Astronomi

Bir gezegenin roche limiti içinde aylar var olabilir mi?

Bir gezegenin roche limiti içinde aylar var olabilir mi?



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.

Satürn'ün halkaları kendi Roche Limitinin içindedir - ana gövdenin gelgit kuvvetleri nedeniyle gövdelerin parçalanmaya başladığı sınır. Ancak halkadaki her kaya Satürn'ün uydusu olarak kabul edilebileceğine göre, neden daha küçük bileşenlere ayrışmıyorlar? Ayrıca, bir cismin Roche Limiti içinde bile kendisini bir arada tutması mümkün müdür (belki de onu bir arada tutan bazı kohezyon kuvvetlerinden dolayı)? Satürn'ün halkalarındaki kayaların kendilerini bir arada tutmasının nedeninin bu olabileceğini düşündüm - ama yine de, durumun böyle olabileceğine inanmak için hiçbir nedenim yok. Birisi, içindeki yerçekimi kuvvetlerinin bir kesri olarak metalik bir kaya için kohezyon kuvvetlerinin ne olabileceğine dair bir tahminde bulunabilir mi?


Kendi sorunuzu cevapladınız. Basit kendi kendine yerçekiminin ötesinde birleşik kuvvetler varsa, o zaman nesneler, örneğin Dünya yüzeyindeki her katı maddede olduğu gibi, kendi kendine yerçekimi olan Roche limiti içinde bozulmadan hayatta kalabilir.

Satürn'ün halkaları kayalardan değil buzdan yapılmıştır.

Buzun çekme mukavemeti yaklaşık $10^6$ N m$^{-2}$.

Kendi kendine yerçekimi olan bir cisim için, Roche sınırlama yarıçapı yaklaşık $$ R_L simeq 1.4R_psol(frac{ ho_p}{ ho_s}sağ)^{1/3},$$ nerede $R_p$ gezegenin yarıçapı ve $ ho_p$ ve $ ho_s$ sırasıyla gezegenin ve uydunun yoğunluklarıdır. Bu katı bir nesne içindir. Bir akışkan için, baştaki sabit yaklaşık 2.4'te biraz daha yüksek olacaktır.

Böylece kendinden yerçekimli Roche limiti değil uydunun boyutuna bağlıdır, sadece yoğunluğuna zayıf bir şekilde bağlıdır.

Ancak, bir cismi bir arada tutan kohezyon kuvvetleri yerçekimi kuvvetlerini aşarsa bu sınır çok daha büyük olur. Bu, daha küçük nesneler için geçerlidir, çünkü bir nesnenin yüzeyindeki yerçekimi yapar boyutuna bağlıdır, oysa kohezyon kuvvetleri yoktur.

Kritik bir boyut, geometriye, yoğunluğa ve çekme mukavemetine bağlı olacaktır. Kabaca konuşursak, yerçekimi ve kohezyon kuvvetleri, yarıçaplı bir uydu için eşdeğer olacaktır. $$ r sim frac{T}{ ho_s g},$$ nerede $T$ çekme mukavemeti ve $g$ yüzey yerçekimi. Fakat $$ g simeq GM_s/r^2 = frac{4pi G}{3} ho_s r$$ Böylece $$r = left(frac{3T}{4pi G}sağ)^{1/2} ho_s^{-1}$$

Yoğunluk buz için $1000$ kg m$^{-3}$ ve $Tsim 10^6$ N m$^{-2}$, sonra $r = 60$ km.

Bu kaba ve hazır analiz, 60 km'den küçük buz nesnelerinin kendi kendine yerçekimi olan Roche limiti içinde hayatta kalabileceğini gösteriyor.

Bilginize, Satürn'ün en içteki uydusu Pan, yaklaşık 15 km'lik bir yarıçapa, buzlu bir bileşime sahiptir ve Roche sınırının içindedir. Halka sisteminde 30-60 km yarıçaplı başka uydular (Epithemius, Pandora) vardır. Oysa en büyük iç uydu, 200 km yarıçaplı Mimas, 3 Satürn yarıçapının biraz üzerinde ve Roche sınırının dışında bir yörüngede.


Tl;dr: Evet, ama küçük olmalılar.

Bunun nedeni, büyük uydular gibi büyük cisimlerin, Roche Limiti formülünü kullanarak konaklarından belirli bir sınırda parçalanmasıdır: $$d=rBig{(}2dfrac{M}{m}Big{)}^frac{1}{3}$$

$d$ Roche Limiti, $r$ uydunun yarıçapıdır ve $M$ ve $m$ sırasıyla ana bilgisayar ve uydu nesnelerinin kütleleridir.

Eğer $M$ sabit kalır, o zaman $m$ küçülürken, Roche Limiti küçülürken, $m$ büyüyor, Roche Limiti de büyüyor. Satürn'ün halkalarının birleşerek bir aya dönüşememesinin nedeni, büyük bir vücut için Satürn'ün Roche Limitinin içinde olmalarıdır. Ancak lüleler dağılamaz çünkü aynı sürüş denklemi küçük kayaların gelgit kuvvetlerinden ayrılmasını önler.

Umarım bu yardımcı olur.


PLANETPLANET

Ayların uyduları olabilir mi?

Gezegenler yıldızların yörüngesindedir. Aylar gezegenlerin yörüngesindedir. Ama hiçbir uydunun kendi uydusu yoktur (haydi onlara alt aylar). Neden?

Juna Kollmeier'in oğlu Levi ona bu soruyu sorduktan sonra, o ve ben anlamaya çalıştık.

Güneş'in etrafında dönen bir gezegenin yörüngesinde dönen bir ay hayal edin. Gezegene yakın, yerçekiminin Güneş'in üzerinde hakim olduğu bir bölge var. Bu, Hill küresi (bir tür rugby topu şeklinde olmasına rağmen). Herhangi bir uydu, gezegenin Tepe küresi içinde yörüngede dönmelidir.

Bir yıldızın etrafında dönen bir gezegenin etrafında dönen bir ay. Her panelde "kameramız" gezegen veya ay ile birlikte yörüngede dönüyor. İnce çizgiler kararlı yörüngeleri gösterir ve beş Lagrange noktası etiketlenir (yalnızca L4 ve L5 kararlı olmasına rağmen). Domingos & Winter'dan (2005) uyarlanmıştır.

Daha fazla yakınlaştırın ve ayın yerçekiminin gezegeninkine hakim olduğu Tepe küresini görüyoruz. Bir alt ay, uydusunun Tepe küresi içinde yörüngede dönmelidir. Ancak istikrar için tek gereklilik bu değil. Uzun ömürlü bir alt ay, parçalara ayrılmamak için uydusundan yeterince uzakta kalmalıdır (örneğin, ‘Oumuamua'nın potansiyel kökeniyle ilgili olarak tartıştığımız Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızı gibi). Bu, alt ayın Roche sınırını aşması gerektiği anlamına gelir, bu nedenle ayın Tepe küresi yeterince büyük olmalıdır.

Bugün hala etrafta olan herhangi bir alt ay, gelgitler karşısında milyarlarca yıl hayatta kalmış olmalıdır.

Gelgitler sadece yerçekiminin bir sonucudur. Ayın ev sahibi gezegene daha yakın olan tarafı, uzak tarafından daha güçlü bir yerçekimi kuvveti hisseder. Bu, ayın uzamasına neden olur ve bir “bulge” gelgiti yaratır. Ayın yerçekimi, gezegende buna karşılık gelen bir şişkinlik yaratır.

Dev bir gezegen tarafından bir ayın gelgit gerilmesini gösteren kuvvet çizgileri. Wikipedia'dan uyarlanmıştır.

Bir ayın gelgit çıkıntısı, yerçekimi esneme yapan gezegeni işaret etmeye çalışır. Ancak pratikte genellikle olmaz. Aylar ve gezegenler döndüğü için, bir ayın çıkıntısı gezegenin önünde veya arkasındadır. Yukarıdaki resimde bu, kuvvet çizgilerinin Jüpiter'in merkezinin biraz üstünde veya altında olacağı anlamına gelir.

Gelgit şişkinlikleri birkaç uyduyu ve gezegeni bir araya getirir. Tümsekler aracılığıyla gezegenler ve aylar, yörüngelerini ve dönüş hızlarını değiştiren açısal momentum alışverişi yaparlar. Bu değişiklikler, enerji gezegen ve ay içinde dağıldıkça gerçekleşir. En dramatik durumda enerji kaybı şöyle görünebilir:

Jüpiter'in en yakın büyük uydusu olan Io, Güneş Sistemi'ndeki en volkanik cisimdir. 50 yanardağı Io ve Jüpiter arasındaki gelgitler tarafından sürekli olarak patlıyor. Bu görüntü NASA'nın Voyager 1 sondası ile çekildi. Kredi NASA/JPL

Gelgitler genellikle bir ayın yörüngesinin büyümesine ve bir gezegenin dönüşünün yavaşlamasına neden olur. Ay'ın yörüngesi şu anda yılda yaklaşık 4 santimetre hızla büyüyor ve Dünya'nın günü her yüzyılda buna karşılık gelen 2 milisaniye uzuyor. Bu değişimler, Ay'ın Dünya'ya daha yakın olduğu geçmişte çok daha hızlıydı.

Bir gezegenin yörüngesinde dönen bir ayın yörüngesinde dönen bir alt ay durumunda işler daha karmaşıktır. Ay'da hem gezegen hem de alt ay tarafından üretilen gelgit şişkinlikleri vardır. Gezegenin yerçekimi, ayın dönüşünü etkiler ve bu da alt ayın yörüngesini etkiler. Ve ayın içinde yayılan enerji, bunun ne kadar hızlı olacağını belirler. Üç olası sonuç vardır. Ya a) Ay altının yörüngesi gezegene çarpana kadar küçülür, b) Ay altının yörüngesi, neredeyse Hill küresi kadar büyük olana kadar genişler ve aydan fırlatılır veya c) Ay altının yörüngesi milyarlarca yıl hayatta kalabilecek kadar yavaş genişler veya küçülür.

Juna ve ben bu sürecin basit bir hesaplamasını yaptık (bu çalışmanın sonuçlarını kullanarak). Biz sorduk: hangi aylar milyarlarca yıl hayatta kalabilecek alt aylara ev sahipliği yapabilir?

Basit cevap şudur: gezegenlerinden uzaktaki büyük uydular, uzun ömürlü alt aylara ev sahipliği yapabilir. İşte birkaç rakam — birer Jüpiter ve Satürn için — ay boyutu ve yörünge mesafesi uzayında uzun ömürlü alt aylar için koşulların nerede doğru olduğunu gösteren (gri = alt aylar için iyi):

Alt ayların Jüpiter (solda) ve Satürn'ün (sağda) yörüngesindeki uydularında yaşayabileceği yer. Gri gölgeli bölgede 10 km büyüklüğünde bir alt ay milyarlarca yıl hayatta kalabilir. Gezegenlerin gerçek uyduları siyah renkle gösterilmiştir. Teoride alt aylara ev sahipliği yapabilen aylar etiketlenir. Noktalı/kesikli eğriler, 5km/20km'lik alt ayların stabilitesinin sınırlarıdır. Gazetemizden.

Gördüğünüz gibi, Jüpiter ve Satürn'ün uydularının çoğu, alt aylara ev sahipliği yapmak için gezegene çok yakın. Sadece Callisto (Jüpiter) ve Titan ve Iapetus (Satürn), alt aylara ev sahipliği yapabilir. Uranüs ve Neptün'ün tüm uyduları da benzer şekilde gezegenlerine alt aylara ev sahipliği yapamayacak kadar yakındır. Bu uyduların bir zamanlar altmları varsa, o zamandan beri gelgitler tarafından kaldırıldılar.

Şimdi bunu Dünya'ya ve Dünya benzeri bir yörüngedeki Jüpiter'den biraz daha büyük dev bir ötegezegen olan Kepler-1625b'ye uygulayalım (merkezdeki yıldız Güneş'ten daha parlak olduğu için daha sıcak olmasına rağmen). Bu sistemi ilginç kılan şey, ilk aday exomoon'a ev sahipliği yapması. Kepler-1625b-I, gaz devi etrafında nispeten geniş bir yörüngede olabilen, doğrulanmamış Neptün büyüklüğünde bir uydudur.

Alt ayların Dünya'nın (solda) ve Kepler-1625b'nin (sağda) yörüngesindeki uydularında yaşayabileceği yer. Hem Dünya'nın uydusu hem de dış uydu adayı Kepler-1625b-I teoride uzun ömürlü alt aylara ev sahipliği yapabilir. Gazetemizden.

Bu rakam, Kepler-1625b-I'nin gerçekten de potansiyel olarak uzun ömürlü bir alt ay barındırabileceğini ima ediyor. Her şeyi en uç noktaya kadar zorlayarak, prensipte Ceres kadar büyük bir denizaltıya ev sahipliği yapabilir! Ancak çok fazla belirsizlik var. Her şeyden önce, exooon'un kendisi hem doğrulanmadı hem de özellikleri hala oldukça kısıtlı. Ve görünüşte alındığında, dış uydunun yörüngesi oldukça tuhaftır: Ev sahibi gezegenin yörüngesine göre yaklaşık 40 derece eğimlidir. Hesaplamamız eğimi hesaba katmamış olsa da, bir alt ayın kararlı olabileceği hiç de net değil. Önümüzdeki aylarda bu sistemdeki submoonların kararlılığı konusunda çok sayıda çalışma olacağından şüpheleniyorum.

