب حيث يمكن أن تخترق أنماط الجاذبية (Fuller ، 2014). حاليًا ، هذا هو التفسير الوحيد المقترح للانقسامات غير المتوقعة عبر التفاعلات بين أوضاع f المنتشرة في الغلاف الحراري وأنماط g التي تنتشر في المنطقة المستقرة من الداخل العميق. بينما يلزم إجراء مزيد من التحقيقات حول هذا الموضوع ، تشير هذه الملاحظات والتحليلات المهمة إلى أن الهيكل الحراري الكامل مبسط للغاية لوصف الجزء الداخلي من زحل (وربما كوكب المشتري).

نماذج التطور

جزء آخر من المعلومات التي يمكن استخدامها لتقييد نماذج الهيكل هو تطور الكواكب. الفكرة هي أن بنية الحالة الحالية للكواكب يجب أن تكون متسقة مع عمر النظام الشمسي (

4.56×109 سنوات) (أي مع تطور الكواكب). في الواقع ، نشأ الافتراض البسيط للبنية الحافظة للحرارة من خلال نموذج التطور حيث تبين أن الانبعاث الحراري العالي للمشتري يتوافق إلى حد ما مع الجزء الداخلي للحمل الحراري (على سبيل المثال ، Hubbard ، 1968 Guillot ، Gautier ، Chabrier ، & amp Mosser ، 1994 Fortney، Ikoma، Nettelmann، Guillot، & amp Marley، 2011). تم مؤخرًا حساب نماذج التطور ذات الحمل الحراري الطبقي في منطقة المطر الهيليوم في كوكب المشتري وزحل (Nettelmann et al. ، 2015 Mankovich ، Fortney ، & amp Moore ، 2016). في هذه النماذج ، يبرد الغلاف الجزيئي بمرور الوقت ، ولكن يمكن أن يسخن الجزء الداخلي العميق حتى إذا كانت درجة الحرارة الفائقة في منطقة المطر غير المتجانسة قوية. في حين أنه لم يتضح بعد ما إذا كان الحمل الحراري للطبقة يحدث في منطقة خلط الهيليوم ، فإن هذه النماذج تُظهر أن عدم القدرة على تحمل الحرارة هو جانب مهم يجب مراعاته عند حساب التطور طويل المدى للكواكب الغازية مثل كوكب المشتري وزحل. 6

كما تم تقديم نماذج التطور مع تدرجات التكوين البدائية لكوكب المشتري وزحل (Vazan، Helled، Podolak، & amp Kovetz، 2016 Vazan، Helled، & amp Guillot، 2018). لقد وجد أن تدرج عنصر ثقيل بدائي معتدل يصبح متجانسًا عن طريق الخلط بالحمل الحراري بعد عدة ملايين من السنين وأن هذا الخلط يؤدي إلى إثراء الغلاف الكوكبي بالعناصر الثقيلة. من ناحية أخرى ، إذا كان التدرج في التكوين البدائي شديد الانحدار ، فقد وجد أن الحمل الحراري في الداخل العميق يكون مثبطًا. يؤثر هذا على التطور الحراري ويؤدي إلى زيادة سخونة التصميمات الداخلية مقارنة بالحالة الثابتة الثابتة. كما هو الحال في نماذج الهيكل ذات الحمل الحراري الطبقي ، هنا أيضًا يكون إجمالي كتلة العناصر الثقيلة في الكواكب أعلى منها في النماذج الثابتة الحرارة وقد وُجد أنها تصل إلى 40 مترًا. و 36 م لكوكب المشتري وزحل ، على التوالي.

