شما چرا سراغ نجوم

آمده اید؟؟؟؟؟؟؟؟؟

 اگه سوالی داری بگو بهت بگم در باره نجوم!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!! 

salam be tamam khanandeghan aziz baba delemon khast ye baram be fingilish benevisim in akaharin up mane valy khob sar mizanam mikhastam begam faghat nazar nadid kamy ham be matalrbe weblog ha ham tavajo konid alan to jame ma kamtar kasy payda mishe ke be alm ahamiyat bede valy omidvaram in darsad azafe beshe khob age atelaaty dar bare ye man mikhain to porpfilam hast shayad ye webe dige zadam vaghty zadam hatman be he ton khabar midam bey bey bey bey bey bey

دیگر وبم که تازه ساختم

http://wbedoneasm.blogfa.com

غبار کیهانی، منشاء اقیانوس‌های روی زمین

خاستگاه اقیانوس‌های روی زمین، یکی از معماهای حل‌نشده این سیاره است. شبیه‌سازی رایانه‌ای اتصال آب به ذرات اولیوین، نشان می‌دهد آب همراه با غبار کیهانی و در ابتدای تشکیل این کره در آن وجود داشته است.

خاستگاه اقیانوس‌های روی زمین یکی از معماهای حل‌نشده این سیاره است. زمین در دل یک سحابی غبارآلود و در نزدیکی خورشید جوان شکل‌گرفته و به همین دلیل امکان ندارد در ابتدا آبی روی این کره باقی‌مانده باشد.

بسیاری از محققین آب موجود در خرده‌سیارک‌ها یا دنباله‌دارهای یخی که با زمین برخورد کرده‌اند را منشاء آب روی زمین می‌دانند، اما آب موجود در این اجرام آسمانی غنی از دوتریوم و سنگین است و از سوی دیگر میزان پلاتین و دیگر عناصر کمیاب موجود در بستر اقیانوس‌ها به حدی نیست که این فرضیه را تأیید کند.

به گزارش آسمان پارس، تحقیق تازه‌ای نشان می‌دهد آب، مایه حیات زمین از همان ابتدای پیدایش این کره همراه آن بوده و این ذرات کیهانی تشکیل‌دهنده زمین بوده‌اند که مولکول‌های آن را به صورت یک اتصال محکم به این سیاره آورده‌اند تا در برابر نور و حرارت خورشید جوان آزاد‌شده و اقیانوس‌ها را شکل دهد. البته مطابق این فرضیه باز هم برخورد اجرام آسمانی با زمین، منشاء بخشی از آب‌های روی این کره خواهد بود.

این نتایج تازه عدم‌هماهنگی میان درصد آب سنگین اقیانوس‌ها با خرده‌سیارک‌های یخی و عدم‌ وجود ذرات به جامانده از آنها را در بستر اقیانوس به خوبی توجیه می‌کند.

نورا د-لوو و همکارانش که این فرضیه را مطرح کرده‌اند، موفق به طراحی مدلی رایانه‌ای شده‌اند که لحظه اتصال آب به ذرات اولیوین -ماده معدنی موجود در غبار کیهانی و سطح سیارات منظومه شمسی- را نشان می‌دهد. مطابق این مدل اتصال آب به این ذرات با آزاد‌شدن انرژی فراوانی همراه است و در نتیجه جدا کردن این مولکول از ذرات اولیوین نیازمند صرف انرژی قابل‌توجهی خواهد بود که خورشید و حرارت بالای آن می‌توانسته در اختیار زمین و این ذرات قرار دهد.

مطابق این مدل ذرات اولیوین قادر بوده‌اند تا 630 درجه سانتیگراد اتصال مولکولی با آب را حفظ کنند. در نتیجه می‌توانسته‌اند در طول تشکیل زمین هیدراته باقی بمانند.

محققین معتقدند این آب پس از شکل‌گرفتن زمین در اثر نور و حرارت خورشید آزاد‌ شده و اقیانوس‌های روی زمین را شکل داده است. البته برخورد خرده‌سیارک‌های یخی با زمین در اولین سال‌های تشکیل منظومه شمسی غیرقابل اجتناب است و منشاء بخشی از آب روی زمین را این برخوردها تشکیل داده‌اند.

احتمالا معمای آینده درصد آبی است که توسط مکانیزم‌های گوناگون روی زمین تشکیل‌شده و حیات را در آن آغاز کرده است.