Öyleyse neden Callisto, Titan, Iapetus ve Dünya'nın Ay'ı aslında alt aylara sahip değil? Belki de alt aylar çok verimli bir şekilde oluşmuyor. Ya da belki alt aylar oluşur ve sonra yok edilir. Alt ayların yok olmasının bir nedeni, daha önce gördüğümüz gibi, gelgitlerin uyduların yörüngelerini genişletmesidir. Kendi Ay'ımızın, birkaç Dünya yarıçapından gelen gelgitler tarafından 60 Dünya yarıçapındaki mevcut konumuna itildiği düşünülüyor. Tarihlerinin başlarında, birçok uydu, altmların hayatta kalamayacağı gezegenlerine daha yakındı. Bu nedenle, bu aylar bugün alt aylar için iyi yörüngelerdeyken, eskiden sahip oldukları tüm alt aylar uzun zaman önce kaybolmuş olurdu. Tabii ki, örneğin aylar arasındaki yerçekimi itişmeleriyle (aylar gezegen-gezegen etkileşimleri sırasında kaybolabileceği şekilde) gibi, alt ayların kaybolmasının başka yolları da vardır.

Şimdi başladığımız soruya cevap verebiliriz: Neden uyduların uyduları yok? Gelgitler, çoğu uydunun kendi aylarına sahip olmasını engeller, çünkü bu alt aylar kaybolur. Alt aylara ev sahipliği yapabilen ancak yapılmayan aylarla ilgili hikayede daha fazlası var. Bu aylar asla alt aylar oluşturmamış olabilir veya belki de alt aylar oluşmuş ancak başka bir süreç tarafından kaybolmuş olabilir. Bir sonraki adımı atmak için: eğer bir alt ay sistemi varsa, muhtemelen kendi alt aylarına ev sahipliği yapamazdı çünkü her şey birbirine daha da yakınlaşacak ve gelgitleri daha da güçlendirecekti.

Bitirmeden önce, bir düşünce deneyi yapalım. Kepler-1625 sistemi gibi bir kurulum hayal edelim ama bu hayat dostu. Geniş bir yörüngede Neptün'den daha büyük bir uydusu olan, yıldızının yaşanabilir bölgesinde bulunan bir gaz devini hayal edelim. Bu ay, prensipte, potansiyel olarak yaşanabilir bir “mini-Dünya” olduğunu hayal edeceğimiz Ay kadar büyük, uzun ömürlü bir altayı barındırabilir. Avatar'daki Pandora'ya benzeyecekti, sadece gökyüzündeki o büyük mavi “gezegen” çok daha büyük Jüpiter benzeri bir gezegenin ev sahibi uydusu olacaktı. Şuna benzer bir şey olurdu:

Yaşanabilir bir alt ayı olan bir sistemin karikatürü. Böyle bir sistem yapı olarak Kepler-1625b aday sistemine benzer olabilir.

Yaşanabilir bir alt ay sistemi istikrarlı olacaktır. Yaşanabilir bir ay sistemine kıyasla birkaç ilginç farklılığı var. Günü, gezegenin veya yıldızın etrafındaki değil, ev sahibi uydusunun etrafındaki yörüngesi tarafından kontrol edilecekti. Neptün benzeri bir ayın yörüngesinde dönen mini bir Dünya alt ayı ile bir mega Jüpiter'in yörüngesinde dönen — hayal ettiğimiz kurulum için, — altay'ın yörünge periyodu yaklaşık yarım gün ile iki gün arasında herhangi bir yerde olacaktır. Alt ayın gelgitle aya kilitlendiğini varsayarsak, bu, gününün yaklaşık olarak Dünya'nın uzunluğuyla aynı olmasını sağlar! Yaşanabilir alt aylar, gezegenin yanı sıra ev sahibi uydularından da çok güçlü gelgit zorlaması yaşayacaktır. Umarım bu, yaşanabilirliği engellemez, ancak volkanlar muhtemelen çok yaygın olurdu!


Ayların uyduları olabilir mi? Evet! Bazen.

Kendim hakkında merak ettiğim bir diğeri ise: Ayların uyduları olabilir mi?

Sorun son zamanlarda iki nedenden dolayı gündeme geldi: Biri, bir ötegezegenin yörüngesinde dönen bir ayın yakın zamanda keşfedilmesi. Diğeri ise, bir çift gökbilimci Juna Kollmeier ve Sean Raymond, bir ayın gerçekten kendine ait bir ayı olup olmadığını görmek için tüm bunlar hakkında oldukça ilginç hesaplamalar yapan bir makale yayınladılar.

İronik olarak, kelimenin tam anlamıyla, bu makalenin yayınlanmasından birkaç gün önce, ben de bunun hakkında spekülasyon yaptım:

Bu başlıkta kısaca bazı kavramların üzerinden geçiyorum, ancak burada çok daha fazlası oluyor. Öyleyse bir göz atalım.

Bir ayın bir ayı olabilir mi? Görünüşe göre bunun kolay bir cevabı var ve daha karmaşık (ama yine de harika) bir cevap. Kolay olanı: Evet! Ve eğer doğru şekilde düşündüyseniz, bunu zaten biliyordunuz. Ne de olsa, Ay'ın yörüngesinde birkaç Apollo görevi vardı ve harika Lunar Reconnaissance Orbiter gibi bunu yapan başka sondalarımız da var (yani, hadi, tam adı orada).

Ama gerçekten demek istediğin bu değil, değil mi? bilmek istiyorsun doğal ay başka bir ayın yörüngesinde dönebilir.

Bunun cevabı farklı. Bu: Evet! Ama yalnızca ara sıra. Ve hiç görmedik. En azından henüz değil.

İlk olarak, ay nedir? Basitçe söylemek gerekirse, bir gezegenin yörüngesinde dönen bir nesnedir (gezegen nedir? Bunu tanımlamak daha zordur ve ayrıca IMO çok da önemli değildir). Yani bir gezegen bir yıldızın (genellikle) yörüngesinde ve bir ay bir gezegenin yörüngesinde döner.

Peki bir ayın yörüngesinde ne var? Böyle bir şeye ne denilebileceği konusunda bazı tartışmalar oldu ve bazı insanlar “moonmoon”u sevse de, bu umurumda değil. Aptalca olduğu için değil - tanrı biliyor ki uzaydaki sınıflar için bir sürü aptal isimimiz var - ama söylemesi zor olduğu ve olabileceği kadar açıklayıcı olmadığı için.

Ben "submoon"u tercih ederim. Söylemesi daha kolay ve anlamı açık*.

Yani, alt aylar. Görünüşe göre onlar Yapabilmek vardır, ancak yalnızca belirli koşullar altında. Ve bunun için yerçekimi hakkında konuşmamız gerekiyor.

NEAR-Shoemaker uzay aracı tarafından 1998 yılında asteroit Eros ile buluşma yolunda görülen Dünya ve Ay. Kredi: YAKIN Uzay Aracı Ekibi, JHUAPL, NASA

Örneğin Dünya ve Ay'a bakın. Dünya, Ay'dan yaklaşık 80 kat daha büyüktür. Bu, Ay'ın etrafında geniş bir yörüngeye bir şey koyarsanız, Dünya'nın yerçekimi onu çekmek için yeterli olabilir. Bir alt ay Ay'ın yörüngesinde ne kadar uzak olursa, Dünya'nın etkisi o kadar fazla olur. Dünya onu yörüngesinden çekip çıkarmasa bile, Dünya'nın yerçekimi bunu yapmak için yeterli olabilir. tedirgin etmek o, yörüngeyi ustaca değiştirin. Sonra Ay ile Dünya arasında her geçişinde yörünge biraz değişir. Bunlar toplanır ve sonunda alt ay kaybolur, uzaya fırlatılır veya Ay'a veya Dünya'ya çarparak gönderilir.

Görünüşe göre bu etkiyi fizik ve matematik kullanarak modelleyebilirsiniz. Bunu yaptığınızda, ayın çevresinde, ayın etkisinin gezegeninkinden çok daha güçlü olduğu bir hacim olduğunu ve bir alt ayın istikrarlı olabileceğini görürsünüz (aslında bu, bir yıldızın yörüngesinde dönerken bir gezegenin kendi etrafındaki etkisini anlamak için yapıldı, ancak matematik aynıdır). Bu uzay hacmine Tepe küresi denir. †

Bir ayın Hill küresinin boyutu üç şeye bağlıdır: yörüngesindeki gezegenin kütlesi, ayın kütlesi ve gezegenin aydan ne kadar uzakta olduğu. Bu, daha büyük bir ayın alt aylara daha iyi tutunabileceği anlamına gelir, ancak daha büyük bir gezegen bunu daha da zorlaştırır. Ve eğer gezegeninize çok yakınsanız, bu, altayı ortadan kaldırır.

Matematik o kadar da zor değil (çoğunlukla takıp takabilirsiniz). Örneğin, Dünya ve Güneş'i kullanarak, Dünya'nın Tepe küresi, Ay'ın 385.000 km'lik mesafesini geride bırakarak, yaklaşık 1.5 milyon kilometre yarıçapındadır.

İlginç bir şekilde, Ay'ın Tepesi küresi, merkezinden yaklaşık 58.000 km uzaklıktadır (ya da yarıçapını hesaba katarak yüzeyinden yaklaşık 56.000 km). Bu oldukça büyük! Yani evet, Ay'ın bir alt ayı olabilir.

Seçici olmak gerekirse, bir ayın Hill küresinin içinde olsanız bile, gezegenin yerçekimi sizi yine de dürtüp dürtebilir, zamanla istikrarınızı bozabilir. Bunu hesaplamak zor, ancak iyi bir tahmin, Hill küresinin yarıçapının yarısı içindeyseniz, uzun bir süre (milyarlarca yıl gibi) kararlı olduğunuzdur. Yani, Ay için yüzeyden 28.000 km'den daha az.

Ama sen de alırsan bir sorun var kapat aya da. Demek istediğim, açıkçası, yörüngeye girmek için ay yüzeyinin dışında olmalısınız, yoksa kapow. Etki. Ama bir de gelgit sorunu var.

Özetle, gelgitler yerçekiminin bir etkisidir. Yerçekimi mesafe ile zayıfladığı için, daha büyük olana yakın büyük bir nesne, genişliği boyunca farklı miktarlarda yerçekimi hisseder. Bu fark çok fazla olursa, nesneyi parçalara ayırabilir!

Bunun gerçekleştiği bu mesafeye Roche Limiti denir. İki nesnenin kütleleri ve daha küçük olanın boyutu da dahil olmak üzere birçok şeye bağlıdır. İki nesnenin oranına göre de hesaplayabilirsiniz. yoğunluklar ve boyutu daha büyük bir. Ama sonunda, ana uydusuna göre çok büyük ve yakın olan bir submoon alamayacağınız anlamına gelir, yoksa parçalanır.

Ve şimdi, nihayet, bunu araştıran ve matematiği yapan astronomların bulduklarına bir göz atabiliriz. Çok özel bir soru sordular: Güneş sistemimizde bir ayın yörüngesinde dönen bir alt ay alabilir ve yörüngenin güneş sisteminin ömrü boyunca, 4.6 milyar yıl boyunca sabit olmasını sağlayabilir misiniz?

Güneş sistemindeki hangi uyduların alt aylara sahip olabileceğini gösteren bir grafik. X ekseni, ayın gezegeninden uzaklığıdır ve y ekseni, ayın boyutudur.Gri alan, 10 km'lik bir alt ayın sabit olabileceği yerdir, farklı çizgiler farklı boyutları temsil eder. Kredi: Kollmeir ve Raymond'dan uyarlanmıştır

Görünüşe göre güneş sistemindeki pek çok uydu makul büyüklükte (örneğin 10 km) bir alt ay barındırabilir. Bazıları için, Hill küresi ayın içindedir (örneğin, çok düşük kütleli bir ay, büyük bir gezegene yakın yörüngede dolanırken) veya sabit bir yörünge elde edemeyecek kadar küçüktür.

Ancak birkaç tane buldular ve liste ilginç: Ayımız (yukarıda gösterdiğimden bildiğimiz), Satürn'ün uyduları Titan ve Iapetus ve Jüpiter'in uydusu Callisto. Titan devasadır ve bu nedenle Satürn'e karşı kendi gücünü koruyabilir, oysa Iapetus ve Callisto, Hill kürelerinin oldukça büyük olduğu gezegenlerinden yeterince uzaktadır. Ayımız her iki nedenin bir karışımıdır.