رؤى جديدة من بعثتي جونو وكاسيني

في يوليو 2016 ، بدأت مهمة جونو في الدوران حول كوكب المشتري ، وقدمت ، من بين أشياء أخرى ، قياسًا دقيقًا لمجالات جاذبية المشتري والمغناطيسية (على سبيل المثال ، Bolton et al. ، 2017 Folkner et al. ، 2017 Iess et al. ، 2018) . في الوقت نفسه ، قامت المركبة الفضائية كاسيني بأداء مداراتها الأخيرة ذات الأشكال الهندسية المماثلة لتلك الخاصة بجونو ، والمعروفة باسم كاسيني غراند فينالي ، مما يوفر معلومات مماثلة حول حقول زحل (على سبيل المثال ، Spilker ، 2012) ، مما يسمح بإجراء دراسة مقارنة للكواكب العملاقة للنظام الشمسي . لا تزال الدراسات والتحقيقات جارية ومن المرجح أن تظهر المزيد من النتائج في وقت (أو بعد) هذه المقالة ، ولكن تم بالفعل تحقيق بعض الاستنتاجات الرئيسية والأفكار الجديدة حول بنية كوكب المشتري وزحل من هذه القياسات الحديثة.

معدل الدوران وعمق الرياح

الغلاف الجوي لكل من كوكب المشتري وزحل له رياح منطقة قوية ، مع سرعات استوائية

100 م ث1 و 400 م ث1 ، على التوالي. سرعات الرياح هذه مرتبطة بفترة الدوران المفترضة للجزء الداخلي العميق للكوكب (الجدول 1). في الواقع ، ليس من البديهي بالضرورة التفكير في أن الكواكب العملاقة تدور كأجسام صلبة وبالتالي يتم تمثيلها بفترة دوران واحدة نظرًا لكونها أجسامًا سائلة وتتميز بالرياح النطاقية التي تشير إلى إمكانية الدوران التفاضلي (على اسطوانات).

يُفترض أن يتم تمثيل فترة دوران المشتري بفترة دوران مجاله المغناطيسي المائل

10 درجات من عمود الدوران ولم يتغير منذ عدة عقود (على سبيل المثال ، Riddle & amp Warwick ، ​​1976 Higgins ، Carr ، & amp Reyes ، 1996). من ناحية أخرى ، يتم محاذاة القطب المغناطيسي لزحل مع محور دورانه. هذا التكوين المحاذاة للدوران وحقيقة أن المجال المغناطيسي ثنائي القطب يمنعان التحديد المباشر لمعدل دوران الجزء الداخلي العميق لزحل لأنه لا يوجد مكون متغير للحقل المغناطيسي المرتبط بالدوران الكوكبي (على سبيل المثال ، Cao ، Russell ، كريستنسن ، دوجيرتي ، وأمبير بيرتون ، 2011 ، كاو ، راسل ، ويتشت ، كريستنسن ، وأمبير دوجيرتي ، 2012). فترة دوران زحل 10 ساعات و 39 دقيقة و 22 ثانية ، مما يؤدي إلى سرعة استوائية تبلغ 400 م ث1 ، من قياس المركبة الفضائية فوييجر للتواتر في إشعاع زحل الكيلومتري (على سبيل المثال ، Ingersoll & amp Pollard ، 1982 Dessler ، 1983). في الواقع ، لم تقيس القياسات من المركبة الفضائية كاسيني تواترًا مختلفًا بعدة دقائق فحسب ، بل أظهرت أيضًا أن الفترة تتغير بمرور الوقت (على سبيل المثال ، Gurnett et al. ، 2007) ، مما يشير إلى أن الدورية في إشعاع زحل الكيلوميتر لا يمثل دوران الداخل العميق. لذلك ، في الوقت الحالي ، فإن فترة دوران زحل ليست مقيدة بشكل جيد. وفقًا لذلك ، فإن سرعات الرياح في الغلاف الجوي بالنسبة للكوكب الدوار الأساسي غير معروفة أيضًا لزحل. تم تقديم العديد من الأساليب النظرية لتقييد فترة دوران زحل ، وتتراوح القيم المقدرة بينها

10 ساعات و 32 دقيقة و 10 ساعات و 45 دقيقة (على سبيل المثال ، Anderson & amp Schubert، 2007 Read، Dowling، & amp Schubert، 2009 Helled، Galanti، & amp Kaspi، 2015 Mankovich et al.، 2018). في حين أن حالة عدم اليقين التي تبلغ حوالي 10 دقائق تبدو صغيرة ، إلا أنها يمكن أن تؤثر على البنية الداخلية المستنبطة للكوكب ولها أيضًا آثار على ديناميكيات الغلاف الجوي.