کشف 5 کهکشان نامرئی توسط تلسکوپ فضایی هرشل

تازه ترین کشف تلسکوپ فضایی هرشل متعلق به آژانس فضایی اروپا که سال گذشته به فضا پرتاب‌شده، کهکشان‌های نامرئی دور دستی هستند که می‌توانند به پرسش‌هایی در زمینه ماده تاریک و تولد ستارگان پاسخ دهند.

پنج کهکشان دور‌دست به شکلی توسط غبار کیهانی پوشیده شده‌اند که امکان رؤیت آنها در طول‌موج‌های مرئی وجود ندارد. این کهکشان‌ها توسط تلسکوپ فضایی هرشل متعلق به آژانس فضایی اروپا در محدوده طول‌موج‌های زیرمیلیمتری و با فاصله‌ای نزدیک به 8 میلیارد‌ سال‌نوری از زمین رصد شده‌اند. از آنجا که این غبار کیهانی توسط ستارگان جوان تولید شده، این کشف می‌تواند دریچه تازه‌ای رو به گذشته کیهان و زمان شکل‌گیری سریع ستارگان به روی اخترشناسان باز کند.

به گزارش آسمان پارس، رصد طیف حاصل از این کهکشان‌ها نشان می‌دهد آنها باید در فاصله بین 2 تا 4میلیارد سال پس از آغاز کیهان ایجاد شده باشند. سرعت تشکیل ستارگان در این بازه زمانی 100 برابر نرخ رشد فعلی آنها بوده است.

ستارگان جوان عامل پراکندگی این غبار کیهانی هستند که می‌تواند مانع از عبور نور مرئی به فضای اطراف شود. اما همین ستارگان باعث گرم‌شدن این غبار و ساتع‌شدن طول‌موج‌های گوناگونی از نور فروسرخ توسط آن به فضای اطراف می‌شوند. با گسترش کیهان این طول‌موج‌ها نیز بلندتر شده و در نهایت به زمین و تلسکوپ فضایی هرشل که پرتوهای فروسرخ و زیرمیلیمتری را رصد می‌کند، رسیده‌اند.

متیا نگرلو و همکارانش در دانشگاه اپن میلتون کینز انگلستان موفق شدند با بررسی منابع ساتع‌کننده پرتوهای درخشان زیرمیلیمتری در تصاویری که به تازگی توسط هرشل ارسال شده‌اند، این کهکشان‌های نامرئی را کشف کنند. پس از این کشف هرشل، رصدخانه‌های زمینی این منطقه از‌ آسمان را رصد کردند. در تمامی تصاویر به دست آمده کهکشان‌های نامرئی بسیار‌ نزدیک‌تر به زمین به نظر می‌رسیدند. محققین احتمال می‌دهند جاذبه کهکشان‌های نزدیک باعث انحراف نور و بزرگ‌تر جلوه‌کردن این کهکشان‌ها شده است.

نیمرخ ماده تاریک

آسانتا کورای، یکی از اعضای این گروه پژوهشی از دانشگاه کالیفرنیا به این نکته اشاره می‌کند که تنها چندین منبع محدود پرتوهای زیرمیلیمتری در اطراف ما وجود دارند و در نتیجه درخشان‌ترین این منابع، همگی عدسی‌های گرانشی هستند که به دلیل جرم بسیار بالا، نور را به سمت زمین منحرف کرده‌اند. کورای احتمال می‌دهد تا مارس 2011/ فروردین‌ماه 1390 که هرشل رصد 1.5درصد از پهنه آسمان را به انجام خواهد رسانید، شاهد ظهور چند‌صد‌تایی از این کهکشان‌ها باشیم.

به دلیل بزرگ‌نمایی کهکشان‌های دوردست توسط انحراف نور، مطالعه آنها و نحوه شکل‌گیری ستارگان در طول این دوره فعال به مراتب ساده‌تر خواهد بود. علاوه بر این، بررسی شکل خمیدگی این پرتوها می‌تواند به مطالعه محتوای ماده تاریک کیهان که باعث این خمیدگی شده، کمک کند.

هرشل که اردیبهشت 1388 به فضا پرتاب شده، می‌تواند طیفی از نور با طول موج زیرمیلیمتر را رصد کند که جو زمین مانع از رسیدن آنها به سطح زمین می‌شود. اما رصدخانه‌‌های زمینی طول‌موج‌هایی بلندتر و در محدوده میلیمتر را رصد می‌کنند که می‌توانند از کهکشان‌هایی دورتر ساتع شده باشند.

 

تازه ترین کشف تلسکوپ فضایی هرشل متعلق به آژانس فضایی اروپا که سال گذشته به فضا پرتاب‌شده، کهکشان‌های نامرئی دور دستی هستند که می‌توانند به پرسش‌هایی در زمینه ماده تاریک و تولد ستارگان پاسخ دهند.