Iapetus, Satürn'ün uydusudur ve ekvatoru boyunca uzanan çok tuhaf bir dağ sırtına sahiptir. Kredi: Cassini Görüntüleme Ekibi, SSI, JPL, ESA, NASA

Gazetenin o kısmını okur okumaz ensemin arkasındaki tüyler diken diken oldu. Iapetus, ekvatorunda kelimenin tam anlamıyla ayın çevresine uzanan muazzam bir dağ sırtına sahiptir. Nasıl oluştuğu bilinmiyor, ancak enkazı parçalayan daha küçük bir nesneyle yavaş hızlı bir çarpışmadan olmuş olabilir, ardından ayı çevreledi ve ekvator boyunca çöktü. Bunun gerçekleşmesinin en kolay yolu, Iapetus'un kendisinin küçük bir uydusu olsaydı ve sonunda Satürn'ün (ve/veya gezegenin yörüngesindeki diğer ayların etkisi) Iapetus'a çok yaklaşmasına neden olsaydı olurdu. Sonra Roche devraldı.

Hımmmm. Hiç kanıt değil, ama kesinlikle ilginç.

Bu nedenle, bir ayın bir alt ayı olması kesinlikle mümkündür. Güzel! Ama durum buysa, neden hiç görmüyoruz?

Birincisi, bazıları iyi görülemeyecek kadar küçük olabilir. Diyelim ki, on metre genişliğindeki bir şeyi, bizim yörüngemizde dolaştığını tespit etmek oldukça zor olurdu. kendi Ay, Titan'ı bırakın. Ama kesinlikle daha büyüklerini görmüyoruz. meli görünür olmak ve bu ilginç.

Sorun, ilk etapta ay ve gezegenle birlikte oluşmanın mümkün olmaması olabilir, bebek bir yıldızın etrafında dönen gaz ve toz diski, bir alt ayın kolayca yoğunlaşması için fazla kaotik olabilir. Onun mümkün bir asteroidi yakalamak ve onu bir alt ay haline getirmek, ancak bu çok zor ve nadir bir olay.

Başka bir deyişle, ayın çevresinde bir alt ayın kararlı olduğu bir bölge varken, ilk etapta bölgede bir alt ay elde etmek çok zor olabilir.

Ama dahası var. Zamanla, bir gezegenden gelen gelgitler bir ayın yörüngesini etkiler. Ayrıntılar karmaşık, ancak örneğin, Ay'ımız muhtemelen Dünya'ya çok yakın bir yerde oluştu ve milyarlarca yıl sonra şimdiki mesafesine geri çekildi. Hala yılda yaklaşık 4 santimetre geriliyor.

Dünya'ya gerçekten yakın olduğunda, Ay'ın Tepesi küresi Ay'ın içinde bile çok küçük olurdu. Eğer durum buysa, bir alt ay oluşamazdı! Önemli bir Hill küresine sahip olmak için Dünya'dan yeterince uzaklaştığında artık çok geçti.

Satürn ve Jüpiter'in durumunda, bu gezegenlerin yörüngesindeki diğer uydular oldukça büyük (Titan ve Ganymede'nin ikisi de Merkür büyüklüğünde!). Ayaltıları da etkileyerek onları istikrarsızlaştırabilirler. Belki de bu yüzden güneş sistemimizde hiçbir alt ay görmüyoruz.

Ama bu onların var olmadığı anlamına gelmez! Araştırma makalesinde Kollmeier ve Raymond, olası Kepler-1625b-I ekzomunun uygun boyutta bir tane de dahil olmak üzere bir exosubmoon'a sahip olabileceğini gösteriyor (ve Raymond bir blog yazısında bundan bahsediyor). Bunun da olabileceği diğer yıldız sistemlerindeki durumları hayal etmek zor değil.

Ne kadar şiirsel! Bir uzaylı gezegen tarafından çevrelenen bir uzaylı yıldız, uzaylı bir ay tarafından çevrelenmiş, çok daha küçük ama belki de önemli bir uzaylı alt ayı tarafından kendi etrafında dönmüştür. Burada böyle bir şeye sahip olmamamız çok kötü, ama bu büyük bir Evren.

Ve düşünmek için eğlenceli bir tane.

Hem Sean Raymond'a hem de Juna Kollmeier Ay altı kararlılığı hakkında sahip olduğum birkaç soruyla ilgili coşkulu yardımları için.

* Bu Twitter dizisinde daha önce "moonmoon" kullanmaktan suçlu olduğumu unutmayın (aslında "exomoonmoon" kullanıyorum). Ama bu Twitter içindi, burada blogun aksine bazen kendimi aptal yerine koydum. onurdan başka bir şey değil.


Roche sınırı

Bir gezegen ve bir uydu aynı yoğunluğa sahipse, Roche sınırı gezegenin yarıçapının 2.446 katıdır. Hem doğal hem de yapay bazı uydular, yerçekimi dışındaki kuvvetler tarafından bir arada tutuldukları için Roche sınırları içinde yörüngede dönebilirler. Jüpiter'in uydusu Metis Metis
, astronomide, Jüpiter'in bilinen 39 uydusundan veya doğal uydularından biri.
. Daha fazla bilgi için bağlantıyı tıklayın. ve Satürn'ün uydusu Pan Tava,
astronomide, Satürn'ün adlandırılan uydularından veya doğal uydularından biri. Satürn XVIII (veya S18) olarak da bilinen Pan, 12,5 mil (20 km) çapındadır, Satürn'ün yörüngesinde ortalama 83.000 mil (133.583 km) ve yörünge periyodu 0.575 dünya günüdür.
. Daha fazla bilgi için bağlantıyı tıklayın. Roche sınırları içinde olmasına rağmen hayatta kalan doğal uydulara örnektir ve büyük ölçüde çekme kuvvetleri nedeniyle bir arada dururlar. Kuyruklu yıldız gibi daha zayıf bir vücut kuyruklu yıldız
[Gr.,=uzun tüylü], güneş veya başka bir yıldız etrafında uzun eliptik veya neredeyse parabolik bir yörüngede hareket eden, çoğunlukla toz ve gazlardan oluşan küçük bir gök cismi. Dünyadan görülebilen kuyruklu yıldızlar, birkaç günden birkaç aya kadar değişen sürelerde görülebilir.
. Daha fazla bilgi için bağlantıyı tıklayın. , Roche limitini geçtiğinde bozulabilir. Örneğin, Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter çevresindeki çürüyen yörüngesi Temmuz 1992'de Roche limitini aşarak bir dizi daha küçük parçaya ayrılmasına neden oldu. Bilinen tüm gezegen halkaları Roche sınırı içinde yer alır ve ya gezegenin uydular halinde birleşmeyen ilk-gezegensel birikim diskinden kalıntılar ya da Roche sınırından geçip parçalanmış bir gövdeden parçalar olabilir.


İçindekiler

Daha kalın gezegen halkalarının (gezegenlerin etrafındaki halkalar) oluşmasının önerildiği üç yol vardır: gezegenin Roche sınırı içinde bulunan ve bu nedenle birleşerek ayları oluşturamayan ilk-gezegen diskinin malzemesinden, bir gezegenin enkazından. büyük bir çarpma ile parçalanan ay veya gezegenin Roche limiti içinde geçtiğinde gelgit stresleri tarafından bozulan bir ayın enkazından. Çoğu halkanın kararsız olduğu ve onlarca veya yüz milyonlarca yıl boyunca dağılacağı düşünülüyordu, ancak şimdi Satürn'ün halkalarının Güneş Sistemi'nin ilk günlerine tarihlenen oldukça eski olabileceği görülüyor. [2]

Daha sönük gezegen halkaları, gezegenin etrafında dönen uydularla meteoroid etkilerinin veya Satürn'ün E-halkası durumunda, kriyovolkanik malzemenin püskürmesinin bir sonucu olarak oluşabilir. [3] [4]

Halka parçacıklarının bileşimi değişir, bunlar silikat veya buzlu toz olabilir. Daha büyük kayalar ve kayalar da mevcut olabilir ve 2007'de Satürn'ün halkalarında sadece birkaç yüz metre çapındaki sekiz 'aycıktan' gelen gelgit etkileri tespit edildi. Bir halka parçacığının maksimum boyutu, yapıldığı malzemenin özgül gücü, yoğunluğu ve yüksekliğindeki gelgit kuvveti ile belirlenir. Gelgit kuvveti, halkanın yarıçapı içindeki ortalama yoğunlukla veya gezegenin kütlesinin halkanın küp yarıçapına bölünmesiyle orantılıdır. Ayrıca halkanın yörünge periyodunun karesiyle ters orantılıdır.

Bazen yüzüklerde "çoban" Aylarhalkaların iç veya dış kenarlarına yakın veya halkalardaki boşluklar içinde dönen küçük uydular. Çoban uydularının yerçekimi, çoban ayının yörüngesine daha yakın sürüklenen halka malzemesine keskin bir şekilde tanımlanmış bir kenar sağlamaya hizmet eder, ya halkanın gövdesine geri döndürülür, sistemden çıkarılır ya da ayın kendisine eklenir.

Ayrıca Mars'ın uydusu Phobos'un da yaklaşık 50 milyon yıl içinde parçalanıp bir gezegen halkasına dönüşeceği tahmin ediliyor. Bir Mars gününden daha kısa bir yörünge periyoduna sahip alçak yörüngesi, gelgit yavaşlaması nedeniyle bozuluyor. [5] [6]

Jüpiter Düzenle

Jüpiter'in halka sistemi, ilk kez gözlemlendiğinde keşfedilen üçüncü sistemdi. yolcu 1 sonda 1979, [7] ve tarafından daha ayrıntılı olarak gözlemlendi. Galileo 1990'larda yörünge aracı. [8] Dört ana parçası, "halo" olarak bilinen ince, nispeten parlak bir ana halka ve iki geniş, soluk "dokuma halka" olarak bilinen soluk kalın bir simittir. [9] Sistem çoğunlukla tozdan oluşur. [7] [10]

Satürn Düzenle

Satürn'ün halkaları, Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenin en kapsamlı halka sistemidir ve bu nedenle, oldukça uzun bir süredir var oldukları bilinmektedir. Galileo Galilei onları ilk olarak 1610'da gözlemledi, ancak Christiaan Huygens 1655'te bunu yapana kadar Satürn'ün etrafındaki bir disk olarak doğru bir şekilde tanımlanmadılar. [11] Halkalar birçok kişinin düşündüğü gibi bir dizi küçük bukle değil, daha çok değişen yoğunluk [12] Çoğunlukla su buzu ve eser miktarda kayadan oluşurlar ve partiküllerin boyutları mikrometre ile metre arasında değişir. [13]

Uranüs Düzenle

Uranüs'ün halka sistemi, Satürn'ün geniş sisteminin karmaşıklık düzeyi ile Jüpiter ve Neptün çevresindeki daha basit sistemler arasında yer alır. 1977'de James L. Elliot, Edward W. Dunham ve Jessica Mink tarafından keşfedildiler. [14] O zamandan 2005 yılına kadar, yolcu 2 [15] ve Hubble Uzay Teleskobu [16], çoğu opak ve yalnızca birkaç kilometre genişliğinde olan toplam 13 farklı halkanın tanımlanmasına yol açtı. Karanlıktırlar ve muhtemelen su buzu ve radyasyonla işlenmiş bazı organik maddelerden oluşurlar. Göreceli toz eksikliği, Uranüs'ün genişletilmiş ekzosfer-koronasından gelen aerodinamik sürüklenmeden kaynaklanmaktadır.

Neptün Düzenle

Neptün çevresindeki sistem, en yoğun olduklarında Satürn'ün halkalarının düşük yoğunluklu bölgeleriyle karşılaştırılabilir olan beş ana halkadan oluşur. Ancak, soluk ve tozludurlar, yapı olarak Jüpiter'inkine çok daha benzerler. Halkaları oluşturan çok koyu renkli madde muhtemelen Uranüs'ün halkalarında olduğu gibi radyasyonla işlenmiş organik maddelerdir. [17] Halkaların yüzde 20 ila 70'i toz, nispeten yüksek bir oran. [17] Halkaların ipuçları, onlar tarafından kesin olarak keşfedilmeden önce on yıllar boyunca görüldü. yolcu 2 1989 yılında.

Mart 2008'deki raporlar [18] [19] [20] Satürn'ün uydusu Rhea'nın kendi ince halka sistemine sahip olabileceğini ve bu da onu halka sistemine sahip olduğu bilinen tek uydu yapacağını öne sürdü. 2010'da yayınlanan daha sonraki bir çalışma, Rhea'nın Cassini uzay aracının halkaların tahmin edilen özellikleriyle tutarsız olması, halka hipotezine yol açan manyetik etkilerden başka bir mekanizmanın sorumlu olduğunu düşündürdü. [21]

Bazı gökbilimciler tarafından Plüton'un bir halka sistemine sahip olabileceği teorize edilmişti. [22] Bununla birlikte, bu olasılık, Yeni ufuklar, bu tür herhangi bir halka sistemini tespit ederdi.