تمت دراسة العلاقة بين فترة دوران كوكب المشتري وزحل بالرياح الإقليمية والأشكال الفيزيائية ومجالات الجاذبية والمغناطيسية لعقود وما زالت قيد التحقيق. ومع ذلك ، تم إحراز تقدم كبير مؤخرًا في هذا الاتجاه بفضل بعثتي كاسيني وجونو. يمكن للرياح العميقة تغيير المظهر الجانبي لكثافة الكواكب وبالتالي المساهمة في التوافقيات الجاذبية المقاسة ، ونتيجة لذلك يجب حساب هذه المساهمة على أنها حالة عدم يقين في نماذج الهيكل ، لأنها هيدروستاتيكية ولا تتضمن تأثيرات ديناميكية. يمكن تقييد عمق الرياح من خلال قياسات دقيقة للجاذبية العالية و / أو التوافقيات الفردية (على سبيل المثال ، Hubbard، 1999 Kaspi، Hubbard، Showman، & amp Flierl، 2010 Kaspi et al.، 2018). كان تحديد عمق الرياح في كوكب المشتري ممكنًا مؤخرًا بفضل بيانات جونو (Iess et al. ، 2018 Kaspi et al. ، 2018 Guillot et al. ، 2018). وجد أن الرياح تخترق أعماق تتراوح بين 2000 و 3000 كم ، مما يشير إلى أن 1٪ من كتلة الكواكب الخارجية تدور بشكل متباين في أنماط مشابهة لتلك الخاصة بالرياح الجوية التي لوحظت. يتوافق هذا العمق مع العمق المتوقع من قيود التبديد الأومية المرتبطة بتعدين الهيدروجين (على سبيل المثال ، Liu و Goldreich و amp Stevenson ، 2008). نظرًا لأن عملية التعدين في زحل تحدث في مناطق أعمق (نظرًا لكتلتها الأصغر والضغوط الناتجة عنها) ، فمن خلال اتباع نفس الحجة ، من المتوقع أن يصل العمق في زحل إلى أعمق ، وصولاً إلى

9000 كم. تتوافق هذه التقديرات مع أعماق تبلغ حوالي 95٪ و 80٪ من إجمالي نصف قطر الكواكب لكوكب المشتري وزحل ، على التوالي (على سبيل المثال ، Cao & amp Stevenson ، 2017).

المجالات المغناطيسية

يمتلك كل من المشتري وزحل مجالات مغناطيسية جوهرية ثنائية القطب. يوفر وجود الحقول المغناطيسية وطبيعتها قيودًا مراقبة مهمة على هيكلها الداخلي الحالي وديناميكياتها. يتطلب وجود مجال مغناطيسي جوهري حركات واسعة النطاق في وسط موصل كهربائيًا (على سبيل المثال ، روبرتس وأمبير كينج ، 2013). بالنسبة لكوكب المشتري وزحل ، تحدث الحركات الشعاعية واسعة النطاق بسبب حركات الحمل الحراري التي تنقل أيضًا الحرارة من الداخل العميق نحو المناطق الخارجية ، مع المادة الموصلة من الهيدروجين المعدني. في الواقع ، من المتوقع وجود موصلية كهربائية كبيرة داخل كوكب المشتري وزحل قبل المعدن الكامل للهيدروجين عند ضغوط Mbar (100 GPa) (على سبيل المثال ، French et al. ، 2012). يمكن استخدام حجم الموصلية الكهربائية داخل كوكب المشتري وزحل جنبًا إلى جنب مع قوة المجال المغناطيسي المقاسة كوكبيًا وإضاءة السطح لتقدير التبديد الأومي الداخلي وإدخال قيود إضافية لنماذج الهيكل (على سبيل المثال ، Liu et al. ، 2008 Cao & amp Stevenson ، 2017). وبالتالي ، فإن قدرتنا على فك شفرة الأجزاء الداخلية لكوكب المشتري وزحل من الخصائص المقاسة للمجال المغناطيسي محدودة بفهمنا الحالي لعملية الدينامو.

