أسئلة شيّقة حول الفلك والفيزياء الفلكية
هذا المقال مكوّن من جزئين سيتم خلالهما عرض أسئلة شائعة في علم الفلك وإجاباتها ، الإجابات التي سيتم عرضها من الجدير التنويه أنها حُلّت من قبل علماء آخرين وليس من قبلي شخصياً ، مع إن هناك الكثير من الكتب التي تناولت إجاباتها بالتفصيل ، إلا أنني أحببت عرض إجابات مبسطة ومفهومة على اختلاف الاعمار ، وتتميز بسهولة هضمه.
عطارد: رمادي (أو بني قليلاً). لا يمتلك الزئبق عمليًا أي غلاف جوي ، لذلك نرى السطح الصخري.
الزهرة: أصفر باهت للعين البشرية . يمكننا أن نرى فقط طبقة سميكة من السحب حامض الكبريتيك لا مثيل لها.
الأرض: معظمه أزرق مع سحب بيضاء . تجعل المحيطات والضوء المتناثر في الغلاف الجوي للأرض زرقاء بشكل عام. اعتمادًا على المنطقة المشاهدة في صورة فردية ، يمكن رؤية القارات البنية والصفراء والخضراء أو يمكن تغطية أجزاء من الأرض بواسطة السحب البيضاء. الأرض هي أكثر الكوكب ديناميكية إلى حد بعيد عند رؤيتها من الفضاء.
المريخ: معظمه بني محمر ، مع بعض المناطق الداكنة ، وكذلك القمم الجليدية البيضاء . اللون المهيمن المحمر يأتي من الصخور الصخرية على السطح ، حيث أن السحب نادرة ورقيقة.
كوكب المشتري:عبارة عن عصابات برتقالية وبيضاء . العصابات البيضاء يعود لونها بسبب سحب الأمونيا ، بينما يأتي البرتقالي من سحب الأمونيوم . لا يوجد في أي من الكواكب الأربعة “العملاقة الغازية” (كوكب المشتري ، زحل ، أورانوس ، ونبتون) سطح صلب ، لذلك كل ما نراه هو مجرد غيوم في الغلاف الجوي.
زحل: لونه ذهبيّ باهت . يغطي ضباب الأمونيا الأبيض الكوكب بأكمله ويخفي جزئياً الغيوم السفلية.
أورانوس: أزرق باهت . يأتي اللون من سحب الميثان. في بعض الصور التي تم إصدارها ، بدا أورانوس أخضر، لكن ذلك اللون كان مصطنع.
نبتون: أزرق باهت، كما هو الحال في أورانوس ، فإن اللون يرجع إلى الميثان. سيظهر نبتون أغمق من أورانوس بسبب الإضاءة الخافتة (مسافة أكبر من الشمس). تظهر بعض صور نبتون لون أزرق عميق ، ولكن الألوان في تلك الصور تم تحسينها. الألوان الفعلية لأورانوس ونبتون متشابهة تمامًا.
بلوتو: ( لم يعد كوكباً ، يصنف الآن على أنه كوكب قزم ) معظمه بني فاتح ، مع بعض المناطق الداكنة.
تستمد أسماء كوكب الأرض من الأساطير الرومانية واليونانية ، باستثناء اسم الأرض التي هي الجرمانية والإنجليزية القديمة في الأصل. وقد لوحظت الكواكب الخمسة التي يمكن رؤيتها بسهولة بالعين المجردة (عطارد والزهرة والمريخ والمشتري والزحل) في كل تاريخ البشرية بقدر ما نستطيع أن نراها ، وتم استدعائها بأشياء مختلفة من ثقافات مختلفة. أطلق الرومان على هذه الكواكب حسب تحركاتهم وظهورهم. على سبيل المثال ، سمي الزهرة ، الكوكب الذي يبدو ألمع ، تبعاً لآلهة الجمال الرومانية ، في حين تم تسمية المريخ المحمر على اسم إله الحرب. اعتمدت هذه الأسماء الرومانية من قبل اللغات والثقافة الأوروبية وأصبحت قياسية في العلوم.
