الفلك

حركة القمر غير النيوتونية

حركة القمر غير النيوتونية


We are searching data for your request:

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

لقد شاهدت مقتطفًا مثيرًا للاهتمام من برنامج بي بي سي عن عمل مرصد ماكدونالد في قياسات الليزر للمسافة إلى القمر والتي تبدو دقيقة في حدود بضعة سنتيمترات. يستخدم المرصد لإجراء قياس كل يوم ، وبهذه الطريقة تم الحصول على مخطط لمدار القمر حول الأرض على مدى 40 عامًا تقريبًا من حوالي عام 1970 إلى حوالي عام 2010.

في نهاية المقتطف يقول الدكتور بيتر شيلوس أن القياسات تظهر أن شكل مدار القمر ليس تمامًا كما هو متوقع من نظريات "نيوتن" ، والتي فسرتها على أنها تعني أن المدار ليس كبلرًا ، ولكن ربما كان يقصد شيء آخر. من الصعب معرفة ذلك لأن المقتطف يقطع فقط منتصف الجملة ، لذلك من غير الواضح ما كان يقوله بالضبط.

بأي طريقة يكون مدار القمر غير منتظم حسب سلسلة قياس ماكدونالد؟

بالإضافة إلى ذلك ، لاحظت أنه تم قطع تمويل المرصد في عام 2009 بحيث لا يتم إجراء هذه القياسات ، ولكن هناك مرصدان آخران يصنعان سلسلة جديدة. هل تقوم هذه المراصد الأخرى بقياسات يومية بالطريقة التي اعتاد مرصد ماكدونالد القيام بها؟


حركة القمر ، كما تم قياسها بواسطة بيانات Lunar Laser Ranging ليست كما تنبأ نيوتن. كما يقول العالم الذي تمت مقابلته ، كان نموذج نيوتن صحيحًا بالنسبة لدقة البيانات المتاحة له ، وكان جيدًا بما يكفي لهبوط النسر على القمر في عام 69. ومع ذلك ، يمكن لبيانات مدى الليزر القمري تحديد موضع القمر بدقة 3 سم.

تتسبب التأثيرات النسبية في انحراف القمر عن المدار الذي تنبأت به ميكانيكا نيوتن بنحو متر واحد ، ويرجع ذلك في الغالب إلى التأثيرات النسبية الخاصة مثل انكماش لورينتز. تمثل النسبية العامة اختلافًا بمقدار 10 سم. هذا أقل بكثير من الاضطراب الناجم عن كوكب المشتري (حوالي كيلومتر واحد). ومع ذلك ، فإن النسبية العامة تفسر بشكل كامل حركة القمر ، ودقة التجربة.

تتفق جميع الاختبارات مع النسبية العامة لأينشتاين والتي تستخدم للتكامل العددي للأفيميرات. لا يمكن تمييز أي تغيير في ثابت الجاذبية. مصدر

النطاق القمري مستمر في أمخبأ صمرهم اbservatory إلunar إلتتراوح بين aser اperation.


في نهاية المقتطف يقول الدكتور بيتر شيلوس أن القياسات تظهر أن شكل مدار القمر ليس تمامًا كما هو متوقع من نظريات "نيوتن" ، والتي فسرتها على أنها تعني أن المدار ليس كبلرًا ، ولكن ربما كان يقصد شيء آخر.

هذا افتراض خاطئ. كان يقصد بلا شك شيئًا آخر. حتى كبلر كان يعلم أن مدار القمر حول الأرض لم يكن كيبلر. حاول نيوتن شرح هذا السلوك غير الكبلري من حيث الاضطرابات من الشمس. لقد تمكن من شرح بعض التشوهات القمرية الرئيسية ، لكن الرياضيات في وقته لم تكن على مستوى التحدي. يجب أن ينتظر التفسير النيوتوني الكامل بضع مئات من السنين ، لتبلغ ذروتها في عمل إرنست ويليام براون.

لتطوير نظريته (الكلاسيكية) حول القمر ، كان على براون أن يفسر اضطرابات الجاذبية من عدد من الأجسام المختلفة: الشمس ، والزهرة ، والمشتري (وبدرجة أقل ، الكواكب الأخرى) ، وكذلك الطبيعة غير الكروية للكواكب. حقول الجاذبية الأرضية والقمر. حتى مع ذلك ، كان على براون تقديم عامل فدج لتفسير تقلبات 10 قوسية في الموضع الزاوي للقمر. اتضح أن الحاجة إلى هذا الهراء كانت نقل الزخم الزاوي من دوران الأرض إلى مدار الأرض. يؤدي هذا إلى إبطاء معدل دوران الأرض (مما يجعل الوقت بناءً على دوران الأرض أقل من فكرة نجمية) ويجعل القمر ينحسر عن الأرض. أضاف براون في النهاية هذه المفاهيم إلى نظريته حول القمر.

قام طالب براون والاس جي إيكرت في وقت لاحق بتوسيع نظرية براون حول القمر. كان إيكيرت أول شخص يطبق أجهزة الكمبيوتر الرقمية (على عكس أجهزة الكمبيوتر البشرية) على مشكلة التنبؤ بمدار القمر. كان أيضًا الشخص الذي طور التقويم الفلكي القمري الذي استخدمه برنامج أبولو. كان عمل إيكرت لا يزال كلاسيكيًا على عكس النسبية.

استدعت العواكس الخلفية التي وضعتها الولايات المتحدة والاتحاد السوفيتي على القمر خلال الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي استخدام النسبية العامة لشرح مدار القمر. التأثيرات خفية للغاية ، لكنها موجودة. على وجه الخصوص ، تعمل تلك العاكسات كواحد من أعلى اختبارات الدقة لمبدأ رئيسي للنسبية العامة ، مبدأ التكافؤ القوي. يأتي مبدأ التكافؤ في عدد من الأشكال:

  • مبدأ التكافؤ الجاليلي (أو النيوتوني) ، الذي يتناول تكافؤ الكتلة بالقصور الذاتي وكتلة الجاذبية ، وبالتالي عالمية السقوط الحر.
  • مبدأ التكافؤ الضعيف ، الذي يقول إن حركة أجسام الاختبار ذات الجاذبية الذاتية الضئيلة مستقلة عن خصائصها (وهذا يعيد صياغة مبدأ التكافؤ الجاليلي في المصطلحات النسبية) ،
  • مبدأ تكافؤ أينشتاين ، الذي ينص على أن حالة الراحة في مجال الجاذبية المتجانس تعادل فيزيائيًا حالة التسارع المنتظم في الفضاء الخالي من الجاذبية ،
  • مبدأ التكافؤ القوي ، الذي يقول أنه في أي نقطة من الزمكان ، يتم وصف الفيزياء محليًا بواسطة النسبية الخاصة ولا تتأثر بوجود مجال الجاذبية.

