دوران تفاضلي: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
ط بوت:تدقيق إملائي V1.1 |
|||
| سطر 52: | سطر 52: | ||
أثناء تلك العملية فالجسيم لا بد وأن ينقل [[زخم زاوي|زخمه الزاوي]] إلى الخارج طبقا لقانون [[انحفاظ الزخم الزاوي]] ، ويتم ذلك باعطائه زخمه الزاوي لأحد الجسيمات في القرص فيتخذ الجسيم المكتسب للزخم الزاوي مدارا أكبر في القرص مبتعدا عن الجسم المركزي. (هذا أحد تفسيرات تكون أذرعة حلزونية للمجرات حول [[حوصلة مجرة]]). |
أثناء تلك العملية فالجسيم لا بد وأن ينقل [[زخم زاوي|زخمه الزاوي]] إلى الخارج طبقا لقانون [[انحفاظ الزخم الزاوي]] ، ويتم ذلك باعطائه زخمه الزاوي لأحد الجسيمات في القرص فيتخذ الجسيم المكتسب للزخم الزاوي مدارا أكبر في القرص مبتعدا عن الجسم المركزي. (هذا أحد تفسيرات تكون أذرعة حلزونية للمجرات حول [[حوصلة مجرة]]). |
||
وإذا كان الغاز في القرص قليل [[تأين|التأين]] فتنشأ عن حركة الأيونات [[مجال مغناطيسي|مجالات مغناطيسية]] تؤثر على حركة [[أيون|الأيونات]]. وتختلط تأثيرات المغناطيسية الدوارة مع الاحتكاكات الناتجة من الدوامات مما يجعل بعض الجسيمات بسقط على الجسم المركزي وتزيد من كتلته. والنظرية التي تصف حركة [[البلازما في الفيزياء|البلازما]] في مجال مغناطيسي نجدها في [[ديناميكا الموائع المغناطيسية]]. <ref>{{Citation | last=Poindexter et al. | year=2008 | title=The Spatial Structure of An Accretion Disk | first3=Christopher S. | last3=Kochanek | periodical=The Astrophysical Journal, | first2=Nicholas | volume=673 | issue= 1| last2=Morgan| pages=34 | arxiv=0707.0003 | doi=10.1086/524190 | first1=Shawn}}</ref><ref>{{Citation | last=Eigenbrod et al. | year=2008 | title=Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk | periodical= Astronomy & Astrophysics, | volume=490 | issue= | pages=933 | arxiv=0810.0011}}</ref><ref>{{Citation | last=Mosquera et al. | year=2009 | title=Detection of chromatic microlensing in Q 2237+0305 A | first3=E. | last3=Mediavilla | periodical=The Astrophysical Journal, | first2=J. A. | volume=691 | issue= 2| last2=Muñoz| pages=1292 | arxiv=0810.1626 | doi=10.1088/0004-637X/691/2/1292 | first1=A. M.}}</ref> |
وإذا كان الغاز في القرص قليل [[تأين|التأين]] فتنشأ عن حركة الأيونات [[مجال مغناطيسي|مجالات مغناطيسية]] تؤثر على حركة [[أيون|الأيونات]]. وتختلط تأثيرات المغناطيسية الدوارة مع الاحتكاكات الناتجة من الدوامات مما يجعل بعض الجسيمات بسقط على الجسم المركزي وتزيد من كتلته. والنظرية التي تصف حركة [[البلازما في الفيزياء|البلازما]] في مجال مغناطيسي نجدها في [[هيدروديناميكا مغناطيسية|ديناميكا الموائع المغناطيسية]]. <ref>{{Citation | last=Poindexter et al. | year=2008 | title=The Spatial Structure of An Accretion Disk | first3=Christopher S. | last3=Kochanek | periodical=The Astrophysical Journal, | first2=Nicholas | volume=673 | issue= 1| last2=Morgan| pages=34 | arxiv=0707.0003 | doi=10.1086/524190 | first1=Shawn}}</ref><ref>{{Citation | last=Eigenbrod et al. | year=2008 | title=Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk | periodical= Astronomy & Astrophysics, | volume=490 | issue= | pages=933 | arxiv=0810.0011}}</ref><ref>{{Citation | last=Mosquera et al. | year=2009 | title=Detection of chromatic microlensing in Q 2237+0305 A | first3=E. | last3=Mediavilla | periodical=The Astrophysical Journal, | first2=J. A. | volume=691 | issue= 2| last2=Muñoz| pages=1292 | arxiv=0810.1626 | doi=10.1088/0004-637X/691/2/1292 | first1=A. M.}}</ref> |
