فضاء الأرشيف

ما هو علم البالستيات؟

تؤثر البالستيات في العديد من مجالات الدراسة، والتي تتراوح من تحليل منحني مسار كرة البيسبول إلى تطوير أنظمة توجيه الصواريخ في الجيش. [2]

لنتعرف في هذا المقال على علم المقذوفات ومجالات دراسته.

علم «البالستيات-Ballistics» (القذائف)

هو العلم الذي يدرس حركة وتأثير المقذوفات. ويقسم إلى عدة تخصصات، وهي البالستيات الداخلية والخارجية، وتبحثان في دفع وطيران المقذوفات. ويسمى الانتقال بين هذين النظامين البالستيات الوسيطة. والبالستيات النهائية، وتدرس تأثير المقذوفات على الأجسام المستهدفة.

و«القذيفة-Projectile» هي الجسم الذي تم إطلاقه أو إسقاطه، والذي يستمر في الحركة بسبب عطالته. ويحدد مسارها بواسطة سرعتها الابتدائية واتجاهها وقوى الجاذبية ومقاومة الهواء. فمثلاً، بالنسبة للأجسام المقذوفة بالقرب من الأرض ومع مقاومة هواء مهملة، يتخذ المسار شكل قطع مكافئ. [1]، [2]

دفع القذائف

تعد البندقية والمحرك الصاروخي مثلًا نوعان من المحركات الحرارية، يحوّلان جزئيًا الطاقة الكيميائية للوقود الدافع إلى طاقة حركية للقذيفة. وتختلف المواد الدافعة عن أنواع الوقود التقليدية من حيث أن احتراقها لا يتطلب الأوكسجين الجوي. ويؤدي إنتاج الغازات الساخنة عن طريق الوقود المحترق إلى زيادة الضغط الذي يدفع القذيفة ويزيد من معدل الاحتراق. كما تسبب الغازات الساخنة تآكل تجويف البندقية.

عندما تشتعل شحنة المادة الدافعة في حجرة البندقية، تحصر غازات الاحتراق بواسطة الطلقة؛ فيرتفع الضغط. وتبدأ الطلقة في التحرك عندما يتغلب الضغط على مقاومتها للحركة. يستمر الضغط في الارتفاع لبعض الوقت ثم ينخفض، وذلك بينما تسرّع الطلقة لتصل إلى سرعة عالية. سرعان ما ينفد الوقود الدافع الذي يحترق بسرعة، وفي الوقت المناسب تخرج الطلقة من الفوهة. وقد سجّلت سرعات تصل إلى 15 كيلومترًا (9 أميال) في الثانية. تعمل البنادق المقاومة للارتداد على تنفيس الغاز عبر الجزء الخلفي من الحجرة لمقاومة قوى الارتداد.

يحدث الانفجار الأولي الذي يسبق خروج الطلقة، ثم يتبعه الانفجار الرئيسي، حيث تطلق الغازات المضغوطة خلف الطلقة. يتخطى التدفق الغازيّ السريع الطلقة لفترة وجيزة وبالتالي قد تعاني من تذبذب شديد. وتسمع موجة الصدمة الانفجارية، التي تنتقل إلى الخارج بسرعة أكبر من سرعة الصوت، كطلقات نارية. وتتسبب الحرارة المتولدة قرب الفوهة في حدوث وميض تصاحبه ألسنة اللهب في المدافع الكبيرة. كما يمكن تثبيت الأجهزة على الفوهة لكتم الانفجار والوميض عن طريق تشتيت موجات الصدمة، ويمكنها تقليل الارتداد عن طريق تشتيت التدفق. [1]

تعرّف البالستيات الوسيطة أو الانتقالية بأنها حالة انتقالية بين البالستيات الداخلية والخارجية قرب الفوهة. إذ يدل انبعاث الغاز من السبطانة أمام القذيفة وتفريغ الغازات الدافعة خلفها على هذه التغيرات الانتقالية. وفي هذا الصدد، فإن التأثير على مغادرة القذيفة للمدفع واستخدام زخم الغازات الدافعة لهما أهمية خاصة. [3]

السقوط الحر للأجسام

لفهم حركة المقذوفات من الضروري أولاً فهم حركة «السقوط الحر-Free Fall» للأجسام، وهي أجسام نسقطها ببساطة من ارتفاع معين فوق الأرض. في أبسط الحالات، عندما تكون مقاومة الهواء مهملة وعندما تكون الأجسام قريبة من سطح الأرض، بيّن الفلكي والفيزيائي الإيطالي «جاليليو جاليلي-Galileo Galilei» (1564-1642) أن جسمين يسقطان نفس المسافة وفي نفس الفترة الزمنية، بغض النظر عن وزنيهما. تزيد سرعة الجسم الساقط زيادات متساوية في فترات زمنية متساوية. على سبيل المثال، ستبدأ الكرة التي تسقط من أعلى مبنى من السكون، وتزيد سرعتها إلى 32 قدمًا (9.8 مترًا) في الثانية بعد ثانية واحدة، ثم إلى سرعة 64 قدمًا (19.6 مترًا) في الثانية بعد ثانيتين، ثم إلى سرعة 96 قدمًا (29.4 مترًا) في الثانية بعد ثلاث ثوانٍ، وهكذا. وبالتالي، نجد أن التغير في السرعة هو دائمًا 32 قدمًا في الثانية. يعرف التغير في السرعة لكل فترة زمنية بالتسارع وهو ثابت. ويساوي هذا التسارع 1 g حيث يرمز g إلى التسارع الناتج عن قوة الجاذبية الأرضية.

يصبح تسارع الجاذبية g أصغر مع زيادة المسافة عن الأرض. ولكن بالنسبة لمعظم التطبيقات الأرضية يمكن أن نعد قيمة g ثابتة (تتغير فقط بنسبة 0.5٪ مع تغير الارتفاع بمقدار 10 أميال [16 كم]). من ناحية أخرى يمكن أن تختلف «مقاومة الهواء-Air Resistance» اختلافًا كبيرًا اعتمادًا على الارتفاع والرياح وخصائص وسرعة المقذوف نفسه. فمن المعروف أن المظلّيّين يمكنهم تغيير ارتفاعهم بالنسبة إلى المظليين الآخرين ببساطة عن طريق تغيير شكل أجسامهم. ومن المعروف أيضًا أن الصخرة ستسقط بسرعة أكبر من سقوط الريشة. فعند البحث في مسائل المقذوفات، من الضروري فصل التأثيرات الناتجة عن الجاذبية -وهي بسيطة جدًا- والتأثيرات الناتجة عن مقاومة الهواء، وهي أكثر تعقيدًا. [2]

المصادر

[1]

[2]

[3]

الثقب الأبيض نظير الثقب الأسود

ما هي الثقوب البيضاء؟

مصدر الصورة: Buisness insider

الثقوب البيضاء هي أجسام فرضية غريبة، أول من افترض وجودها العالم ألبرت آينشتاين في نظرية النسبية. حيث تمثل الثقوب البيضاء الأجسام المضادة للثقوب السوداء على الرغم من أنها تتشارك معها في الخصائص ولكن تأثيرها في الفضاء عكس تأثير الثقوب السوداء. فالثقب الأسود يعمل على جذب الأشياء والعناصر الموجودة في الفضاء إلى داخله، ولا يمكن لأي شيء الهروب من تأثير وقوة جذب الثقب الأسود. أما الثقوب البيضاء فإنها تعمل على قذف العناصر الموجودة في الفضاء بعيداً عنها. ومن المستحيل على أي شيء في الفضاء الاقتراب من منطقة أفق الحدث (وهي المنطقة المحيطة بالثقب بغض النظر عن نوعه) .[1] [2] [3]

الثقب الأبيض أحد المكونات الأساسية للثقوب الدودية

كما ذكرنا سابقاً فإن آينشتاين هو من تنبأ بوجود الثقوب البيضاء في الفضاء. وغالباً كان وما زال يتم ذكرها عند الحديث عن الثقوب الدودية على أنها أحد العناصر الأساسية في هذه الممرات. حيث أن الثقب الدودي هو ممر افتراضي موجود في الفضاء يعمل على نقل الأجسام من منطقة إلى أخرى في كوننا. وكما ذكرنا سابقاً بأن الثقوب البيضاء تعمل على قذف الأجسام بعيداً عنها على عكس الثقوب السوداء.

لكن ما علاقة الثقوب البيضاء بالثقوب السوداء؟ وما علاقة هذين الثقبين بالثقوب الدودية؟ في الواقع لا وجود للثقوب الدودية دون وجود الثقوب السوداء والثقوب البيضاء. وذلك لأن الثقب الدودي يتكون بالأساس من ثقب أسود (يمثل نقطة دخول) وثقب أبيض (يمثل نقطة خروج) حيث أنهما متصلين مع بعضهما البعض بواسطة نسيج الزمكان. فعلى سبيل المثال يجذب ثقب أسود موجود في مكان ما في عالمنا جسم معين يسبح في الفضاء. ويمر هذا الجسم عبر ممر يخترق نسيج الزمكان ويخرج في مكان آخر في هذا الكون عبر ثقب أبيض. ويمكن أيضاً أن يسافر إلى أكوان أخرى![2]

الثقوب البيضاء وأبعاد كوننا الأربعة

عند الحديث عن الثقوب البيضاء والثقوب السوداء يجب علينا أن نذكر الأبعاد الأربعة للكون ومن المهم استيعاب فكرة تكون نسيج الزمكان. حيث أن الأبعاد المعروفة لنا حالياً وتم فعلاً رصدها هي أربعة أبعاد، أبعاد المكان الثلاثة، وهي الطول والعرض والارتفاع. والبعد الرابع وهو الزمن. وهذه الأبعاد تشكل معاً نسيجاً معقداً يمكن تخيله على أنه المادة التي تحيط بكل شيء. وهذا النسيج ينحني بفعل قوى الجاذبية الكبيرة للعناصر الموجودة في الفضاء مثل النجوم والكواكب. والدليل على ذلك هو ظاهرة الكسوف الكلي للشمس. حيث أننا وبالرغم من حجب القمر كامل الشمس نرى حلقة ضوء حول القمر. وذلك لانحناء الضوء بفعل انحناء نسيج الزمكان حول القمر نتيجة لجاذبيته.

ولكن ما علاقة نسيج الزمكان بالثقوب البيضاء والسوداء؟ إن الإجابة على هذا السؤال قد ذكرناها بالفعل سابقاً. وهي أن نسيج الزمكان يربط بين الثقوب البيضاء والسوداء. ويمثل الممر في الثقوب الدودية. [1]

هل يمكن أن يولد ثقب أبيض من ثقب أسود؟

في الواقع يؤمن بعض الباحثون بأن المزيج بين النظرية النسبية والنظرية الكمية وضعت طريقة تفكير جديدة حول الثقوب البيضاء بدلا من كونها مجرد باب للخروج فقط في الثقوب الدودية. حيث أنها يمكن أن تكون إعادة بالعرض البطيء لحياة سابقة لثقب أسود ما. ولكن كيف يحدث ذلك؟

تبدأ هذه العملية عند انهيار نجم عظيم كهل تحت تأثير كتلته الرهيبة. وعندها يتشكل ثقب أسود ذو كتلة وكثافة لا نهائيتين. ثم تبدأ التأثيرات الكمية بالتأثير على سطح هذا الثقب وتعمل هذه التأثيرات على وقف مسار تكون ثقب أسود مفرد. وبدلاً من ذلك يتحول الثقب الأسود إلى ثقب أبيض يقذف ويشع بالمادة الأصلية للنجم. [2]

تأثير الوقت في الثقب الأبيض

يتواجد الثقب الأبيض عندما يتواجد تركيز كبير من المادة في منطقة واحدة. وذلك يسبب حدوث تسارع في الزمن. وما يدل على ذلك الساعتان الذريتان الموجودتان في كولورادو وانجلترا. فالساعة الموجودة في انجلترا توجد على مستوى سطح البحر. أما التي في كولورادو توجد على ارتفاع 5000 قدم فوق سطح البحر. وبسبب اختلاف تركيز المادة فإن الساعة الثانية تتقدم بفارق 5 مايكرون من الثانية في السنة عن الساعة الأولى. ونظرياً فإن كنت تعيش على الشمس فإن الوقت سيمر بوتيرة أبطأ مما كان عليه على الأرض. وإن كنت تعيش داخل ثقب أبيض كبير بما يكفي فإنه ربما تمر ملايين بل مليارات السنين خارج الثقب ولكنك ستشعر وكأنها بضع أيام لا أكثر![1]

وفي النهاية تبقى الثقوب البيضاء مجرد أجسام يتوقع وجودها دون التأكد من ذلك حتى الآن، فهل تصدق نبوءة أينشتاين مرة أخرى؟

المصادر

ستيفن هوكينج: أيقونة علوم الفضاء

إذا أردنا أن نجمع بين العلم وإثارة الجدل، يحق علينا أن نذكر ستيفن هوكينج؛ واحدٌ من أشهر -إن لم يكن أشهر- العلماء على مر التاريخ. يعرفه الملايين بفضل اكتشافاته في الفيزياء الكونية، وبالتحديد في الثقوب السوداء وإشعاعاتها. لخَّص “تاريخ موجز الزمان” في كتابٍ يحمل نفس الاسم، وتغلب على الضمور العضلي مقدمًا لنا درسًا ونموذجًا لن ننساه ما حيينا.

نسلٌ مفكر

وُلد ستيفن هوكينج في الثامن من يناير عام 1942، وبالصدفة العجيبة، يوافق هذا التاريخ المئوية الثالثة لوفاة العظيم جاليليو. وهو ما يفتخر به هوكينج نفسه في كتاب “تاريخ موجز الزمان”. يمكنك قراءة ملخص للكتاب من هنا.

تأججت عائلة ستيفن هوكينج بالمفكرين؛ فأمه -الأسكتلندية- درست في أكسفورد في ثلاثينيات القرن الماضي. ولمن لا يعلم، فهذا الوقت كان عصيًا على النساء فيه أن يلتحقوا بالجامعات، ناهيك عن أكسفورد التي تعد واحدة من أعرق جامعات العالم. أما أبوه، فكان خريجًا لنفس الجامعة أيضًا، وباحثًا كبيرًا في الأمراض الاستوائية Tropical diseases.

على الرغم من التصادف المميز بين مولد هوكينج ووفاة جاليليو، إلا أنه من الناحية العملية، لم يكن موعد مجيئه إلى هذه الحياة هو الأفضل بالنسبة لوالديه. فأبوه كان في ضائقة مالية، وإنجلترا، وبالتحديد لندن، كانت في ضائقة تهدد وجودها من الأساس بسبب تداعيات الحرب العالمية الثانية وقصف ألمانيا المستمر لها. المشكلة أن لندن كانت مستقرًا للأسرة؛ إذ إنها كانت المكان الذي عمل فيه والد ستيفن على أبحاثه. وبسبب الأحداث العصيبة التي كانت تمر بها لندن في ذلك الوقت، قررت أيزوبيل هوكينج (والدة ستيفن)، أن تعود إلى أوكسفورد كي تضع مولودها بسلام.

وفقًا لأحد المقربين من عائلة ستيفن هوكينج، كانت العائلة غريبة الأطوار. كانوا يتناولون العشاء في صمت، وكل فرد منهم يقرأ كتابًا بتركيز شديد. وبدلًا من امتلاك العائلة لسيارة عادية، كانوا يمتلكون سيارة أجرة “تاكسي” من طراز Taxi London القديم. كما لم يفكر أحدهم في إصلاح طوابق منزلهم المتهاوية. وكان قبو المنزل ملجأً للنحل وكانت العائلة تستمع بصناعة الألعاب النارية.

عادةً ما كانت الأم تصطحب ستيفن وإخوته في الباحة الخلفية من المنزل لتقضي معهم أفضل الليالي الصيفية. وهناك -في باحة المنزل- لاحظت أيزوبيل هوكينج أن ابنها ستيفن كان لديه فضول كبير، ودائمًا ما شعر أن النجوم هي مصدر إلهامه.

ستيفن هوكينج لم يكن متفوقًا!