لكن من المسؤول عن تسمية كائنات النظام الشمسي التي يتم اكتشافها الآن؟ منذ تأسيسها في عام 1919 ، كان الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) هو المسؤول عن تسمية جميع الأجسام السماوية. عندما يكتشف عالِم فلكي شيئًا ، أو يريد تسمية عنصر سطح ، يمكنه تقديم اقتراح إلى IAU ، ويوافق عليه IAU أو يقترح اسمًا مختلفًا. نظرًا لأننا لا نعتقد بوجود أي كواكب غير مكتشفة ، يركز IAU على تسمية الأقمار خصائص السطح والكويكبات والمذنبات ولديه مواقع ويب حول اصطلاحات التسمية لكل منها.
في الفضاء الفارغ ، لا يوجد هواء ، وما نسميه “صوت” هو في الواقع اهتزازات في الهواء، توجد موجات ضوئية وأمواج راديوية في الفضاء ، لكن هذه الموجات خفيفة. لا يحتاج الصوت إلى الهواء للسفر ، لكنك لن تسمعه ؛ رواد الفضاء في الفضاء يتحدثون مع بعضهم البعض. في المركبة الفضائية ، هناك الكثير من الهواء ، لذلك هم فقط يتحدثون بشكل طبيعي. عندما يسيرون في الفضاء ، يتحدثون عن طريق أجهزة الراديو في خوذاتهم. مرة أخرى ، لا تعاني الموجات الراديوية من مشكلة في الفضاء ، ولكنها ليست سليمة. إنها راديو ، والتي يجب أن تتحول إلى صوت من سماعات الرأس لرواد الفضاء.
هناك غازات في الفضاء ، والصحيح أن هذه الغازات يمكنها نشر موجات صوتية مثلما يسمح هواء الأرض للصوت بالسفر من خلاله؟ لكن الفرق هو أن السحب الغازية بين النجوم تكون أقل كثافة بكثير من الغلاف الجوي للأرض. (إن لديهم ذرات أقل لكل قدم مكعبة). لذلك إذا كانت موجة صوتية تسير عبر سحابة غاز كبيرة في الفضاء ، وكنا نستمع إلى هناك ، فإن عددًا قليلاً من الذرات في الثانية سيؤثر على طبلة الأذن.
ولن نكون قادرين على سماع الصوت لأن آذاننا ليست حساسة بما فيه الكفاية. ربما لو كان لدينا ميكروفون كبير وحساس بشكل مثير للدهشة ، يمكننا اكتشاف هذه الأصوات ، ولكن لأذنا البشرية سوف تكون صامتة.
يمكن أن تكون هناك أيضًا اهتزازات في مادة ليست غازيًا: على سبيل المثال ، الأرض الصلبة أو حتى الشمس، لكن على الرغم من أن الصوت يمكن أن ينتقل عبر الأرض ، إلا أنه لا يستطيع الانتقال من الأرض إلى المريخ لأنه لا توجد في الأساس أي (غازات ، سوائل ، مواد صلبة) بين الكواكب لكي تنتقل عبرها.
لذلك ليس صحيحًا تمامًا أنه لا توجد اهتزازات صوتية يمكن أن تنتقل عبر الفضاء على الإطلاق ، ولكن صحيح أن البشر لن يتمكنوا من سماع أي أصوات في الفضاء.
إذا كنت تود معرفة العمر الحالي للشمس (حوالي 5 مليارات سنة) يتم تحديد هذا العدد من التأريخ الإشعاعي للأجسام في النظام الشمسي والتي من المعروف أنها تشكلت في نفس الوقت مع الشمس .