 

پنج کهکشان دور‌دست به شکلی توسط غبار کیهانی پوشیده شده‌اند که امکان رؤیت آنها در طول‌موج‌های مرئی وجود ندارد. این کهکشان‌ها توسط تلسکوپ فضایی هرشل متعلق به آژانس فضایی اروپا در محدوده طول‌موج‌های زیرمیلیمتری و با فاصله‌ای نزدیک به 8 میلیارد‌ سال‌نوری از زمین رصد شده‌اند. از آنجا که این غبار کیهانی توسط ستارگان جوان تولید شده، این کشف می‌تواند دریچه تازه‌ای رو به گذشته کیهان و زمان شکل‌گیری سریع ستارگان به روی اخترشناسان باز کند.

به گزارش آسمان پارس، رصد طیف حاصل از این کهکشان‌ها نشان می‌دهد آنها باید در فاصله بین 2 تا 4میلیارد سال پس از آغاز کیهان ایجاد شده باشند. سرعت تشکیل ستارگان در این بازه زمانی 100 برابر نرخ رشد فعلی آنها بوده است.

ستارگان جوان عامل پراکندگی این غبار کیهانی هستند که می‌تواند مانع از عبور نور مرئی به فضای اطراف شود. اما همین ستارگان باعث گرم‌شدن این غبار و ساتع‌شدن طول‌موج‌های گوناگونی از نور فروسرخ توسط آن به فضای اطراف می‌شوند. با گسترش کیهان این طول‌موج‌ها نیز بلندتر شده و در نهایت به زمین و تلسکوپ فضایی هرشل که پرتوهای فروسرخ و زیرمیلیمتری را رصد می‌کند، رسیده‌اند.

متیا نگرلو و همکارانش در دانشگاه اپن میلتون کینز انگلستان موفق شدند با بررسی منابع ساتع‌کننده پرتوهای درخشان زیرمیلیمتری در تصاویری که به تازگی توسط هرشل ارسال شده‌اند، این کهکشان‌های نامرئی را کشف کنند. پس از این کشف هرشل، رصدخانه‌های زمینی این منطقه از‌ آسمان را رصد کردند. در تمامی تصاویر به دست آمده کهکشان‌های نامرئی بسیار‌ نزدیک‌تر به زمین به نظر می‌رسیدند. محققین احتمال می‌دهند جاذبه کهکشان‌های نزدیک باعث انحراف نور و بزرگ‌تر جلوه‌کردن این کهکشان‌ها شده است.

هرشل که اردیبهشت 1388 به فضا پرتاب شده، می‌تواند طیفی از نور با طول موج زیرمیلیمتر را رصد کند که جو زمین مانع از رسیدن آنها به سطح زمین می‌شود. اما رصدخانه‌‌های زمینی طول‌موج‌هایی بلندتر و در محدوده میلیمتر را رصد می‌کنند که می‌توانند از کهکشان‌هایی دورتر ساتع شده باشند.

 

محاسبه فواصل نجومی

مقدمه

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم

اختلاف منظر ظاهری
منظر ظاهری انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می‌کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه‌های متفاوت را به شما نشان می‌دهند. با این روش می‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می‌شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می‌شود.)

برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می‌گیرند و جابجایی زاویه‌ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می‌آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می‌آورند(همانطور که می‌دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می‌گیرند و رابطه را به صورت زیر می‌نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می‌آید. (P = 1/d (pc

با این روش به دلیل ناتوانی فقط می‌توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می‌شود

اختلاف منظر طیفی

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.

در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از متغیرهای قیفاووسی و ابر نواختران

متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.

آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:

m - M = distance modulus =5 log d - 5

استفاده از قانون هابل

روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می‌کنیم:

V = d×H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می‌کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می‌آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می‌توان سرعت را بدست آورد:

v = C×Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می‌آید:

d = C×Z/H

البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می‌کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می‌آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می‌کند

قوانین کپلر

دید کلی

در اوایل قرن هفدهم ، پیش از آنکه نیوتن قوانین حرکت خود را کشف کند، کپلر سه قانون اساسی خود را که برای توصیف حرکت سیارات بکار می‌رفت، اعلام کرد. کپلر این قوانین را از رصدهای دقیق و پر دامنه‌ای که تیکو براهه از حرکت سیارات انجام داده بود، استنتاج کرد. قوانین کپلر پایه و اساس قوانین نیوتن و مکانیک کلاسیک برای توضیح حرکات سیاره‌ای است.