بالنظر إلى قياسات دقيقة بما فيه الكفاية ، فإن التكوين الغريب للقمر يشكل أساسًا ممتازًا لاختبار كل من الأشكال المختلفة لمبدأ التكافؤ. الجانب البعيد من القمر له قشرة أكثر سمكًا من جانبه القريب. وهذا يجعل من الإزاحة كيلومترين بين مركز كتلة القمر ومركز الشكل. القشرة السميكة الموجودة على الجانب البعيد (معظمها من السيليكون والأكسجين والألمنيوم) ، ونواة الإزاحة على الجانب القريب (الحديد والنيكل في الغالب) ستؤثر بمهارة على مدار القمر إذا لم يتم تطبيق الشكل الضعيف لمبدأ التكافؤ. في الواقع ، يوفر مدار القمر كما تم قياسه بواسطة تجارب المدى بالليزر القمري أساسًا ممتازًا لاختبار حتى مبدأ التكافؤ القوي.

لاحظ أن ميكانيكا نيوتن لا تتفق مع الجميع باستثناء مبدأ التكافؤ الجاليلي. فشلت ميكانيكا نيوتن أيضًا في مطابقة مدار عطارد المرصود ، وبدرجة أقل ، المدار المرصود للقمر. تتفق البدائل القابلة للتطبيق للنسبية العامة مع الشكل الضعيف لمبدأ التكافؤ ، ويتفق معظمها مع شكل أينشتاين لمبدأ التكافؤ. تتوافق النسبية العامة مع مبدأ التكافؤ القوي (كما هو الحال مع عدد قليل جدًا من بدائل النسبية العامة).


حركة القمر غير النيوتونية - علم الفلك

هذا معمل يُستخدم في الدورات التمهيدية لعلم الفلك بجامعة واشنطن. التصور الأصلي هو من قبل الدكتور بروس باليك ، مع تعديلات من قبل الدكتور وودي سوليفان وبعد ذلك من قبل الدكتور دوغ إنجرام. تم تصميمه في الأصل على نموذج معمل باستخدام برنامج Voyager لنظام التشغيل Mac. في هذا الإصدار ، أخذ الطلاب البيانات بأنفسهم ، مستخدمين البرنامج لإرشادهم.

يوجد مقطع طويل يستخدم حركة القمر في السماء ليأخذ الطالب في جولة افتراضية في النظام الشمسي. بالطبع ، ستعتمد التواريخ والأشياء الفعلية في السماء على الوقت ، لذلك يجب تحديث هذا المعمل في كل مرة يتم استخدامه!

مقدمة

لقد شاهدنا جميعًا واستمتعنا بالقمر في مراحله العديدة من مرحلة هلال الظفر إلى اكتمال القمر. نعلم جميعًا أن الجزء المشرق من القمر مضاء بالشمس وأن المراحل التي نراها مرتبطة بطريقة ما بمواقع الشمس والقمر بالنسبة إلى الأرض. نستكشف هذه العلاقات الهندسية في هذا التمرين. ومن المثير للاهتمام ، أن استطلاعًا لخريجي جامعة هارفارد أظهر أن معظمهم يعتقدون أن الجزء المظلم من القمر هو نتيجة أجزاء من القمر ملقاة في ظل الأرض. رأيهم عبقري ، لكنه خاطئ تمامًا. سنكتشف لماذا.

تتمثل الأهداف المحددة للمختبر في فهم كيفية ظهور المراحل المختلفة للقمر ولماذا ترتبط المراحل باختلاف أوقات شروق وغروب القمر والشمس. تأكد من قراءة وفهم الصفحات 27-31 في النص قبل بدء المعمل.

ملاحظات

فيما يلي بعض الملاحظات الأساسية لسماء الليل كنقطة انطلاق.

    تتغير مرحلة القمر على مدار شهر واحد ، من الجديد ، إلى الهلال الصاعد ، إلى الربع الأول ، وما إلى ذلك ، والعودة إلى الجديد.

لنقم بعمل جدول مفصل للملاحظات من خلال تتبع القمر في سماء الليل على مدار شهر واحد ، بدءًا من 27 مارس 1994 الساعة 6 مساءً بتوقيت المحيط الهادي في سياتل وأخذ البيانات على فترات تقارب 48 ساعة. سنقوم بتسجيل التاريخ ، وطور القمر ، وجزء القمر المضاء ، والزاوية بين الشمس والقمر ، والحجم الزاوي للقمر (بالدقيقة القوسية ، حيث 60 دقيقة قوسية هي درجة واحدة على سماء). لتوفير الوقت لنا جميعًا ، يتم هنا إعادة إنتاج البيانات التي نجمعها. إذا كنت ستنشئ جدول الملاحظات هذا بنفسك ، فستلاحظ على مدار الشهر أن القمر يأخذك إلى نوع من `` جولة إرشادية '' للنظام الشمسي. فيما يلي بعض أهم النقاط لهذا الشهر بالتحديد:

    30 مارس - طلوع القمر هو 10:08 مساءً ، بعد ساعات قليلة من غروب الشمس. كوكب المشتري يمكن العثور عليها حوالي 7 درجات فوق القمر ، وهو في السماء الجنوبية الشرقية. مع تلسكوب جيد بلوتو يمكن العثور على حوالي 18 درجة إلى يسار القمر في السماء.

إن ظهور كل هذه الأجسام بالقرب من القمر ليس هو المفاجأة الوحيدة في البيانات. لاحظ أن الحجم الزاوي للقمر كله يتغير بمرور الوقت (ليس فقط الجزء المضيء. كل شيء!). فكر في إمكانية وجود علاقة بين الحجم الزاوي للقمر وأي أشياء أخرى ، مثل الإضاءة أو زاوية القمر والشمس. لاحظ كيف يبدو أن زاوية القمر والشمس ترتفع وتنخفض مع الجزء المضيء من القمر. فكر فيما تعنيه زاوية القمر والشمس وما إذا كان هذا الارتباط الظاهر يتطابق مع ما توقعناه سابقًا في قائمة الملاحظات الأساسية لدينا.

تحليل

هنا حيث يمكنك البدء في القيام بالعمل. أجب عن جميع الأسئلة الواردة أدناه على ورقتك الخاصة. يرجى استخدام ورقة الرسم البياني لأي مخططات يُطلب منك القيام بها ، وذلك ببساطة لتسهيل قراءة الرسوم البيانية وفهمها.