||
.<ref>{{Citation | last1=Floyd et al. | year=2009 | title=The accretion disc in the quasar SDSS J0924+0219 | periodical= ArXiv:0905.2651v1 [astro-ph.HE] | arxiv=0905.2651}}</ref> |
.<ref>{{Citation | last1=Floyd et al. | year=2009 | title=The accretion disc in the quasar SDSS J0924+0219 | periodical= ArXiv:0905.2651v1 [astro-ph.HE] | arxiv=0905.2651}}</ref> |
||
== فترة التناوب والدوران التفاضلي == |
== فترة التناوب والدوران التفاضلي == |
||
في الجدول يظهر تأثير الدوارن التفاضلي على فترة التناوب للكوكب. في الكواكب الصخرية الفترة ثابتة ، والوضع مختلف بالنسبة للنجوم ومنها الشمس والكواكب الغازية . |
في الجدول يظهر تأثير الدوارن التفاضلي على فترة التناوب للكوكب. في الكواكب الصخرية الفترة ثابتة ، والوضع مختلف بالنسبة للنجوم ومنها الشمس والكواكب الغازية . |
||
نسخة 03:15، 29 أبريل 2019
في علم الفلك يحدث الدوران التفاضلي عندما تتحرك اجزاء مختلفة من جسم ما يدور حول نفسة بسرعات زاوية مختلفة في خطوط العرض المختلفة ، او في خط الاستواء او في عمق الجسم نفسة. وهذا يدل على أنه جسم غازي او مائع ، وينطبق ذلك على احزمة الغاز والغبار الكوني او مايطلق علية القرص المزود . وفي النظام الشمسي ينطبق ذلك على الشمس والكواكب الغازية ،زحل ، المشتري، اورانوس ، ونبتون
الشمس
.jpg)
في عام 1610 راقب غاليليو بقع الشمس وقام بحساب معدل دوران الشمس حول نفسها ، وفي عام 1630 اشار العالم كريستوف شاينر
ان للشمس فترة دوران مختلفة ، ولاحظ ان فترة دوران القطبين تختلف عن خط الاستواء. [1]
- دوران الشمس
يتميز دوران الشمس بالتغير تبعاُ للعرض الجغرافي لأن الشمس مكونة من بلازما غازية. ويلاحظ أن نسبة الدوران تكون الأعلى عند خط الاستواء الشمسي (خط العرض φ=0o) وتقل هذه السرعة كلما ازداد خط العرض. ويصف الدوران التفاضلي للشمس من خلال المعادلة التالية:
حيث:
ω : السرعة الزاوية وتقدر بالدرجة/يوم
φ: خط العرض الشمسي، يقدر بالدرجة
A,B,C : ثوابت فيزيائية
تختلف قيمة الثوابت A،B،C تبعاً لطريقة المستخدمة في القياس، والفترة الزمية المدروسة.[2] تعطى القيم المتوسطة المقبولة لهذه الثوابت حالياً كالتالي:[3]
- A= 14.713 deg/day ± 0.0491
- B= –2.396 deg/day ± 0.188
- C= –1.787 deg/day ± 0.253
الكواكب الغازية
بما أن الكواكب الغازية غير صلبة، فإن الغلاف الجوي العلوي يخضع لدوران تفاضلي. فتكون فترة دوران الغلاف الجوي في المنطقة القطبية في العادة أطول منها في المنطقة الاستوائية. في كوكب المشتري تكون فترة دوران الغلاف الجوي في المنطقة القطبية أطول بخمس دقائق منها في المنطقة الاستوائية
حتى حركة السحب في الكوكب تتداخل وتتجة في اتجاهات مختلفة ويصعب حساب حركة الدوران بدقة. . تستخدم ثلاث أنظمة من الأطر المرجعية وخصوصاً عند الحاجة للتمثيل البياني لحركة الغلاف الجوي. يطبق النظام الأول من خط العرض 10 شمالاً إلى الخط 10 جنوباً وينتج عنه الفترة اليومية الأقصر للكوكب وتبلغ وفق هذا النظام 9 ساعة و50 دقيقة و30 ثانية. أما النظام الثاني فيشمل جميع خطوط العرض من الشمال إلى الجنوب وينتج فترة 9 ساعة و55 دقيقة و40.6 ثانية. أما النظام الثالث فعرف بواسطة علم الفلك الكاشوفي ويتوافق مع دوران الغلاف المغناطيسي، وفترة دورانه هي الفترة الرسمية لدوران المشتري.[4]
حركة التزويد في القرص المزود
يدور قرص من الغاز والغبار حول الجسم المركزي ليس بسرعة متساوية وإنما تختلف السرعات للغاز في الجزء الداخلي من القرص عن سرعة الأجزاء في الأطراف. وطبقا قوانين كبلر تدور أجزاء الغاز القريبة من الجسم المركزي أسرع وينتج عن ذلك احتكاك بين جزيئات الغاز وبعضها. ينتج بالتالي عن هذا الاحتكاك تكون الدوامات وتصادم بين الجسيمات وتسقط بعضها بفعل الجاذبية على الجسم المركزي ، بذلك تزداد كتلة الجسم المركزي شيئا فشيئا.