یوهانس کپلر (1630-1571) ، ستاره شناس آلمانی ، نشان داد که سیارات در مسیرهایی بیضوی حرکت می‌کنند و خورشید در یکی از کانونهای بیضی قرار دارد. پس از مشاهده مدار مریخ ، او همچنین نشان داد که خط فرضی میان سیاره و خورشید در زمانهای مساوی مناطق مساوی بیضی را قطع می‌کند، زیرا هنگامی که سیاره به خورشید نزدیکتر می‌شود، سریعتر حرکت می‌کند. بالاخره او نشان داد که چگونه زمان گردش سیاره در مدار خورشید (دوره تناوب مداری) با فاصله افزایش می‌یابد. این کشفها به قوانین حرکت سیاره‌ای کپلر معروف شدند.

قانون اول کپلر

اگر حرکت یک سیاره را مد تظر قرار دهیم، ملاحظه می‌شود که تنها نیرویی که بر یک سیاره وارد می‌شود، نیروی گرانشی حاصل از خورشید و سیارات دیگر است، که مقدار این نیرو بر اساس قانون جهانی گرانشی تعیین می‌شود. همچنین می‌دانیم که نیروی گرانشی یک نیروی مرکزی متناسب با عکس مجذور فاصله است. لذا طبیعی است که مسیر حرکت باید به صورت مقاطع مخروطی باشد.

حال اگر معادلات حرکت را نوشته و آنها دقیقا حل کنیم، ملاحظه می‌شود که مسیر حرکت بیضی شکل است، که مشخصات این بیضی از قبیل خروج از مرکز و پارامترهای دیگر قابل محاسبه است. بنابراین قانون اول کپلر به این صورت بیان می‌شود که سیارات در مدارهایی بیضی شکل حرکت می‌کنند که خورشید در یکی از کانونهای آن قرار دارد.

قانون دوم کپلر

دیدیم که نیروی وارد بر یک سیاره از نوع نیروهای مرکزی است. یک پیامد این قضیه را می‌توان این گونه بیان نمود که چون نیرو مرکزی است، لذا گشتاور نیروی وارده که برابر با تغییرات زمانی اندازه حرکت زاویه‌ای است باید صفر باشد. بنابراین اندازه حرکت زاویه‌ای مقدار ثابتی است. همچنین بقای اندازه حرکت زاویه‌ای بر قرار متضمن ثابت بودن خهت آن می‌باشد، لذا حرکت در یک صفحه خواهد بود. با استفاده از بقای اندازه حرکت زا ویه‌ای می‌توان سطح جاروب نشده بوسیله یک بردار شعاعی را که از خورشید تا سیاره امتداد دارد، بدست آورد.

بنابراین قانون دوم کپلر را می‌توان به این صورت بیان کرد که سطح جاروب شده بوسیله بردار شعاعی خورشید تا سیارات در زمانهای مساوی ، یکسان است. در واقع می‌توان گفت که قانون دوم کپلر نتیجه‌ای از قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای است.

قانون سوم کپلر

گفتیم که مسیر حرکت سیارات به دور خورشید، مسیرهای بیضی شکل هستند. هر بیضی به وسیله قطر و خروج از مرکز شناخته می شود . حال اگر بتوانیم دوره تناوب حرکت سیاره را برحسب فطر بزگ بیضی پیدا کنیم، ملاحظه می کنیم مربع دوره تناوب حرکت سیاره با توان سوم با مکعب نصف قطر بزرگ بیضی متناسب است. این بیان به عنوان قانون سوم کپلر معروف است و به این صورت بیان می‌شود که مربع زمان تناوب چرخش سیارات به دور خورشید با مکعب نصف محور بزرگ بیضی متناسب است.

رابطه قوانین کپلر و قوانین نیوتن

قوانین کپلر را به راحتی می‌توان از قوانین حرکت نیوتن و قانون جهانی گرانشی وی بدست آورد. مسئله عکس یعنی استنتاج قوانین نیرو از قوانین کپلر و قانون حرکت ، مسئله ساده‌تری است و از نظر تاریخی اهمیت بسیاری دارد. چون از این راه بود که نیوتن قانون گرانشی را نتیجه گرفت.