الفكرة العامة هي تحديد ما إذا كان يمكن تفسير الملاحظات بنجاح من حيث النموذج - في هذه الحالة ، النموذج الموصوف في الفصل 2 في النص الخاص بك. لاحظ أن هذا النموذج يتنبأ بالمراحل القمرية التي يراها مراقب الأرض بناءً على افتراضات معينة حول هندسة الأرض والقمر والشمس. مهمتك هي معرفة ما إذا كان النموذج متوافقًا تمامًا مع ملاحظاتك. بالطبع ، يتم ملاحظة جميع مراحل القمر كما هو متوقع (وإلا فلن يتم اقتراح هذا النموذج في المقام الأول !!). ولكن الآن ، دعونا نلقي نظرة `` نظرة الله '' على أسباب مراحل القمر.

يخبرنا الفصل 2 والشكل 2-15 أن الزاوية بين خطين ، أحدهما من الأرض إلى الشمس ، والثاني من الأرض إلى القمر ، يحددان تمامًا المرحلة القمرية التي يتوقع أن يراها المراقب. لقد قمنا بالفعل بقياس تلك الزاوية بالإضافة إلى المرحلة القمرية ، لذلك يجب أن يكون التحليل مباشرًا.

    (1) (14 نقطة) ارسم مخططًا يصف المكان الذي تعتقد أن القمر فيه بالنسبة للشمس في كل مرحلة من مراحلها الثمانية الرئيسية (اطلب المساعدة إذا لم تكن متأكدًا من كيفية القيام بذلك) واشتق علاقة متوقعة بين الشمس -زاوية القمر والمرحلة القمرية المرصودة (يمكن إظهار ذلك بواسطة وسم الرسم التخطيطي الخاص بك بالمراحل والزوايا التقريبية للشمس والأرض والقمر).

قد تتطلب منك بعض الأسئلة التالية الرجوع إلى ملاحظاتك النصية أو ملاحظات المحاضرة.

    (3) (14 نقطة) ارسم رسم بياني يوضح الكسر المضيء مقابل زاوية القمر والشمس. نقول أن هناك علاقة متبادلة بين شيئين إذا كان يبدو أنهما يتصرفان بنفس الطريقة في الرسم البياني. عندما يتم العثور على ارتباط ، نبدأ في البحث عن سبب وراء ذلك (فكر في هذا في سياق مناقشة قراءة Pine حول الارتباط والسببية والدراسات العلمية). هل يوجد ارتباط هنا؟

(7) (24 نقطة) بالنظر إلى الرسم التخطيطي الذي رسمناه في المشكلة (1) ، يبدو أنه في كل مرة نكون فيها في مرحلة اكتمال القمر ، يتم تداخل الأرض بين الشمس والقمر. ومع ذلك ، فإن كسوف القمر (حيث يحجب ظل الأرض جزئيًا أو كليًا القمر) يحدث كثيرًا أقل من مرة في الشهر (أكثر من مرة أو مرتين في السنة). فلماذا لا يتم خسوف القمر دائمًا إلى حد ما خلال مرحلته الكاملة؟ تشرح الإجابة على هذا السؤال أيضًا سبب عدم حدوث كسوف للشمس كل شهر! ارسم مخططًا للمساعدة في شرح إجابتك.


حركة القمر غير النيوتونية - علم الفلك

حركة ومراحل القمر

  • المدار: يدور القمر حول الأرض بمدار تقدمي ، مع فترة (شهر فلكي) 27.3 يومًا [تغطي 12 درجة / يوم ، تقريبًا 1 كم / ثانية] ، مائلة 5 درجة وليس دائرة بالضبط [يمكن قياس المسافة داخل بضعة أمتار مع موجات الراديو] ، لذا فإن المسافة بين الأرض والقمر تختلف بحوالي 13٪ في مدار واحد [تزداد أيضًا بنحو 4 سم / سنة!].
  • الدوران: يظهر القمر دائمًا نفس الجانب بالنسبة لنا لأنه يكمل دورة واحدة بالضبط في كل ثورة سنرى أن هناك سببًا.
  • أطوار القمر: أهمها جديد ، ربع (يتضاءل ، يتضاءل) ، اكتمال القمر ، تضيء الشمس دائمًا نصف القمر ، فلماذا نرى أطوارًا مختلفة؟
  • العلاقة مع الوقت من اليوم: نظرًا لأن طور القمر يعتمد على موقعه على طول مداره ، فإن أوقات اليوم التي يمكننا فيها رؤية القمر في كل مرحلة تختلف. ما هي العلاقة؟
  • الشهر الفلكي مقابل الشهر القمري: تتكرر دورة المراحل كل 29.5 يومًا لماذا لا 27.3 يومًا ، ما هي الفترة المدارية؟
  • ما هم؟ مفاهيم ظل وشبه ظل الأرض على القمر.
  • الأنواع: يمكن أن تكون شبه جزئية أو جزئية أو كلية أين يمكن رؤيتها؟ قد تستمر الكلية لفترة طويلة.
  • المظهر: خلال الخسوف الكلي للقمر ، يكون القمر محمرًا ، وليس مظلمًا تمامًا. لماذا؟
  • الأنواع: جزئي ، كلي وحلقي لماذا تحدث؟ ما الذي يجعلها أحيانًا كاملة وأحيانًا حلقية؟
  • الرؤية: فقط من منطقة صغيرة ، والإجمالي لا يتجاوز بضع دقائق! ولكن بعد ذلك يمكن للمرء أن يرى ملامح الغلاف الجوي للشمس (والقمر).
  • عادة كم؟ تحدث مواسم الخسوف المواتية عندما تعبر عُقد المدار مسار الشمس ، حوالي مرتين في السنة من الصعب للغاية التنبؤ بالتواريخ الدقيقة [دورة ساروس البالغة 18 عامًا] كيف مكننا العلم من التنبؤ بها بدقة؟

  • إشراق الأرض: ينعكس ضوء الشمس على سطح الأرض على القمر.
  • وهم القمر: هل يكون قرص القمر أكبر بالفعل عندما يقترب من الأفق؟
  • هالة القمر: لماذا تظهر هالة القمر أحيانًا؟ بسبب التأثيرات التي يسببها الغلاف الجوي للأرض.
  • الكسوف في مكان آخر؟ نجوم الغيوم الأرض والشمس من نجوم الفضاء يحجب بعضها البعض ، الكواكب خارج المجموعة الشمسية. لكن لا يوجد كوكب آخر في النظام الشمسي لديه هذا النوع من الكسوف لدينا.