Düzenle

10199 Şariklo, bir centaur, halkaları olduğu keşfedilen ilk küçük gezegendi. Belki de bir enkaz zincirinin yörüngesinde dönmesine neden olan bir çarpışma nedeniyle iki halkası vardır. Halkalar, gökbilimciler Chariklo'nun 3 Haziran 2013'te Güney Amerika'daki yedi yerden UCAC4 248-108672 yıldızının önünden geçtiğini gözlemlediğinde keşfedildi. İzlerken, yıldızın görünür parlaklığında örtülmeden hemen önce ve sonra iki düşüş gördüler. Bu olay birden fazla yerde gözlemlendiğinden, parlaklıktaki düşüşün aslında halkalardan kaynaklandığı sonucu, oybirliğiyle önde gelen hipotezdir. Gözlemler, Ay'ın Dünya'ya olduğundan yaklaşık 1000 kat daha yakın olan 19 kilometrelik (12 mil) genişliğinde bir halka sisteminin muhtemel olduğunu ortaya çıkardı. Buna ek olarak, gökbilimciler halka enkazının ortasında yörüngede dönen bir ay olabileceğinden şüpheleniyorlar. Eğer bu halkalar gökbilimcilerin şüphelendiği gibi bir çarpışmanın artıklarıysa, bu, uyduların (Ay gibi) daha küçük malzeme parçalarının çarpışmaları yoluyla oluştuğu fikrini besleyecektir. Chariklo'nun halkaları resmi olarak adlandırılmadı, ancak kaşifler onlara Brezilya'nın kuzey ve güney uçlarına yakın iki nehirden sonra Oiapoque ve Chui adını verdiler. [23]

Kiron Düzenle

İkinci bir centaur, 2060 Kiron, ayrıca bir çift yüzük olduğundan şüpheleniliyor. [24] [25] Başlangıçta Chiron'un kuyruklu yıldız benzeri aktivitesiyle ilişkili jetlerden kaynaklandığı şeklinde yorumlanan yıldız örtülmesi verilerine dayanarak, halkaların yarıçapının 324 (± 10) km olduğu öne sürülmektedir. Farklı bakış açılarında değişen görünümleri, Chiron'un parlaklığının zaman içindeki uzun vadeli değişimini açıklayabilir. [25]

Halka sistemleri, dev bir gezegenle yakın bir karşılaşmada (Roche sınırının 0,4 ila 0,8 katı arasında) gelgit olarak bozulduklarında, centaurların etrafında oluşabilir. (Tanım olarak, bir centaur, yörüngesi bir veya daha fazla dev gezegenin yörünge(ler)ini kesen küçük bir gezegendir.) Dev bir gezegene, başlangıçtaki 3−6 km/s'lik bir nispi hızla yaklaşan farklılaşmış bir cisim için, 8 saatlik periyotta, sentor kütlesinin %0,1-10'u kadar bir halka kütlesi tahmin ediliyor. Farklılaşmamış bir cisimden halka oluşumu daha az olasıdır. Halkalar, çoğunlukla veya tamamen ana gövdenin buzlu mantosundan gelen malzemeden oluşacaktır. Oluştuktan sonra, halka yanal olarak yayılacak ve centaur'un Roche Limitinin ötesine yayılan herhangi bir kısmından uydu oluşumuna yol açacaktır. Uydular, doğrudan parçalanmış buzlu mantodan da oluşabilir. Bu oluşum mekanizması, centaurların yaklaşık %10'unun dev gezegenlerle potansiyel olarak halka oluşturan karşılaşmalar yaşayacağını tahmin ediyor. [26]

Haumea Düzenle

Etrafında bir yüzük Haumeabir cüce gezegen ve rezonant Kuiper kuşağı üyesi, 21 Ocak 2017'de gözlemlenen bir yıldız örtülmesiyle ortaya çıkarıldı. Bu, onu bir halka sistemine sahip bulunan ilk Neptün-ötesi nesne yapar. [27] [28] Halkanın yarıçapı yaklaşık 2,287 km, genişliği ≈70 km ve opaklığı 0,5'tir. [28] Halka düzlemi, Haumea'nın ekvatoruyla ve daha büyük, dış uydusu Hi'iaka'nın [28] (yarı ana ekseni ≈25,657 km olan) yörüngesiyle çakışmaktadır. Halka, 2,285 ± 8 km yarıçapında bulunan Haumea'nın dönüşü ile 3:1 rezonansa yakındır. [28] Haumea küresel olsaydı yaklaşık 4.400 km'lik bir yarıçapta yer alacak olan Haumea'nın Roche sınırı içindedir (küresel olmaması sınırı daha da zorlar). [28]

Güneş Sistemi'nin tüm dev gezegenlerinin halkaları olduğundan, halkalı ötegezegenlerin varlığı akla yatkındır. Satürn'ün halkalarında baskın olan buz parçacıkları, yalnızca don çizgisinin ötesindeki gezegenlerin çevresinde var olabilse de, bu çizgi içinde kayalık malzemeden oluşan halkalar uzun vadede kararlı olabilir. [29] Bu tür halka sistemleri, geçiş yöntemiyle gözlemlenen gezegenler için, eğer opaklıkları yeterliyse, merkezi yıldızın ışığının ek olarak azaltılmasıyla tespit edilebilir. 2020 itibariyle bu yöntemle HIP 41378 f civarında bir aday ekstrasolar halka sistemi bulunmuştur. [30]

Fomalhaut b, 2008'de tespit edildiğinde büyük ve belirsiz bir şekilde tanımlandı. Bunun ya yıldızın toz diskinden çekilen bir toz bulutundan ya da olası bir halka sisteminden kaynaklandığı varsayıldı, ancak 2020'de Fomalhaut b [31] kendisinin büyük olasılıkla bir gezegenden ziyade asteroitlerin çarpışmasından kaynaklanan genişleyen bir enkaz bulutu olduğu belirlendi. [32] Benzer şekilde, Proxima Centauri c'nin, yaklaşık 5 R'lik bir halka sistemine atfedilebilecek 7 Dünya kütlesinden oluşan düşük kütlesi nedeniyle beklenenden çok daha parlak olduğu gözlemlenmiştir. J. [33]

1SWASP J140747.93-394542.6 yıldızının 2007 yılında 56 gün boyunca gözlenen bir dizi örtülmesi, "J1407b" olarak adlandırılan (doğrudan gözlemlenmeyen) bir yıldız altı yoldaşının halka sisteminin geçişi olarak yorumlandı. [34] Bu halka sistemine yaklaşık 90 milyon km'lik bir yarıçap atfedilir (Satürn'ün halkalarının yaklaşık 200 katı). Basın bültenlerinde "süper Satürn" terimi kullanıldı. [35] Bununla birlikte, bu yıldız sisteminin yaşı sadece yaklaşık 16 milyon yıldır, bu da bu yapının, eğer gerçekse, evrimleşmiş bir gezegen sistemindeki kararlı bir halka sisteminden ziyade daha büyük bir ihtimalle gezegeni çevreleyen bir disk olduğunu düşündürmektedir. Halkanın 0,4 AU radyal mesafede 0,0267 AU genişliğinde bir boşluğa sahip olduğu gözlendi. Simülasyonlar, bu boşluğun, bir dış uydunun/ayların rezonans etkilerinden ziyade gömülü bir ayın sonucu olduğunu göstermektedir. [36]


Bir gezegenin roche limiti içinde aylar var olabilir mi? - Astronomi

Tüm Jüpiter gezegenlerinin bir halka sistemi vardır. Jüpiter'in dört soluk halkası vardır: düzleştirilmiş bir ana halka, daha kabarık bir iç halka ve Io'nun yörüngesinin içinde bulunan iki incecik dış halka. Halkalar, duman parçacıkları büyüklüğünde çok küçük, koyu parçacıklardan yapılmıştır. Bunlar, Jüpiter'in en içteki minik uydularından aylar üzerindeki çarpmalarla fırlatılan toz tarafından üretilir.

Sol üst merkez, Galileo uzay aracının Jüpiter'in Güneş'e doğru geriye bakarken soluk halkalarının görüntüsüdür - küçük parçacıklardan oluşan çok soluk halkaları görüntülemek için en iyi konum. Sağ alttaki grafik, halkaların ve Jüpiter'e çok yakın bazı küçük uydulara göre nerede olduklarının bir açıklamasıdır. Jüpiter'in halka sistemi üç bölümden oluşur: en dıştaki incecik halka, düz ana halka ve en içteki halka şeklindeki hale.

Satürn'ün Halkaları

Satürn'ün halkaları, 1659'da Christian Huygens tarafından keşfedildi. Galileo'nun teleskobu, onları gezegenin her iki tarafında bulunan birkaç çıkıntıdan daha fazlası gibi gösteremeyecek kadar küçüktü. 1675'te Giovanni Cassini, iki büyük (A ve B) halkası arasında, şimdi onun onuruna Cassini bölümü olarak adlandırılan bir boşluk keşfetti. Gökbilimciler, geliştirilmiş teleskoplarla, büyük halkalardan birinin aslında iki halka (B & amp C) olduğunu ve A halkasında (Encke bölümü) bir boşluk olduğunu görebildiler. Ayrıca gezegene C halkasından (D halkası) daha yakın başka bir halkanın ipucu var. Pioneer ve Voyager uzay aracı uçtuğunda, gökbilimciler halkalarda daha fazla halka ve karmaşık yapı buldular.

Dünya üzerindeki düşük güçlü teleskoplarda bile (A, B ve C) görülebilen halkalar, Satürn'ün merkezinden yaklaşık 74.000 kilometreden yaklaşık 137.000 kilometreye (veya 1.23 ila 2.28 Satürn yarıçapı) kadar uzanır. Halkalar çok ince, yüz metreden daha ince. Tek bir normal kağıda eşit genişliğe sahip halkaların ölçekli bir modeli, yaklaşık 100 metre çapında olacaktır! Halka parçacıkları arasındaki çarpışmalar halka sistemini çok düz tutar ve tüm parçacık yörüngeleri daireseldir. 1859'da James C. Maxwell (elektromanyetizma şöhreti), halkaların katı olamayacağını, daha çok bir parçacık sürüsü olabileceğini gösterdi. Satürn'ün halka sisteminin genişliğindeki katı bir halka kararsız hale gelir ve parçalanır. James Keeler, 1895'te halkaların farklı kısımlarının doppler kaymalarını ölçtüğünde ve halka sisteminin dış kısımlarının iç kısımlardan daha yavaş bir yörüngede döndüğünü bulduğunda Maxwell'in haklı olduğunu kanıtladı. Halkalar, Kepler'in üçüncü yasasına uyuyordu ve bu nedenle, her biri Satürn'ün yörüngesinde minik bir mini ay gibi dönen milyonlarca minik cisimden oluşmalıdır. Halkaların spektroskopisi, parçacıkların donmuş sudan yapıldığını gösteriyor.


Satürn'ün A halkasının 3 metre karelik bölümündeki parçacıkların bilgisayar tarafından oluşturulmuş resmi.

Daha yakın zamanlarda, radarı halkalardan sektiren ve yansıyan sinyali analiz eden gökbilimciler, halka parçacıklarının birkaç santimetre ile birkaç metre arasında olması gerektiğini gösterdi. Voyager uzay aracı Dünya'ya göre halkaların arkasına geçtiğinde, gökbilimciler parçacık boyutlarını Voyager'ın radyo sinyalinin parçacıklardan nasıl dağıldığına ve güneş ışığının halkalar arasında nasıl dağıldığına bakarak ölçebildiler. 13 yıl boyunca Satürn'ün yörüngesinde dönen Cassini uzay aracı bu tür birçok gözlem yaptı. Halka parçacıkları, küçük bir kum tanesinin boyutundan bir dağın boyutuna kadar değişir, ancak ortalama olarak, sıktığınız yumruğunuzun boyutuyla ilgilidir. Parçacık boyutunun parçacıkların güneş ışığını nasıl saçtığı üzerindeki etkisi, aşağıdaki ikonik görüntüde ve ayrıca Cassini tarafından halka düzlemini yukarıdan aşağıya geçerken yapılan bir filmde güzel bir şekilde gösterilmiştir. Güneş Satürn'ün arkasında ve Cassini Satürn'ün gölgesinde.

Çok küçük parçacıklar güneş ışığını ileri saçarken, daha büyük parçacıklar güneş ışığını geriye doğru saçar. Arabanızın ön camının içindeki çok ince tozun, Güneş'e doğru sürerken ön camı görmenizi nasıl neredeyse imkansız hale getireceğini hatırlayın. Güneş ışığının geri yansıması olmadığı için arabanızın dışındaki insanlar ön camınızdan sizi rahatlıkla görebilirler. Ön camınızın dışı daha kumlu toz ve kirle kaplanmışsa, sizi görmeleri çok daha zor olur. Voyager ve Pioneer uzay aracı iç D halkasının varlığını doğruladı ve dış A halkasının ötesinde iki halka daha keşfetti: A halkasının hemen dışında dar bir F halkası ve geniş, ancak soluk bir E halkası. Cassini bu görüntüyle iki halka daha ekledi: Janus ve Epimetheus ile aynı yörüngeyi paylaşan bir halka ve Pallene ile aynı yörüngeyi paylaşan bir halka. Bu uydular üzerindeki mikro meteorit etkileri, adaş halkalarını beslemek için malzemeyi parçalıyor. E-ring, Enceladus'un gayzerleri tarafından sağlanır.