أثناء تلك العملية فالجسيم لا بد وأن ينقل زخمه الزاوي إلى الخارج طبقا لقانون انحفاظ الزخم الزاوي ، ويتم ذلك باعطائه زخمه الزاوي لأحد الجسيمات في القرص فيتخذ الجسيم المكتسب للزخم الزاوي مدارا أكبر في القرص مبتعدا عن الجسم المركزي. (هذا أحد تفسيرات تكون أذرعة حلزونية للمجرات حول حوصلة مجرة).
وإذا كان الغاز في القرص قليل التأين فتنشأ عن حركة الأيونات مجالات مغناطيسية تؤثر على حركة الأيونات. وتختلط تأثيرات المغناطيسية الدوارة مع الاحتكاكات الناتجة من الدوامات مما يجعل بعض الجسيمات بسقط على الجسم المركزي وتزيد من كتلته. والنظرية التي تصف حركة البلازما في مجال مغناطيسي نجدها في ديناميكا الموائع المغناطيسية. [5][6][7] .[8]
فترة التناوب والدوران التفاضلي
في الجدول يظهر تأثير الدوارن التفاضلي على فترة التناوب للكوكب. في الكواكب الصخرية الفترة ثابتة ، والوضع مختلف بالنسبة للنجوم ومنها الشمس والكواكب الغازية .
| الجرم | فترة التناوب | |
|---|---|---|
| الشمس | 25.379995 يوماً (استوائي)[9][10] 35 days (خطوط العرض العلوية) |
25ᵈ 9ʰ 7ᵐ 11.6ˢ 35ᵈ |
| عطارد | 58.6462 يوماً[11] | 58ᵈ 15ʰ 30ᵐ 30ˢ |
| الزهرة | –243.0187 يوماً[11][12] | −243ᵈ 0ʰ 26ᵐ |
| الأرض | 0.99726968 يوماً[11][13] | 0ᵈ 23ʰ 56ᵐ 4.0910ˢ |
| القمر | 27.321661 يوماً[14] (متزامن مع الأرض) |
27ᵈ 7ʰ 43ᵐ 11.5ˢ |
| المريخ | 1.02595675 يوماً[11] | 1ᵈ 0ʰ 37ᵐ 22.663ˢ |
| سيريس (كوكب قزم) | 0.37809 يوماً[15] | 0ᵈ 9ʰ 4ᵐ 27.0ˢ |
| المشتري | 0.4135344 يوماً (داخلي استوائي)[16] 0.41007 يوماً ) 0.41369942 يوماً ( خطوط العرض العلوية) |
0ᵈ 9ʰ 55ᵐ 29.37s[11] 0ᵈ 9ʰ 50ᵐ 30ˢ[11] 0ᵈ 9ʰ 55ᵐ 43.63ˢ[11] |
| زحل | 0.44403 يوماً (داخلي استوائي)[16] 0.426 days 0.443 days (خطوط العرض العلوية) |
0ᵈ 10ʰ 39ᵐ 24ˢ[11] 0ᵈ 10ʰ 14ᵐ[11] 0ᵈ 10ʰ 38ᵐ[11] |
| اورانوس | −0.71833 يوماً[11][12][16] | −0ᵈ 17ʰ 14ᵐ 24ˢ |
| نبتون | 0.67125 يوماً[11][16] | 0ᵈ 16ʰ 6ᵐ 36ˢ |
| بلوتو | −6.38718 يوماً[11][12] متزامن مع القمر شارون |
–6ᵈ 9ʰ 17ᵐ 32ˢ |
| هاوميا (كوكب قزم) | 0.163145 يوماً[17] | 0ᵈ 3ʰ 54ᵐ 56ˢ |
انظر أيضاً
المراجع والمصادر
- ^ The Galileo Project | Science | Christoph Scheiner نسخة محفوظة 05 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
- ^ Beck، J. (2000). "A comparison of differential rotation measurements". Solar Physics. ج. 191: 47–70. DOI:10.1023/A:1005226402796.