يُعد المجال المغناطيسي الجوهري لكوكب المشتري هو الأقوى بين جميع كواكب النظام الشمسي ، حيث تتراوح شدة المجال السطحي من 4 غاوس إلى 20 غاوس (Connerney et al. ، 2018 Moore et al. ، 2018). كشفت ملاحظات جونو الأخيرة عن عدة عوامل مفاجئة في مورفولوجيا المجال المغناطيسي لكوكب المشتري. عند النظر إليه على سطح الدينامو ، يتميز المجال المغناطيسي للمشتري بوجود بقعة مغناطيسية معزولة مكثفة بالقرب من خط الاستواء مع تدفق سلبي ، ونطاق مكثف وضيق نسبيًا من التدفق الإيجابي بالقرب من خط عرض 45 درجة في نصف الكرة الشمالي ، ومجال مغناطيسي سلس نسبيًا في نصف الكرة الأرضية الجنوبي. تم التكهن بأن الانقسام بين الشمال والجنوب في مورفولوجيا المجال المغناطيسي للمشتري يرجع إلى وجود نواة مخففة داخل المشتري ، والتي إما تقصر عمل الدينامو على الطبقة العليا من المشتري أو تخلق دينامو منفصلين مكانيًا داخل المشتري (Moore et آل ، 2018). يوفر هذا رابطًا جيدًا بين نماذج البنية الداخلية التي تعتمد فقط على بيانات الجاذبية وقياسات المجال المغناطيسي.

المجال المغناطيسي الداخلي لزحل ضعيف بشكل غير عادي ، حيث تتراوح شدة المجال السطحي من 0.2 غاوس إلى 0.5 غاوس (دوجيرتي وآخرون ، 2005 كاو وآخرون ، 2011 ، 2012). من المثير للدهشة أن المجال المغناطيسي لزحل يبدو متماثلًا تمامًا فيما يتعلق بمحور الدوران (Cao et al. ، 2011 ، 2012). تُعزى كل من القوة الضعيفة وتناظر محور الدوران الشديد للمجال المغناطيسي لزحل إلى أمطار الهيليوم ، والتي يمكن أن تخلق طبقة طبقية ثابتة فوق الدينامو العميق. ومع ذلك ، ما إذا كان مطر الهيليوم أو تدرجات التكوين داخل زحل تخلق طبقات مستقرة كبيرة وما إذا كانت طبقة التقسيم هذه أعلى وليس أسفل الدينامو العميق لا يزال قيد التحقيق.

القيود على الهيكل الداخلي والمنشأ

في العرض القياسي لتكوين الكوكب العملاق ، المعروف باسم تراكم النواة (على سبيل المثال ، بولاك وآخرون ، 1996) ، يتشكل كوكب عملاق على ثلاث مراحل:

المرحلة 1: اللب الأساسي / تراكم العناصر الثقيلة. خلال هذه المرحلة المبكرة ، يتراكم اللب المواد الصلبة (الكواكب الصغيرة و / أو الحصى) حتى يفرغ منطقة سيطرة الجاذبية (منطقة التغذية). تُعرف الكتلة المرتبطة بنهاية هذه المرحلة باسم "كتلة العزل" وتعتمد قيمتها الدقيقة على ظروف التكوين المحلية. في هذه المرحلة ، يتكون الكوكب بشكل أساسي من عناصر ثقيلة بجزء ضئيل من غلاف H – He.

المرحلة 2: تراكم بطيء للمظروف. خلال هذه المرحلة ، ينخفض ​​معدل التراكم الصلب ، ويزداد معدل تراكم H-He حتى يتجاوز معدل تراكم الغلاف معدل تراكم العناصر الثقيلة. يؤدي نمو الغلاف إلى توسيع منطقة تغذية الكوكب ، وبالتالي يسمح بتراكم العناصر الثقيلة ولكن بمعدل بطيء.