Dünya'dan gördüğümüz geniş halkalar aslında her biri sadece birkaç kilometre genişliğinde olan binlerce küçük lüleden oluşan sistemlerdir, bu nedenle halkalar bir fonograf kaydındaki oluklar gibi görünür (yalnızca CD'lere aşina olan gençlerin ebeveynlerine veya büyükanne ve büyükbabalarına bunları sormaları gerekir) . Voyager ayrıca Satürn'ün halka sisteminde bazı olağandışı şeyler buldu: şekil değiştiren halkalar, eksantrik halka şekilleri (bazıları bir örgü yapmak için birbirlerinin etrafında dönüyorlar) ve halkalar boyunca radyal olarak dışa doğru uzanan parmaklara benzeyen karanlık özellikler. Cassini bu özellikleri inceledi ve ayrıca birkaç bin kilometre uzunluğa ulaşabilen pervanelere benzeyen özellikler keşfetti (aşağıdaki resme bakın). Pervaneler, halkalardaki küçük aycıkların çevredeki halka malzemesi ile yerçekimi etkileşimi ile oluşur. Aycıklar, yörüngede dönerken ayın arkasında ve önünde bir uyanma yaratır, çünkü Satürn'e daha yakın olan halka malzemesi aycıktan daha hızlı hareket ederken, Satürn'den daha uzak olan halka malzemesi daha yavaş hareket eder.

Satürn'ün halkalarının yivli modeli muhtemelen spiral yoğunluk dalgaları halka parçacıklarının karşılıklı yerçekimi çekiminden oluşur. Halkalardaki dar boşluklar, halkalara gömülü küçük aycıklar tarafından parçacıklardan temizlenir. Minik uydular aynı zamanda çoban uyduları. Biri diğer uydunun yörüngesinin biraz dışında dönen iki çoban uydusu, halka parçacıklarını aycık yörüngeleri arasında kalmaya zorlayabilir veya yönlendirebilir. Dar F halkası, iki çoban uydusu Pandora ve Prometheus'un, 80 ila 100 kilometre arasında ve F halkasının her iki tarafında yaklaşık 1000 kilometre yörüngede dönmesinin sonucudur. Prometheus ve Pandora, F halkasındaki örgülerden ve bükülmelerden de sorumludur. Aşağıdaki görüntüdeki koyu perdeler, yerçekimi F halkasına en yakın yaklaşımında F halkası malzemesini çekerken Prometheus tarafından yaratılmıştır. Resmi seçerek bunun filmini görün (pervane kaynak resmine bağlantı)


Satürn'ün A ve B halkaları Cassini Bölümü tarafından ayrılmıştır. Encke Boşluğu, A halkasının dış kısmındadır. B halkası boyunca uzanan daha koyu çizgiler (kollar) da görülebilir.

Halkalardaki daha büyük boşluklar (Cassini bölümü gibi) yerçekiminin sonucudur. rezonanslar Satürn'ün uyduları ile. bir rezonans bir nesne, başka bir cismin yörünge periyodunun küçük bir tamsayı kesri olan bir yörünge periyoduna sahip olduğunda olur, örneğin, 1/2, 2/3, vb. Nesne, yörüngesinde aynı noktada periyodik bir yerçekimi çeker. Salınım yayında aynı noktada iterek salınımının boyutunu artırmak için bir salınım elde edebileceğiniz gibi, bir rezonans bir nesnenin yörünge hareketini "pompalayabilir". Cassini bölümünün iç kenarındaki parçacıklar, Mimas adlı ay ile bir-iki rezonans içindedirler--- Mimas'ın her bir yörüngesi için iki kez yörüngede dönerler. Mimas tarafından Cassini bölünen parçacıklar üzerinde uzayda her zaman aynı yönde tekrarlanan çekimler onları boşluğun dışında yeni yörüngelere girmeye zorlar. Mimas ile diğer rezonanslar, Satürn'ün halkalarındaki diğer özelliklerden sorumludur: C ve B halkası arasındaki sınır 1:3 rezonanstadır ve A halkasının dış kenarı 2:3 rezonanstadır. Basit bir ters kare yasa kuvvetinin neler yapabileceği şaşırtıcı!

Satürn'ün B halkasındaki karanlık parmaklıklar bir sürprizdi. Halka parçacıklarının farklı yörünge hızları, halkalardaki herhangi bir radyal yapıyı hızlı bir şekilde kesmelidir, ancak parmaklıklar açıkça kesilmeden kurtuldu! Tellere muhtemelen Satürn'ün manyetik alanıyla etkileşimleri veya halka parçacık çarpışmalarından kaynaklanan elektrostatik kuvvetler nedeniyle halkaların hemen üzerinde uçan çok küçük toz parçacıkları neden oluyor. Teller karanlık görünüyor çünkü ileri yönde (uzay aracından uzağa) ışık saçıyorlar ve en kolay şekilde, kabaca her 15 yılda bir meydana gelen Satürn'ün ekinoks zamanlarında görülüyorlar.

Satürn'ün halkaları nereden geldi? Halka parçacıkları üzerindeki çeşitli kuvvetler üzerine yapılan araştırmalar halkaların geçici olduğunu gösteriyor --- ana gezegenin oluşumunun bir parçası olarak Satürn ile oluşmadılar ve her zaman orada olmayacaklar. Cassini'nin halkaların kütlesine ilişkin ölçümleri ve onları karartmak için üzerlerinde biriken tozun hızı, yalnızca yaklaşık 100 ila 200 milyon yıllık genç bir yaşı gösteriyor (tahminler belirsiz olsa da). Cassini, 1980'lerin başındaki Voyager 1 ve 2 flybys sonuçlarını ve yer tabanlı teleskop gözlemlerini birleştiren bir başka çalışma, halkalardan Satürn'ün atmosferine halkalar anlamına gelen bir hızda tozlu bir yağmur düştüğü için Satürn'ün halkalarının malzemesinin boşaltıldığını buldu. yaklaşık 100 milyon yıl içinde yok olacak. Ayrıca, gözlemlenen yağmur oranı bugünkü ile aynı olsaydı, o zaman C-halkası 100 milyon yıl önce B-halkası kadar yoğun olurdu---halkaların ömrünün ortasında görüyoruz.

Satürn'ün halkaları, büyük bir uydunun parçalanmaya yetecek kadar aşırı gelgit gerilmesi yaşayacağı mesafede. Bu mesafe denir Roche sınırı, 1849'da gelgit kırılması teorisini geliştiren M.E. Roche'dan sonra. Roche sınırının tam mesafesi, gezegenin ve yakın yaklaşan ayın yoğunluklarına ve ayın malzemesinin ne kadar güçlü bir şekilde bir arada tutulduğuna bağlıdır. Klasik Roche limiti, yalnızca iç çekim kuvvetiyle bir arada tutulan bir ayı dikkate alır. Böyle bir ay, gezegenin merkezinden yaklaşık 2.44 gezegen yarıçapı uzaklıkta parçalanacaktır.

Satürn'ün halkaları Satürn'ün Roche sınırı içindedir, bu nedenle büyük bir ay oluşturamayacak kadar Satürn'e çok yakın parçacıklar tarafından oluşturulmuş olmaları muhtemeldir. Tüm Jüpiter gezegenlerinin halkaları olduğu gerçeği, ay sisteminden geçen bir nesneyle ender rastlanan bir karşılaşmadan Satürn'e doğru dönen büyük bir ayın parçalanmasına karşı çıkıyor. (Belki bir gezegenle olabilir, ancak dört Jovian'ın hepsiyle olabilir mi?) Bir başka olasılık da, Roche sınırının dışındaki büyük uydularda meydana gelen büyük çarpışmaların, Roche sınırının içindeki bölgeye malzeme yaymasıdır. Bunun bir varyasyonu, güneşin yerçekiminin Rhea'nın yörüngesinin içindeki küçük ayları rahatsız etmesini ve şiddetli bir şekilde çarpışıp parçalanmalarını sağlamasını içerir. Roche sınırının dışındaki parçalanmadan gelen malzeme iç ayları oluşturmak için birleşirken, Roche sınırının içindeki malzeme halkaları oluşturdu. Ancak bu, iç uydular, Enceladus, Dione ve Mimas'ın (yukarıda verilen halka yaşı varsayılırsa) yalnızca 200 milyon yaşında olması gerektiği ve karmaşık, kraterli yüzeylerinin bundan çok daha eski olduğu anlamına gelir.

Küçük aycıklar, küçük çapları boyunca uzanan gelgit çok küçük olduğu için halkalarda var olabilirler. Gelgit kuvvetleri büyümelerini önleyecektir. Kendi aralarındaki çarpışmalar ve mikro göktaşı çarpmaları bir halkayı yenileyebilir. Halka malzemesinin bir kısmı aycıkları oluşturmak için bir araya toplanabilir ve bu yüzden bazı aycıkların "uçan daireler" gibi görünmelerini sağlamak için önemli ekvatoral sırtlara sahip olmaları olabilir. (Bu resimler internette uzaylıların "kanıtı" olarak mı dolaşıyorlar?)

Satürn'ün E halkası, Satürn'ün Roche sınırının dışında yer alır ve en çok buzlu ay Enceladus'un yörüngesinde yoğunlaşmıştır. Enceladus'tan gelen su buharı püskürmeleri, E halkası malzemesinin kaynağıdır. Aşağıdaki görüntü, Enceladus'un güney kutup bölgesinden fışkıran gayzerleri (Enceladus'un karanlık çemberinin altındaki ekstra parlak malzeme) ve Enceladus'un yörüngesindeki E-halkası malzemesine düşen Enceladus'un gölgesini göstermektedir.

Gezegen halka sistemlerini karşılaştırmanın daha bilgilendirici bir yolu: onları her gezegenin çapına göre ölçeklendirin.

Uranüs ve Neptün'ün Halkaları

Uranüs'ün halkaları, 1977'de Uranüs önünden geçerken bir yıldızdan gelen ışığın yoğunluğunun ölçülmesiyle keşfedildi. Gökbilimciler başlangıçta, ışığın üst bulut katmanlarından nasıl geçtiğinden Uranüs'ün atmosferi hakkında bilgi edinmeyi ve hem Uranüs'ün hem de yıldızın çapını, yıldızın tamamen bloke olduğu zamanlamalardan doğru bir şekilde ölçmeyi amaçlıyorlardı. Uranüs yıldızın önünden geçmeden önce yıldızın yanıp söndüğünü fark ettiler. Yıldız, Uranüs'ün kendisi yoldan çekildikten sonra da yanıp söndü. Yıldızın önünden geçen halkaların göz kırpmasındaki simetri onların varlığına işaret ediyordu. Daha sonraki kızılötesi gözlemler, gökbilimcilere onlar hakkında daha fazla bilgi verdi. Neptün'ün halkaları, Uranüs'ün halkalarının keşfinden birkaç yıl sonra aynı şekilde keşfedildi. Voyager 2, 1986'da Uranüs ve 1989'da Neptün tarafından uçtuğunda halkaları çok daha iyi görüntüledi.

Uranüs'ün Hubble Uzay Teleskobu görünümü, dört ana halkası ve yakın kızılötesi kamerasıyla on uydusu. Halkaların görünür bir ışık görüntüsü o kadar etkileyici olmazdı. Uranüs'ün renkleri yüksekliği gösterir: yeşil ve mavi daha derin katmanlardır, sarı ve gri daha yüksek pus ve bulutlardır ve turuncu ve kırmızı çok yüksek sirrus bulutlarıdır.

Voyager 2'nin Uranüs'ün halkalarını Güneş'e doğru bakarken gördüğü görüntüsü. Bu görüntü renklendirilmiştir: gerçek renk gridir ve kömür kadar koyudur. Bu görüntünün nasıl işlendiğine ilişkin görüntü bağlantısına bakın.

Uranüs ve Neptün'ün halkaları, Satürn'ün halkalarından çok daha koyudur ve onlara az miktarda güneş ışığının ulaştığının yalnızca yüzde birkaçını yansıtır (bunlar siyah, yanmış odun parçalarından daha koyudur), Satürn'ün halkaları ise Güneş ışığının %70'inden fazlasını yansıtır. Halkalar ayrıca Satürn'ün halkalarından çok daha dardır. Uranüs'ün Epsilon Halkası olarak adlandırılan en dıştaki ve en büyük halkası, yalnızca yaklaşık 100 kilometre genişliğinde ve muhtemelen 100 metreden daha az kalınlıktadır. Diğer on koyu ve dar halka, Epsilon Halkasından daha az birleşik kütleye sahiptir. Neptün'ün altı halkası Uranüs'ünkinden daha az önemlidir ve halka parçacıkları halkalarda eşit olarak dağılmamıştır. Satürn'ün F halkası gibi, Uranüs ve Neptün'ün halkaları da çoban uyduları tarafından dar tutulur. Halkaların darlığı ve hatta yığılmaları, halkaların büyük çarpışmalarda aylardan fırlatılan malzeme tarafından doldurulmadıkça, yalnızca kısa bir süre --- bir milyon yıl kadar dayanabileceği anlamına gelir.