قد تعتقد أن عالمًا بحجم هوكينج كان نابغةً دراسية بكل المقاييس، ولكن الحقيقية أنه لم يكن كذلك البتة، بل العكس هو الصحيح. ففي سنته الأولى في مدرسة St. Albans School، احتل هوكينج المركز الثالث من مؤخرة الترتيب. ولكن في نفس الوقت، كان لديه من الاهتمامات الأخرى ما ينبئ بشيء ما.

أحب ستيفن هوكينج الألعاب اللوحية Board Games، وصنع بمساعدة زملائه المقربين ألعابًا جديدة. وفي سنوات المراهقة، تمكن هوكينج من بناء حاسوب شخصي باستخدام أجزاء معادة التدوير. وكان الهدف الرئيسي من الحاسوب هو استخدامه في حل المعادلات الحسابية البسيطة.

في السابعة عشرة من عمره، التحق هوكينج -كأبويه- بجامعة أكسفورد. إذ أراد أن يدرس الرياضيات، ولكن في ذلك الوقت لم يكن هناك تخصص منفصل للرياضيات في أكسفورد. ولهذا اتجه الشاب الطموح إلى دراسة الفيزياء، وبالتحديد علم الكونيات.

تفوق هوكينج في دراسته وتخرج مع مرتبة الشرف ببكالوريوس في العلوم الطبيعية. ومن ثمَّ التحق بجامعة كامبريدج ليحصل على الدكتوراة في علم الكونيات. وفي ذلك الوقت، أي في عام 1968، أصبح ستيفن هوكينج واحدًا من أعضاء هيئة التدريس في قسم الفلك بجامعة كامبريدج. وكانت تلك الفترة مميزة بالنسبة لهوكينج وأبحاثه، بالإضافة لنشره أول كتاب له بعنوان “هيكل الزمكان واسع النطاق The Large Scale Structure of Space-Time”.

حياة ستيفن هوكينج الزوجية

في 1963، التقى هوكينج بطالبة اللغات، جين وايلد. وقعا في حب بعضهما وتزوجها هوكينج في 1965. حظي كلاهما بولد سمَّياه روبرت، وفتاة تدعى لوسي، وولد أخير اسمه تيموثي.

في 1990، توترت العلاقة بينهما وترك هوكينج زوجته من أجل إيلين ماسون، وهي إحدى الممرضات اللاتي كنَّ يعتنين به. وتزوجها في عام 1995، مما أضعف من علاقة ستيفن هوكينج بأولاده.

في 2003، اتهمت الممرضات الأخريات إيلين بأنها تستغل ستيفن هوكينج جسديًا، ولكنه نفى الأمر بنفسه عندما حققت الشرطة بالأمر. وفي 2006، تم الطلاق بينهما. تصالح هوكينج مع جين (زوجته الأولى) والتي تزوجت الآن، وكتب 5 روايات علمية مع ابنته المحبوبة لوسي.

قصته مع التصلب الجانبي الضموري ALS

إذا طلبت من أحدهم أن يتصور ستيفن هوكينج أو أن يصفه لك، ستجده يقول شيئًا مثل إنه ذلك العالم “المشلول” أو القعيد والذي يتحدث من خلال الشاشة الإلكترونية المتصلة بكرسيه المتحرك. ما آل بستيفن هوكينج إلى هذه الحالة كانت إصابته بمرض التصلب الضموري الجانبي ALS في عامه الواحد والعشرين. وهذا المرض -ببساطة شديدة- يصيب الأعصاب المتحكمة في العضلات، وبالتالي تشل جميع أطراف المريض به. تنبأ الأطباء أن يعيش ستيفن سنتين ونص فقط، ولكنه عاش أكثر من ذلك بالطبع!

بدأ هوكينج يشعر بأعراض المرض أثناء دراسته في أكسفورد، وتمثلت الأعراض في سقطات على الأرض، وتلعثم في الكلام، واختلال في الحركة. ولكن هوكينج لم يعط للأمر أهمية ولم يأخذ تلك الأعراض بجدية حتى عام 1963، وهو العام الأول لدراسته في كامبريدج.

حاول ستيفن أن يبقي الأمر سرًا بين طيات نفسه، ولكن سرعان ما اكتشف أبوه مصابه وعرضه على طبيب. بدأ ستيفن هوكينج يتلقى علاجه في المنزل، وأجريت عليه فحوصات بشكل دوري. شخص الطبيب ستيفن بأنه في المراحل الأولى من مرض التصلب الضموري الجانبي، وأُصيب صاحبنا وعائلته باليأس الشديد. ولكن سرعان ما تحول ستيفن إلى استيعابٍ وقبول بعدما شاهد حالة طفل مصاب بسرطان الدم، ليعلم أن مصابه أخف من غيره.

الجدير بالذكر أن الإصابة بهذا المرض جعلت هوكينج يهتم بدراسته. فقبل الإصابة، تشتت بالكثير من الأنشطة، ولكن بعد الإصابة لم يعد هناك الكثير لفعله كما قال ستيفن بنفسه.

ستيفن هوكينج والثقوب السوداء

في عام 1974، ساهمت أبحاث هوكينج المختصة بالثقوب السوداء -التي لا طالما ارتبطت سيرتها به- في شهرة صاحبنا في الأوساط العلمية بشكل كبير. غيَّر ستيفن وجهة نظر المجتمع العلمي بشأن ما كانوا يعتقدونه، وصُكَ مصطلح إشعاع هوكينج للمرة الأولى في تلك السنة.

بفضل اكتشافات هوكينج وإسهاماته في علوم الفضاء، حصل على زمالة الجمعية الملكية للعلوم Royal Society في الثانية والثلاثين من عمره. كما مُنح جائزة ألبرت أينشتاين وغيرها من الجوائز الأخرى المرموقة. وظهر هوكينج في العديد من الأعمال التلفزيونية ونشر من الكتب ما جعله، وكتبه، من الأشهر في تاريخ العلوم. وعلى الرغم من كل اكتشافاته وإسهاماته، لم يحصل على جائزة نوبل.

تنويه: هذا المقال جزءٌ من سلسلة تتناول سيرة “علماء فقدتهم نوبل”، وهدف السلسة هو التعريف بهؤلاء العلماء وحياتهم بشكل عام، وليس الهدف منه أن يتناول إسهاماتهم العلمية بشكل مفصل. إليكم مساق كامل عن الثقوب السوداء.

المصادر:

وصول التلسكوب جيمس ويب للمرحلة السادسة وقبل الأخيرة

اكتمال محاذاة التلسكوب جيمس ويب

أعلنت وكالة الفضاء الأمريكية ناسا عن اكتمال مرحلة محاذاة التلسكوب جيمس ويب. وذلك في تاريخ 28/4/2022. وذلك بعد فحص مجموعة من الصور تم التقاطها بواسطة الأدوات العلمية الأربعة للتلسكوب. فكان الناتج صورة جيدة التركيز والحدة، ويسمح هذا الإنجاز لفريق التلسكوب من الانتقال إلى المرحلة السابعة والأخيرة التي من المقرر لها أن تستمر لمدة شهرين. ومن المقرر انتهاء المرحلة الأخيرة في شهر يونيو المقبل.[1]

التلسكوب جيمس ويب JWST

التلسكوب جيمس ويب هو تلسكوب فضائي طور بشكل مباشر من قبل وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية ووكالة الفضاء الكندية. وتختصر وظيفة هذا التلسكوب بأنه خليفة التلسكوب هابل الفضائي في مهمة فلاجشيب. حيث يتفوق على التلسكوب هابل من حيث الدقة والحساسية. وقد شكل التلسكوب جيمس ويب نقلة نوعية في عالم الفضاء والفلك، حيث أنه تفوق على التلسكوبات التي سبقته من حيث دقة وحدّة التصوير.[1]

الأدوات العلمية المستخدمة في تلسكوب جيمس ويب

FGS/NIRISS: مستشعر التوجيه الدقيق ومصوّر الأشعة القريبة من تحت الحمراء. والمطياف اللاشقي ، وتكمن أهميته في تحقيق الاستقرار في خط رؤية المرصد خلال عملية الصرد. ويستخدم أيضاً في التحكم في الاتجاه العام للمركبة وقيادة مرآة التوجيه الدقيقة لتثبيت الصورة. وتتولى وكالة الفضاء الكندية قيادته.
NIRSpec: وهو مطياف بصري يستخدم من أجل قياس خواص الضوء في المجال القريب من الأشعة التحت حمراء. ويعد قياس الطيف على نفس نطاق الطول الموجي من وظائفه أيضاً. وقد صنع بواسطة وكالة الفضاء الأوروبية.
MIRI: هذه الأداة هي المسئولة عن قياس نطاق الطول الموجي من 5 إلى 27 مايكرومتر. وتحتوي هذه الأداة على كاميرا الأشعة تحت الحمراء. وقد تم تطوير هذه الأداة بواسطة ناسا وبالتعاون مع عدد من البلدان الأوروبية.
NIRCam: وهي كاميرا قريبة من الأشعة تحت الحمراء وتعمل على التصوير بالأشعة تحت الحمراء. وتستخدم NIRCam كمستشعر واجهة الموجة وأنشطة التحكم. وقد تم صناعة هذه الأداة بواسطة فريق بقيادة جامعة أريزونا.

الصورة الناتجة عن اكتمال محاذاة التلسكوب هي لسحابة ماجلان الكبرى، فما هي هذه السحابة؟[2]

مجرة سحابة ماجلان الكبرى

تعد سحابة ماجلان الكبرى من المجرات القزمة. حيث يوجد بها ما يقارب الثلاثين مليار نجم، وتعد سحابة ماجلان الكبرى من المجرات القريبة من مجرة درب التبانة. حيث كان يعتقد في الماضي بأنها جزء من مجرتنا. ويكون شكل مجرة سحابة ماجلان الكبرى غير منتظم ويجدر الإشارة بانها سميت بسحابة ماجلان نسبة للمستكشف البرتغالي ماجلان.[2]

وفي النهاية نعلمكم بأننا سنكون في المتابعة لآخر مستجدات هذا التلسكوب. وسنقوم بنشر الآخر المعطيات الصادرة عنه.

المادة المظلمة، أحد أكثر ألغاز الفضاء تعقيداً.

تعد المادة المظلمة أحد أعقد ألغاز الكون, فلماذا حصلت على هذا اللقب؟ و ما علاقتها ببداية تشكل الكون؟

ما هي المادة المظلمة؟

محاكاة للمادة المظلمة

يطلق على المادة المظلمة “The Dark Matter” العديد من المسميات الأخرى، مثل المادة المعتمة، أو المادة السوداء. وهي مادة فرضية تم إيجادها بشكل فرضي من قبل العلماء لتفسير جزء كبير من كتلة الكون. فقد تم الإستدلال عنها وعن خصائصها عن طريق دراسة آثار الجاذبية التي تظهر على المواد و العناصر المرئية في الكون، مثل الغبار الكوني، والسُدم، و غيرها. ووفقا ً لمعطيات فريق مرصد بلانك التابع لوكالة الفضاء الأوروبية “ESA” التي ظهرت في 21 مارس عام 2013. فإن المادة المظلمة تشكل ما نسبته 26.3% من مكونات الكون. و من الأسباب التي دفعت العلماء لوضع نظرية المادة المظلمة هو تفسير الكتلة الضخمة للكون. فبالنظر إلى كتلة الأجسام و المواد القابلة للرصد في الكون نجد أن كتلتها أقل بكثير من كتلة الكون الفعلية. فتم إسناد الفرق في الكتلة إلى المادة المظلمة. حيث أنها تشكل ما نسبته 84.5% من مجمل كتلة الكون، وذلك حسبما ورد عن فريق مرصد بلانك.

وتظهر في الصورة المرفقة توهج غاز موجود بالفضاء نتيجة لتأثره بقوة جاذبية كبيرة من عدد من المجرات و العناقيد المجرّية. و لكن عند حساب قوى الجاذبية الكلية المؤثرة عليها، فإننا نجد أنها تتجاوز المجموع النظري لكل مجرة على حدا. و بالتالي أسندت الجاذبية الزائدة إلى المادة المظلمة.

وقد صرح العلماء بأن المادة المظلمة تتكون بشكل أساسي من جسيمات دون ذرية غير محددة، ويجب الإشارة بأنه لا يمكن رصد المادة المظلمة بواسطة التلسكوبات، لأن المادة المظلمة لا تمتص و لا تبعث الضوء أو أي إشعاعات كهرومغناطيسية أخرى على أي مستوى هام. [1] [2]

المادة المظلمة، وبداية الكون.

في بدايات الكون الأولى بعد الانفجار العظيم، شكلت المادة المظلمة أحد اللبنات الأساسية في خلق الكون المعروف لنا حالياً. حيث أنها ساعدت في إضاءة النجوم الأولى منذ حوالي 20-100 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. وذلك حسبما ورد عن العالم بيتر برجمان، والعالم ألكسندر كوسينكو من مجامعة كاليفورنيا، فقد أظهرا أن المادة المظلمة تحتوي على نيوترونات عقيمة. وإن هذه النيوترونات العقيمة عندما تضمحل تسرع من عملية خلق جزيئات الهيدروجين. و هذه العملية هي التي تساعد على إضاءة النجوم. وقد اتفق العلماء على أن النيوترونات العقيمة لها كتلة وقد تم معرفة ذلك من خلال قياس ذبذبات النيوترونات. وهذا ما قاد العلماء إلى افتراض وجود النيوترونات العقيمة موجودة داخل المادة المظلمة. حيث أن تلك النيوترونات لا تتفاعل بشكل مباشر، و لكنها تتفاعل من خلال خلطها مع النيوترونات العادية. وهذا ما يفسر ضخامة الكتلة المفقودة في الكون، و هذا ما أدى إلى ظهور فرضية المادة المظلمة بالتتابع.[1]

علماء افترضوا وجود المادة المظلمة.

اعتمد الكثير من العلماء على وجود المادة المظلمة في حساباتهم بشكل أساسي. فكان أول من افترض وجود المادة المظلمة كان عالم الفلك الهولندي “جان أورت-Jan Oort”. حيث استخدمها لحساب السرعات المدارية للنجوم في مجرة درب التبانة عام 1932. و بعدها استخدمها العالم الألماني “فريتز زفيكي-Fritz Zwicky” للحصول على تفسير مقبول للكتلة المفقودة المطلوبة نظرياً للسرعات المدارية للنجوم في المجرات. وقد استخدمت نظرية المادة المظلمة أيضاً من قبل العالمة الأمريكية “فيرا روبين-Vera Rubin” لحساب سرعة دوران المجرات حول نفسها. وعلى الرغم من اعتماد العلماء بشكل كبير على المادة المظلمة في الكثير من الحسابات الفلكية إلا أنه تم إيجاد العديد من الفرضيات الأخرى لتفسير الشذوذ الكبير والغير متوقع في حركة النجوم في المجرات بناءً على حسابات الجاذبية. مثل نظرية STVG والتي قام بصياغتها العالم “جون موفات-John Moffat” عام 2014 حيث استخدمت بنجاح في حسابات دوران المجرات حول نفسها، و أيضاً لتفسير ظاهرة عدسة الجاذبية.[1] [2]

المادة المظلمة، ونظرية بيرمان وكوسينكو.

جاءت نظرية بيرمان وكوسينكو مؤيدةً لنظرية المادة المظلمة. حيث تهتم نظرية بيرمان وكوسينكو بالظواهر الفلكية الغير مفسرة و منها المادة المظلمة.

حيث ينتج عن انفجار “مستعر أعظم-Supernova” شيءٌ يسمى بالبولسرات. وهي عبارة عن نجوم نيوترونية تدور بسرعة عالية جداً تصل أحيانا إلى مئات أو حتى آلاف الكيلومترات في الثانية الواحدة. مصدر هذه السرعات يبقى مجهولاً و لكن تتبع حركة البولسرات عن طريق النيوترونات العقيمة الموجودة في المادة المظلمة.[3] [1]

أنواع المادة المظلمة.

تنقسم المادة المظلمة إلى نوعين، المادة المظلمة الباريونية، و المادة المظلمة الغير باريونية.