المرحلة الثالثة: التراكم السريع للغازات. بمجرد أن تكون كتلة H - He قابلة للمقارنة مع كتلة العنصر الثقيل ، يزداد معدل تراكم الغاز باستمرار ويتجاوز معدل تراكم العناصر الثقيلة حتى لا يتمكن القرص من إمداد الغاز بالسرعة الكافية للحفاظ على التوازن ومواكبة الانكماش الكوكبي ، و التراكم الهيدروديناميكي السريع لـ H – He يبدأ.

في عمليات محاكاة تراكم اللب المبكرة ، من أجل البساطة العددية ، كان من المفترض أن تصل جميع العناصر الثقيلة إلى القلب بينما يتكون الغلاف من H – He. ومع ذلك ، تُظهر نماذج التكوين التي تتبع توزيع العناصر الثقيلة أثناء تكوين الكواكب أنه بمجرد أن تصل الكتلة الأساسية إلى قيمة صغيرة

1-2 م ومُحاط بمغلف صغير ، تميل المواد الصلبة المكونة من عناصر ثقيلة إلى الذوبان في الغلاف بدلاً من الوصول إلى القلب (على سبيل المثال ، Lozovsky et al. ، 2017 Helled & amp Stevenson ، 2017). في هذه الحالة ، يكون للكوكب العملاق الناتج كتلة أساسية صغيرة ومغلف داخلي غني بالعناصر الثقيلة. ومن المثير للاهتمام أن هذا الرأي يتوافق مع إمكانية وجود قلب مخفف / غامض للمشتري. على الرغم من أن التنبؤ بتوزيع العناصر الثقيلة يتوافق مع كوكب المشتري مباشرةً بعد تكوينه ، إلا أن نماذج التطور تؤكد أنه في العديد من الحالات يمكن أن يستمر مثل هذا الهيكل حتى الوقت الحاضر (على سبيل المثال ، فازان وآخرون ، 2016 ، 2018). النقطة التي لا تزال بحاجة إلى التحقيق هي ما إذا كان انقطاع التركيب في العناصر الثقيلة ناتجًا عن عملية التكوين أو نتيجة لانفصال الطور وتآكل اللب الذي يحدث في مراحل لاحقة أثناء التطور الكوكبي طويل المدى.

قطعة أخرى مفقودة من اللغز في فهمنا للمشتري مرتبطة بوفرة المياه. من المحتمل أن تكون الوفرة المنخفضة للمياه في الغلاف الجوي لكوكب المشتري المقاسة بواسطة مسبار غاليليو نتيجة نقطة الدخول الخاصة ، والتي تحافظ على إثراء المياه في الغلاف الجوي لكوكب المشتري غير معروف. يتم الآن قياس وفرة كوكب المشتري من المياه بواسطة Juno باستخدام مقياس إشعاع الميكروويف (MWR) ، والذي ينتقل إلى مستويات ضغط

100 بار بأطوال موجية راديوية تتراوح من 1.3 إلى 50 سم باستخدام ستة مقاييس إشعاع منفصلة لقياس الانبعاثات الحرارية. لا يعد قياس المياه مهمًا فقط لتقييد أصل المشتري (على سبيل المثال ، Helled & amp Lunine ، 2014 والمراجع الواردة فيه) ولكن أيضًا لمزيد من نماذج الهيكل المقيدة. أولاً ، منذ النماذج الداخلية المحدثة لكوكب المشتري توحي بذلك ضفي & GT ضخارج، سيوفر قياس الماء حدًا أدنى للتخصيب الكلي (الماء) داخل كوكب المشتري. ثانيًا ، نظرًا لأن العديد من الطرازات الداخلية الجديدة تستنتج نسبة معدنية منخفضة للمغلف الخارجي ، فيمكن استبعادها. أخيرًا ، يمكن أن يوفر تباين الماء مع العمق معلومات حول ديناميكيات الغلاف الجوي لكوكب المشتري ويضع قيودًا على السلوك الحراري في الغلاف الجوي العلوي ويشير أيضًا إلى وجود منطقة غير حمل داخل كوكب المشتري. يجب أن يؤخذ في الاعتبار أن قياس MWR لا يزال يكشف عن معلومات حول جزء صغير جدًا من الكوكب. ومع ذلك ، عند دمجه مع قياسات أخرى ، فإنه سيوفر رؤى جديدة حول أكبر كوكب في النظام الشمسي. يجب أن تستكشف الدراسات المستقبلية العلاقات بين افتراضات نموذج التكوين والتطور المختلفة والتكوين الكوكبي المستنتج والبنية الداخلية.