Neptün'ün halkaları, Voyager 2 tarafından Güneş'e doğru geriye bakarken görüldüğü gibi. Parlak Neptün, orta çubukla engellendi. Bu görüntü için her biri 591 saniye uzunluğunda ve 1 saat 27 dakika ile ayrılmış iki farklı poz birleştirilmiştir.


Güneş Sistemi, Genel

VII Yüzükler

1979'dan önce Satürn, güneş sisteminde halka sistemine sahip olduğu bilinen tek gezegendi. Satürn'ün halkaları hem geniş hem de parlaktır ve diğer gezegenlerden herhangi birinin çevresinde benzer sistemler olsaydı, bunlar uzun zaman önce keşfedilirdi. Ancak artık çok çeşitli halka sistemlerinin var olabileceğini biliyoruz. Tüm gezegenlerin halkaları vardır, ancak halkaların çoğunun, Roche'un sınırları içinde, gezegene yakın bir yerde bulunması gerçeği dışında çok az ortak noktası vardır.

Roche'un sınırı, bir uyduya etki eden gelgit ve dönme kuvvetlerinin onu bozma eğiliminde olduğu bir gezegenden uzaklık, uydu malzemesinin özelliklerine ve uydunun şekline bağlıdır. Kohezyon kuvveti olmayan senkron dönüşlü bir uydu için, yani dönme periyodu kendi yörünge periyoduna eşit olan ve yalnızca kendi kendine yerçekimi ile bir arada tutulan bir uydu için, uydunun şekli üç eksenli bir elipsoidin şeklidir ve Roche'un x27s sınırı, $1, tarafından verilir

nerede ρp ve ρs sırasıyla gezegenin ve uydunun ortalama yoğunluklarıdır ve $p gezegenin yarıçapıdır.

Satürn'ün halkalarının parçacıkları öncelikle buzludur, ancak halka sistemi içinde bir miktar albedo ve dolayısıyla bazı bileşimsel farklılıklar olduğuna dair kanıtlar vardır. Parçacıkların çoğu 1 cm ila 5 m boyut aralığındadır, ancak dalga yapıları tarafından algılanır. yolcu uzay aracı, yarıçapı ∼10 km olan küçük uyduların da var olduğuna dair güçlü kanıtlardır. Jovian halkası optik olarak incedir ve çok az yapı içerdiği görülmektedir. Ancak, smear hareketi nedeniyle, ∼700 km'den daha küçük özelliklerin çözümlenmesi zordur. yolcu Görüntüler. Jovian halka parçacıkları mikron boyutundadır ve kısa ömürleri vardır (< lt10 4 yıl), püskürtme ve meteoroid etkilerden kaynaklanan erozyonla sınırlıdır. Bu parçacıklar, muhtemelen halkalar içindeki bir kaynak tarafından doldurulmalıdır. Tek başına bu gerçek, halkaların içinde, belki de dış kenarına yakın yörüngede dönen iki küçük, karanlık uyduya ek olarak, bir dizi küçük, görünmeyen uydunun varlığını düşündürür.

Uranüs halkaları, bir dereceye kadar Satürn halka sisteminin tersi olan bir yapıya sahiptir. Satürn sistemi binlerce lüleden oluşur ve birkaç açık boşluk içerir, oysa Uranian halkaları dar ve geniş bir şekilde ayrılmıştır. sırasında keşfedilen en içteki halka hariç tüm Uranüs halkaları. yolcu geniş ve dağınık olan flyby, optik olarak kalındır. Halkaların bazıları eksantrik, gezegenin ekvatoruna eğimli, genişlikleri düzgün değil ve çok keskin kenarları var. En belirgin halka en dıştaki ε halkasıdır. Bu eksantrik halkanın genişliği, pericenter'da (gezegenin en yakın noktası) minimum 22 km'den apocenter'da (gezegenden en uzak nokta) maksimum 93 km'ye yükselir. 0,89–3,9 μm dalga boyu aralığındaki halkaların spektrumları, geometrik albedolarının (parçacıkların yansıtıcılığının bir ölçüsü) 0,02 ile 0,03 arasında olduğunu ve buzla kaplı parçacıkları dışladığını gösterir: Halka parçacıkları siyahtır. yolcu gözlemler halkadaki parçacıkların >10 cm çapa sahip olduğunu göstermektedir.

P. Goldreich ve S. Tremaine'nin çoban uyduları teorisi, keskin kenarlı dar, eksantrik halkaların varlığını başarıyla açıklıyor. Bu teori, dar bir halkanın, biri halkanın içinde, diğerinin dışında yörüngede dönen bir çift yakındaki uydu tarafından uygulanan gelgit torkları tarafından sınırlandığını varsayar. Uranüs halkasını sınırlayan iki küçük uydunun keşfi (Şekil 6) bu teoriyi güçlü bir şekilde desteklemektedir. Neptün halkaları kısmi yaylardır ve muhtemelen görünmeyen uydularla rezonanslarda yakalanan parçacıklardan oluşur. Kısmi yaylar da belirgin görünmektedir. yolcu Uranüs verileri.

ŞEKİL 6. tarafından çekilen resim yolcu 2 21 Ocak 1986. Bu, yansıyan güneş ışığında Uranüs halkalarının ilk doğrudan gözlemidir. Açıkça iki “çoban” uydusu vardır (keşfedilmiştir). yolcu 2) parlak, en dıştaki ε halkasını bağlayan ve sınırlayan. ε halkasından içeriye doğru uzanan δ, γ ve η halkaları, ardından β ve α halkaları ve zar zor görülebilen 4, 5 ve 6 halkalarıdır. yolcu 2 bu görüntüde görünmeyen iki soluk halka daha keşfetti. (JPL/NASA'nın izniyle.)

Gözlemlenen gezegen halkalarının tümü olmasa da birçoğunun güneş sisteminin yaşından çok daha genç olduğuna dair kanıtlar birikiyor. Öte yandan, gelecekte muhtemelen daha fazla halka oluşturulacak - bazıları bir gezegene yakın yörüngede dönen küçük uyduların kuyrukluyıldızın bozulmasıyla, diğerleri küçük uyduların gelgit kuvvetleri tarafından bozulmasıyla. Mars uydusu Phobos'un, gezegenin eşzamanlı yörüngesi (bir uydunun yörünge periyodu gezegenin dönme periyoduna eşit olduğu yörünge) içinde bir yörüngesi vardır ve uydu tarafından gezegende yükselen gelgitler nedeniyle, uydunun yörüngesi yörünge bozuluyor. 10 8 yıl içinde uydunun Roche'un limiti içine çekilerek (kohezyon gücü bilinmiyor) parçalanıp bir halka sistemi oluşturabileceği tahmin ediliyor.


İçindekiler

Eksantriklik ihmal edilebilir olduğunda (yörünge kararlılığı için en uygun durum), bu

Dünya-Güneş örneğinde, Dünya (5.97×10 24 kg) Güneş'in yörüngesinde (1.99×10 30 kg) 149.6 milyon km veya bir astronomik birim (AU) uzaklıkta dönmektedir. Dünya için Hill küresi bu nedenle yaklaşık 1,5 milyon km'ye (0,01 AU) kadar uzanır. Ay'ın Dünya'dan 0,384 milyon km uzaklıktaki yörüngesi, Dünya'nın yerçekimi etki alanı içinde rahatça yer alır ve bu nedenle Güneş'in etrafında bağımsız bir yörüngeye çekilme riski taşımaz. Dünyanın tüm kararlı uyduları (Dünya'nın Tepe küresi içindekiler) yedi aydan daha kısa bir yörünge periyoduna sahip olmalıdır.

Önceki (eksantrikliği yok sayan) formül şu şekilde yeniden ifade edilebilir:

Bu, Hill küresinin hacmi ile ikinci cismin birincisi etrafındaki yörüngesinin hacmi arasındaki ilişkiyi ifade eder, özellikle kütlelerin oranı, bu iki kürenin hacminin oranının üç katıdır.

Türetme Düzenle

bu, r H / r >>r> , olarak yazılabilir

Dolayısıyla, yukarıda belirtilen ilişki

Tepe küresinin yarıçapını tahmin etmenin hızlı bir yolu, yukarıdaki denklemde kütleyi yoğunlukla değiştirmekten gelir:

Gerçek kararlılık bölgesi

Tepe küresi yalnızca bir tahmindir ve diğer kuvvetler (radyasyon basıncı veya Yarkovsky etkisi gibi) sonunda bir nesneyi kürenin dışına çıkarabilir. Bu üçüncü nesne aynı zamanda, kendi yerçekimi nedeniyle hiçbir ek komplikasyona neden olmayacak kadar küçük bir kütleye sahip olmalıdır.Ayrıntılı sayısal hesaplamalar, Hill küresindeki veya hemen içindeki yörüngelerin uzun vadede sabit olmadığını gösteriyor, öyle görünüyor ki kararlı uydu yörüngeleri, Hill yarıçapının yalnızca 1/2 ila 1/3'ü arasında var. Birincilden çok uzaktaki geriye dönük yörüngeler için kararlılık bölgesi, birincilden büyük bir mesafedeki ilerleyen yörüngeler için bölgeden daha büyüktür. Bunun Jüpiter'in etrafındaki geri giden ayların baskınlığını açıkladığı düşünülüyordu, ancak Satürn'ün geri giden/ilerleyen ayların daha eşit bir karışımı var, bu yüzden nedenler daha karmaşık. [3]

Diğer örnekler Düzenle

Bir astronot, yörüngesi Dünya'dan 300 km yukarıda olan Uzay Mekiği'nin (104 ton kütleli) yörüngesinde dolaşamazdı, çünkü bu yükseklikteki Hill küresi, mekiğin kendisinden çok daha küçük olan yalnızca 120 cm yarıçapındaydı. Bu büyüklükte ve kütlede bir küre kurşundan daha yoğun olacaktır. Aslında, herhangi bir alçak Dünya yörüngesinde, küresel bir cisim kendi Hill küresine sığabilmesi için kurşundan daha yoğun olmalıdır, yoksa bir yörüngeyi destekleyemez. Bununla birlikte, küresel bir jeo-durağan uydunun, kendi uydularını desteklemek için su yoğunluğunun yalnızca %6'sından fazla olması gerekir. [ kaynak belirtilmeli ]

Güneş Sistemi içinde, en büyük Tepe yarıçapına sahip gezegen, 116 milyon km veya 0.775 au ile Güneş'ten büyük mesafesi olan Neptün'dür (kendi Tepe yarıçapı 53 milyon km olan Jüpiter'e göre küçük kütlesini fazlasıyla telafi eder). Asteroit kuşağından bir asteroit, 220.000 km'ye (1 Ceres için) ulaşabilen ve azalan kütle ile hızla azalan bir Tepe küresine sahip olacaktır. 66391 Moshup'un Tepe küresi, bir ayı olan (Squannit adlı) Merkür'ü geçen bir asteroit, 22 km yarıçapındadır. [4]

Tipik bir güneş dışı "sıcak Jüpiter", HD 209458 b, [5] 593.000 km'lik bir Tepe küresi yarıçapına sahiptir, bu da yaklaşık 71.000 km'lik fiziksel yarıçapının yaklaşık sekiz katıdır. En küçük yakın güneş dışı gezegen olan CoRoT-7b [6] bile, fiziksel yarıçapının altı katı (yaklaşık 10.000 km) olan bir Tepe küre yarıçapına (61.000 km) sahiptir. Bu nedenle, bu gezegenlerin kendi Roche sınırları içinde olmasa da yakınlarda küçük uyduları olabilir. [ kaynak belirtilmeli ]

Aşağıdaki tablo ve logaritmik çizim, JPL DE405 efemerisinden ve NASA Güneş Sistemi Keşfi web sitesinden elde edilen değerler kullanılarak, yukarıda belirtilen ilk formülle (yörünge eksantrikliği dahil) hesaplanan Güneş Sisteminin bazı cisimlerinin Tepe kürelerinin yarıçapını göstermektedir. [7]


1 Cevap 1

Checuti'nin uydusu Damarian, muhtemelen bir tarafı muhtemelen her zaman Checuti'ye ve diğer tarafı her zaman Checuti'den uzağa bakacak şekilde gelgit olarak Checuti'ye kilitlenecektir. Bu, yıldızın veya yıldızların Damarian çevresinde tam bir daire oluşturması için Damarian'ın Checuti çevresinde yaklaşık bir yörüngesi alması gerektiği anlamına gelir.

Damarian'ın sinodik bir gününün Checuti çevresindeki yörüngesinin uzunluğuna eşit olması muhtemeldir, ancak Damarian'ın Checuti çevresindeki bir yörüngesi sırasında Checuti gezegeni yıldızının etrafında biraz mesafe hareket edecektir. Böylece, Damarian'ın Checuti çevresindeki bir yörüngesi sırasında yıldızın yönü biraz değişecek ve Damarian'ın yıldıza olan açısının öncekiyle aynı olması için biraz daha uzun bir süre yörüngede dönmesi gerekecek.