المادة المظلمة الباريونية تشكل جزء صغير جدا من المادة المظلمة. حيث تتكون المادة المظلمة الباريونية من الباريونات فقط. وهي جزيئات ذرية مركبة عبارة عن جزيئات لا تحتوي على ذرة ثقيلة من البروتونات أو النيترونات أو مزيج من كليهما. توجد المادة المظلمة الباريونية في الأجسام فائقة الكثافة في الفضاء مثل الثقوب السوداء، والنجوم النيوترونية ،والأقزام البيضاء.

أما المادة المظلمة الغير باريونية فإنها تشكل الجزء الأكبر من المادة المظلمة الموجودة في الفضاء. ولا توجد الكثير من المعلومات عنها.[1]

المصادر

كرويثن وحقيقة القمر الثاني لكوكب الأرض

شهد مرصد «Siding Spring» في أستراليا في أكتوبر من عام 1986 اكتشاف كويكب «كرويثن 3753-Cruithne3753» على يد العالم «دانكن والدرن-J.Duncan Waldron»، وقد حصل العالم دانكن على شرف تسميته. أسماه “كرويثن” نسبة لاسم إحدى القبائل القديمة التي سكنت الجزر البريطانية، و ذلك بين العامين 800-500 قبل الميلاد.[1][2] ولكن ما حقيقة اعتبار كرويثن القمر الثاني لكوكب الأرض ؟

ما طبيعة كرويثن؟

يقع كويكب كرويثن ضمن حزام كويكبات آتن وهي مجموعة من الكويكبات القريبة من كوكب الأرض. وينتمي كرويثن إلى حزام الكويكبات والتي تدور كقرص نجمي بين كوكبي المريخ والمشتري. ويسمى هذا الحزام أيضا باسم حزام الكويكبات الرئيسي.

يبلغ طول قطر كويكب كرويثن حوالي 5 كيلو مترات، وبكتلة تصل إلى 130 تريليون كيلوغرام. ينضم كرويثن إلى ما يقارب 90 ألف كويكبٍ آخر مشابه له في مجموعتنا الشمسية. ويستغرق كرويثن سنة أرضية واحدة ليكمل دورة كاملة حول الشمس، ويستغرق حوالي 27.31 ساعة ليدور دورة كاملة حول نفسه. تبلغ درجة حرارة الكويكب كرويثن 273 كلفن والتي تقارب درجة صفر مئوية.

يطلق على كرويثن اسمين آخرين وهما «تي أو 1986-TO1986»، و«يو إتش 1983-UH1983». ويندرج كرويثن تحت تصنيف الكويكبات الصغيرة. ويتكون في الأساس من الصخور وبعض المعادن كما الحال في أغلب الكويكبات الأخرى.[2]

كرويثن القمر الثاني للأرض

في الماضي، ظل الغموض يلاحق كرويثن، حيث لم يتمكن العلماء وقت اكتشافه من معرفة الكثير من المعلومات عنه. وظل الوضع على حاله حتى عام 1997، حيث قام مجموعة من العلماء وهم «بول ويجرت-Paul Wiegert» و«كيم إينانين-Kim Innanen» و«سيبو ميكالو-Seppo Mecalo» بكشف بعضًا من تلك المعلومات المجهولة.

نشر الفريق ورقة بحثية في نفس العام تشرح مدار هذا الكويكب. و حينها اعتقد الجميع بأن الأرض تقع في مركز مدار هذا الكويكب أي أن الكويكب كرويثن يدور حول الأرض. عندها، شاع بين الأوساط العلمية والعامة بأن الكويكب كرويثن يمكن اعتباره القمر الثاني للأرض. وقد أيّد تلك الفرضية مجموعة من الحقائق، منها تشابه الكويكب كرويثن وكوكب الأرض بالمدة اللازمة لإكمال دورة كاملة حول الشمس وهي سنة أرضية واحدة. [1] [3]

هل كرويثن هو القمر الثاني للأرض حقًا؟

يظهر في الصورة مدار الكويكب كرويثن و الذي يشكل مداره شكل حدوة حصان.

الإجابة على هذا السؤال حالياً هي لا. فبعد العديد من الدراسات والأبحاث التي أجريت على كرويثن، اكتشف العلماء بأن هذا الكويكب لا يدور حول الأرض، و إنما يفصل بين مداريهما زاوية مقدارها 19.8 درجة. لذلك، فمن المستحيل أن يحدث تصادم بين كوكب الأرض وكويكب كرويثن. وتبين أيضًا أنه عند رصد كرويثن من الأرض، يظهر مدار كرويثن على شكل حدوة حصان ويحتاج إلى 770 سنة لإكمال دورة شكلها حدوة حصان كاملة.

ومن الحقائق التي دحضت نظرية كرويثن كقمرٍ ثانٍ للأرض هي أن متوسط المسافة التي تفصل بين كوكب الأرض وكرويثن هي 12 مليون كيلومتر. في حين أن متوسط المسافة التي تفصل بين الأرض والقمر هي 380 كيلومتراً فقط.

ويعد لمعان كرويثن أضعف من لمعان كوكب بلوتو، حيث تحتاج إلى منظارٍ جيد لرؤيته على عكس القمر الفعلي لكوكب الأرض الذي نراه كل يوم في سمائنا. كل هذه الحقائق و غيرها حالت بين كرويثن 3753 وبين لقب القمر الثاني للأرض.[4]

وفي النهاية، يوجد في هذا الكون الفسيح العديد من الألغاز التي لم يتمكن العلم رغم ما وصل إليه من تطور كبيرٍ وملحوظ من إيجاد حلٍ لها.

المصادر

Signitzer.com [1]
Wikipedia.org [2]
Nature.com [3]
Springer.com [4]

تلسكوب جيمس ويب، خليفة هابل القادم

ما هو تلسكوب جيمس ويب الفضائي؟

تلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا، خليفة هابل القادم، هو مرصد فضائي يعمل بالأشعة تحت الحمراء. تم إطلاقه من موقع الإطلاق الخاص بوكالة الفضاء الأوروبية في كورو في غويانا الفرنسية. وذلك يوم 25 ديسمبر 2021 على الساعة 7:20 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة على متن صاروخ «Arianespace Ariane 5».

يعتبر تلسكوب جيمس ويب الفضائي الذي تبلغ تكلفته 10 مليارات دولار، أكبر وأقوى تلسكوب لعلوم الفضاء تابع لوكالة ناسا. وسيهدف إلى سبر الكون لكشف تاريخ الكون من الانفجار العظيم إلى تكوين الكواكب الغريبة وما بعدها. إنه أحد المراصد الكبرى التابعة لوكالة ناسا، وهي أدوات فضائية ضخمة تشمل أمثال تلسكوب هابل الفضائي للتعمق في الكون.

سيستغرق تلسكوب جيمس ويب الفضائي حوالي 30 يومًا للسفر ما يقرب من مليون ميل (1.5 مليون كيلومتر) إلى موطنه الدائم المسمى «نقطة لاغرانج- Lagrange point» وهو موقع مستقر جاذبيًا في الفضاء. سوف يدور تلسكوب جيمس ويب الفضائي حول الشمس عند «نقطة لاغرانج الثانية- second Lagrange point (L2)». وهي بقعة في الفضاء بالقرب من الأرض تقع عكس الشمس؛ وقد كانت هذه البقعة مكانًا شهيرًا للعديد من التلسكوبات الفضائية الأخرى، بما في ذلك تلسكوب هيرشل الفضائي ومرصد بلانك الفضائي. سيسمح هذا المدار للتلسكوب بالبقاء على اتساق مع الأرض أثناء دورانها حول الشمس.

«نقطة لاغرانج الثانية- second Lagrange point (L2)» (حقوق الصورة:ناسا)

إن تلسكوب جيمس ويب الفضائي هو نتاج تعاون دولي مثير للإعجاب بين وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية «ESA» ووكالة الفضاء الكندية. ووفقًا لوكالة ناسا، فقد شاركت أكثر من 300 جامعة ومنظمة وشركة في 29 ولاية أمريكية و 14 دولة في إظهار تلكسوب جيمس ويب للنور. تقدّر المدة الافتراضية لتلسكوب جيمس ويب في الفضاء بخمس سنوات، ولكن الهدف الحقيقيّ هو 10 سنوات وفقًا لوكالة الفضاء الأوروبية.

سبب تسميته بجيمس ويب

سمي التلسكوب نسبة إلى جيمس إدوين ويب، المدير الثاني لناسا، المعروف برئاسة برنامج أبولو، أول برنامج فضائي يرسل البشر إلى القمر. كما لعب دورًا أساسيًا في برنامجي الفضاء المزودين بطاقم الذين عقبا أبولو، «عطارد والجوزاء- Mercury and Gemini». توفي ويب في عام 1992، عن عمر يناهز 85 عامًا، وترك وراءه إرثًا هائلاً يستحق تلسكوبًا يسمى باسمه.

لم يطلق اسم جيمس ويب على التلسكوب في البداية. فقد بدأ التلسكوب حياته باسم «تلسكوب الفضاء من الجيل التالي-Next Generation Space Telescope» وهو ما لم يكن الاسم الأكثر إبداعًا الذي سمعناه على الإطلاق.

مكونات التلسكوب الأساسية

في هذا الرابط نستطيع أن نرى صورة مفصلة لمكونات التلسكوب.

المرآة الذهبية: يبلغ عرض المرآة الأساسية ستة أمتار ونصف (6.5m)، مما يجعل ويب أكبر تلسكوب فضائي تم بناؤه على الإطلاق. تتكون المرآة من 18 قطعة بريليوم سداسية مطلية بالذهب يمكن تعديلها بشكل فردي.
الواقي الشمسي: لحماية نفسه من حرارة الشمس، يمتلك ويب واقيًا شمسيًا بحجم ملعب تنس. تحتوي إحدى أدواته أيضًا على نظام تبريد لإبقائه باردًا، وذلك لأن حرارة الشمس وحرارة أدوات ويب الخاصة ستتداخل مع ملاحظات التلسكوب.
جهاز إرسال لاسلكي عالي التردد: ستستقبل الهوائيات الراديوية الكبيرة المنتشرة في جميع أنحاء العالم إشارات جهاز إرسال ويب. ثم ستحيلها إلى مركز ويب للعلوم والعمليات في معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور، الولايات المتحدة الأمريكية.
الأدوات: «التصوير بالأشعة تحت الحمراء القريبة والمطياف غير الشقِّي- Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS)». و«أداة منتصف الأشعة تحت الحمراء- Mid-Infrared Instrument (MIRI)». و«كاميرا الأشعة تحت الحمراء قريبة- Near-Infrared Camera (NIRCam)». و«مطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة- Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec)».

ماذا سيفعل التلسكوب بعد إطلاقه؟

لفترة طويلة، كان كل الاهتمام منصبًا على إطلاق التلسكوب. ولكن بعد إطلاقه الآن، يمكننا النظر إلى الشكل الذي سيبدو عليه جدوله الزمني. لحسن الحظ، قدمت وكالة ناسا تفصيلاً كاملاً للجدول الزمني الرسمي للتلسكوب. ففي الشهر الأول، سيبدأ التلسكوب في نشر العديد من مكوناته. في هذه المرحلة، سيبرد التلسكوب ومعه الأدوات بسرعة بفضل حاجب الشمس، لكن الأمر سيستغرق أسابيعا حتى يبرد إلى درجات حرارة مستقرة. خلال هذه المرحلة، سيتم نشر المرايا وإجراء الاختبارات للتأكد من تحركها.

في الشهرين التاليين لذلك، سيباشر القمر الصناعي اختباراته. سيتم باستخدام مستشعر التوجيه الدقيق، توجيه التلسكوب إلى نجمة ساطعة لإثبات قدرته على تعقب الأهداف واستهدافها. بعد ذلك، ستشرع العملية الطويلة لمحاذاة بصريات التلسكوب. سيلحق ذلك إجراء المعايرة على جميع أوضاع التشغيل المختلفة للأداة العلمية. أثناء هذه المرحلة، ستبدأ عمليات الرصد لتتبع الأهداف المتحركة مثل الكويكبات والمذنبات والأقمار والكواكب في نظامنا الشمسي. ومن هذه النقطة فصاعدًا، سيباشر التلسكوب مهمته العلمية، وإجراء مهام علمية روتينية وإبلاغ المعلومات.

مهمة تلسكوب جيمس ويب العلمية

مهمة جيمس ويب العلمية مقسمة إلى أربعة جوانب:

أول ضوء وإعادة التأين

يشير هذا إلى المراحل الأولى للكون بعد أن بدأ الانفجار العظيم الكون كما نعرفه اليوم. في المراحل الأولى بعد الانفجار العظيم، كان الكون عبارة عن بحر من الجسيمات (مثل الإلكترونات والبروتونات والنيوترونات)، ولم يكن الضوء مرئيًا حتى برد الكون بما يكفي لبدء اندماج الجسيمات. أمرٌ آخر سيدرسه التلسكوب وهو ما حدث بعد تشكل النجوم الأولى؛ يُطلق على هذا العصر اسم «حقبة إعادة التأين- the epoch of reionization». لأنه يشير إلى الوقت الذي تمت فيه إعادة تأين الهيدروجين المحايد (الذي أصبح له شحنة كهربائية مرة أخرى) بواسطة إشعاع من هذه النجوم الأولى.

تجمع المجرات

يعد النظر إلى المجرات طريقة مفيدة لمعرفة كيفية تنظيم المادة على مقاييس عملاقة، وهذا بدوره يعطينا تلميحات حول كيفية تطور الكون. إنّ المجرات الحلزونية والإهليلجية التي نراها اليوم، تطورت في الواقع من أشكال مختلفة على مدى مليارات السنين. وأحد أهداف التلسكوب هو النظر إلى أقدم المجرات لفهم هذا التطور بشكل أفضل. يحاول العلماء أيضًا معرفة كيف حصلنا على مجموعة متنوعة من المجرات المرئية اليوم، والطرق الحالية التي تتشكل بها المجرات وتتجمع.

ولادة النجوم وأنظمة الكواكب الأولية

تعتبر «أعمدة الخلق-Pillars of Creation» لسديم النسر من أشهر أماكن ولادة النجوم. تتكون النجوم في غيوم من الغاز، ومع نمو النجوم فإن ضغط الإشعاع الذي تمارسه يزيل الغاز الشرنقي الذي يحيط بها (الذي يمكن استخدامه مرة أخرى من قبل نجوم الأخرى، إن لم يكن منتشرًا على نطاق واسع.) ومع ذلك، من الصعب رؤية ما بداخل الغاز. ستكون عيون الأشعة تحت الحمراء للتلسكوب قادرة على النظر إلى مصادر الحرارة، بما في ذلك النجوم التي تولد في هذه الشرانق.

الكواكب وأصل الحياة

شهد العقد الماضي اكتشاف أعداد هائلة من الكواكب الخارجية باستخدام عدة وسائل بما في ذلك استخدام تلسكوب كبلر الفضائي التابع لناسا والباحث عن الكواكب. ستكون مستشعرات تلسكوب جيمس ويب القوية قادرة على النظر إلى هذه الكواكب بعمق أكبر، بما في ذلك (في بعض الحالات) تصوير غلافها الجوي. يمكن أن يساعد فهم الغلاف الجوي وظروف تكوين الكواكب العلماء على التنبؤ بشكل أفضل بما إذا كانت بعض الكواكب صالحة للسكن أم لا.