استنتاج

لا يزال هناك العديد من الأسئلة التي لم يتم حلها فيما يتعلق بالأصول والهياكل الداخلية لكوكب المشتري وزحل. بينما يتم حل الأسئلة المفتوحة ، تظهر أسئلة جديدة ولا يزال فهمنا غير مكتمل. ومع ذلك ، فإن العقود الأولى من القرن الحادي والعشرين هي حقبة ذهبية لاستكشاف الكواكب العملاقة نظرًا لمهمة جونو المستمرة والقياسات الأخيرة من كاسيني غراند فينالي التي لا تزال قيد المعالجة. تفتح إمكانية الحصول على معلومات مماثلة حول كوكب المشتري وزحل في وقت واحد فرصًا لتحسين فهمنا للكواكب العملاقة واستكشاف العمليات الفيزيائية والكيميائية التي تؤدي إلى الاختلافات. من المعروف الآن أنه حتى داخل نظامنا الكوكبي ، هناك اختلافات كبيرة بين الكوكبين العملاقين ، مما يشير إلى أنه لا توجد طريقة واحدة بسيطة لنمذجة الكواكب العملاقة الداخلية.

توفر الجهود النظرية المستمرة والقياسات الجديدة من جونو وكاسيني بيانات من شأنها أن تبقي مصممي الكواكب مشغولين لبعض الوقت. في غضون ذلك ، يجب أن تستمر معرفة EOS بالعناصر المختلفة وتفاعلها في التحسن ، ويجب دمج جميع المعلومات المتاحة (مجال الجاذبية ، والمجال المغناطيسي ، وتكوين الغلاف الجوي ، وما إلى ذلك) لزيادة تقييد باطن الكواكب. بالإضافة إلى ذلك ، من المستحسن تطوير إطار نظري موحد لتشكيل الكوكب العملاق وتطوره وبنية الحالة الحالية.

ستلعب البعثات المستقبلية أيضًا دورًا مهمًا في تقييد التصميمات الداخلية لكوكب المشتري وزحل بشكل أفضل. يمكن أن تكشف مهمة JUICE القادمة عن مزيد من المعلومات حول المشتري ، وستوفر مهمة مسبار زحل المحتملة قيودًا على تكوين الغلاف الجوي لزحل وعملية أمطار الهيليوم. أخيرًا ، يمكن أن يؤدي اكتشاف وتوصيف الكواكب العملاقة حول النجوم الأخرى ، جنبًا إلى جنب مع معرفة عمالقة النظام الشمسي ، إلى فهم أكثر شمولاً للكواكب الغازية.

شكر وتقدير

يشكر المؤلف نادين نيتلمان وهاو كاو وجولييلمو مازولا على مساهماتهم المهمة. يقر المؤلف أيضًا بالتعليقات القيمة والدعم من David Stevenson و Tristan Guillot و Allona Vazan ، بالإضافة إلى الحكمين المجهولين. أخيرًا ، يعرب المؤلف عن تقديره لجميع أعضاء فريق Juno العلمي للمناقشات الملهمة.

مراجع

ملاحظات

1. 1 AU هي وحدة فلكية ، متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس.

2. في النماذج الحافظة للحرارة ، يتم تعيين ملف تعريف درجة الحرارة بواسطة التدرج الحرارى ، ويكون الانتروبيا (تقريبًا) ثابتًا داخل الكوكب (انظر Militzer وآخرون ، 2016 والمراجع الواردة فيه للحصول على التفاصيل).

3. ومع ذلك ، يعد هذا تبسيطًا حيث تم قياس التوافقيات الفردية لكوكب المشتري باستخدام المركبة الفضائية جونو (Iess et al. ، 2018). تم استخدام قياس مجال جاذبية المشتري لكونه غير متماثل بين الشمال والجنوب ، للكشف عن التدفقات الجوية والداخلية للكواكب (Kaspi et al. ، 2018).