Bu nedenle, Damarian'ın Checuti çevresindeki yörüngesi, Damarian'ın gün ve gecelerinin yaşanabilirlik için çok uzun olmaması için yeterince kısa olmalıdır.

Bu yüzden Darmarian'ın gündüzleri ve gecelerinin gündüzleri sıcaktan ve geceleri soğuğun orada yaşamın var olabilmesi için ne kadar uzun olduğunu bulmaya çalışmalısınız.

Damarian'ın Dünya'dan gelen insanlar için yaşanabilir olmasını istiyorsanız, kontrol etmelisiniz. İnsan İçin Yaşanabilir Gezegenler, Stephen H. Dole, 1964, yaşanabilir bir dünyada günlerin uzunluğu hakkında söyledikleri için.

Dole, 58 ila 61. sayfalarda bir gezegen için dönme oranlarını değerlendirir ve yaşanabilir dünyaların gün uzunluklarının yaklaşık 2 veya 3 saat ile 96 saat (4 Dünya günü) arasında olacağına karar verir.

İkinci Bölüm: Checuti'nin Yıl Uzunluğu ve Damarian'ın Gün Uzunluğu.

Dünya'nın Güneş'in yörüngesinde bir kez dönmesinin yaklaşık 365.256 Dünya günü sürdüğünü, dolayısıyla bir Dünya gününde yaklaşık 0.98561 ark derecesinde seyahat ettiğini not ediyorum.

Damarian'ın yılının 384 ila 385 (Damarian mı yoksa Dünya mı?) gün uzunluğunda olduğunu ve bu nedenle günde yaklaşık 0.93689 derece yay seyahat ettiğini söylediğinize göre, Damarian'ın yıldız ve sinodik günleri arasında yapmanız gereken düzeltme, şundan biraz daha küçük olmalıdır. Dünya için.

Rene Heller ve Roy Barnes tarafından kaleme alınan "Exommon Yaşanabilirlik Kısıtlı Aydınlatma ve Gelgit Isıtması", diğer yıldız sistemlerindeki ötegezegenlerin etrafında dönen dış uyduların potansiyel yaşanabilirliğini etkileyen birçok faktörden bazılarını tartışıyor.

Bahsettikleri bir faktör:

Hill kararlılığı ile uyumlu bir uydunun mümkün olan en uzun gün uzunluğunun yaklaşık P)p/9, P)p gezegenin yıldız etrafındaki yörünge periyodu olduğu gösterilmiştir (Kipping, 2009a).

Kipping, D.M. (2009a) Bir exomoon nedeniyle transit zamanlama etkileri. Mon Not R Astron Soc 392:181–189.3

Bu, gezegen etrafındaki bir yörünge periyodunun uzunluğu ve dolayısıyla günü, gezegenin yıldızın etrafındaki yörüngesinin dokuzda birinden fazlaysa, ayın yörüngesinin kararsız olacağı ve ayın gezegene çarpacağı veya kaçacağı anlamına gelir. astronomik standartlara göre kısa sürede gezegenden.

Damarian'ın yörüngesindeki gezegen Checuti'nin yılı yaklaşık 384.25 Dünya günü ise, yılın dokuzda biri yaklaşık 42.694444 Dünya günü olmalıdır. Bu nedenle, Damarian ayının/gününün mümkün olan maksimum uzunluğu yaklaşık 42.694444 Dünya günü olmalıdır.

Damarian'ın İnsanlar için yaşanabilir olmasını istiyorsanız ve Dole'nin maksimum 4 Dünya günü tahmini doğruysa, Damarian, Checuti'nin yörüngesini, geçirgen paragrafta hesaplanan yaklaşık 42 günden çok daha kısa sürede yapmalıdır.

Makalenin özeti şöyle diyor:

. Işınımsal ısıtmaya ek olarak, gelgit ısıtması dış aylarda çok büyük olabilir, hatta muhtemelen sterilizasyon için yeterince büyük olabilir. Radyasyon ve gelgit ısınmasının kaçak bir serayı tetikleyecek kadar güçlü olduğu fiziksel ve yörüngesel parametrelerin kombinasyonlarını belirliyoruz. Çevredeki yaşanabilir bölgeyle benzerlik kurarak, bu kısıtlamalar gezegeni çevreleyen bir "yaşanabilir kenar" tanımlar. Modelimizi yakın zamanda keşfedilen ötegezegen Kepler-22b ve dev gezegen adayı KOI211.01 etrafındaki varsayımsal uydulara uyguluyoruz ve ilk kez tanımlıyoruz. , yaşanabilir dış uyduların yörüngeleri. Her iki gezegen de 10 gezegen yarıçapından daha büyük bir mesafede bir uyduya ev sahipliği yaptıysa, bu, yaşanabilir bir ayın varlığını gösterebilir.

Bu, dev bir gezegenin etrafındaki yaşanabilir kenarın yaklaşık 10 gezegen yarıçapı uzaklıkta olacağını ve bu yarıçapın içindeki uyduların çok fazla ısınacağını ve kaçak bir sera etkisine maruz kalacağını ve yaşanmaz hale geleceğini hesaplıyor gibi görünüyor.

Jüpiter'in ekvator yarıçapı 71,492 kilometre olduğundan, eğer Heller ve Barnes doğruysa, Jüpiter büyüklüğünde bir gezegenin yaşanabilir bir uydusu en az 714.920 kilometrelik bir yörüngede dönmelidir.

Jüpiter'in uydusu Europa, Jüpiter'in yörüngesinde 671.034 kilometre uzaklıkta ve bir yörünge periyoduna ve 3.5512 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahiptir.

Jüpiter'in uydusu Ganymede, Jüpiter'in yörüngesinde 1.070.412 kilometre uzaklıkta bulunuyor ve bir yörünge periyoduna ve 7.1546 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahip.

Bu, Jüpiter'in eşkenar yarıçapına sahip bir gezegenin yörüngesinde dönüyorsa, Damarion'un mümkün olan minimum gün uzunluğu hakkında kaba bir fikir verir.

Üçüncü Bölüm: Checuti Gezegeninin Olası Maksimum Boyutu.

Peki Checuti gezegeninin yarıçapı ne olurdu?

Orijinal soru diyor ki:

Gezegen: Checuti, Jüpiter'den yaklaşık %25 daha büyüktür (hem kütle hem de çap en iyisidir, ancak en az çaptır) ve Satürn'ün yaklaşık 1.35 katı büyüklüğünde bir halka sistemine sahiptir.

Hayali bir dev gezegen, Jüpiter'inkinden 1.25'ten çok daha büyük bir kütleye sahip olabilir, ancak Jüpiter'in yarıçapının 1.25 katı bir yarıçapa sahip olup olmadığını bilmiyorum.

En büyük dev gezegenler sadece Jüpiter'inkinden biraz daha büyük bir yarıçapa sahip olabilir.

Bir gezegen ne kadar büyükse, yerçekimi çekirdeğindeki malzemeyi o kadar fazla sıkıştırır ve ortalama yoğunluğu o kadar büyük olur. Daha fazla madde eklenirse, gezegenin yarıçapı artacaktır, ancak gezegenin toplam yoğunluğu arttıkça eklenen maddeyle orantılı olmayacaktır.

Sonunda, Jüpiter'den biraz daha büyük ve çapı biraz daha büyük olan bir gezegenle bir sınıra ulaşılır ve daha fazla kütle eklendikçe gezegenin büyümesi durur ve bunun yerine daha yoğun hale gelir ve hatta yarıçapı biraz küçülür.

Yani Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 13 katına kadar olan dev gezegenler mümkündür, bu, Kahverengi Cüceler olarak adlandırılanlar için alt kütle sınırıdır. Ancak en büyük gezegenler, kahverengi cüceler ve en az kütleli yıldızlar, Jüpiter'in çapıyla yaklaşık olarak aynı çapa sahiptir.

Bunun tek istisnası, yıldızlarına çok yakın yörüngede dönen ve çok sıcak olan, yoğun ısı nedeniyle atmosferleri normal çapının birkaç katı kadar şişmiş gaz devi gezegenlerdir. Açıkçası, böyle bir gezegenin uydusu birkaç bin derecelik bir sıcaklığa sahip olacak ve su bazlı yaşam formları için çok fazla sıcak olacaktır.

Yaşanabilir aralıktaki sıcaklıklara sahip bir gaz gezegeninin mümkün olan en büyük çapının ne olacağını öğrenmek için bir uzmana danışmanız gerekir. Ama Jüpiter'in çapının 1,25 katı kadar olacağından şüpheliyim.

Dördüncü Bölüm: Minimum Olası Yörünge ve Damarian Günü.

Cheuti gezegeni, Satürn'ün halkalarından yaklaşık 1.35 kat daha geniş bir halka sistemine sahipse, yarıçapı ve çapının

Satürn'ün ekvator yarıçapı yaklaşık 60.300 kilometredir ve ana halka sistemi yüzeyden yaklaşık 7.000 kilometreden yüzeyden yaklaşık 80.000 kilometreye kadar uzanır. Ana halka sistemi yaklaşık 140.300 kilometrelik bir dış yarıçapa ve yaklaşık 280.600 kilometrelik bir çapa sahiptir. Yani 1,35 kat daha büyük bir halka sistemi, 189.405 kilometre yarıçap ve 378.810 kilometre çapa sahip olacaktır.

Bu nedenle, Damarian uydusu, Roche sınırının dışında olmak için Checuti gezegenini en az 189.405 kilometre uzaklıkta yörüngeye oturtmak zorunda kalacaktı, çünkü halkalar muhtemelen Roche sınırının içinden geçen aylardan oluşacaktı.

Veya Checuti'nin ekvator yarıçapı 71.492 kilometre olan Jüpiter'e sahip olsaydı ve halka sistemi Checuti'nin yüzeyi etrafında (80.000 kez 1.35) kilometreye kadar uzansaydı, halka sisteminin dış yarıçapı Checkuti'nin merkezinden yaklaşık 179.492 kilometre yukarıda olurdu.

Damarian, Checuti'yi halka sisteminin hemen ötesinde yörüngeye oturtsaydı, çok kısa bir gün olurdu.

Satürn'ün uydusu Aegaeon, Satürn'ün yörüngesinde 167.500 kilometre uzaklıkta ve yörünge periyoduna ve 0.80812 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahiptir.

Satürn'ün uydusu Mimas, Satürn'ün yörüngesinde kilometrelerce uzaklıkta ve yörünge periyoduna ve 0.94242 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahiptir.

Jüpiter'in uydusu Amalthea, Jüpiter'in yörüngesinde 181.366 kilometre uzaklıkta dönüyor ve bir yörünge periyoduna ve 0.5012 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahip.

Jüpiter'in uydusu Thebe, Jüpiter'in yörüngesinde 222.452 kilometre uzaklıkta ve yörünge periyoduna ve 0.6778 Dünya günü uzunluğundadır.

Beşinci Bölüm: Damarian Günü'nün Olası Maksimum Uzunluğu.

Damarian'ın Dünya insanları ve benzer gereksinimleri olan varlıklar için yaşanabilir olmasını istiyorsanız ve Dole'nin maksimum 4 Dünya gününün doğru olduğunu düşünüyorsanız, Damarian'ın Checutie'yi dört gün veya daha kısa bir sürede yörüngeye sokmasını istersiniz.

Satürn'ün uyduları Dione, Helen ve Polydeuces, Satürn'ün yörüngesinde 377.396 500 kilometrelik bir mesafede dönüyor ve yörünge periyotları ve 2.736 Dünya günü uzunluğunda günler var.

Satürn'ün uydusu Rhea, Satürn'ün yörüngesinde 527.108 kilometre uzaklıkta ve yörünge periyoduna ve 4.518 Dünya günü uzunluğundadır.

Jüpiter'in uydusu Europa, Jüpiter'in yörüngesinde 671.034 kilometre uzaklıkta ve bir yörünge periyoduna ve 3.5512 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahiptir.

Jüpiter'in uydusu Ganymede, Jüpiter'in yörüngesinde 1.070.412 kilometre uzaklıkta bulunuyor ve bir yörünge periyoduna ve 7.1546 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahip.

Checuti Jüpiter'den çok daha büyük, ancak aynı yarıçapa sahipse, Ay Damarian onu biraz daha uzak bir mesafeden kapatabilir ve hala 4 Dünya gününden daha kısa günleri olabilir.

Altıncı Bölüm: Checuti ve Damarian'ın Manyetosferleri.

Damarian uydusu Checuti gezegeninin manyetosferinde yörüngede dönmedikçe, o manyetosfer tarafından güneş rüzgarlarının ve kozmik ışınların zararlı etkilerinden korunmayacaktır.

"Yaşanabilir Kenarın Ötesindeki Exomoons'un Manyetik Koruması"nda, Rene Heller ve Joge Zuluaga, dev gezegenlerin manyetosferlerinin zaman içinde nasıl oluştuğunu ve genişlediğini hesaplıyor. Bazı dev gezegenler, manyetosferlerini yaşanabilir kenarlarının ötesine, nispeten kısa astronomik zaman dilimlerinde yaşanabilir uyduların mümkün olduğu bölgelere genişletebilir ve böylece bu uyduları dış radyasyondan koruyabilir.