الفرق بين هابل وويب

حجم التلسكوب: إن حجم تلسكوب هابل مقارب لحجم حافلة مدرسية، بينما يقارب تلسكوب جيمس ويب حجم ملعب التنس بسبب حاجب الشمس الكبير.
حجم المرآة: يمتلك هابل مرآة واحدة بعرض 2.4 متر، بينما يمتلك ويب 18 قطعة مرآة سداسية بعرض إجمالي يبلغ 6.5 من الأمتار.
الضوء المرصود: يرصد هابل الأشعة فوق البنفسجية والمرئية والأشعة تحت الحمراء القريبة، بينما يرصد ويب الأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة.
الموقع: يقع هابل في مدار أرضي منخفض، على ارتفاع 547 كم، بينما يقع ويب على مسافة 1.5 مليون كيلومتر من الأرض.
اعمال صيانة: نظرًا لموقعه، يمكن إصلاح هابل وتحديثه أثناء وجوده في المدار. اشتهر رواد الفضاء بتصحيح مرآة هابل في عام 1993 باستخدام «Canadarm»، الذراع الروبوتية الكندية على متن مكوك الفضاء الأمريكي. لكن ويب سيكون بعيدًا جدًا عن الأرض من أجل إصلاحه، وهذا هو سبب خضوعه لاختبارات غير مسبوقة.
عمر المهمة: تم إطلاق هابل في عام 1990 وسيظل في الخدمة طالما أن أجهزته تعمل. أما العمر المتوقع لويب فالحد الأدنى له هو 5 سنوات، ولكنه قد يتجاوز 10 سنوات، حسب المدة التي سيستمر فيها إندفاعه الذاتي (اللازم للحفاظ على استقرار ويب في مداره).

يمكن رؤية أعمدة الخلق في سديم النسر في الضوء المرئي (الأيسر) والأشعة تحت الحمراء (الأيمن) كما لوحظ بواسطة تلسكوب هابل الفضائي. حقوق الصورة

المصادر:

ما هي الكويكبات؟

هذه المقالة هي الجزء 2 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

الكويكبات هي أجسام صخرية تدور حول الشمس وهي أصغر من أن نطلق عليها لفظ كواكب. تُعرف أيضًا باسم «الكواكب الصغيرة-minor planets» أو «planetoids». هناك أعداد هائلة من تلك الأجسام والتي يتراوح حجمها من مئات الأميال إلى عدة أقدام كما أن كتلتها أقل من كتلة قمر الأرض. من المعروف أن حوالي 150 منها لها عدة أقمار صغيرة تدور حولها، وبعضها الآخر له قمران. هناك أيضًا أنواع ثنائية (مزدوجة)، حيث يدور جسمان صخريان من نفس الحجم تقريبًا حول بعضهما البعض، بالإضافة إلى أنظمة كويكبات ثلاثية. [1] [2]

على الرغم من حجمها الصغير، فهي يمكن أن تكون خطيرة. فقد ضرب الكثير منها الأرض في الماضي، وسيصطدم المزيد بكوكبنا في المستقبل. وهذا أحد أسباب دراسة العلماء لها وحرصهم على معرفة المزيد عن أعدادها ومداراتها وخصائصها الفيزيائية. إذا كان هناك واحدًا منها في طريقه إلينا، فنحن نريد أن نعرف عنه. [1]

أين توجد؟

توجد الغالبية المعروفة منها في حزام الكويكبات، وهو عبارة عن حلقة كبيرة على شكل دونات تقع بين مداري المريخ والمشتري، وتدور بمسافة 2 إلى 4 وحدات فلكية «AU» (300 مليون إلى 600 مليون كيلومتر) من الشمس. [2]

في بعض الأحيان، تتعرض مدارات البعض منها للاضطراب أو التغيير بسبب تفاعلات الجاذبية مع الكواكب أو الكويكبات الأخرى وينتهي الأمر باقترابها من الشمس، وبالتالي تقترب من الأرض. تُعرف باسم «الكويكبات القريبة من الأرض-Near Earth Asteroids»، وتُصنف على أنها من هذا النوع إذا كانت مداراتها تقترب من 1.3 وحدة فلكية «AU» (195 مليون كيلومتر) من الأرض. [2]

كما تُعرف الأنواع التي تعبر المسار المداري للأرض باسم «كويكبات عابرة لمدار الأرض-Earth-crossers»، وكذلك يُطلق على الكويكب اسم «كويكب كامن الخطر-Potentially Hazardous Asteroid» إذا كان موجودة على مسافة أقل من 0.05 AU من الأرض. بالإضافة إلى حزام الكويكبات، وكانت هناك مناقشات حديثة بين علماء الفلك حول احتمال وجود عدد كبير منها في المناطق البعيدة لنظامنا الشمسي في حزام كايبر وسحابة أورت. [2]

يشك العلماء أيضًا في أن العديد من أقمار النظام الشمسي كانت في يوم من الأيام كويكبات، حتى تم التقاطها بواسطة جاذبية الكوكب وتحويلها إلى أقمار. ومن بين المرشحين المحتملين لذلك أقمار المريخ، فوبوس وديموس” وكذلك معظم الأقمار الخارجية لكوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون. [2]

تاريخ الكويكبات

1801: اكتشف جوزيبي بيازي أول وأكبر كويكب، سيريس، يدور بين المريخ والمشتري.
1898: قام جوستاف ويت باكتشاف إيروس، أحد أكبر الكويكبات القريبة من الأرض.
1991-1994: التقطت المركبة الفضائية جاليليو أول صور قريبة لجاسبرا واكتشفت أول قمر، الذي سمي لاحقًا باسم داكتيل، يدور حول إيدا.
1997-2000: المركبة الفضائية «NEAR Shoemaker» تحلق بالقرب من ماتيلد وتدور وتهبط على إيروس.
1998: أنشأت وكالة ناسا مكتب برنامج الأجسام القريبة من الأرض لاكتشاف وتتبع وتمييز الكويكبات والمذنبات الخطرة التي يمكن أن تقترب من الأرض.
2006: أصبحت هايابوسا اليابانية أول مركبة فضائية تهبط على كويكب وتجمع عينات منه وتقلع منه.
2006: حصل سيريس على تصنيف جديد ككوكب قزم لكنه يحتفظ بمكانة متميزة باعتباره أكبر كويكب معروف.
2007: إطلاق المركبة الفضائية «داون-dawn» في رحلتها إلى حزام الكويكبات لدراسة فيستا وسيريس.
2008: المركبة الفضائية الأوروبية روزيتا، وهي في طريقها لدراسة مذنب في عام 2014، تحلق بالقرب من ستينز، وهو نوع من الكويكبات مكون من السيليكات والبازلت.
2010: أعادت المركبة الفضائية اليابانية هايابوسا عينة من كويكبها إلى الأرض.
2010: روزيتا تحلق بالقرب من لوتيتيا، لتكشف عن ناجٍ بدائي من الولادة العنيفة لنظامنا الشمسي.
2011-2015: داون تدرس فيستا، لتصبح أول مركبة فضائية تدور حول كويكب في الحزام الرئيسي. وهي الآن تدرس الكوكب القزم سيريس الواقع في حزام الكويكبات الرئيسي. [2]

كيف تكونت؟

إنها عبارة عن بقايا من تكوين نظامنا الشمسي منذ حوالي 4.6 مليار سنة. حيث أنه في وقت مبكر، منعت ولادة كوكب المشتري أي أجسام كوكبية من التكون في الفجوة بين المريخ والمشتري، مما تسبب في اصطدام الأجسام الصغيرة التي كانت هناك مع بعضها البعض وتفتت إلى الكويكبات التي نراها اليوم. [1]

يتوسع فهمنا لكيفية تطور النظام الشمسي باستمرار. وقد اقترحت نظريتان حديثتان إلى حد ما ، وهما «نموذج نيس-the Nice model» و«فرضية تغير الاتجاه الكبرى-the Grand Tack»، أن عمالقة الغاز تحركوا قبل أن يستقروا في مداراتهم الحديثة. من الممكن أن تكون هذه الحركة قد أرسلت كويكبات تنهمر على الكواكب الأرضية من الحزام الرئيسي، مما أدى إلى إفراغ وإعادة تعبئة الحزام الأصلي. [1]

الشكل والمكونات

الشكل والحجم

إن شكلها تقريبًا غير منتظم، وذلك على الرغم من أن عددًا قليلاً منها والتي تتميز بكبر حجمها تكون شبه كروي، مثل سيريس. وغالبًا ما يكون هناك حفر ونقرات بها، على سبيل المثال، يوجد في «Vesta» حفرة عملاقة يبلغ قطرها حوالي 285 ميلاً (460 كم). كما يُعتقد أن أسطح معظمها مغطاة بالغبار. [1]

وعندما تدور حول الشمس في مداراتها الإهليلجية تظهر بعدة أشكال. حيث أنه من المعروف أيضًا أن أكثر من 150 كويكبًا لها قمر صغير، وفقًا لوكالة ناسا، وبعضها له قمرين. كما توجد كويكبات ثنائية أو مزدوجة، حيث يدور كويكبان لهما نفس الحجم تقريبًا حول بعضهما البعض، كما هو الحال مع أنظمة الكويكبات الثلاثية. [1]

المكونات

يتكون معظمهم من الصخور ويتكون بعضها من الطين والسيليكات ومعادن مختلفة، معظمها من النيكل والحديد. وقد تم العثور على معادن ثمينة أخرى في البعض منها، بما في ذلك البلاتين والذهب. وكذلك عثر على مجموعة متنوعة من المعادن الأخرى بما في ذلك الزبرجد الزيتوني والبيروكسين، والتي توجد أيضًا في النيازك التي هبطت على الأرض. [2]

وكذلك يحتوي معظمهم على كميات هائلة من الكربون، مما يعني أنها تتبع عن كثب التركيب الأولي للشمس. وهناك مؤشرات على أنها تحتوي أيضًا على ماء أو جليد في داخلها، وتُظهر الملاحظات التي أجرتها مهمة «Dawn» مؤشرات على احتمال تدفق المياه عبر سطح الكويكب فيستا. حيث اقترح عدد قليل من الشركات الناشئة إمكانية تعدين مواردها المتاحة. [2]

التصنيف

تمتلك الكويكبات بعض التصنيفات المختلفة بناءً على موقعها والمواد التي تتكون منها.

التصنيف بناءً على الموقع

كويكبات الحزام الرئيسي: (والتي تشمل غالبية الكويكبات المعروفة التي تدور داخل حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري)
«أحصنة طروادة-Trojans»: يشترك هذه النوع في مدار مع كوكب أكبر، لكنها لا تصطدم به لأنها تتجمع حول مكانين خاصين في المدار (تسمى نقطتا لاغرانج L4 و L5). هناك، يتم موازنة قوة الجاذبية من الشمس والكوكب من خلال ميل طروادة للطيران خارج المدار. تشكل «الطروادة المشترية- The Jupiter trojans» أهم مجموعة من هذا النوع. يُعتقد أنه يوجد العديد منها مثل الكويكبات الموجودة في حزام الكويكبات. هناك طروادة مريخية ونبتونية، وأعلنت وكالة ناسا عن اكتشاف طروادة أرضية في عام 2011.
الكويكبات القريبة من الأرض: هذه الأجسام لها مدارات قريبة من مدار الأرض. هناك مجموعات فرعية منها، ويتم تصنيفها حسب مداراتها.

«أتيرا- Atiras»هي الكويكبات القريبة من الأرض التي تدور مداراتها بالكامل مع مدار الأرض، بمسافة تقل عن 1 AU. سميت على اسم 163693 أتيرا.
«آتن- Atens»هي كويكبات قريبة من الأرض كما أنها عابرة لمدار الأرض بمحاور شبه رئيسية أصغر من محاور الأرض، بمسافة أقل من 1 AU. سميت على اسم 2062 آتن.
«أبوللو-Apollos»هو كويكبات قريبة من الأرض كما أنها عابرة لمدار الأرض بمحاور شبه رئيسية أكبر من محاور الأرض، بمسافة أقل من 1 AU. سميت على اسم 1862 أبوللو.
«آمور- Amors» هي كويكبات قريبة من الأرض مع مدارات خارج كوكب الأرض ولكن داخل مدار المريخ. سميت على اسم 1221 آمور. [2]

التصنيف بناءً على المكونات

النوع C (كويكبات الكوندريت الكربونية) وهي الأكثر شيوعًا، حيث أنها تشكل حوالي 75 بالمائة من الكويكبات المعروفة. وهي ذات مظهر داكن للغاية وربما تتكون من صخور طينية وسيليكات. هم من بين أقدم الأشياء في النظام الشمسي. يُعتقد أن تكوينها مشابه للشمس، ولكنها مستنفدة من الهيدروجين والهيليوم والمواد المتطايرة الأخرى. يوجد هذا النوع بشكل أساسي في المناطق الخارجية لحزام الكويكبات.
تتكون الأنواع S (الصخرية) من مواد السيليكات وحديد النيكل، وتمثل حوالي 17 بالمائة من الكويكبات المعروفة. كما أنها أكثر إشراقًا من النوع C وتهيمن على حزام الكويكبات الداخلي.
تتكون الأنواع M (المعدنية) من النيكل والحديد وتمثل حوالي 8 بالمائة من الكويكبات المعروفة. وهي أكثر إشراقًا من النوع C ويمكن العثور عليها في المنطقة الوسطى من حزام الكويكبات. [2] [3]

طريقة التسمية

خلال النصف الأول من القرن التاسع عشر، تم اكتشاف العديد منها وتصنيفها على أنها كواكب. وقد أطلق عليها ويليام هيرشل اسم كويكبات في عام 1802م، ولكن علماء آخرين أشاروا إلى الأجسام المكتشفة حديثًا على أنها كواكب صغيرة. وبحلول عام 1851م، كان هناك 15 كويكبًا جديدًا، وتطورت عملية التسمية لتشمل بعض الأرقام، حيث تم تصنيف سيريس على أنها (1) سيريس. واليوم، يشترك سيريس في التصنيف المزدوج ككويكب وكوكب قزم، بينما يظل الباقي كويكبات. [1]

ونظرًا لأن الاتحاد الفلكي الدولي أقل صرامة بشأن كيفية التسمية عند مقارنتها بالأجسام الفلكية الأخرى، فقد امتلك البعض منها أسماءًا خاصة مثل اسم السيد سبوك من سلسلة ستار تريك المشهورة وعازف الروك فرانك زابا، بالإضافة إلى أن بعضها قد سمي بهدف التكريم الرسمي، مثل الكويكبات السبعة التي سميت على اسم طاقم مكوك الفضاء كولومبيا الذي مات عام 2003. ولكن لم يعد مسموحًا بتسميتها تيمنًا بالحيوانات الأليفة. ويتم إعطاءها أيضًا أرقامًا. وعلى سبيل المثال: 99942 أبوفيس. [1]

المصادر

ما هي العناقيد النجمية؟

هذه المقالة هي الجزء 10 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

ما هي العناقيد النجمية؟

الكون مكان معقد مليء بالأشياء المعقدة، من الحجم الصغير للذرات إلى الحجم الكبير «لعناقيد المجرات-galaxy clusters». في مكان ما على الجانب الأكبر من هذ النطاق، تقع «العناقيد النجمية-Star clusters» وهي مجموعات من النجوم التي تتكون بالقرب من بعضها البعض في الفضاء وبالتالي، فهي مرتبطة مع بعضها البعض بواسطة الجاذبية، ويبدو أن لها أعمارًا متشابهة تقريبًا، كما يبدو أن لها أصلًا مشتركًا. توفر العناقيد النجمية لعلماء الفلك نظرة ثاقبة حاسمة عن تطور النجوم من خلال مقارنات بين أعمار النجوم وتركيباتها. [1] [2]

قال آرون إم جيلر، عالم الفلك في جامعة نورث وسترن، لموقع « ProfoundSpace.org» أن العناقيد النجمية عبارة عن مناطق كبيرة بين النجوم تتكون من الغاز والغبار تسمى «السحب الجزيئية- Molecular cloud». تنهار المناطق الأكثر كثافة من تلك السحب الجزيئية على نفسها لتشكل نجومًا. قال جيلر إنه في بعض الحالات، تفترق النجوم بعد نشأتها. ومع ذلك، إذا كان هناك عدد كافٍ من النجوم التي تشكلت بالقرب من بعضها البعض، فقد تظل مرتبطة بالجاذبية وتعيش كعنقود نجمي. [1]