الفضول: ما هو & quotsyzygy & quot؟ أي من الظواهر المذكورة أعلاه تعتبر مثالاً؟


كيدينو

سيراجع محررونا ما قدمته ويحددون ما إذا كان ينبغي مراجعة المقالة أم لا.

كيدينو، تهجئة أيضا كيدين ، اليونانية كديناس ، لاتيني سيدناس، (ازدهر القرن الرابع أو أوائل القرن الثالث قبل الميلاد ، بابل) ، عالم الفلك البابلي الذي ربما يكون مسؤولاً عما يسميه العلماء الحديثون النظام ب ، وهي نظرية بابلية وصفت سرعة حركة القمر حول دائرة الأبراج بأنها تتزايد تدريجياً ثم تتناقص تدريجياً في خلال شهر ، باتباع نمط مسنن منتظم. في هذه النظرية الناجحة للغاية ، غيرت الشمس سرعتها أيضًا في نمط مسنن المنشار. تضمنت النظرية البابلية للقمر مخططًا لحركة الشمس ، حيث أن الشمس تتنبأ بالظواهر القمرية مثل الأطوار والخسوف. في النظام (أ) الأبسط وربما الأقدم لسلوك القمر ، كان من المفترض أن الشمس تتحرك بسرعتين ثابتتين منفصلتين في جزأين مختلفين من دائرة الأبراج. كما نُسب إلى Kidinnu من قبل المؤلفين اللاحقين باكتشافات حول حركة عطارد والعلاقة بين فترتين قمريتين مختلفتين.

لا يُعرف سوى القليل عن حياة كيدينو. في بلاد بابل ، كان علم الفلك هو شغل كهنة المعابد ، لذلك ربما كان هذا هو احتلال كدينو. قبل فك رموز النصوص الفلكية البابلية في وقت مبكر من القرن العشرين ، كانت معرفته مقصورة على ذكر العديد من الكتاب اليونانيين والرومان القدماء. ذكر الجغرافي اليوناني سترابو (64 قبل الميلاد - 23 م) ، في حديثه عن علماء الفلك والمنجمين في بابل ، كدينو وكذلك نابو ريمانو (نابوريانوس باليونانية). قال المنجم اليوناني Vettius Valens (القرن الثاني قبل الميلاد) أنه في حساب وقت حدوث الكسوف ، استخدم Kidinnu ، جنبًا إلى جنب مع السلطات الأخرى ، "للقمر". كتب الموسوعة الرومانية بليني الأكبر (23-79 م) أنه وفقًا لكدينو ، لم يُر كوكب عطارد أبدًا على بعد أكثر من 22 درجة من الشمس. يُنسب تعليق مجهول من القرن الثالث على بطليموس إلى كيدينو لاكتشاف أن 251 شهرًا متزامنًا = 269 شهرًا غير طبيعي. الشهر السينودي (حوالي 29.531 يومًا) هو متوسط ​​الوقت من قمر واحد إلى اكتمال القمر التالي. الشهر غير الطبيعي (حوالي 27.555 يومًا) هو متوسط ​​الوقت من لحظة الحركة الأسرع للقمر عبر النجوم إلى اللحظة التالية للحركة الأسرع. (يتحرك القمر بسرعة أكبر عندما يكون في الحضيض - أي عندما يمر بالقرب من الأرض). تشكل علاقة الفترة هذه أساس النظام B وتلعب دورًا مهمًا في التنبؤ بالكسوف.

في بداية القرن العشرين ، تم فك رموز اسم "كيدينو" أو "كيدين" على ألواح طينية بابلية مسمارية تحمل حسابات الظواهر القمرية في النظام "ب".tersitu كدينو "أين tersitu يمكن أن تعني "جهاز" أو "إعداد" أو ربما في هذه الحالة ببساطة "جدول محسوب". (لوح آخر ، يحمل حسابات القمر وفقًا للنظام A ، ربما يحمل [القراءة غير مؤكدة] النقش "tersitu في كلا النظامين ، تم تطبيق القواعد الحسابية على التغيرات في سرعة الشمس والقمر حول دائرة الأبراج والتي سمحت للكتبة البابليين بعمل تنبؤات عن ظواهر القمر ، بما في ذلك تواريخ الأقمار الجديدة والمكتملة ، وكذلك الخسوف. كانت النظرية دقيقة بشكل معقول وكانت أفضل بكثير من أي شيء كان علماء الفلك اليونانيون قادرين على فعله قبل نظرية هيبارخوس القمرية (ج. 130 قبل الميلاد).

من وجهة نظر المؤرخين الشائعة أن نابو-ريمانو هو منشئ النظام أ وأن كدينو كان منشئ النظام ب. في حين أن هذا أمر معقول ، فلا ينبغي اعتباره مؤكدًا. نظرًا لأن أقدم الألواح الطينية الباقية المتعلقة بالنظام B تشير إلى التواريخ حوالي 260 قبل الميلاد ، فإن فترة نشاط Kidinnu لا يمكن أن تكون متأخرة ، ولكن لا يمكن قول أي شيء أكثر تحديدًا عن تاريخه. من الشائع أن يقارن المؤرخون بين الفردانية والقدرة التنافسية للمجتمع اليوناني القديم ، حيث كان الفلاسفة وعلماء الرياضيات وعلماء الفلك الأفراد يراوغون ادعاءات للنظريات والاكتشافات الرئيسية ، مع عدم الكشف عن هويتهم في مجتمع بلاد ما بين النهرين ، حيث توجد أسماء قليلة جدًا من المكتشفين العلميين معروف. في حين أن التباين العام صحيح ، فإن أمثلة كدينو ونابو ريمانو تظهر أنه في حالات قليلة على الأقل تم تذكر أسماء علماء فلك معينين في بلاد ما بين النهرين وتبجيلهم.