العمر الإجمالي للشمس قبل أن تصبح عملاقة حمراء ، ، حوالي 10 بليون سنة (أي أن الانتقال سيحدث بعد حوالي 5 بليون سنة من الآن). ويمكن تقدير ذلك بافتراض أن الشمس “ستموت” عندما تنفد طاقتها . إن وقت حدوث ذلك هو الطاقة الكلية تقريباً للشمس التي يمكن تحويلها إلى ضوء ، مقسومة على المعدل الذي تعطيه الشمس للطاقة ، أو:
عمر الشمس= (طاقة كليّة) / (معدل الطاقة / الوقت الذي تبعث فيه الشمس الطاقة)
إن معدل الطاقة التي تنبعث منها الشمس ( لمعانها ) يبلغ حوالي 3.8 × 10 26 واط (وهذا هو الرقم 38 متبوعًا بـ 25 من الأصفار – الكثير من المصابيح الضوئية!). يمكن تحديد هذا العدد من قياسات مدى سطوع الشمس من الأرض وكذلك بعدها عننا.
تتطلب الطاقة الكلية التي تحتاج الشمس لحرقها معرفة إضافية صغيرة (على سبيل المثال ، بعض الفيزياء النووية) لفهمها. نحن نعلم أن الشمس تشرق من خلال التفاعلات النووية في القلب التي تحول أربعة ذرات هيدروجين إلى ذرة هيليوم واحدة. إذا نظرت إلى جدول دوري ، سترى أن ذرة هيليوم واحدة لديها كتلة أقل من ذرات الهيدروجين الأربعة مجتمعة ؛ حوالي 0.7 ٪ من الكتلة الأصلية قد “اختفت”. يتم تحويل هذه “الكتلة المفقودة” إلى طاقة ، وهذه هي الطاقة التي تسبب أشعة الشمس. لذلك ، باستخدام المعادلة الشهيرة Einstein E = mc 2 للتحويل بين الكتلة والطاقة لدينا أن الطاقة المتاحة في الشمس هي:
E = 0.007 x M c 2
حيث c هي سرعة الضوء و M هي كمية الكتلة في الشمس القادرة على خوض التفاعلات النووية المذكورة أعلاه.
الآن ، اتضح أن الجزء المركزي فقط من الشمس في درجة حرارة عالية بما فيه الكفاية ليخضع بالفعل لهذه التفاعلات. ستحتاج إلى استخدام نموذج تفصيلي لهيكل الشمس لمعرفة مقدار الشمس بالضبط في درجة حرارة عالية بما فيه الكفاية ، ولكن إذا كنا مجرد تقدير للأشياء ، يمكننا القول أنه حسب ترتيب 10٪ من كتلة الشمس في الجزء المركزي من الشمس حيث يكون الجو حارًا بما فيه الكفاية ليخضع لردود فعل نووية. لدينا بعد ذلك:
E = 0.007 x 0.1 x M sun c 2
حيث M الشمس هي الكتلة الإجمالية للشمس ، 2 × 10 30 كجم. وبالتالي ، يمكننا حساب أن الطاقة الكلية التي تحتاج الشمس لحرقها هي حوالي 1.3 × 10 44 جول. القسمة ٣.٨ × ١٠ ٢٦ واط (المعدل الذي تعطي الشمس الطاقة من الطاقة) في هذا العدد يعطي قيمة تقريبية تبلغ ١٠ مليارات سنة لحياة الشمس.
قبل أقل من 500 عام ، اعتقد معظم الناس أن الأرض كانت مركز النظام الشمسي. في الوقت الذي ولد فيه يوهانس كيبلر في عام 1571 ، بدأ الناس في الحصول على فكرة أن الكواكب تدور حول الشمس. كان كبلر أول من شرح الحركات المحيرة للكواكب من خلال إدراك أن مداراتها حول الشمس ليست دوائر مثالية ، ولكن اكتشف كيبلر أن حركات الكواكب يمكن وصفها بدقة شديدة من خلال بعض الصيغ الرياضية البسيطة. وكلما اقترب الكوكب من الشمس ، ازدادت سرعة انتقاله ، ووجد كيبلر طريقة لربط متوسط المسافة لكوكب من الشمس إلى الوقت الذي يستغرقه الكوكب ليصنع مدارًا كاملًا حول الأرض .