الفرق بين العنقود النجمي والمجرة

العناقيد النجمية ليست مجرات، على الرغم من أنهم مجموعات من النجوم مرتبطة بالجاذبية. قال جيسون ستيفن، الأستاذ المساعد في الفيزياء وعلم الفلك في جامعة نيفادا، لاس فيغاس أن الفرق الأكثر وضوحًا هو ما إذا كانت مجموعة النجوم مرتبطة ببعضها البعض من خلال جاذبيتها الخاصة أو إذا كانت بحاجة إلى وجود مادة مظلمة في تلك المجموعة من أجل الحفاظ عليها معًا. إذا كانت هناك مادة مظلمة في هذا المزيج، فمن المحتمل أن تكون تلك المجموعة من النجوم تشكل مجرة. حيث أن المجرات بشكل عام أكبر من العناقيد النجمية. قال جيلر أن المجرات مثل المدن التي تعيش فيها العناقيد النجمية ويمكن أن تحتوي المجرات على الآلاف أو أكثر من العناقيد النجمية والعديد من السحب الجزيئية والمادة المظلمة وما إلى ذلك. [1]

عامل آخر يميز العناقيد النجمية عن المجرات هو أنه داخل كل عنقود، تكون النجوم تقريبًا في نفس العمر وتتكون من نفس المواد تقريبًا، نظرًا لأنها تشكلت من نفس السحابة الجزيئية، وذلك وفقًا لمنشأة أستراليا الوطنية للتلسكوب (ATNF). من ناحية أخرى، قال ستيفن إن النجوم داخل المجرة يمكن أن يكون لها أعمار مختلفة ولها بنية مختلفة. لهذا السبب تعتبر العناقيد النجمية مهمة جدًا لعلماء الفلك الذين يدرسون تطور النجوم. [1]

أنواع العناقيد النجمية

هناك ثلاثة أنواع رئيسية من العناقيد النجمية: «العناقيد الكروية- globular clusters» و«العناقيد المفتوحة- open clusters» و«الاتحادات النجمية- stellar associations»، كما يوجد نوع من العناقيد المفتوحة يسمى «العناقيد المدمجة-Embedded Clusters» ولكل منها خصائص مختلفة توفر معلومات مختلفة لعلماء الفلك. [1]

العناقيد الكروية

العناقيد الكروية، هي مجموعة كبيرة من النجوم القديمة المكتظة بقرب بعضها البعض في شكل كروي متماثل إلى حد ما. العناقيد الكروية سميت بهذا الاسم بسبب مظهرها الكروي بعض الشيء، وهي أكبر التجمعات النجمية وأكثرها ضخامة. تحتوي العناقيد الكروية على بعض أقدم النجوم في المجرة ويعتقد أنها تشكلت في وقت مبكر من تاريخها. [3]

وهي أقدم وأكبر وأضخم نوع من العناقيد النجمية وتحتوي على أقدم النجوم. يمكن إثبات عمرهم من خلال افتقارهم شبه الكامل لما يسميه علماء الفلك المعادن، أي العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم الموجودين في الكون المبكر قبل ولادة النجوم والمجرات الأولى. وهي كبيرة حيث يمكن أن يصل قطرها إلى 300 سنة ضوئية وتحتوي على 10 ملايين نجم. [4]

اكتشف علماء الفلك ما يقرب من 150 عنقودًا كرويًا في مجرة درب التبانة. في المقابل، تضم مجرة المرأة المسلسلة حوالي 400، وتضم مجرة «M87» أكثر من 10000، وفقًا لمركز هارفارد وسميثسونيان للفيزياء الفلكية. [1]

تتضمن بعض أشهر العناقيد الكروية «أوميجا قنطورس-Omega Centauri»، وهي أكبر كتلة كروية معروفة في مجرتنا وفقًا لوكالة ناسا، و«M13» وهي واحدة من أكثر المجموعات سطوعًا. على الرغم من أن بطليموس اكتشف أوميجا قنطورس في القرن الثاني بعد الميلاد، إلا أنه اعتقد خطأً أنه نجم. في وقت لاحق أخطأ إدموند هالي في تعريفه على أنه سديم في عام 1677م، وفقًا لوكالة ناسا. قرر جون هيرشل بشكل صحيح أن يسميه عنقود كروي في ثلاثينيات القرن التاسع عشر. اكتشف هالي «M13» في عام 1714، وأضافه تشارلز ميسييه إلى كتالوجه الشهير في عام 1764، على الرغم من أنه كان يعتقد في الأصل أنه لا يحتوي على نجوم على الإطلاق. [1]

العناقيد المفتوحة

العناقيد المفتوحة عبارة عن مجموعات ضعيفة الترابط تتكون من بضع عشرات إلى بضع مئات من النجوم وتوجد في المجرات الحلزونية وغير المنتظمة. العناقيد المفتوحة أصغر بكثير ونجومها أقل من العناقيد الكروية. قد تحتوي العناقيد المفتوحة على أي شيء يتراوح من بضع عشرات من النجوم إلى بضع مئات من النجوم وقد تكون مكونة من نجوم شابة أو نجوم أكبر سناً. نظرًا لبنيتها المفتوحة والمنتشرة، فهي ليست مستقرة بشكل خاص. [5]

قد تتشتت نجومها المكونة بعد بضعة ملايين من السنين. حيث تفقد كل عناقيد النجوم نجومها بمرور الوقت في عملية تسمى «التبخر-evaporation»، وفقًا لجيلر، وبما أنها التي تحتوي على عدد أقل من النجوم تكون أقل ارتباطًا ببعضها البعض بواسطة الجاذبية، فمن السهل على نجومها أن تهاجر بعيدًا عن المجموعة عند سحبها بواسطة جسم آخر، مثل سحابة جزيئية عملاقة. لكن هذه ليست الطريقة الوحيدة التي تفقد بها العناقيد المفتوحة النجوم. [1]

لهذا السبب، يوجد هذا النوع في المجرات الحلزونية وغير المنتظمة، حيث يتم تكوين نجوم جديدة، ولكن ليس في المجرات الإهليلجية، التي لا تشكل نجومًا والتي قد تفككت فيها أي عناقيد مفتوحة منذ فترة طويلة. داخل مجرة درب التبانة، توجد عناقيد مفتوحة في وبين الأذرع الحلزونية. جميع العناقيد النجمية ذات أهمية كبيرة لعلماء الفلك، لأن النجوم فيها كلها تكونت في نفس الوقت والمكان تقريبًا. عادةً ما تكون تلك العناقيد أسهل في الملاحظة من العناقيد الكروية، لأنه يمكن دراسة النجوم الفردية. تقدم دراسة عناقيد النجوم رؤى فريدة حول كيفية تشكل النجوم وتطورها. [5]

اكتشاف العناقيد المفتوحة

تم اكتشاف حوالي 1100 عنقود مفتوح حتى الآن داخل مجرة درب التبانة، على الرغم من أنه يعتقد بوجود العديد منها. «Trumpler 14» هو واحد من هؤلاء، يقع على بعد حوالي 8000 سنة ضوئية باتجاه مركز سديم كارينا المعروف، والذي تم التقاطه بشكل جميل بواسطة هابل. أشهر العناقيد المفتوحة هو «الثريا-Pleiades»، المعروف أيضًا باسم «M45». يحتوي العنقود على أكثر من 1000 نجم، وفقًا لوكالة ناسا، على الرغم من أن عددًا قليلاً فقط من ألمع نجومها يمكن رؤيته بالعين المجردة. تشمل العناقيد المفتوحة الأخرى المعروفة «القلائص-Hyades»، وهي أقرب عنقود مفتوح من الأرض، و«العنقود المزدوج-Double Cluster»، الذي يتألف من عنقودين متجاورين. [1] [5]

العناقيد المدمجة

أصغر العناقيد النجمية هي العناقيد المدمجة وهي مجموعات من النجوم مبعثرة في غاز وغبار بينجمي. غالبًا ما تكون هذه النجوم حديثة الولادة أو تتشكل للتو، مما يعني أنها ساخنة وتنتج إشعاعًا شديدًا. ومع ذلك، فإن الغاز والغبار المحيطين بهم يمتصون الكثير من الضوء المرئي المنبعث منهم. تعتبر عمليات رصد الأشعة تحت الحمراء الطريقة الأكثر موثوقية لمراقبة العناقيد المدمجة. [6]

يعتقد علماء الفلك أن معظم النجوم تولد في عناقيد مدمجة. والتي تمثل المراحل المتأخرة من بمجرد أن يأخذ تكوين النجوم مجراه. ومع ذلك، ليس كل عنقود مدمج ينجو ليصبح كتلة مفتوحة وغالبًا ما يتم تعطيلها قبل انتهاء العملية. العناقيد المدمجة هي مختبرات لدراسة النجوم حديثي الولادة والنجوم الشابة. إنها توفر البيئة التي تتشكل فيها الكواكب، وتفرض مقدار الكتلة التي ينتهي بها كل نجم. [6]

الاتحادات النجمية

على الرغم من أن الاتحادات النجمية تم تصنيفها كواحدة من العناقيد نجمية، إلا أنها مختلفة قليلاً. فقد قال جيلر أن الاتحادات النجمية هي مجموعات من عشرات إلى مئات النجوم التي لها أعمار وخصائص معدنية متشابهة. وتتحرك في نفس الاتجاه تقريبًا داخل المجرة، لكنها غير مرتبطة ببعضها البعض بواسطة الجاذبية. يقترح جيلر أن بعض الاتحادات النجمية كانت على الأرجح عناقيد مفتوحة ذات يوم، ولكن بسبب التبخر، لم يعد لديهم رابطة الجاذبية الخاصة بهم. [1]

المصادر

ما هي سحابة أورت؟

هذه المقالة هي الجزء 14 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

منذ آلاف السنين، راقب علماء الفلك المذنبات وهي تسافر بالقرب من الأرض وتضيء سماء الليل. مع الوقت، أدت هذه الملاحظات إلى عدد من المفارقات. على سبيل المثال، من أين أتت كل هذه المذنبات؟ وإذا تبخرت مادة سطحها مع اقترابها من الشمس (وبالتالي تشكلت هالاتها الشهيرة)، فلا بد أنها تشكلت بعيدًا، حيث كان من الممكن أن تكون موجودة هناك لمعظم فترات حياتها.

بمرور الوقت، أدت هذه الملاحظات إلى نظرية مفادها أنه بعيدًا عن الشمس والكواكب، توجد سحابة كبيرة من المواد الجليدية والصخور حيث تأتي معظم هذه المذنبات منها وتُعرف باسم «سحابة أورت-Oort Cloud» وتحيط بالنظام الشمسي. قد يكون هناك المليارات، بل التريليونات من الأجسام فيها، وبعضها كبير جدًا لدرجة أنها تعتبر كواكب قزمة.

عندما تتفاعل الأجسام الموجودة فيها مع النجوم العابرة والسحب الجزيئية والجاذبية من المجرة، فقد يجدون أنفسهم ينزلقون إلى الداخل نحو الشمس، أو يتم إلقائهم تمامًا خارج النظام الشمسي إلى مناطق بعيدة من الفضاء. على الرغم من أن نظرية وجود سحابة أورت تم اقتراحها لأول مرة في عام 1950م، إلا أن كونها بعيدة تجعل من الصعب على العلماء التعرف على الأشياء بداخلها.

ما هي سحابة أورت؟

سحابة أورت هي سحابة هائلة كروية الشكل تقريبًا من الأجسام الجليدية الصغيرة التي يُستدل عليها بأنها تدور حول الشمس على مسافة تزيد عادةً عن 1000 مرة عن مدار نبتون، الذي يعتبر أبعد كوكب رئيسي معروف. تم تسمية سحابة أورت على اسم عالم الفلك الهولندي “يان أورت”، الذي أثبت وجودها، وتتألف من أجسام يقل قطرها عن 100 كيلومتر (60 ميلاً) وربما يصل هذا العدد إلى التريليونات، بكتلة إجمالية تقدر بـ 10-100 ضعف كتلة الأرض. على الرغم من أنها بعيدة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها مباشرة، يُعتقد أنها مصدر معظم المذنبات طويلة الأمد، تلك التي تستغرق أكثر من 200 عام (وعادة ما تكون أطول بكثير) لتدور حول الشمس، التي تم رصدها تاريخيًا. تأتي معظم المذنبات قصيرة المدى، والتي تستغرق وقتًا أقل لإكمال مدارها، من مصدر آخر وهو حزام كايبر.

بداية النظرية

اقترح عالم الفلك الإستوني «إرنست جي أوبيك-Ernest J. Öpik» في عام 1932م احتمال وجود خزان بعيد من المذنبات، بحجة أن المذنبات تحترق بسرعة نسبيًا نتيجة لمرورها عبر النظام الشمسي الداخلي، فلا بد من وجود مصدر للمذنبات الجديدة، والذي يجدد بثبات الإمداد المستمر للمذنبات.

على الرغم من أن هذه المذنبات لم تكن موجودة في النظام الشمسي الداخلي من قبل، إلا أنه من الصعب تمييزها عن المذنبات طويلة الأمد الأقدم، لأنه بحلول الوقت الذي يتم فيه ملاحظتها لأول مرة، كانت مداراتها بالفعل مضطربة بسبب الجاذبية من قبل الكواكب الخارجية. وفي عام 1950م، نجح أورت في حساب المدارات الأصلية لـ19 مذنباً. أظهرت حساباته أن 10 منها كانت حديثة وقادمة من نفس المسافة الكبيرة جدًا وبالتالي يجب وجود ما يشبه الخزان البعيد للمذنبات.

بنية سحابة أورت

تمتد السحابة من 2,000 إلى 5,000 وحدة فلكية (0.03 و0.08 سنة ضوئية) إلى 50,000 وحدة فلكية (0.79 سنة ضوئية) من الشمس، على الرغم من أن بعض التقديرات تضع الحافة الخارجية على مسافة 100,000 و200,000 وحدة فلكية (1.58 و3.16 سنة ضوئية). يُعتقد أن السحابة تتكون من منطقتين، سحابة أورت الخارجية الكروية من 20,000 إلى 50,000 وحدة فلكية (0.32 إلى 0.79 سنة ضوئية)، وسحابة أورت الداخلية (أو التلال) على شكل قرص من 2,000 إلى 20,000 وحدة فلكية (0.03 – 0.32 سنة ضوئية).

قد تحتوي سحابة أورت الخارجية على تريليونات الأجسام التي يزيد حجمها عن كيلومتر واحد (0.62 ميل)، والمليارات التي يبلغ قطرها 20 كيلومترًا (12 ميلًا). كتلته الإجمالية غير معروفة، ولكن إذا افتراضنا أن مذنب هالي هو تمثيل نموذجي لأجسام سحابة أورت الخارجية، فإن كتلته مجتمعة تبلغ حوالي 3 × 1025 كجم (6.6 × 1025 رطلاً)، أو خمسة كواكب أرضية.

قدرت التقديرات السابقة كتلة السحابة بما يصل إلى 380 كتلة أرضية. لكن المعرفة المحسنة لتوزيع حجم المذنبات طويلة الأمد أدت إلى تقديرات أقل. في غضون ذلك، لم يتم بعد تحديد كتلة سحابة أورت الداخلية. تعرف محتويات كل من حزام كايبر وسحابة أورت «بالأجرام وراء نبتونية-Trans-Neptunian object». لأن الأجسام في كلتا المنطقتين لها مدارات بعيدة عن الشمس أكثر من مدار نبتون.

محتويات السحابة

بناءً على تحليلات المذنبات السابقة. تتكون الغالبية العظمى من أجسام السحابة من مواد متطايرة جليدية، مثل الماء والميثان والإيثان وأول أكسيد الكربون وسيانيد الهيدروجين والأمونيا. كما أن ظهور الكويكبات التي يعتقد أنها نشأت من سحابة أورت. قد حفز أيضًا البحث النظري الذي يشير إلى أن أجسام سحابة أورت تتكون من 1-2٪ كويكبات.

تشكلت الأجسام في بداية النظام الشمسي. وهي أجزاء نقية من الحياة المبكرة للسحابة. مما يعني أن هذه المذنبات توفر نظرة ثاقبة على البيئة التي تطورت فيها الأرض في وقت مبكر. بينما جذبت الجاذبية أجزاء أخرى من الغبار والجليد معًا لتكوين أجرام سماوية أكبر، ولكن واجهت أجسام سحابة أورت نتيجة مختلفة. حيث دفعتهم الجاذبية من الكواكب الأخرى، عمالقة الغاز بشكل أساسي مثل المشتري، إلى النظام الشمسي الخارجي، حيث استقروا.