تقلب القمر & # 8217s الحركة الظاهرة عبر السماء

لقد التقطت مؤخرًا صورتين للقمر بالقرب من المشتري وزحل من أجل تقييم حركة القمر & # 8217. التقطت الصورة الأولى في الساعة 9:20 مساءً (07/05/2020) وتم التقاط الصورة الثانية في الساعة 6:20 صباحاً (06/07/2020). فاصل زمني 9 ساعات. توقعت قياس الإزاحة الزاوية بالقرب من 4.5 درجة إلى الشرق (حيث يتحرك القمر خلال 24 ساعة بمقدار 13 درجة جهة الشرق) ولكن النتيجة التي تم العثور عليها كانت 3.4 درجة. هذه هي نفس النتيجة التي أجدها عندما آخذ إحداثيات RA و DEC للقمر لكلتا اللحظتين وأطبق صيغة الفصل الزاوي بين الأجسام في الكرة السماوية. أجد نفس القيمة البالغة 3.4 درجة عندما أحاكي الموقف في برنامج ستيللاريوم أيضًا. كما أن تداخل صوري مع شاشات Stellarium يؤكد نتيجتي أيضًا. عندما أقوم بالمحاكاة لمدة 24 ساعة ، أحصل على شيء قريب من 13 درجة (وهو ما كان متوقعًا). بالنسبة لبعض التواريخ الأخرى ، عندما أقوم بمحاكاة الإزاحة أو حسابها ، أجد قيمًا أقرب إلى المتوقع (مثل 0.5 درجة في الساعة) ، فما سبب هذا الاختلاف بدرجة واحدة في تجربتي؟ أعتقد أن هذا الاختلاف كبير جدًا. أليست حركة القمر & # 8217t حول الأرض موحدة عمليًا؟ لا أعتقد أن السبب في ذلك هو تشويه أو توجيه الصور لأنهم كما قلت ، يتفقون تمامًا مع صور Stellarium. شكرا لك.

إجابه:

أنت محق في أن متوسط ​​حركة القمر في السماء هو 13.2 درجة في اليوم. ومع ذلك ، فإن هذه الحركة تختلف بسبب تأثيرين. الوصف التالي مأخوذ من ملخص لطيف للغاية لحركة القمر بقلم كورتني سيليجمان. أولاً ، مدار القمر عبارة عن قطع ناقص يقابل مركزه حوالي 12000 ميل من مركز الأرض. نتيجة لذلك ، خلال كل مدار ، تختلف المسافة إلى القمر بمقدار ضعف هذا الإزاحة البالغة 12000 ميل. خلال نصف مدارها تقترب منا ، وأثناء النصف الآخر تبتعد عنا. خلال نصف مدار القمر & # 8217s الذي يقترب منا ، فإن الجاذبية المتبادلة لنظام الأرض والقمر تعمل على تسريع القمر ، مما يجعله يتحرك بشكل أسرع ، حتى في أقرب نقطة في مداره ، تسمى نقطة الحضيض المداري ، يتحرك القمر أسرع بنحو 6٪ من متوسط ​​حركته. وبالمثل ، خلال نصف مدار القمر & # 8217s الذي يتحرك بعيدًا عنا ، فإن جاذبيتنا المتبادلة لنظام الأرض والقمر تؤدي إلى تباطؤ القمر ، مما يؤدي إلى تحركه بشكل أبطأ ، حتى في أبعد نقطة في المدار ، تسمى نقطة الأوج المدارية ، يتحرك القمر أبطأ بحوالي 6٪ من متوسط ​​حركته. بالإضافة إلى هذه التغييرات الفعلية في السرعة ، هناك تغيير واضح في حركة القمر بسبب حقيقة أن القمر أقرب أو بعيد عنا. عندما تكون أقرب إلى الأرض ، فإن أي حركة تبدو أسرع من الناحية الزاويّة منها عندما تكون أبعد. هذا التأثير يسبب 6٪ أخرى واضح زيادة أو نقصان السرعة الظاهرية لحركة القمر في السماء بالإضافة إلى التغير الفعلي.

إذا جمعت هذين التأثيرين ، فستجد أنه مع اقتراب القمر من الحضيض ، ستبدو سرعته الزاوية بين النجوم تزداد بحوالي 12٪ من متوسط ​​سرعته ، ونصف هذا التغيير يرجع إلى المسافة الأقرب له ، والنصف الآخر يرجع إلى زيادة فعلية في السرعة. بعد ذلك ، مع اقتراب القمر من الأوج ، ستبدو سرعته الزاوية بين النجوم تتناقص بنحو 12٪ من متوسط ​​سرعته ، ويعزى نصف هذا التغيير إلى المسافة الأكبر ، ويعزى النصف إلى الانخفاض الفعلي في السرعة. نظرًا لأن 12٪ من 13.2 درجة في اليوم تساوي 1.6 درجة في اليوم ، يمكن أن تختلف الحركة اليومية للقمر إلى الشرق من 11.6 درجة يوميًا بالقرب من الأوج إلى 14.8 درجة يوميًا بالقرب من الحضيض.


الشروط الاساسية

بصفتنا مشاركًا في Amazon ، فإننا نكسب من عمليات الشراء المؤهلة.

هل تريد الاستشهاد بهذا الكتاب أو مشاركته أو تعديله؟ هذا الكتاب هو Creative Commons Attribution License 4.0 ويجب أن تنسب OpenStax.

    إذا كنت تعيد توزيع هذا الكتاب كله أو جزء منه بتنسيق طباعة ، فيجب عليك تضمين الإسناد التالي في كل صفحة مادية:

  • استخدم المعلومات أدناه لتوليد اقتباس. نوصي باستخدام أداة استشهاد مثل هذه.
    • المؤلفون: أندرو فراكنوي ، ديفيد موريسون ، سيدني سي وولف
    • الناشر / الموقع الإلكتروني: OpenStax
    • عنوان الكتاب: علم الفلك
    • تاريخ النشر: 13 أكتوبر 2016
    • المكان: هيوستن ، تكساس
    • عنوان URL للكتاب: https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • عنوان URL للقسم: https://openstax.org/books/astronomy/pages/2-key-terms

    © 27 يناير 2021 OpenStax. محتوى الكتاب المدرسي الذي تنتجه OpenStax مرخص بموجب ترخيص Creative Commons Attribution License 4.0. لا يخضع اسم OpenStax وشعار OpenStax وأغلفة كتب OpenStax واسم OpenStax CNX وشعار OpenStax CNX لترخيص المشاع الإبداعي ولا يجوز إعادة إنتاجه دون الحصول على موافقة كتابية مسبقة وصريحة من جامعة رايس.


    علم الفلك البطلمي في العصور الوسطى

    علم الفلك البطلمي ، أي علم الفلك الخاص بكلوديوس بطليموس تجميع رياضي قام (& # 924 & # 945 & # 952 & # 951 & # 956 & # 945 & # 964 & # 953 & # 954 & # 951 & # 931 & # 965 & # 957 & # 964 & # 945 & # 958 & # 953 & sigmaf) بتوليف ما يقرب من خمسمائة سنة لحساب ما تم رصده حركات النجوم والشمس والكواكب على افتراض أن حركاتها الصحيحة كانت منتظمة ودائرية وأن الأرض تقع في مركز الكون الدوار. تألَّف حوالي منتصف القرن الثاني بعد الميلاد ، وعرف لاحقًا لدى القراء العرب واللاتينيين باسم المجسطى لم يكن لنظام بطليموس الكبير خليفة ولا منافس حتى نشر نيكولاس كوبرنيكوس ' De Revolutionibus Orbium Coelestium في عام 1543. تم تخصيص الجزء الأكبر من علم الفلك التقني خلال 1400 عام ، في كل من الشرق الأوسط وأوروبا ، لحساب الجداول وتصميم الأدوات التي ترجمت نظريات بطليموس وحساباته إلى تقويمات وأبراج وكواكب. في حين أجرى علماء الفلك الإسلاميون بعض الملاحظات المنهجية التي تهدف إلى سد الثغرات المتبقية في عمل بطليموس ، وخاصة في معالجته للحركات طويلة المدى مثل الحركة الاستباقية ، ركز الأوروبيون على جعل النظام متاحًا ومفيدًا لمجموعة متنوعة من المستخدمين.