سمحت اكتشافات كيبلر له بأن يدرك مدى قرب أو أبعد جميع الكواكب من الشمس عن الأرض ، على الرغم من أنه لم يستطع معرفة المسافات الفعلية. على سبيل المثال ، كان يعرف أن المريخ أقرب من كوكب زحل ، لأن مدارًا واحدًا للمريخ يستغرق أقل من عامين ، في حين يستغرق مدار واحد من زحل حوالي 29 عامًا. على الرغم من أنه لم يستطع استخدام ذلك لحساب مسافاتهم الحقيقية ، إلا أنه اكتشف أن المريخ يبعد حوالي 1.5 مرة عن الشمس عن الأرض ، وأن زحل يبعد 10 أضعاف عن الشمس.
إذا استطاع علماء الفلك فقط تحديد المسافة من الأرض إلى أي كوكب آخر أو الشمس ، يمكنهم استخدام ذلك للعثور على المسافات لجميع الكواكب ، وسيتم تحسين فهمهم لترتيب النظام الشمسي بشكل كبير.
واحد من أوائل الأشخاص الذين قاموا بقياس جيد للمسافة إلى كوكب كان الفلكي العظيم جيان دومينيكو كاسيني. في عام 1672 ، استخدمت كاسيني تقنية تُدعى المنظر لقياس المسافة إلى المريخ.
يمكنك فهم اختلاف المنظر من خلال حمل إبهامك على طول الذراع والنظر إليه أولاً بأعين واحدة ، ثم النظر إلى الآخر. لاحظ كيف يبدو أن إبهامك يتغير ذهابًا وإيابًا أمام الكائنات البعيدة. نظرًا لأن عينيك مفصولة ببضع بوصات ، فكل منهما يشاهد إبهامك من موضع مختلف. المبلغ الذي يبدو أن إبهامك يتحرك هو اختلافه. عندما يقوم علماء الفلك بقياس اختلاف أحد الأجسام ويعرفون الفصل بين الموقعين اللذان يتم ملاحظتهما ، يمكنهما حساب المسافة إلى الجسم. باستخدام ملاحظات على الأرض مفصولة بآلاف الأميال – مثل النظر عبر عينين متباعدتين للغاية – يمكن لقياسات المنظر أن تكشف المسافات البعيدة للكواكب.
على الرغم من أنه لم يحصل على الإجابات الصحيحة ، كانت نتائج كاسيني قريبة جدًا من القيم الصحيحة. الشمس على بعد حوالي 93 مليون ميل من الأرض. مع تحرك الأرض والمريخ في مداراتهما المنفصلة ، لا يقترب كل منهما من مسافة 35 مليون ميل. زحل ، الكوكب الأبعد المعروف عندما كان كاسيني على قيد الحياة ، حوالي 900 مليون ميل ، الآن لدى الفلكيين تقنيات لقياس المسافات إلى كواكب أخرى بشكل أكثر مباشرة. عندما يكون لدينا مركبة فضائية على كوكب آخر ، نعرف الوقت الذي يستغرقه إشارة لاسلكية للتنقل بين الأرض والمركبة الفضائية. يمكننا أيضًا إرسال إشارة رادارية قوية نحو الكوكب والوقت الذي تستغرقه عودة الصدى. يعرف علماء الفلك السرعة التي تتحرك بها هذه الإشارات (سرعة الضوء) ، لذلك فإن قياس الوقت الذي يستغرقه ذلك يجعل من السهل حساب المسافة بدقة.
تم اكتشاف هذا التمدد للكون لأول مرة من قبل إدوين هابل في عام 1931. كان هابل يدرس المجرات البعيدة عندما قام باكتشاف مذهل: يبدو أن كل مجرة نظر إليها تتحرك بعيدا عن منطقتنا. مع بعض الاستثناءات القليلة ، مثل أندروميدا القريبة ، كانت كل بقعة أخرى في الكون تنجرف.