أجسام سحابة أورت في حالة تغير مستمر. لا يقتصر الأمر على طرد بعض أجسامها بشكل دائم من النظام من خلال التفاعل مع الجيران العابرين. بل قد تلتقط الشمس أيضًا الأجسام من الأغلفة الدوارة المحيطة بالنجوم الأخرى.

حدد العلماء أيضًا العديد من الكواكب القزمة التي يعتقدون أنها جزء من هذه المجموعة البعيدة. أكبرها هو «سيدنا-Sedna»، والذي يعتقد أنه يبلغ ثلاثة أرباع حجم بلوتو. يقع سيدنا على بعد 8 مليارات ميل (13 مليار كيلومتر) من الأرض ويدور حول الشمس كل 10,500 سنة تقريبًا. تشمل الأجسام الأخرى «2006 SQ372» و«2008 KV42» و«2000 CR105» و«2012 VP113». وهي مذنبات يتراوح حجمها بين 30 إلى 155 ميلاً (50 إلى 250 كم). أحدث إضافة إلى هذا الحشد هو «2015 TG387»، الملقب «بـ The Goblin»، والذي تم وصفه لأول مرة في بحث نشر في 2018م.

كيف تكونت السحابة؟

يعتقد أن سحابة أورت هي بقايا «القرص الكوكبي الأولى-protoplanetary disc» الأصلي الذي تشكل حول الشمس منذ حوالي 4.6 مليار سنة. الفرضية الأكثر قبولًا على نطاق واسع هي أن أجسام سحابة أورت قد اندمجت في البداية بالقرب من الشمس كجزء من نفس العملية التي شكلت الكواكب والكواكب الصغيرة، لكن تفاعل الجاذبية هذا مع عمالقة الغاز الشباب مثل المشتري دفعهم إلى شكل إهليلجي طويل للغاية.

تشير الأبحاث الحديثة التي أجرتها وكالة ناسا إلى أن عددًا كبيرًا من أجسام سحابة أورت هي نتاج تبادل المواد بين الشمس والنجوم الشقيقة أثناء تشكلها وانجرافها بعيدًا. يقترح أيضًا أن العديد وربما غالبية أجسام سحابة أورت لم تتشكل بالقرب من الشمس.

المصادر

ما هو المذنّب؟

هذه المقالة هي الجزء 11 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

المذنبات عبارة عن أجسام جليدية تتكون من الغازات المتجمدة والصخور والغبار المتبقية من تكوين النظام الشمسي منذ حوالي 4.6 مليار سنة. تدور المذنبات حول الشمس في مدارات بيضاوية ويمكن أن تستغرق مئات الآلاف من السنين حتى تكمل دورانها حول الشمس. في هذا المقال سنعرف معًا ما هو المذنب

شكل يخطف الأنفاس

عندما يقترب المذنّب من الشمس، فإنه يسخن بسرعة كبيرة مما يتسبب في تحول الجليد الصلب مباشرة إلى غاز بدون المرور بالحالة السائلة عبر عملية تسمى «التسامي-sublimate»، وذلك جنبًا إلى جنب مع جزيئات الغبار المحبوسة ويتشكل غشاء ساطع متدفق حول نواة المذنب يعرف باسم «الذؤابة-coma». تأتي كلمة مذنب من الكلمة اليونانية «كوميتيس-kometes»، والتي تعني “طويل الشعر”. في الواقع، فإن ظهور الذؤابة الساطعة هو اختبار الرصد القياسي لمعرفة ما إذا كان الجسم المكتشف حديثًا مذنبًا أو كويكبًا. يحتوي الغاز على بخار الماء وأول أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكربون والمواد الشحيحة الأخرى، ويتحول في النهاية إلى ذيل المذنب المميز.

وفقًا لوكالة ناسا، اعتبارًا من سبتمبر 2021م، فإن العدد الحالي للمذنبات المعروفة هو 3743. على الرغم من أنه يُعتقد أن هناك مليارات أخرى تدور حول الشمس وراء نبتون في حزام كايبر وسحابة أورت البعيدة وراء بلوتو.

من حين لآخر، يخترق مذنب النظام الشمسي الداخلي. بعض المذنبات تفعل ذلك بانتظام والبعض الآخر تقعل ذلك مرة واحدة فقط كل بضعة قرون. كثير من الناس لم يروا مذنبًا من قبل، لكن أولئك الذين شاهدوه لن ينسوا بسهولة المشهد السماوي الرائع.

مم يتكون المذنّب؟

يتكون المذنب بشكل أساسي من نواة وذؤابة و«الغلاف الهيدروجيني-hydrogen envelope» وذيول من الغبار والبلازما. يحلل العلماء هذه المكونات للتعرف على حجم وموقع هذه الأجسام الجليدية، وفقًا لوكالة الفضاء الأوروبية.

النواة

النواة هي اللب الصلب للمذنب وتتكون من جزيئات مجمدة بما في ذلك الماء وأول أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكربون والميثان والأمونيا بالإضافة إلى جزيئات عضوية وغير عضوية أخرى مثل الغبار. وفقًا لوكالة الفضاء الأوروبية «ESA»، يبلغ قطر نواة المذنب عادةً حوالي 10 كيلومترات أو أقل.

الذؤابة

عندما يقترب المذنب من الشمس، يبدأ الجليد الموجود على سطح النواة بالتحول إلى غاز، مكونًا سحابة حول المذنب تعرف باسم الذؤابة. وفقًا لموقع «howstuffworks.com»، غالبًا ما تكون الذؤابة أكبر بـ 1000 مرة من النواة.

الغلاف الهيدروجيني

يحيط بالذؤابة غلاف هيدروجيني يمكن أن يصل طوله إلى 6.2 مليون ميل (10 ملايين كيلومتر) وهو مصنوع من ذرات الهيدروجين وفقًا لوكالة الفضاء الأوروبية. وكلما اقتراب المذنب من الشمس، كبر غلاف الهيدروجين.

الذيول

هناك نوعان رئيسيان من ذيول المذنب، الغبار والغاز. تتشكل ذيول المذنب بواسطة ضوء الشمس والرياح الشمسية، ودائمًا ما تتجه بعيدًا عن الشمس وفقًا لجامعة سوينبرن للتكنولوجيا.

وفقًا لوكالة ناسا، فإن ذيول المذنب تصبح أطول مع اقتراب المذنب من الشمس ويمكن أن يصل طوله إلى ملايين الأميال. يتشكل ذيل الغبار عندما تدفع الرياح الشمسية جزيئات صغيرة في الذؤابة إلى مسار منحني ممدود. في حين أن الذيل الأيوني يتكون من جزيئات غاز مشحونة كهربائيًا.

يمكننا أن نرى عددًا من المذنبات بالعين المجردة عندما تمر بالقرب من الشمس لأن الذؤابة الخاصة بها وذيولها تعكس ضوء الشمس أو حتى تتوهج بسبب الطاقة التي تمتصها من الشمس. ومع ذلك، فإن معظم المذنبات صغيرة جدًا أو باهتة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها بدون تلسكوب.

تترك المذنبات وراءها أثرًا من الحطام الذي يمكن أن يؤدي إلى زخات الشهب على الأرض. على سبيل المثال، تحدث زخات شهب البرشاويات كل عام بين 9 و13 أغسطس عندما تمر الأرض عبر مدار المذنب «Swift-Tuttle».

أنواع المذنبات

يصنف علماء الفلك المذنبات بناءً على فترات مداراتها حول الشمس إلى:

المذنبات طويلة الأمد

«المذنبات طويلة الأمد-Long-period comets» لها فترات مدارية أطول من 200 سنة. بالإضافة إلى ذلك، غالبًا ما تميل مداراتها إلى مسار الشمس مما يشير إلى أنها، مثل المذنبات قصيرة المدى من نوع هالي، تنشأ في الغلاف الكروي للأجسام الجليدية المعروفة باسم سحابة أورت.

مذنبات قصير الأمد

يُعرف المذنب الذي تقل مدته المدارية عن 200 عام باسم «مذنب قصير الأمد-short-period comet» أو «مذنب دوري-periodic comet» ويعتقد أنها تنشأ من حزام كايبر خارج مدار نبتون. تنقسم هذه المذنبات الآن إلى «مذنبات عائلة المشتري-Jupiter-family comets» بفترات تقل عن 20 عامًا ومدارات لا تمتد إلى ما بعد المشتري، و«مذنبات من نوع هالي-Halley-type comets» بفترات تتراوح من 20 إلى 200 عام ومدارات شديدة الانحدار.

أنواع أخرى

هناك أيضًا المذنبات ذات الظهور الفردي الغير مرتبطة بالشمس التي تدور في المدارات التي تخرجها من النظام الشمسي. كما تصطدم بعض المذنبات التي تسمى «راعي الشمس-sun-grazers» مباشرة بالشمس أو تقترب منها لدرجة أنها تتفكك وتتبخر.

تسمية المذنبات

تسمى المذنبات عمومًا باسم مكتشفها. على سبيل المثال، حصل المذنب «Shoemaker-Levy 9» على اسمه لأنه كان تاسع مذنب قصير المدى اكتشفه يوجين وكارولين شوميكر وديفيد ليفي. أثبتت المركبات الفضائية فعاليتها في اكتشاف المذنبات أيضًا، لذا فإن أسماء العديد من المذنبات تتضمن أسماء بعثات مثل «SOHO»أو «WISE».

الفرق بين الكويكبات والمذنبات والنيازك

الكويكبات

هذه هي البقايا الصخرية والخالية من الهواء من تكون الكواكب في نظامنا الشمسي. يدور معظمهم حول شمسنا في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري ويتراوح حجمهم من حجم السيارات إلى الكواكب القزمة.

المذنبات

المذنبات عبارة عن كرات ثلجية في الفضاء تتكون في الغالب من الجليد والغبار والتي تشكلت خلال ولادة النظام الشمسي قبل 4.6 مليار سنة. تمتلك معظم المذنبات مدارات مستقرة في الامتدادات الخارجية للنظام الشمسي بعد كوكب نبتون. توجد المذنبات عمومًا فقط في المناطق البعيدة للنظام الشمسي في منطقتين تدعى حزام كايبر وسحابة أورت.

النيازك والشهب والأحجار النيزكية

«النيازك-Meteoroids» هي كويكبات صغيرة أو فتات المذنبات وأحيانًا الكواكب. ويتراوح حجمها من حبة رمل إلى صخور بعرض 3 أقدام (1 متر). عندما تتصادم النيازك مع الغلاف الجوي للكوكب، فإنها تتحول إلى «شهب-Meteors». إذا نجت تلك النيازك من الغلاف الجوي وضربت سطح الكوكب، فإن بقاياها تسمى «الأحجار النيزكية-Meteorites».

المصادر

ما هو خسوف القمر؟

هذه المقالة هي الجزء 16 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

بعض الحضارات فسرت هذه الظاهرة على أنها شيء مخيف جالب للشر، بينما فسرتها بعض الحضارات الأخرى على أنها ظاهرة لا يجب الخوف أو الحذر منها بل استقبالها بكل حفاوة. ثم جاء العلم فيما بعد بالطبع لتوضيح أسباب هذه الظاهرة وهدم أية خرافات متعلقة بها. فما هو خسوف القمر؟ وما هي أنواعه؟

كيف يحدث خسوف القمر؟

يتحرك القمر في مدار حول الأرض وفي الوقت نفسه تدور الأرض حول الشمس. في بعض الأحيان تتحرك الأرض بين الشمس والقمر وعندما يحدث هذا، تحجب الأرض ضوء الشمس الذي ينعكس عادة بواسطة القمر (ضوء الشمس هذا هو ما يجعل القمر يضيء). بدلاً من أن ينعكس الضوء من على سطح القمر، يسقط ظل الأرض على القمر، هذا هو «خسوف القمر-lunar eclipse». ويحدث هذا فقط عندما يكتمل القمر ويكون بدرًا. ونظرًا لأن مدار القمر حول الأرض يقع في مستوى مختلف قليلاً عن مدار الأرض حول الشمس، فإن المحاذاة المثالية لهذه الظاهرة لا تحدث دائمًا عندما يكون القمر مكتمل، ولكنها تحدث في حالات معينة.

الأنواع

«الخسوف الكلي للقمر-Total lunar eclipse»

يحدث حين يسقط «ظل الأرض الكامل-umbra» على القمر. لن يختفي القمر تمامًا، لكنه سيُلقى في ظلام رهيب يجعل من السهل تفويته إذا لم تكن تبحث عن الكسوف. لكن بعض ضوء الشمس الذي يمر عبر الغلاف الجوي للأرض يكون مبعثرًا ومنكسرًا أو منحنيًا، ويعاد تركيزه على القمر، مما يمنحه توهجًا خافتًا حتى خلال العملية برمتها. إذا كنت تقف على القمر وتنظر إلى الشمس، فسترى القرص الأسود للأرض يحجب الشمس بأكملها، لكنك سترى أيضًا حلقة من الضوء المنعكس يتوهج حول حواف الأرض. هذا هو الضوء الذي يقع على سطح القمر خلال الخسوف الكلي للقمر.

يتطور الخسوف الكلي للقمر بمرور الوقت، وعادةً ما يستغرق ذلك بضع ساعات للحدث بأكمله. وإليك كيفية عملها: تلقي الأرض ظلين يسقطان على القمر أثناء خسوف القمر. وهما «الظل-umbra» هو ظل كامل ومظلم و«شبه الظل-penumbra» هو ظل خارجي جزئي. ثم يمر القمر عبر هذه الظلال على مراحل. المراحل الأولية والنهائية، عندما يكون القمر في شبه الظل، ليست ملحوظة جدًا، لذا فإن أفضل جزء من الكسوف يكون خلال منتصف الحدث.

«الخسوف الجزئي للقمر-Partial lunar eclipse»

بعض حالات الخسوف تكون جزئية فقط. ولكن حتى الخسوف الكلي للقمر يمر بمرحلة خسوف جزئي. خلال هذا النوع، لا تكون الشمس والأرض والقمر مصطفين بشكل مثالي تمامًا، ويبدو كأن ظل الأرض يأخذ قضمة من القمر. وفقًا لوكالة ناسا، فإن ما يراه الناس على كوكب الأرض أثناء هذه الظاهرة يعتمد على كيفية اصطفاف الشمس والأرض والقمر.

«خسوف شبه الظل للقمر-Penumbral lunar eclipse»

هذا هو أقل الأنواع إثارة للاهتمام، لأن القمر في «شبه الظل-Penumbra» الخارجي الخافت للأرض. ما لم تكن مراقب سماء متمرس، فمن المحتمل ألا تلاحظ التأثير، حيث يكون القمر مظللًا بطبقة رقيقة من ظل الأرض. وقال “آلان ماكروبرت” كبير المحررين في مجلة سكاي آند تلسكوب، في بيان له أن الجزء الخارجي من شبه الظل للأرض شاحب لدرجة أنك لن تلاحظ أي شيء حتى تصل حافة القمر إلى منتصف الطريق على الأقل.

وفقًا لخبير الكسوف “فريد إسبيناك” فإن حوالي 35 ٪ من جميع الحالات هي خسوف شبه الظل القمر. و30٪ عبارة عن الخسوف الجزئي، حيث يبدو وكأن قضمة قد أخذت من القمر. ونسبة الـ 35٪ الأخيرة هي للخسوف الكلي للقمر، وهو حدث طبيعي جميل.

لماذا يظهر القمر في الكسوف الكلي باللون الأحمر؟

أثناء هذه الظاهرة، سترى ظل الأرض يزحف على وجه القمر. سيظهر الظل داكنًا، مثل قضمة مأخوذة من بسكويت، حتى يغطي الظل القمر بالكامل. بعد ذلك، خلال الوقت الكلي للخسوف، غالبًا ما يتغير الظل على وجه القمر فجأة. بدلًا من الظلام القاتم، يبدو باللون الأحمر. ينبع السبب من الهواء الذي نتنفسه. حيث أنه أثناء هذه الظاهرة، تقع الأرض مباشرة بين الشمس والقمر، مما يتسبب في إلقاء الأرض بظلالها على القمر. إذا لم يكن للأرض غلاف جوي، كان القمر سيظهر باللون الأسود، وربما حتى غير مرئي عندما يكون القمر بالكامل داخل ظل الأرض. ولكن بفضل الغلاف الجوي للأرض، فإن ما يحدث في الواقع هو أكثر دقة وجمالًا.