    قبل إنشاء المناهج الجامعية في أوروبا ، كان علم الفلك البطلمي يُعمم بشكل منفصل عن الصورة العالمية المتمركزة حول الأرض التي استند إليها والتي أخذ منها مهمته في البداية. في ال تيماوس (كاليفورنيا. 350 قبل الميلاد) رسم أفلاطون لأول مرة النموذج الحركي لأرض كروية تستريح غير متحركة في مركز كرة دوارة واسعة تحتوي على النجوم الثابتة وتضم سلسلة متداخلة من المجالات متحدة المركز كل منها يحمل أحد "النجوم المتجولة" ، أو الكواكب ( بما في ذلك الشمس) ، على طول مسارها عبر النجوم. على الرغم من أن كل كرة تدور بشكل موحد ، إلا أن الجمع بين دوراناتها المنفصلة أدى إلى ظهور عدم انتظام في حركات الشمس والكواكب كما تُرى من الأرض. قادرًا على تقديم حساب نوعي تقريبي لحركات الشمس اليومية والسنوية المجمعة ، ترك أفلاطون لعلماء الفلك مهمة صياغة النموذج لجميع الكواكب وتكييفه رياضيًا مع البيانات التي تراكمها المراقبون البابليون واليونانيون على مدى عدة قرون. . كانت تلك هي المهمة التي أكملها بطليموس أخيرًا.

    ومع ذلك ، من وقت أفلاطون فصاعدًا ، لم يشك أحد عمليًا في نموذج مركزية الأرض نفسه ، مهما كانت ملاءمته الدقيقة لبيانات الرصد. كما أظهر أرسطو بمزيد من التفصيل في كتابه على السماوات أكد ذلك السبب والخبرة المشتركة. تحدث الفلاسفة والشعراء وآباء الكنيسة والمربون والموسوعيون جميعًا عن الكون مثلما وصفه أفلاطون ، وزينوا صورته في بعض الأحيان بالتسميات والسمات الرياضية الأبسط لعلم الفلك التقني أثناء تطوره. على الرغم من أن هذه الزخارف أشارت إلى نسخة علماء الفلك الأكثر تعقيدًا من النموذج ، إلا أنها لم تقدم تفاصيل كافية لتحل محل الأدبيات التقنية. ومع ذلك ، فقد جعلوا الوصول إلى تلك الأدبيات ضروريًا للفهم الكامل للحسابات العامة.

    لم ينجو علم الفلك الرياضي والرصدي ، وهو مشروع هش اجتماعيًا ، من تخمر الإمبراطورية المتأخرة في الغرب. حتى ترجمة المجسطى إلى اللاتينية - من اليونانية عام 1160 ، ومن العربية عام 1175 - رسم القراء الأوروبيون صورتهم للعالم من الموسوعات والشعراء ، وبالتالي ، في غياب أي تقليد تقني مستمر ، لم يكن هناك حاجة لعمل متطورة مثل بطليموس ولا أساس لفهمه. على مدى القرون الثلاثة المقبلة المجسط تم توزيعها على عدد قليل جدًا من علماء الرياضيات ، بينما خدمت النسخ المبسطة من محتوياتها جمهورًا واسعًا من المتعلمين ، خاصة في الجامعات. اتخذت هذه الإصدارات شكلين أساسيين ، دي سبيرا و ثيوريكا بلانتاروم.

    رسائل في المجال ، منها يوهانس دي ساكروبوسكو (كاليفورنيا. 1220) المعيار ، الذي وضع للطلاب العناصر الهيكلية للكون مركزية الأرض وأساسيات النموذج الرياضي الذي يفسر ظواهره الفلكية. على الرغم من اختلاف النصوص في التفاصيل ، إلا أنها افتتحت عمومًا بتعريفات رياضية للكرة ومع الحجج الميتافيزيقية والتجريبية الأساسية التي جعلت منها شكل الأرض والسماء. ثم تحولوا إلى الدوائر الرئيسية التي توفر خطوطًا ونقاط مرجعية في السماء: دائرة خط الاستواء أو الاعتدال ، الأقطاب السماوية ، دائرة البروج أو الدائرة التي تحمل الإشارات (مسير الشمس) ، كولوري (خطوط الطول من خلال نقاط الاعتدال والانقلاب) ، والأفق ، والذروة ، وما إلى ذلك. كما هو متوقع في نص جامعي ، كانت التعريفات مصحوبة بالمرادفات والأصول ، والتي أنجز شرحها إحدى المهام الواضحة لأدب المجال ، لتفسير مقاطع في الأدب الكلاسيكي وآبائي حيث تظهر المصطلحات المختلفة أو لمح إليها. على سبيل المثال ، قبل شرح صعود وغروب الأبراج الأبراجية (ومن ثم الشمس معها) من حيث كرة دائرية بشكل موحد مقطوعة بأفق ثابت مائل ، عالج ساكروبوسكو بإيجاز ثلاثة مقاييس أخرى للظاهرة "وفقًا لـ الشعراء "، وحتى في مناقشته الرئيسية يتم الاستشهاد بها بشكل متكرر من فيرجيل وأوفيد ولوكان.

    حركة الشمس باتجاه الشرق على طول مسير الشمس مع دوران النجوم غربًا على طول خط الاستواء لحساب التغيرات الموسمية في طول ضوء النهار ، مع تحريك دائرة حركة الشمس قليلاً بعيدًا عن المركز باتجاه الجوزاء معدلة لعدم المساواة في الفصول. كما أوضحت الحدود القصوى الناتجة من الأوج وحضيض الشمس للكتاب في الكرة الأرضية سبب برودة مناطق القطب الشمالي جدًا ، وأن نصف الكرة الجنوبي شديد الحرارة ، بحيث لا يمكن العيش فيه ، تم تقسيم المنطقة المتوسطة من السكن إلى سبعة مناخات وفقًا للنصف- فروق الساعات في طول يوم الانقلاب. بعد حركة بطيئة جدًا للكرة السماوية حول أقطاب مسير الشمس أنتجت الانجراف التدريجي ، أو الاستباقية ، لنقاط الاعتدال والانقلاب باتجاه الشرق على طول دائرة الأبراج في بعض الحسابات ، على سبيل المثال روبرت جروسيتيست (كاليفورنيا. 1215-1230) ، تم استبدال هذا الجهاز البطلمي بـ Th & acircbit b. آلية قرة الأكثر تعقيدًا للمبادرة غير المنتظمة ، أو الخوف (انظر أدناه).