- ^ Snodgrass، H.؛ Ulrich، R. (1990). "Rotation of Doppler features in the solar photosphere". Astrophysical Journal. ج. 351: 309–316. Bibcode:1990ApJ...351..309S. DOI:10.1086/168467.
- ^ Ridpath، Ian (1998). Norton's Star Atlas (ط. 19th). Prentice Hall.
- ^ Poindexter، Shawn؛ Morgan، Nicholas؛ Kochanek، Christopher S.؛ وآخرون (2008)، "The Spatial Structure of An Accretion Disk"، The Astrophysical Journal,، ج. 673 رقم 1، ص. 34، arXiv:0707.0003، DOI:10.1086/524190
{{استشهاد}}: Explicit use of et al. in:|last=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: علامات ترقيم زائدة (link) - ^ Eigenbrod؛ وآخرون (2008)، "Microlensing variability in the gravitationally lensed quasar QSO 2237+0305 = the Einstein Cross. II. Energy profile of the accretion disk"، Astronomy & Astrophysics,، ج. 490، ص. 933، arXiv:0810.0011
{{استشهاد}}: Explicit use of et al. in:|last=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: علامات ترقيم زائدة (link) - ^ Mosquera، A. M.؛ Muñoz، J. A.؛ Mediavilla، E.؛ وآخرون (2009)، "Detection of chromatic microlensing in Q 2237+0305 A"، The Astrophysical Journal,، ج. 691 رقم 2، ص. 1292، arXiv:0810.1626، DOI:10.1088/0004-637X/691/2/1292
{{استشهاد}}: Explicit use of et al. in:|last=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: علامات ترقيم زائدة (link) - ^ Floyd؛ وآخرون (2009)، "The accretion disc in the quasar SDSS J0924+0219"، ArXiv:0905.2651v1 [astro-ph.HE]، arXiv:0905.2651
{{استشهاد}}: Explicit use of et al. in:|last1=(مساعدة) - ^ Rotation and pole position for the Sun and planets Rotation period in days is 360° divided by the coefficient of d. نسخة محفوظة 24 أكتوبر 2011 على موقع واي باك مشين.
- ^ Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000 بي دي إف (215KB) pp7–8
- ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س ش Clabon Walter Allen؛ Arthur N. Cox (2000). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. ص. 296.
{{استشهاد بكتاب}}: الوسيط غير المعروف|last-author-amp=تم تجاهله يقترح استخدام|name-list-style=(مساعدة) - ^ أ ب ت This rotation is negative because the pole which points north of the مسار الشمس rotates in the opposite direction to most other planets.
- ^ Reference adds about 1 ms to Earth's stellar day given in mean solar time to account for the length of Earth's mean solar day in excess of 86400 SI seconds.
- ^ Clabon Walter Allen؛ Arthur N. Cox (2000). Allen's Astrophysical Quantities. Springer. ص. 308.
{{استشهاد بكتاب}}: الوسيط غير المعروف|last-author-amp=تم تجاهله يقترح استخدام|name-list-style=(مساعدة) - ^ Chamberlain، Matthew A.؛ Sykes, Mark V.؛ Esquerdo, Gilbert A. (2007). "Ceres lightcurve analysis – Period determination". Icarus. ج. 188 ع. 2: 451–456. Bibcode:2007Icar..188..451C. DOI:10.1016/j.icarus.2006.11.025.
- ^ أ ب ت ث Rotation period of the interior is that of the planet's magnetic field.
- ^
Pedro Lacerda؛ David Jewitt؛ Nuno Peixinho (2 أبريل 2008). "High-Precision Photometry of Extreme KBO 2003 EL61". The Astronomical Journal. ج. 135 ع. 5: 1749–1756. arXiv:0801.4124. Bibcode:2008AJ....135.1749L. DOI:10.1088/0004-6256/135/5/1749. اطلع عليه بتاريخ 2008-09-22.
{{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط غير المعروف|last-author-amp=تم تجاهله يقترح استخدام|name-list-style=(مساعدة)