يمتد الغلاف الجوي للأرض حوالي 50 ميلاً (80 كم) فوق سطح الأرض. وعندما يكون القمر مغمورًا في ظل الأرض بالكامل، يشكل الغلاف الجوي حلقة دائرية حول الأرض تمر عبرها أشعة الشمس. يتكون ضوء الشمس من مجموعة من الترددات. عندما يمر ضوء الشمس عبر غلافنا الجوي، يتم تصفية الجزء الأخضر إلى البنفسجي من طيف الضوء بشكل أساسي. هذا التأثير نفسه، بالمناسبة، هو ما يجعل سمائنا زرقاء خلال النهار. وفي الوقت نفسه، فإن الجزء الأحمر من الطيف هو الأقل تأثراً.

علاوة على ذلك، عندما دخل هذا الضوء الأحمر الغلاف الجوي لأول مرة، كان منحنيًا و«منكسرًا-refracted» نحو سطح الأرض. هذا الضوء ينحني مرة أخرى عندما يخرج على الجانب الآخر من الأرض. يرسل هذا الانحناء المزدوج الضوء الأحمر إلى القمر أثناء الخسوف الكلي للقمر. اعتمادًا على ظروف الغلاف الجوي في وقت هذه الظاهرة (يمكن للغبار والرطوبة ودرجة الحرارة وما إلى ذلك أن تحدث فرقًا)، سيضيء الضوء الناجي من الغلاف الجوي القمر بلون يتراوح من اللون النحاسي إلى الأحمر الغامق.

كيفية المشاهدة

تعد هذه الظاهرة واحدة من الأحداث السماوية التي يمكن مراقبتها بسهولة. ما عليك سوى الخروج والبحث والاستمتاع. لا تحتاج إلى تلسكوب أو أي معدات خاصة أخرى. ومع ذلك، فإن المنظار أو التلسكوب الصغير يبرز تفاصيل سطح القمر ويجعل مراقبة القمر مثيرة للاهتمام أثناء هذه الظاهرة.

المصادر

ما هو كسوف الشمس؟

هذه المقالة هي الجزء 15 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

يعد كسوف الشمس أحد أكثر العروض السماوية دراماتيكية في الطبيعة، ويحدث عندما تصطف الأرض والقمر والشمس في نفس المستوى ويمر القمر بين الأرض والشمس، ويغطي جزئيًا أو كليًا أقرب نجم لنا. في هذا المقال سنتحدث عن كسوف الشمس.

كيف يحدث الكسوف

يحدث عندما يكون القمر بين الأرض والشمس، والقمر يلقي بظلاله على الأرض. يمكن أن يحدث كسوف الشمس فقط في مرحلة المحاق (New moon)، عندما يمر القمر مباشرة بين الشمس والأرض وتسقط ظلاله على سطح الأرض. ولكن ما إذا كان هذا الاصطفاف ينتج كسوفًا كليًا أو جزئيًا أو حلقيًا للشمس يعتمد على عدة عوامل، كل ذلك سوف يتم توضيحه في المقال. منذ أن تشكل القمر منذ حوالي 4.5 مليار سنة، كان يبتعد تدريجيًا عن الأرض (بحوالي 1.6 بوصة، أو 4 سنتيمترات في السنة). يقع القمر الآن على مسافًة مثالية ليظهر في سمائنا بنفس حجم الشمس تمامًا، وبالتالي يستطيع حجبها. لكن هذا ليس صحيحًا دائمًا.

أنواع الكسوف الشمسي

الكسوف الكلي للشمس (Total solar eclipse)

إن قطر الشمس يبلغ 864000 ميل. أي أنه أكبر بـ 400 مرة من قطر قمرنا الضئيل، الذي يبلغ قياسه حوالي 2160 ميلًا فقط. لكن القمر أقرب إلى الأرض بحوالي 400 مرة من الشمس (تختلف النسبة لأن كلا المدارين بيضاوي الشكل)، ونتيجة لذلك، عندما تتقاطع المستويات المدارية وتصطف المسافات بشكل مثالي، يمكن أن يظهر المحاق وكأنه يمحي قرص الشمس تمامًا. في المتوسط، يحدث الكسوف الكلي في مكان ما على الأرض كل 18 شهرًا تقريبًا.

يوجد في الواقع نوعان من الظلال: الظل (umbra) هو ذلك الجزء من الظل حيث يتم حجب كل ضوء الشمس. يأخذ الظل شكل مخروط نحيل مظلم. وهو محاط بالظل المشعشع (penumbra)، وهو ظل أفتح على شكل قمع يحجب عنه ضوء الشمس جزئيًا. خلال الكسوف الكلي للشمس، يلقي القمر ظله (umbra) على سطح الأرض. أولئك الذين حالفهم الحظ في وجودهم في المسار المباشر لمنطقة الظل، سوف يرون قرص الشمس يتضاءل إلى هلال بينما يندفع ظل القمر الداكن نحوهم عبر المناظر الطبيعية.

خلال فترة الكلية (totality) القصيرة، عندما تكون الشمس مغطاة بالكامل، يتم الكشف عن الهالة (corona) الجميلة، وهي الغلاف الجوي الخارجي الضعيف للشمس. قد تستمر الكلية لمدة 7 دقائق و 31 ثانية، على الرغم من أن معظم الكسوف الكلي عادة ما يكون أقصر من ذلك بكثير. تعتمد القدرة على مشاهدته بشدة على موقعك ووجود سماء صافية (أو على الأقل غيوم غير مكتملة).

الكسوف الجزئي للشمس (Partial solar eclipse)

يحدث عندما يمر القمر بشكل مباشر تقريبًا بين الشمس والأرض وعندما يكون الشخص الذي يراقب الكسوف في منطقة شبه الظل. في هذه الحالة، يظل جزء من الشمس دائمًا مرئيًا أثناء الكسوف. يعتمد مقدار ما يبقى مرئيًا من الشمس على ظروف محددة. على عكس الكسوف الكلي للشمس، لا يحجب الكسوف الجزئي ضوء الشمس تمامًا، لذلك لا يصبح الوضع مظلمًا بالخارج كما هو الحال أثناء كسوف كلي.

كسوف الشمس الحلقي (Annular solar eclipse)

الكسوف الحلقي، رغم أنه مشهد نادر ومدهش، يختلف كثيرًا عن الكسوف الكلي. ستظلم السماء إلى حد ما، وسوف يكون المشهد نوعًا من الشفق المزيف الغريب حيث أن جزئًا كبيرًا من الشمس لا يزال يظهر. الكسوف الحلقي هو نوع فرعي من الكسوف الجزئي، وليس كليًا. أقصى مدة للكسوف الحلقي هي 12 دقيقة و 30 ثانية.

ومع ذلك، فإنه يشبه الكسوف الكلي حيث يبدو أن القمر يمر مركزيًا عبر الشمس. الفرق هو أن القمر أصغر من أن يغطي قرص الشمس بالكامل. نظرًا لأن القمر يدور حول الأرض في مدار بيضاوي الشكل، يمكن أن تختلف المسافة بين القمر والأرض من 221،457 ميلاً إلى 252712 ميلاً. لكن مخروط الظل المظلم لظل القمر (umbra) يمكن أن يمتد لمسافة لا تزيد عن 235.700 ميل. هذا أقل من متوسط مسافة القمر من الأرض. لذلك إذا كان القمر على مسافة أكبر، فإن طرف الظل (umbra) لا يصل إلى الأرض. خلال مثل هذا الكسوف، يصل ما يسمى بال (antumbra)، وهو استمرار نظري للظل، إلى الأرض ويمكن لأي شخص موجود بداخله أن ينظر إلى ما وراء جانبي الظل ويرى حلقة النار (ring of fire) حول القمر.

ببساطة شديدة نشهد كسوفًا كليًا وحلقيًا لأن المسافة بين الأرض والقمر تختلف. عندما يكون القمر قريبًا من الأرض، يظهر بحجم الشمس ونرى كسوفًا كليًا للشمس. عندما يكون بعيدًا، يبدو أصغر من الشمس ونرى كسوفًا حلقيًا.

الكسوف الشمسي الهجين (Hybrid solar eclipses)

هو نوع من كسوف الشمس الذي يشبه كسوف الشمس الحلقي أو الكسوف الكلي للشمس، اعتمادًا على موقع المراقب على طول مسار الكسوف المركزي. أثناء الكسوف الشمسي الهجين، يجلب انحناء الأرض بعض أجزاء مسار الكسوف إلى ظل القمر (umbra)، وهو الجزء الأكثر قتامة من ظله الذي يخلق كسوفًا كليًا للشمس، بينما تظل المناطق الأخرى خارج نطاق الظل، مما يتسبب في حدوث كسوف حلقي.

كيفية التنبؤ بالكسوف

بالطبع لا يحدث عند كل محاق. وذلك لأن مدار القمر مائل بما يزيد قليلاً عن 5 درجات بالنسبة إلى مدار الأرض حول الشمس. لهذا السبب، عادة ما يمر ظل القمر إما فوق الأرض أو تحتها، لذلك لا يحدث كسوف للشمس. لكن كقاعدة عامة. يحدث على الأقل مرتين كل عام (وأحيانًا ما يصل إلى خمس مرات في السنة). فإن القمر الجديد سيحاذي نفسه تمامًا بطريقة لإحداث كسوف الشمس. تسمى نقطة المحاذاة هذه العقدة (node). اعتمادًا على مدى اقتراب القمر الجديد من العقدة، ستحدد ما إذا كان الكسوفًا مركزيًا أم جزئيًا. وبالطبع، فإن مسافة القمر من الأرض وبدرجة أقل، مسافة الأرض عن الشمس ستحدد في النهاية ما إذا كان الكسوف المركزي كليًا أم حلقيًا أم هجينًا.

ولا تحدث هذه الاصطفافات بشكل عشوائي، لأنه بعد فترة زمنية محددة سيتكرر الكسوف نفسه أو يعود. تُعرف هذه الفترة الزمنية بدورة ساروس (Saros cycle)، وهي معروفة منذ زمن علماء الفلك الكلديون الأوائل منذ حوالي 28 قرنًا. تعني كلمة Saros التكرار وهي تساوي 18 عامًا أو 11 يومًا وثلث (أو يوم أقل أو أكثر اعتمادًا على عدد السنوات الكبيسة التي تدخلت). بعد هذا الفاصل الزمني، تكون المواضع النسبية للشمس والقمر بالنسبة للعقدة هي نفسها تقريبًا كما كانت من قبل. يتسبب ثلث اليوم في الفترة الفاصلة في إزاحة مسار كل خسوف لسلسلة في خط الطول بمقدار ثلث الطريق حول الأرض إلى الغرب بالنسبة إلى سابقتها. على سبيل المثال، في 29 مارس 2006، اجتاح كسوف كلي أجزاء من غرب وشمال إفريقيا ثم عبر جنوب آسيا. وبعد دورة ساروس واحدة. في 8 أبريل 2024. سيتكرر هذا الكسوف، باستثناء بدلاً من إفريقيا وآسيا، سوف يحدث في شمال المكسيك ووسط وشرق الولايات المتحدة والمقاطعات البحرية لكندا.

كسوف الشمس ونظرية النسبية

اعتقد نيوتن أن الجاذبية كانت قوة بين جسمين، لكن نظرية أينشتاين للنسبية العامة لعام 1915م اعتمدت على فكرة أن الجاذبية تسبب انحناء الزمكان. وهذا يعني أن الأجسام الضخمة مثل النجوم تتسبب في انحناء مسار الضوء أثناء مروره بها. والشمس تعتبر جسم ضخم، وفقًا لنظرية أينشتاين، من شأنه أن يحني الضوء من النجوم البعيدة أثناء مروره أمامها. وعادةً ما تكون الشمس شديدة السطوع بحيث لا تلاحظ هذا الضوء. ولكن في الدقائق المظلمة القليلة من حدوث كسوف كلي، يمكنك رؤية النجوم بالقرب من الشمس.

منذ ما يزيد قليلاً عن 100 عام، قام رجل يدعى” آرثر إدينجتون” بإعداد رحلة استكشافية إلى موقعين. ذهب أحد الفريقين إلى جزيرة برينسيبي الواقعة في غرب إفريقيا، وذهب الآخر إلى سوبرال بالبرازيل. أتاح ذلك التقاط صور للكسوف من موقعين قياسات مقارنة لمواقع النجوم لإثبات صحة نظرية أينشتاين.

مشاهدته بالعين المجردة ضار

وفقًا للخبراء، يمكن أن يؤدي مشاهدة الشمس بالعين المجردة أثناء الكسوف إلى حرق شبكية العين، مما يؤدي إلى إتلاف الصور التي يمكن لدماغك مشاهدتها. يمكن أن تسبب هذه الظاهرة، المعروفة باسم “عمى الكسوف”، ضعفًا مؤقتًا أو دائمًا في الرؤية، وفي أسوأ السيناريوهات يمكن أن تؤدي إلى العمى القانوني (إذا كنت أعمى قانونيًا، فإن رؤيتك تكون 20/200 أو أقل في عينك الطبيعية. أو أن مجال رؤيتك أقل من 20 درجة. هذا يعني أنه إذا كان جسم ما على بعد 200 قدم، فعليك الوقوف على بعد 20 قدمًا من أجل رؤيته بوضوح. لكن يمكن لأي شخص يتمتع برؤية طبيعية أن يقف على بعد 200 قدم ويرى هذا الشيء تمامًا.)، مما يؤدي إلى فقدان كبير في الرؤية.

لا توجد أعراض فورية أو ألم مرتبط بالضرر، حيث لا تحتوي شبكية العين على أي مستقبلات للألم، لذلك من الصعب في ذلك الوقت معرفة ما إذا كنت مصابًا بالفعل بعمى الكسوف. إذا نظرت إلى الشمس بدون حماية، فقد تلاحظ على الفور تأثيرًا رائعًا أو وهجًا بالطريقة التي قد تلاحظها من أي جسم لامع ولكن هذا لا يعني بالضرورة تلف شبكية العين. تبدأ الأعراض عمومًا في الظهور بعد 12 ساعة من مشاهدة الكسوف، عندما يستيقظ الناس في الصباح ويلاحظون أن رؤيتهم قد تغيرت ولا يمكنهم رؤية الوجوه في المرآة، ولا يمكنهم قراءة الصحيفة أو شاشة الهاتف الذكي، ويواجهون مشكلة في النظر إلى لافتات الطرق.

المصادر

كيف تتشكل الثقوب السوداء؟

هذه المقالة هي الجزء 3 من 10 في سلسلة رحلة إلى أعتم أجسام الكون، "الثقوب السوداء"

تعرف «الثقوب السوداء-Black holes» بأنها مناطق من نسيج الزمان-المكان تكون جاذبيتها عالية لدرجة حتى الضوء لا يستطيع الفرار منها. ولعل أكثر خواصها أهمية وإثارةً للانتباه –وهو الجاذبية الهائلة- يعود إلى الطريقة العنيفة التي تشكلت بها. ولاسيما أن أعظم العلم يختبئ في البدايات، فكيف تتشكل الثقوب السوداء؟

لا تتشكل الثقوب السوداء من تلقاء ذاتها، بل يمكن اعتبارها مرحلةً متأخرةً أو مصيرًا محتملًا للنجوم فائقة الكتلة. فهي ببساطة ما تؤول إليه بعض النجوم بعد موتها.