Dev bir gezegenden yaklaşık 5 ila 20 gezegen yarıçapı arasındaki mesafelerdeki aylar, aydınlatma ve gelgit ısınması açısından yaşanabilir olabilir, ancak yine de gezegen manyetosferi yaşanabilirliklerini kritik bir şekilde etkileyecektir.

Jüpiter'in eşkenar yarıçapının 5 ila 20 katı, 357.460 ila 1.429.840 kilometre olacaktır.

Jüpiter'in uydusu Thebe, Jüpiter'in yörüngesinde 222.242 kilometre uzaklıkta bulunuyor ve bir yörünge periyoduna ve 0.6778 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahip.

Jüpiter'in uydusu Europa, Jüpiter'in yörüngesinde 421.700 kilometre uzaklıkta ve yörünge periyoduna ve 1.7691 Dünya günü uzunluğundadır.

Jüpiter'in uydusu Ganymede, Jüpiter'in yörüngesinde 1.070.412 kilometre uzaklıkta bulunuyor ve bir yörünge periyoduna ve 7.1546 Dünya günü uzunluğunda bir güne sahip.

Bununla birlikte, Heller ve Zuluaga'nın hesaplamaları, potansiyel olarak yaşanabilir dış uyduların Mars'ın yalnızca birkaç katı kütleye sahip olabileceğini ve bu nedenle muhtemelen kendi insan gnetosferlerine sahip olmayacağını ve gezegenlerinin mgeneto küreleri tarafından korunmaları gerektiğini varsayıyordu.

Bir ay korunmak için kendi manyetosferini üretebilseydi, korunmak için gezegenin manyetosferinde yörüngeye oturmak zorunda kalmazdı.
Orijinal soru diyor.

Damarian'ın çapı 19.113 km'dir, ancak yerçekimi neredeyse Dünya'nınkiyle aynıdır (Büyük ölçüde sudan daha yoğun, manyetik bir malzemeden yapılmıştır ve ortalama Dünya benzeri yaşam formu için yaşanabilir bir sıcaklığın çok üzerinde donar).

Yani Demarian, kendi başına güçlü bir manyetik alana sahip olacak kadar büyük olabilir ve Checuti gezegeninin manyetik alanı içinde yörüngeye oturması gerekmeyebilir. Böylece Demarian, Checuti'den daha uzak bir yörüngede dönebilir ve çok daha uzun yörünge periyoduna ve dolayısıyla güne sahip olabilir.

Ancak uzun günler ve geceler ve gündüz yüksek sıcaklıklar ve gece düşük sıcaklıklar yaşanabilirlik ile oldukça tutarsızdır.

Ve genel bir kural olarak, bir dünya ne kadar hızlı dönerse, günü ne kadar kısa olursa manyetik alanı o kadar güçlü olacaktır. Dolayısıyla Demarian'ın Checuti'nin manyetosferinde yörüngeye oturmasına gerek kalmayacak kadar güçlü bir manyetosfer oluşturmak için nispeten hızlı dönmesi gerekiyor. Dolayısıyla Demarian'ın nispeten kısa bir güne ihtiyacı var ve bu nedenle Checuti'nin yörüngesine nispeten yakın.

Yedinci Bölüm: Damarian'ın Yoğunluğu.

Damarian'ın çapı 19.113 km'dir, ancak yerçekimi Dünya'nınkiyle neredeyse aynıdır (Büyük ölçüde sudan daha yoğun, manyetik bir malzemeden yapılmıştır ve ortalama Dünya benzeri bir yaşam formu için yaşanabilir bir sıcaklığın çok üzerinde donar).

19.113 kilometrenin çapı, Dünya'nın 12.742 kilometre çapının 1.5 katıdır ve bu nedenle Demarian, Dünya'nın hacminin yaklaşık 3.375 katıdır. Demarian, Dünya'nın 3.375 katı hacme sahipse ve Dünya ile aynı maddelerden yapılmışsa, Dünya'nın kütlesinin en az 3.375 katı olmalıdır. Demarian'ın daha büyük kütlesi, malzemesini Dünya'dan daha büyük bir ortalama yoğunluğa sıkıştıracaktır.

Ancak, Demarian'ın yerçekiminin Dünya'nınki kadar olması gerektiğini söyledi.

53. sayfada İnsan İçin Yaşanabilir GezegenlerDole, insanlar için tolere edilebilir yüzey yerçekiminin üst sınırının yaklaşık 1.5 olduğunu söylüyor. g, yüzey yerçekimi 1.5 olan karasal bir gezegen g insanlar için yaşanabilir bir gezegenin maksimum boyutu olacaktır.

Şekil 9'dan bunun, kütlesi 2.35 Dünya kütlesi, yarıçapı 1.25 Dünya yarıçapı ve saniyede 15.3 kilometre kaçış hızı olan bir gezegene karşılık geldiği görülecektir.

İnsan dayanıklılığının üst sınırındaki bir yüzey yerçekiminin Dünya ile aynı yerçekimi olarak sayıldığını düşünmüyorum, ancak Demarian'ın böyle bir gezegenden çok daha büyük olması gerekiyordu.

Bu nedenle Demarian, Dünya'nınkinden çok daha düşük bir ortalama yoğunluğa sahip olmalıdır.

Dolayısıyla, Demarian'ın ortalama yoğunluğuna sahip bir nesne için Checuti'nin Roche limiti, Checuti'den Dünya'nın yoğunluğuna sahip bir nesne için olacağından çok daha uzak olmalıdır.


TRAPPIST-1, Wikipedia'daki o belirsiz ve az bilinen kaynaktan alıntı yapıyorum:

Aylar

The Astrophysical Journal Letters'da yazan Stephen R. Kane, TRAPPIST-1 gezegenlerinin büyük aylara sahip olma ihtimalinin düşük olduğunu belirtiyor.[62][63] Dünya'nın Ay'ı, Dünya'nınkinin %27'si kadar bir yarıçapa sahiptir, bu nedenle alanı (ve geçiş derinliği) Dünya'nınkinin %7,4'ü kadardır, eğer varsa, geçiş çalışmasında muhtemelen belirtilmiş olacaktır. 200-300 km (120-190 mi) yarıçapındaki daha küçük uydular muhtemelen tespit edilmeyecekti.

Teorik düzeyde Kane, iç TRAPPIST-1 gezegenlerinin etrafındaki uyduların teorik olarak mümkün olması için olağanüstü yoğun olması gerektiğini buldu. Bu, bir gezegenin yerçekiminin yıldızının gelgit kuvvetinden daha güçlü olduğu uzay bölgesini tanımlayarak bir ayın olası yörüngesinin dış sınırını belirleyen Hill küresinin ve gezegenin gelgitleri kendi yerçekimini aşmadan ve onu parçalamadan önce bir ayın yörüngede kalabileceği en küçük mesafe. Bu kısıtlamalar, halka sistemlerinin varlığını dışlamaz (parçacıkların yerçekimi kuvvetlerinden ziyade kimyasal tarafından bir arada tutulduğu yerler). Matematiksel türetme aşağıdaki gibidir:

Dolayısıyla şu anda Luna gibi büyük uyduların TRAPPIST-1 sisteminde muhtemelen zaten tespit edilmiş olduğuna ve birbirine çok yakın olan gezegenlerin sahip olabilecekleri herhangi bir uyduyu uzun süre tutmalarının teorik olarak imkansız olduğuna inanılıyor.

Bir gezegenin yaşanabilir olması ve yaşama sahip olması için büyük uydulara sahip olmanın gerekli olup olmadığı bilinmiyor.

TRAPPIST-1 sistemindekiler kadar birbirine çok yakın yörüngede dönen gezegenler söz konusu olduğunda, birbirlerinin eksenel eğimlerini ve gelgitleri stabilize etmeye hizmet etmeleri ve bu etkilerin büyük aylara sahip olmak kadar iyi olması mümkündür.

Sistem çok düz ve kompakttır. TRAPPIST-1'in yedi gezegeninin tümü, Merkür'ün Güneş'in yörüngesinden çok daha yakın yörüngede dolanır. TRAPPIST-1b dışında, Jüpiter'in etrafındaki Galilean uydularından daha uzak,[41] ancak Jüpiter'in diğer uydularının çoğundan daha yakın yörüngede dönerler. TRAPPIST-1b ve TRAPPIST-1c yörüngeleri arasındaki mesafe, Dünya ile Ay arasındaki mesafenin sadece 1,6 katıdır. Gezegenler birbirlerinin gökyüzünde belirgin bir şekilde görünmelidir, bazı durumlarda Ay'ın Dünya'dan göründüğünden birkaç kat daha büyük görünmelidir.[40] En yakın gezegende bir yıl sadece 1.5 Dünya günü içinde geçerken, yedinci gezegenin yılı sadece 18.8 günde geçer.[37][33]

Gezegenler, birbirlerinin gökyüzünde oldukça sık görünür diskler olarak görünmelidir, bu nedenle ayların görsel yönlerini oldukça güzel bir şekilde doldurmalıdır.

M.A.Golding'in cevabı doğru, sanırım, ama aynı zamanda biraz eksik, çünkü TRAPPIST-1 sistemindeki ötegezegenler öyle değil. eşit olarak exomoon'ları barındırmak için uygun değil. Özellikle, bireysel yörünge yarıçapları (aynı zamanda kütleleri ve bileşimleri), uzun zaman dilimlerinde ne tür ayları tutabileceklerini belirlemede önemli bir rol oynar ve bazıları diğerlerinden daha uygun seçimlerdir. İç ötegezegenlerin uydularını tutma olasılığı düşük olsa da, dış gezegenlerin hala bir umudu olabilir.

TRAPPIST-1 sistemindeki dış ay olasılıklarının bir analizi Kane 2017 tarafından yapıldı. Her gezegen için merkezinden tanımlanan iki karakteristik uzunluk ölçeğine baktı: Tepe yarıçapı ve Roche sınırı. Hill yarıçapının dışında, yıldız sonunda herhangi bir uydunun hareketine hükmedecek ve onu yıldızın etrafındaki bir yörüngeye gönderecek, Roche sınırı içinde ise bir ay gezegenin gelgit kuvvetleri tarafından parçalanacaktır. Bu nedenle, özellikle TRAPPIST-1 gibi kompakt sistemlerde hassas bir denge vardır.

Tüm ötegezegenler için, Hill yarıçapı, makul kompozisyonlar için Roche sınırının en az iki katıdır ve yıldızdan en uzak gezegen olan TRAPPIST-1 h için Roche sınırının yaklaşık on katına yükselir. Genel olarak, yıldıza olan mesafe ne kadar büyük olursa, bir gezegenin yörüngesinde dönen bir ayın olası yoğunluk aralığı o kadar büyük olur. Kane, kararlılık bölgelerinin bir grafiğini üretir (Şekil 2). Açık gri gölgeleme yaşanabilir bölgeyi, koyu gri gölgeleme ise yaşanabilir bölgeyi gösterir. belki yaşanabilir bölge içinde olmak. İki eğri, Tepe yarıçapı ile ilgili belirli bir parametrenin iki farklı değeri içindir, her biri bir kararlılık bölgesidir:

Karşılaştırma için, Ay'ın yoğunluğu santimetreküp başına yaklaşık 3,3 gramdır, Dünya yaklaşık 5.5'te gelir. Bu, içteki iki gezegenin aylara ev sahipliği yapma olasılığının düşük olduğu, ancak dış beşinin olabileceği anlamına gelir. Sorun, Kane'in işaret ettiği gibi, oluşan herhangi bir uydunun düşük yoğunluklu olmasını beklememiz gerektiğidir. Yakın tarihli bir yanıtta yazdığım gibi, gezegenler muhtemelen sistemin daha da dışından içeriye doğru göç ettiler. Herhangi bir farazi uydu muhtemelen daha düşük yoğunluklu malzemelerin bulunduğu dış bölgelerde oluşmuş olabilir ve bu da yüksek yoğunluklu uyduları olası kılmaz.

Bu, daha yüksek yoğunluklu uyduların imkansız Ayrıca, küçük uyduların göç sürecinde ön-gezegen diskinde oluşması ve dış gezegenler tarafından üç cisim etkileşiminde yakalanması da mümkündür. Yine de, biraz daha az olasıdır. Allen ve arkadaşlarının simülasyonları olsa da, uyduların bir noktada gezegenlerin yörüngesinde gerçekten yerinde olduğunu varsayarsak. 2018, uzun süreler boyunca sabit yörüngelerde kalabileceklerini gösteriyor. Başka bir deyişle, oluşum problemini çözebilirseniz (ya da, heck, oraya sadece ayları yerleştirebilirseniz), o zaman belki de sistemdeki gezegenlerin yarısı, sonuçta ayları tutabilir.


Videoyu izle: Dünya: Bir gezegenin oluşumu - Türkçe Belgesel - HD (Eylül 2022).