    مع النموذج الحركي الذي تم إنشاؤه للشمس والنجوم ، تحولت الأطروحات على الكرة لفترة وجيزة إلى القمر والكواكب ، حيث تتطلب دوراتها المختلفة ترتيبات أكثر تعقيدًا من المجالات المتحركة واستخدام جهازين جديدين ، فلك التدوير والإيكوانت. تكمن هذه في قلب علم الفلك البطلمي ، والتي تشكل أساس دقتها ونقطة خروجها عن مركزية الأرض الصارمة. ومع ذلك ، هنا على وجه التحديد ، سارع الكتاب في المجال من خلال عروضهم التقديمية. "Every planet except the sun has an epicycle", wrote Sacrobosco, "and an epicycle is a small circle along the circumference of which the planet is borne, and the center of the epicycle is always carried along the circumference of the deferent." Simply introducing the names of the devices and their components in this manner, he could do no more than suggest vaguely how they were related to the phenomena they saved, in particular to the retrograde motion of the planets and to eclipses of the moon and sun.

    As part of the arts curriculum, the tracts de spera represent what most educated people knew -- or were supposed to know -- about Ptolemaic astronomy. They set out the vocabulary and conveyed a general, qualitative sense of how the basic mathematical devices explained the celestial appearances. But they provided neither demonstrations of the mathematics nor instructions for linking the devices to the observational data contained in the various astronomical tables. For the demonstrations the curious student of the thirteenth or fourteenth century still had to seek out the Almagest itself for instructions he could turn to readily accessible abridgements generically titled, "theory of the planets".


The theory began with the model of the sun's motion familiar from de spera (Fig. 1). The sun moves uniformly in the plane of the ecliptic along the circumference of a circle of which the center is displaced from the center of the world along the apsidal line joining apogee and perigee (the points of slowest and fastest motion, called here the aux و oppositio augis على التوالى). The two centers of reference give rise to two measures of the sun's motus, or longitude along the ecliptic from the conventional starting point of 0 o Arietis (vernal equinox). The mean motus about the center of the eccentric increases uniformly at a rate fixed by dividing 360 o by the length in days of the solar year. الحقيقة motus about the earth differs from the mean by an amount called the "equation of the sun", which varies over the year as a function of the mean motus and which depends as well on the eccentricity (the distance e between the two centers) and on the longitude of the apsidal line. Values for the mean motus and the equation were contained in the astronomical tables, and their sum (or at times difference) gave the true motus.
The moon and planets required much more intricate arrangements, fundamental to which was the epicycle (Fig. 2). The body was taken to move on a small circle, the epicycle, the center of which itself moved on a circle, the deferent, around the center of the world. In most cases the deferent was an eccentric circle like that of the sun. In the case of the moon (Fig. 3), the eccentric deferent itself constituted a large epicycle turning on a smaller deferent centered on the earth. From a starting position of conjunction with the sun, the center of the deferent revolved from east to west at about 11 o a day, the center of the epicycle from west to east at about 13 o a day (with respect to the earth), and the moon on the epicycle in the same direction as the deferent at about 24 o a day. (As a result of the first two motions, the mean sun always lay midway between the center of the moon's epicycle and the apogee of its deferent.)
Uniform motion on the epicycle (mean argument) was measured from its mean aux, a point determined by a line drawn from a point opposite the deferent's center on its small circle. When added to (or, during half the cycle, subtracted from) the "equation of center"' or difference between mean aux and true aux (determined by a line from the earth through the center of the epicycle), the mean argument was transformed into the true argument. The last then led to an "equation of argument" which, added to the mean motus of the epicycle's center, in turn yielded the true motus of the moon. Again, mean values and equations, which depended on mathematical calculations using the moon's fixed parameters, could be found in the tables.
The three "outer" planets (Mars, Jupiter, Saturn) each had a fixed eccentric deferent, but the motion of the epicycle's center from west to east along it was made uniform with respect to the center of another circle, the equant. That center lay on the apsidal line joining the earth and the center of the deferent (Fig. 4).

The line from the equant's center through the epicycle's determined the latter's mean aux, from which the mean argument of the planet was measured, increasing from west to east Otherwise, the parameters of the planet's motion were defined as in the moon's model, except that the equation of argument and the equation of center were always equal. Two additional points did require special identification on the planet's epicycle, to wit, the points on the bottom half between which the planet's speed in moving eastward counteracted the epicycle's westward swing along the deferent, thus making the body as seen from earth stop, move eastward, stop, and then resume its normal westward motion. These points of station bounded the arc of retrograde motion.

Following the pattern of the Almagest, then, each model of the theorica planetarum analyzed the "true" appearances from the earth into a composite of mean motions and compensating equations and conversely showed how such parameters translated into actually observable measurements. ولكن في حين أن Almagest also provided the apparatus for calculating those parameters from the observational data combined with the mathematics of the models (and thus, incidentally, for tinkering with the models), the theorica assumed that readers had access to on e of the various tables that by the Middle Ages circulated separately from their prototype in the Almagest and that reflected in the mixed provenance of their data the subsequent touch of Italian and Islamic hands.

Belonging to an independent genre, a set of tables (called a zîj in Arabic) had its own accompanying instructions, or canons, and could be used without reference to the models. The first tables to enter Europe stemmed from the ninth-century Arabic astronomer and mathematician al-Khwarazmi rendered into Latin by Adelard of Bath in 1126, they were subsequently adjusted for the Christian Era and for various European meridians. Somewhat later they were joined by another set, the Toledan Tables, generally (but uncertainly) ascribed to the eleventh-century astronomer al-Zarqal (Arzachel), whose translated canons were particularly popular. In the 1260s Alfonso X of Spain ordered the compilation of tables designed to be universal preliminary calculations allowed the user to adjust for meridian and epoch. Extant only in the form given them by Johannes de Lineriis and his student Johannes de Saxonia in Paris in the 1320s, and generally accompanied by the canons of one or the other editor, the Alfonsine Tables remained the standard for European astronomy until the sixteenth century.