كيف تموت النجوم؟

يتحدد مصير النجوم منذ ولادتها. حيث تنشأ النجوم عند دوران سحابة عملاقة من الغاز حول نفسها، فينضغط الغاز وتزداد سرعة دورانه تباعًا. يؤمن الضغط والحرارة هذان البيئة لحدوث تفاعلات الاندماج النووي التي تحدث على ثلاث مراحل. وتتحول فيها نواتا ذرتي هيدروجين (البروتون حيث لا تحتوي نواته على نيوترون) إلى ذرة «ديتريوم-Deuterium»، لتندمج الأخيرة مع بروتون آخر معطيةً ذرة هيليوم-3. وأخيرًا تندمج ذرة الهيليوم-3 مع بروتون وتعطي ذرة هيليوم-4 مكونة من بروتونين اثنين ونيوترونين. وتكون كتلة نواة الهيليوم الناتجة أصغر بقليل من مجموع كتل الجسيمات التي تكونها. أما فرق الكتلة هذا فيتحول إلى طاقة تنطلق بشكل أشعة كهرومغناطيسية تنبعث خارج النجم. [1]

التوازن الهيدروستاتيكي

يصحب إطلاق الأشعة الكهرومغناطيسية الناتجة عن التفاعلات النووية ضغط متجه نحو الخارج، في حين تؤثر الجاذبية في كل نقطة من الشمس محاولة ضغطها نحو الداخل. وأما التوازن بين هاتين القوتين المتعاكستين فيسمى «التوازن الهيدروستاتيكي-Hydrostatic equilibrium» وهو حالة ترافق النجوم طيلة حياتها، ويؤدي غيابه إلى انهيارها على نفسها بفعل الجاذبية. [2]

والآن لنتخيل أن وقود النجم من الهيدروجين (أو أي عنصر آخر كانت تجري عليه التفاعلات سابقًا) نفذ، وكانت درجة حرارته لا تكفي لحدوث تفاعلات الاندماج النووي على ذرات أثقل منه. في هذه الحالة ينعدم التوازن الهيدروستاتيكي بسبب انعدام الضغط المتجه خارج النجم. في حين لا تتأثر قوة الجاذبية، بل تصبح مسيطرةً على حالة النجم، وهنا يموت النجم منكمشًا على نفسه. [3]

مصير النجوم وحد تشاندراسيخار

يعتمد مصير النجم بعد موته على الحالة التي سيتوقف عندها عن الانهيار. وبما أن انهيار النجم يحدث بفعل الجاذبية، والتي تتحدد شدتها بحسب كتلة النجم، فإن مصير النجم بأكمله متوقف على كتلته. وهنا يأتي مفهوم «حد تشاندراسيخار-Chandrasekhar limit» ليتوقع لنا مصير النجم بناءً على كتلته، حيث يساوي هذا الحد حوالي 1.4 كتلة شمسية. ويضعنا ذلك أمام احتمالين، إما أن تكون كتلة النجم أقل من هذا الحد أو أكبر منه. [4]

1.أقل من حد تشاندراسيخار

في أثناء انهيار النجم، تعمل الجاذبية على ضغط مادته بشدة لتجعل الذرات متراصةً فوق بعضها. وهنا يأتي دور «مبدأ باولي للاستبعاد-Pauli principle of exclusion» أحد أهم مبادئ ميكانيكا الكم. فيمنع هذا المبدأ الجسيمات مثل الالكترونات من التواجد في الحالة الكمية نفسها. [5]

تتعرف الحالة الكمية للإلكترونات بأربعة عناصر هي مستواه الطاقي الرئيسي في الذرة (العدد الكمي الرئيسي n)، ومستواه الطاقي الثانوي (العدد الكمي المداري l)، وتوجه مداره في الفراغ (عدده الكمي المغناطيسي m)، وحركته المغزلية وجهتها (عدده الكمي المغزلي s). [6]

وفي حين تعمل الجاذبية بضغطها جميع الذرات إلى نفس النقطة على جعل جميع الكترونات النجم في نفس الحالة الكمية مخالفةً مبدأ باولي، تقاومها قوة تعرف باسم «قوة تنكس الالكترونات-Electron degeneracy pressure». وتوقف هذه القوة انهيار النجم فيتشكل ما يسمى «القزم الأبيض-White dwarf».
[7]

تكون هذه القوة كافية لردع قوة الجاذبية في حال كانت كتلة النجم أقل أو مساوية لحد تشاندراسيخار. ولكن في حال كان أكبر من ذلك، تفشل قوة تنكس الالكترونات ويستمر الانهيار. [4]

2. أكبر من حد تشاندراسيخار

في هذه الحالة، يستمر النجم بالانهيار على نفسه، مجبرًا الالكترونات والبروتونات على الانصهار والتحول إلى نيوترونات، فتصبح مادته ذات كثافة فائقة. وهنا يأتي دور مبدأ باولي بالاستبعاد مرة أخرى. ولكن بدلًا من تطبيقه على الالكترونات نطبقه على النيوترونات، حيث ينشأ ما يعرفه الفلكيون باسم «قوة تنكس النيوترونات- Neutrons degeneracy pressure». وكسابقتها، توقف هذه القوة النجم عن الانهيار، ويصبح اسمه نجمًا نيوترونيًا.

وكما في الحالة السابقة، تكون هذه القوة غير كافية لردع قوة الجاذبية في حالة كانت كتلة النجم أكبر ن 3 أضعاف كتلة الشمس. [8]

تشكل الثقوب السوداء

في حالة كانت كتلة النجم أكبر من 3 أضعاف كتلة الشمس، فليس هناك قوة في الطبيعة، ولا أي قوة كمية، ولا ضغط تنكس كمي في الكون قادر على إيقاف الانهيار الذي سيستمر موصلًا المادة إلى حالة من أغرب ما رصده الإنسان في الكون، أو ما نعرفه باسم الثقوب السوداء. ففي حالة الثقوب السوداء، تكون كثافة المادة عالية لدرجة أنها تدفع منطقتها من نسيج الزمان -المكان إلى ما وراء هذا النسيج، مبعدةً إياه عن أنظار باقي الكون. [9]

وحتى هذه اللحظة، لا زال بالإمكان اعتبار الثقوب السوداء أحد ألغاز كوننا، ورغم أن ما نعرفه عنها ليس بقليل، لكنه بالتأكيد لا يرنو للإحاطة بغموضها وكشف ما تخفيه وراءها.

المصادر:

[1] CERN
[2] Harvard CFA
[3] The National Radio Astronomy Observatory
[4] NASA
[5] ScienceDirect
[6] ScienceDirect_2
[7] Western Michigan university
[8] NASA_2
[9] space

الشفق القطبي، ألوان السماء الرائعة

هذه المقالة هي الجزء 6 من 18 في سلسلة دليلك لفهم أهم الأجرام والظواهر الفلكية

الشفق القطبي، ظاهرة مضيئة في الغلاف الجوي العلوي للأرض تحدث بشكل أساسي في خطوط العرض العالية لنصفي الكرة الأرضية؛ يسمى الشفق القطبي في نصف الكرة الشمالي باسم (aurora borealis) أو (aurora polaris) أو الأضواء الشمالية (northern lights)، وفي نصف الكرة الجنوبي يطلق عليها اسم (aurora australis) أو الأضواء الجنوبية (southern lights). في هذا المقال سوف نتعرف على الشفق القطبي، ألوان السماء الرائعة.

تفسير الظاهرة

يبدأ النشاط الذي يخلق الشفق القطبي من الشمس. لأنها عبارة عن كرة من الغازات فائقة السخونة تتكون من جزيئات مشحونة كهربائيًا تسمى الأيونات. هذه الأيونات، التي تتدفق باستمرار من سطح الشمس، تسمى الرياح الشمسية (solar wind). عندما تقترب الرياح الشمسية من الأرض، فإنها تلتقي بالمجال المغناطيسي للأرض. فبدون هذا المجال المغناطيسي الذي يحمي الكوكب، فإن الرياح الشمسية ستدفع الغلاف الجوي الهش للأرض، وتقضي على الحياة بأكملها. حيث يحجب الغلاف المغناطيسي معظم الرياح الشمسية، وتواصل الأيونات، التي يتم دفعها للسفر حول الكوكب، الذهاب لمسافات أبعد في النظام الشمسي. يمكن مشاهدة الفيديو الذي يشرح هذه العملية عبر هذا الرابط

على الرغم من أن الغلاف المغناطيسي يحجب معظم الرياح الشمسية، إلا أن بعض الأيونات تصبح محاصرة لفترة وجيزة في مناطق احتجاز على شكل حلقة حول الكوكب. تتمركز هذه المناطق، في منطقة من الغلاف الجوي تسمى الأيونوسفير، حول القطبين المغناطيسيين للأرض. تحدد الأقطاب المغناطيسية الأرضية المحور المائل للحقل المغناطيسي للأرض. وهي تقع على بعد حوالي 1300 كيلومتر (800 ميل) من القطبين الجغرافيين، لكنها تتحرك ببطء.

في الأيونوسفير، تتصادم أيونات الرياح الشمسية مع ذرات الأكسجين والنيتروجين من الغلاف الجوي للأرض. تتسبب الطاقة المنبعثة خلال هذه الاصطدامات في ظهور هالة ملونة متوهجة حول القطبين تسمى الشفق القطبي. يحدث معظم الشفق القطبي على ارتفاع 97-1000 كيلومتر (60-620 ميلًا) فوق سطح الأرض. ويحدث الشفق القطبي الأكثر نشاطًا عندما تكون الرياح الشمسية في أقوى حالاتها. عادة ما تكون الرياح الشمسية ثابتة إلى حد ما، لكن الطقس الشمسي، أي تبادل سخونة وبرودة أجزاء مختلفة من الشمس، يمكن أن يتغير يوميًا.

كيفية قياس الطقس الشمسي

غالبًا ما يقاس الطقس الشمسي بالبقع الشمسية. البقع الشمسية والتي هي أبرد جزء من الشمس وتظهر على شكل نقاط داكنة على سطحها الأبيض الساخن. وترتبط الانفجارات الشمسية (Solar flare) والانبعاثات الكتلية الإكليلية (coronal mass ejections) بالبقع الشمسية. حيث أن الانفجارات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية هي انفجارات مفاجئة وإضافية للطاقة في الرياح الشمسية. يتم تتبع نشاط البقع الشمسية على مدار 11 عامًا. ويكون الشفق القطبي الساطع والمتسق أكثر وضوحًا خلال ذروة نشاط البقع الشمسية. وقد يحدث بعض النشاط المتزايد في الرياح الشمسية خلال كل اعتدال شمسي (equinox). تعرف هذه التقلبات المنتظمة بالعواصف المغناطيسية (magnetic storms). يمكن أن تؤدي العواصف المغناطيسية إلى ظهور الشفق القطبي في خطوط العرض الوسطى خلال فترة الاعتدال الربيعي والخريفي. يمكن أن تتداخل العواصف المغناطيسية والشفق القطبي النشط أحيانًا مع الاتصالات. حيث يمكنهم تعطيل إشارات الراديو والرادار، كما يمكن للعواصف المغناطيسية الشديدة أن تعطل أقمار الاتصالات.

تاريخ الشفق القطبي

على الرغم من أن عالم الفلك الإيطالي جاليليو جاليلي هو من صاغ اسم الشفق القطبي (aurora borealis) في عام 1619م. نسبة إلى أورورا (Aurora) إلهة الفجر الرومانية وبورياس (Boreas) إله الرياح الشمالية اليوناني. فقد كان أول تسجيل محتمل للأضواء الشمالية في رسمة كهف قديمة عمرها 30000 عام في فرنسا. منذ ذلك الوقت، تعجبت الحضارات في جميع أنحاء العالم من هذه الظاهرة السماوية، ونُسبت جميع أنواع الأساطير إلى هذه الأضواء الراقصة. وتشير إحدى أساطير الإنويت في أمريكا الشمالية إلى أن الأضواء الشمالية هي أرواح تلعب الكرة برأس حيوان الفظ، بينما اعتقد الفايكنج أن هذه الظاهرة كانت ضوءًا ينعكس من درع الفالكيري (العذارى الخارقات اللواتي يجلبن المحاربين إلى الحياة الآخرة).

وقد ذكر علماء الفلك الأوائل أيضًا الأضواء الشمالية في سجلاتهم. حيث سجل عالم فلك ملكي في عهد ملك بابل نبوخذ نصر الثاني تقريره عن هذه الظاهرة على لوح يرجع تاريخه إلى عام 567 قبل الميلاد، بينما لاحظ تقرير صيني من عام 193 قبل الميلاد ظاهرة الشفق القطبي، وفقًا لوكالة ناسا. لم يتم وضع النظريات العلمية حول الأضواء الشمالية حتى مطلع القرن العشرين. عندما اقترح العالم النرويجي كريستيان بيركلاند أن الإلكترونات المنبعثة من البقع الشمسية تنتج أضواء الغلاف الجوي بعد اصطدامها بالمجال المغناطيسي للأرض. أثبتت النظرية في النهاية أنها صحيحة، ولكن بعد فترة طويلة من وفاة بيركلاند.

ألوان الشفق

تختلف ألوان الشفق القطبي اعتمادًا على الارتفاع ونوع الذرات المعنية. إذا اصطدمت الأيونات بذرات الأكسجين عاليًا في الغلاف الجوي، ينتج عن التفاعل توهج أحمر، وهو شفق قطبي غير معتاد. إن اللون الأكثر شيوعًا هو اللون الأخضر المائل للأصفر، والذي يحدث عندما تصطدم الأيونات بالأكسجين على ارتفاعات منخفضة. وينتج الضوء المحمر والمزرق الذي يظهر غالبًا في الحواف السفلية للشفق عن طريق تصادم الأيونات بذرات النيتروجين. كما يمكن أن تنتج الأيونات التي تصطدم بذرات الهيدروجين والهيليوم شفقًا أزرق وأرجوانيًا، على الرغم من أن أعيننا نادرًا ما تكتشف هذا الجزء من الطيف الكهرومغناطيسي.

هل تحدث هذه الظاهرة على كواكب أخرى؟

بالإضافة إلى الأرض، فإن الكواكب الأخرى في النظام الشمسي التي لها أغلفة جوية ومجالات مغناطيسية كبيرة، مثل كوكب المشتري وزحل وأورانوس ونبتون، تظهر نشاطًا شفقيًا على نطاق واسع. كما تم رصد الشفق القطبي على قمر المشتري آيو (Io)، حيث يتم إنتاجها من خلال تفاعل الغلاف الجوي لآيو مع المجال المغناطيسي القوي للمشتري.

أماكن ووقت مشاهدتها

أفضل مكان لمشاهدة الأضواء الشمالية

أفضل مكان لمشاهدة الأضواء الشمالية هو أي وجهة في المنطقة الشفقية، وهي المنطقة الواقعة ضمن نصف قطر يبلغ حوالي 1.550 ميلاً (2500 كيلومتر) من القطب الشمالي، وفقًا لمرصد ترومسو الجيوفيزيائي. هذا هو المكان الذي يحدث فيه الشفق القطبي بشكل متكرر، على الرغم من أن الظاهرة يمكن أن تزحف جنوبًا خلال العواصف الشمسية القوية بشكل خاص. عندما تكون داخل المنطقة، من الأفضل أن تكون بعيدًا عن أضواء المدينة قدر الإمكان لزيادة الرؤية. لكن من الصعب جدًا الوصول إلى وسط البرية في القطب الشمالي، حتى مع وجود مرشد، لذلك من الأفضل أن تذهب إلى وجهة ذات بنية تحتية قوية مثل فيربانكس في ألاسكا ويلونايف في كندا وسفالبارد في النرويج ومنتزه Abisko الوطني في السويد وروفانيمي في فنلندا وإلى حد كبير في أي مكان في أيسلندا.

أفضل وقت لمشاهدة الأضواء الشمالية

أفضل وقت في السنة لمشاهدة الأضواء الشمالية فهو بين سبتمبر وأبريل، عندما تصبح السماء مظلمة بما يكفي لرؤية الشفق القطبي لأن المناطق الشمالية تشهد شمس منتصف الليل (midnight sun)، وهي ظاهرة تحدث في الصيف وتؤدي إلى 24 ساعة من ضوء النهار. تحدث معظم الأحداث عادة بين الساعة 9 مساءً و 3 صباحًا، وفقًا للمعهد الجيوفيزيائي بجامعة ألاسكا فيربانكس. ضع في اعتبارك مراحل القمر، حيث قد يملأ القمر الكامل الساطع سماء الليل بالضوء. وتحقق من تنبؤات الطقس المحلية أيضًا، لأنك لن تكون قادرًا على مشاهدة الشفق القطبي من خلال السحب.