4. التدرج ثابت الحرارة ∇ a d = ∂ l n T ∂ ln P | ق ، أين س هو الانتروبيا ، يتوافق مع الحالة التي تكون فيها المادة متجانسة ومحمولة. يُعطى التدرج الإشعاعي / الموصل بواسطة ∇ r a d / c o n d = 3 k L P 64 π σ T 4 G m ، حيث κ هو عتامة روسلاند التي تمثل المساهمات من كل من الإشعاع والتوصيل ، و σ هو ثابت ستيفان بولتزمان. سإي جيلوت وآخرون. (2004) ، ميليتزر وآخرون. (2016) والمراجع الواردة فيه لمزيد من التفاصيل.

5. وتجدر الإشارة أيضًا إلى أن طبيعة انتقال الهيدروجين من "الجزيئي" إلى "المعدني" على طول adiabats لكوكب المشتري وزحل لا تزال موضع نقاش. يمكن أن يكون الانتقال "من الدرجة الأولى" أو انتقالًا سلسًا ، على الرغم من أن معظم الدراسات تشير إلى أن الانتقال السلس في المشترى وزحل من الداخل وهو انتقال من الدرجة الأولى عند درجات حرارة منخفضة (متوسطة).

6. يعتمد هذا على السلوك الديناميكي الحراري لخليط H-HE في وجود فصل طور.


البحث عن أحد مكونات البلاستيك

في عام 2013 ، اكتشف العلماء مكونًا أساسيًا من البلاستيك ، يسمى البولي بروبلين ، في الغلاف الجوي لتيتان. على الأرض ، يتم استخدامه في كل مكان من مصدات السيارات إلى الحاويات البلاستيكية. يمكن أن تظهر بشكل عضوي في الطبيعة ، لكن البشر عادة ما ينتجونها بشكل مصطنع من مصادر مثل تكرير النفط.

البولي بروبلين هو هيدروكربون ، ويتكون من ثلاث ذرات كربون وست ذرات هيدروجين. لم تكشف مجسات فوييجر عن مادة البولي بروبيلين في الغلاف الجوي لتيتان ، لكنها اكتشفت جزيئات من نفس العائلة الكيميائية و [مدش] تلك التي تحتوي على ثلاث ذرات كربون ، ولكن مع أربع ذرات هيدروجين وثماني ذرات هيدروجين ، على التوالي. كان الباحثون في حيرة من أمرهم لأن العضو الأوسط في الأسرة يبدو غائبًا.

قال مايكل فلاسار ، عالم جودارد والباحث الرئيسي في أداة مطياف الأشعة تحت الحمراء المركب (CIRS) الذي تم استخدامه في الملاحظات: "كان هذا القياس صعبًا للغاية لأن توقيع البروبيلين الضعيف مزدحم بالمواد الكيميائية ذات الصلة بإشارات أقوى بكثير". بيان في ذلك الوقت. وقال فلاسر: "هذا النجاح يعزز ثقتنا بأننا سنجد المزيد من المواد الكيميائية المخبأة لفترة طويلة في جو تيتان"

الحياة كما نعرفها لا تستطيع البقاء على سطح تيتان البارد (الجو بارد جدًا بالنسبة للمياه السائلة) ، لكنها وجهة رائعة: فهي تشبه الكواكب الصخرية مثل الأرض ، لكن لها قاعدة كيميائية مختلفة تمامًا. بحيراتها وأنهارها مصنوعة من الميثان والإيثان ، والكثبان الرملية التي تجتاحها الرياح على سطحها مصنوعة من حبيبات الهيدروكربونات (على عكس حبيبات الرمل على الأرض ، وهي السيليكات). يهتم الباحثون بمعرفة ما إذا كان بإمكان Titan الحصول على المكونات اللازمة لإحداث تغيير في الحياة كما نعرفها.


شاهد الفيديو: فيديو يوضح مسار المركبة الفضائية جونيو المتجهة إلى كوكب المشترى (أغسطس 2022).