Using the tables with an understanding of the models behind them was made easier by versions of the theorica planetarum that translated the models directly into calculating instruments. The earliest of these in the west was Campanus of Novara's equatorium(ca. 1260), which gave instructions for assembling sets of graduated disks into physical models of the planets circles. With each disk then set from the tables to the appropriate mean motus, a planet's true place appeared under a string stretched from the center of the instrument, through the point marking the planet on the epicycle disk, and onto the ecliptic scale etched on the rim. Inspired perhaps by Arabic instruments, the equatorium underwent improvement in the fourteenth and fifteenth centuries in particular, Campanus' separate models were brought together into a single mechanism allowing for all possible combinations of circles.

The replacement of mathematics by mechanics in medieval Europeans' general understanding and use of Ptolemaic astronomy placed an emphasis on its coherence as a total structure, an emphasis reinforced by knowledge of Ptolemy's own attempt at unification in his فرضيات الكواكب and of similar efforts by Arabic cosmologers such al-Farghani (Alfraganus) al-Bitruji (Alpetragius). Of a piece with such structural concerns, but generally critical of them, were the writings of later European cosmologers who worried about the incompatibility of Ptolemaic astronomy with Aristotelian physics. The title of a popular work of this genre by Henry of Langenstein reveals the source of the concern: De reprobatione ecentricorum et epiciclorum, also referred to in some manuscripts as simply Contra theoricam planetarum. Ptolemaic astronomy in the Middle Ages served practical and pedagogical ends rather than theoretical ones. Writers aimed at designing tables and instruments rather than carrying out systematic observations aimed at articulating and improving the system. For the most part, it was only the astrologer who need astronomy at the time, in order to be free of the vagaries of weather and location in determining the positions of the planets. Not until the later fifteenth century, with the work of Johannes Regiomontanus (in particular his completion of George Peurbach's Epitome Almagesti), did theoretical mathematical astronomy begin to attract scholarly interest for its own sake and bring a return to the Almagest بحد ذاتها. When it did, the Ptolemaic system, pressed perhaps precisely by the mechanical and cosmological concerns noted above, had only a short future.


Basics of Celestial Motion Best Viewed in Netscape Navigator or Mozilla Firefox. Do NOT use Internet Explorer!

Welcome to the Basics of Celestial Motion . This website is designed to introduce the science-shy , the celestially misinformed and anyone who doesn't know how much they really don't know about the Earth, Sun and Moon, to the facts about "celestial motion" or how these "celestial bodies" move in space relative to each other.

Well what s there to know? you might ask. The Earth moves around the Sun in a year, the Moon moves around the Earth in a month, and the Earth spins on its own axis in a day. These are really basic facts that we all know and understand.

But do we really understand celestial motion?

Popular Astronomy Misconceptions

  • Question #1: What causes the seasons?
    إجابه: The seasons are caused by the Earth's changing distance from the Sun. When the Earth is closer to the Sun it grows warmer so we have summer. When the Earth is farther from the Sun it is less warm so we have winter.
  • Question #2: What causes the phases of the Moon?
    إجابه: The phases of the Moon are caused by the Earth's shadow falling on the Moon, blocking out the Sun, and making part or all of the Moon appear very dark or invisible.

If you thought the answers were صيح then this site is for you!

You are not alone .

In a well-known video documentary, entitled "A Private Universe", filmed at a 1989 جامعة هارفرد graduation, 21 of 23 students, alumni and faculty gave the answers indicated to the two questions above. The video later shows ninth graders from a local high school, with little science education, giving the same answers.

And every one of them -- from distinguished Harvard faculty down to "science-shy" ninth-grader -- was wrong!

How to Use this Site

Each of the website sections linked below introduces one popular misconception about celestial motion and then provides, in (hopefully) simple terms, a scientifically accurate explanation. The first two sections, The Earth and the Sun، و The Earth and the Moon discuss, respectively, the two popular misconceptions described above regarding the أربعة مواسم و ال phases of the Moon , while the third section, The Major Planets, discusses a third "convenient misconception" about the relative sizes and distances of the planets من الأرض. In each case the phenomenology of celestial motion is described in text and images, and key terms are introduced and historical context is provided when important. The final page of each section summarizes the basics of celestial motion, and provides links to other online astronomy resources to help you broaden your understanding and appreciate your new found understanding!


مواقع الويب

القمر - Good details from Nine Planets site

القمر - Information and statistics from Russian version of American website

كتب

(Notice: The School for Champions may earn commissions from book purchases)

Observing the Moon by Peter T. Wlasuk Springer (2000) $39.95 - Reference book for anyone seriously interested in the Moon and its geology

Welcome to the Moon: Twelve Lunar Expeditions for Small Telescopes by Robert Bruce Kelsey Naturegraph Publishers (1997) $11.95 - Well written "how to" for novice astronomers


See Jupiter’s Galilean moons in motion from Juno’s camera

Juno’s visible camera had a bird’s-eye view of Jupiter’s four largest moons over the last few weeks, recording the satellites in their orbital ballet around the giant planet as the spacecraft approached from above Jupiter’s north pole.

Io, Europa, Ganymede and Callisto — Jupiter’s four Galilean moons listed from the innermost to outermost — were discovered in 1610 through a homemade telescope by Italian astronomer Galileo Galilei.

Scientists strung together images captured by the JunoCam instrument over 17 days to make the time-lapse movie released early Tuesday, just after Juno slipped into orbit around Jupiter, becoming the second mission to take up residence there.

The volcanic moon Io is the closest of the four large moons to Jupiter, completing a lap around the planet once every 42 hours. Europa is next, harbouring a liquid ocean underneath a frozen outer crust. It circles Jupiter every 85 hours, or three-and-a-half days.

The largest moon in the solar system, Ganymede, is the third Galilean moon from Jupiter. The satellite is larger than Mercury, and orbits its host planet in seven days. The heavily-cratered moon Callisto circles Jupiter once every 17 days, the duration of Juno’s approach movie selected to show all of the Galilean moons completing at least one orbit.

Juno’s arrival at Jupiter on Monday marked the beginning of a 20-month survey, focusing on the gas giant’s deep interior to search for a hypothesized solid core, study the source of its powerful magnetic field, and measure the dynamics of the atmosphere beneath Jupiter’s famous banded cloud tops.

Completing a five-year journey, Juno’s approach over Jupiter’s north pole offered a unique view of the moon system. Previous Jupiter missions orbited or flew by the planet closer to the equator.

تابع ستيفن كلارك على تويتر: @ StephenClark1.


شاهد الفيديو: ميغ -31 الطيران إلى حافة الكون (شهر نوفمبر 2022).