انحراف از قوانین کپلر

با در نظر گرفتن این حقیقت که مسئله نیروی مرکزی ، نوعی آرمان سازی مسئله فیزیکی واقعی است، لذا انتظار داریم که حرکات سیارات اندک انحرافی از قوانین کپلر داشته باشند. اول اینکه فرض کرده‌ایم که خورشید ساکن باشد، حال آنکه در واقع ، در اثر جاذبه سیارات ، باید حرکت لنگی وار خفیفی داشته باشد. این اثر حتی در مورد سیارات بزرگ ناچیز است و بوسیله روشهای قابل تصحیح می‌باشد.

دوم اینکه سیاره‌ای مانند زمین ، علاوه بر کشش خورشید تحت تأثیر نیروی جاذبه سیارات دیگر نیز قرار دارد. از آنجا که جرم حتی سنگینترین سیارات فقط چند درصد جرم خورشید است، این نیروی جاذبه موجب می‌شود که انحرافات کوچک ، ولی قابل اندازه گیری از قوانین کپلر ایجاد گردد. این انحرافات را می‌توان حساب کرد و با رصدهای دقیق به خوبی توافق دارد. در واقع برخی از سیارات مانند نپتون و پلوتون بخاطر همین اثری که بر حرکت سیارات دیگر داشتند، کشف شدند.

کاربرد قوانین کپلر

با استفاده از قوانین کپلر می‌توان مدار حرکت سفینه‌های فضایی را پیشگویی نمود. به این مشخصات مداری را که سفینه پیرامون خورشید خواهد پیمود با استفاده از محاسبات ریاضی تعیین می‌شود. البته این مسئله را در مورد اجرام سماوی مانند سیارات نیز می‌توان انجام داد.

مناطق مساوی
کپلر نشان داد که حرکت سیاره از نقطه A
به B با حرکتش از C به D به یک اندازه است.
مناطق آبی رنگ هم اندازه‌اند

اخباری درباره زحل

محققان دانشگاه کورنل اعلام کردند امواج سونامی عظیمی از ذرات یخی در یکی از حلقه‌های زحل در حرکت‌اند که به واسطه یکی از قمرهای زحل به نام تایتان به وجود آمده‌اند

به گزارش خبرگزاری مهر، به گفته دانشمندان کشش گرانشی قمر تایتان ذرات حلقه درونی تر C زحل را به بالا کشیده و امواجی بزرگ متشکل از حفره‌ها و نقطه‌های اوج خلق کرده است.

فیلیپ نیکولسون از دانشگاه کورنل معتقد است این پدیده کمی به سونامی‌هایی شباهت دارد که از یک زمین لرزه گسلی به وجود می‌آیند دانشمندان از گذشته درگیر حل معمای حفره‌های موجود در حلقه C سیاره زحل بوده‌اند، پدیده‌ای که گاه به قمرهایی نسبت داده می‌شوند که در میان حلقه‌ها در حرکت بوده و ساختار آن را به هم می‌ریزند.

دیگر حفره‌ها به نظر هیج اتصالی به قمرها ندارند و آنچه سئوالات بیشتری را در رابطه با این پدیده‌ها بر می‌انگیزد این است که ابعاد آنها تغییر کرده و حتی گاه و بی گاه ناپدید می‌شوند به گفته نیکولسون تعیین اینکه این حفره‌ها در کجای حلقه‌ها قرار گرفته‌اند و چه چیز آنها را باز نگه می‌دارد به مشکلی رو به رشد تبدیل شده است.

کشف این سونامی‌ها زمانی رخ داد که رصدگران رصد حلقه‌ها را به شکل سه بعدی آغاز کرده و مشاهده کردند نقاط اوجی در حلقه C دیده می‌شود این موج‌ها از زوایای دید مختلف می توانند حفره های حلقه را مختل کرده و یا کاملا از بین ببرند که این رویداد می تواند دلیل تمایل حفره ها به تغییر و ناپدید شدن از برابر چشم را توضیح دهد.

معمای حفره‌ها در حالی ذهن اخترشناسان را به خود مشغول کرده که هنوز برای خود حلقه‌های زحل نیز منشا دقیقی یافته نشده است. بر اساس یکی از فرضیه‌ها این حلقه‌ها بقایای تخریب یک یا بیش از یک قمر از قمرهای زحل هستند که در اثر برخورد با شهاب سنگ‌ها و یا دیگر قمرهای سیاره تخریب شده‌اند.

حلقه C دومین حلقه درونی از میان هفت حلقه سیاره زحل به شمار می‌رود. دانشمندان با مطالعه حلقه‌های این سیاره می‌توانند اطلاعاتی ارزشمند درباره حلقه‌های ستاره‌ای که احتمال شکل گیری سیاره در آنها وجود دارد، به دست آورند.