جعل هابل هذه الملاحظة بدراسة تأثير دوبلر. قد تكون على دراية بتأثير دوبلر كظاهرة تؤثر على الموجات الصوتية (عندما تمر سيارة صاخبة من جانبك ، تنخفض درجة الصوت فجأة ). نفس الشيء يحدث مع موجات الضوء. عندما تبتعد المجرة ، ينتقل لون الضوء باتجاه الطرف الأحمر من الطيف.
لاحظ هابل هذا التحول الأحمر في كل مجرة كان ينظر إليها ، ولكن الأكثر إثارة للدهشة هو أن الاحمرار كان أكثر حدة كلما ابتعدت المجرة. هذا يعني أن المجرات أبعد كانت تنفصل أسرع من المجرات القريبة. الاستنتاج الوحيد الممكن الذي كان يمكن أن يستخلصه هو أن الكون بأكمله كان يتوسع.
يعتقد هابل أن توسع الكون كان ثابتًا ، بمعنى أنه يجب أن تتحرك المجرات مرتين إلى أبعد من ذلك بسرعة. لكن في عام 1998 ، أحدث هابل – تلسكوب هابل الفضائي – اكتشافًا مذهلاً آخر حول توسع الكون. باستخدام التلسكوب في بعض من أبعد المجرات في الكون ، اكتشف علماء الفلك أن الكون لا يتوسع فحسب بل يتزايد بسرعة.
لأننا داخل درب التبانة ، لا يمكننا التقاط أي صور لها من زاوية “فوق” المجرة ،بدلاً من ذلك ، نحصل فقط على صور نرى فيها بنية حافة درب التبانة ، من داخلها. يمكن العثور هنا على أمثلة لهذه الصور في العديد من الأطوال الموجية المختلفة. كل صورة هي صورة بانورامية – إذا كنت تريد فكرة عما نراه حقًا ، تخيل التقاط كل صورة وإضافتها في دائرة كبيرة حولك. اختار ببساطة ألمع جزء هذه الدائرة بحيث يقع مركز المجرة (ألمع جزء من درب التبانة) وضعه في مركز الصورة. قد يعطي هذا الوهم بأننا ننظر إلى صورة جانبية لدرب التبانة من الخارج ، لكننا في الواقع لسنا كذلك – إن الحواف اليمنى واليسرى لهذه الصورة تمثل ببساطة مادة في مجرة درب التبانة الموجودة في الاتجاه المعاكس للمركز المجرة من وجهة نظرنا ، وبما أننا أنفسنا قريبون جدا من حافة درب التبانة ، ليس هناك الكثير لنرى في هذا الاتجاه.
نحن نعيش في مجرة درب التبانة ، وهذا يعني أنه في كل مرة نتطلع فيها إلى سماء الليل ، ننظر إلى مجرة درب التبانة . أكثر بالضبط من ذراع حلزونية أقرب إلى مركز المجرة جزء واحد من السنة وفي الجزء الآخر نرى الحافة القريبة من الذراع الحلزوني أبعد من مركز المجرة. نظرًا للسديم وسحب الغبار ، لا يمكننا رؤية مركز مجرتنا (في الضوء المرئي) في أي وقت. وتظل الإجابة المُرّة أننا لن نستطيع أخذ صورة لمجرتنا بشكل كليّ ما دمنا نعيش داخلها.
كانت هذه مجموعة من الأسئلة التي تطرح بشكل دائم من قبل الكثير حول الفلك وقياسات الفيزياء ، إن كنت ترغب في معرفة شرح حول سؤال ما ، يمكنك مشاركتنا في تعليق ، حتى يتم إضافته في المقال القادم.
تمت الاستعانة ب:
www.physics.org
amp.space.com
https://curious.astro.cornell.ed