الاضطراب (علم الفلك)

في علم الفلك ، يُعرف الاضطراب بأنه الحركة المعقدة لجسم ضخم يتعرض لقوى أخرى غير قوة الجذب التثاقلي لجسم ضخم آخر . [ 1 ] قد تشمل هذه القوى الأخرى جسمًا ثالثًا (أو رابعًا، أو خامسًا، إلخ)، ومقاومة ، كما في حالة الغلاف الجوي ، وقوة الجذب غير المركزية لجسم مفلطح أو مشوه الشكل. [ 2 ]
مقدمة
بدأ البحث في الاضطرابات مع المحاولات الأولى للتنبؤ بحركة الكواكب في السماء. في العصور القديمة، كانت أسباب هذه الاضطرابات مجهولة. قام إسحاق نيوتن ، عند صياغته لقوانين الحركة والجاذبية ، بتطبيقها على التحليل الأول للاضطرابات، [ 2 ] مدركًا الصعوبات المعقدة لحسابها. [ أ ] ومنذ ذلك الحين، أولى العديد من علماء الرياضيات البارزين اهتمامًا كبيرًا لمختلف المشكلات المتعلقة بها؛ وطوال القرنين الثامن عشر والتاسع عشر ، كان هناك طلب متزايد على جداول دقيقة لمواقع القمر والكواكب لأغراض الملاحة البحرية .
يمكن تحليل الحركات المعقدة للاضطرابات الجاذبية. الحركة الافتراضية التي يتبعها الجسم تحت تأثير جاذبية جسم آخر فقط هي قطع مخروطي ، ويمكن وصفها هندسيًا . يُطلق على هذه الحالة مسألة الجسمين ، أو مدار كبلر غير مضطرب . الاختلافات بين هذه الحركة والحركة الفعلية للجسم هي اضطرابات ناتجة عن التأثيرات الجاذبية الإضافية للجسم أو الأجسام المتبقية. إذا كان هناك جسم واحد آخر مهم فقط، فإن الحركة المضطربة تُسمى مسألة الأجسام الثلاثة ؛ أما إذا كان هناك عدة أجسام أخرى، فتُسمى مسألة الأجسام المتعددة . يوجد حل تحليلي عام (تعبير رياضي للتنبؤ بالمواقع والحركات في أي وقت مستقبلي) لمسألة الجسمين؛ وعند النظر في أكثر من جسمين، لا توجد حلول تحليلية إلا لحالات خاصة. حتى مسألة الجسمين تصبح غير قابلة للحل إذا كان أحد الأجسام غير منتظم الشكل. [ 6 ]

في معظم الأنظمة التي تتضمن قوى جاذبية متعددة، يوجد جسم رئيسي واحد مهيمن في تأثيراته (على سبيل المثال، نجم ، في حالة النجم وكوكبه، أو كوكب، في حالة الكوكب وقمره). ويمكن اعتبار تأثيرات جاذبية الأجسام الأخرى بمثابة اضطرابات في الحركة الافتراضية غير المضطربة للكوكب أو القمر حول جسمه الرئيسي.
التحليل الرياضي
الاضطرابات العامة
في طرق الاضطرابات العامة ، تُحل المعادلات التفاضلية العامة، سواءً كانت متعلقة بالحركة أو بتغير العناصر المدارية ، تحليليًا، عادةً باستخدام متسلسلات . تُعبّر النتيجة عادةً بدلالة الدوال الجبرية والمثلثية للعناصر المدارية للجسم المدروس والأجسام المؤثرة. يمكن تطبيق هذا بشكل عام على العديد من مجموعات الشروط المختلفة، ولا يقتصر على أي مجموعة معينة من الأجسام الجاذبة. [ 7 ] تاريخيًا، دُرست الاضطرابات العامة أولًا. تُعرف الطرق الكلاسيكية بتغير العناصر ، أو تغير المعاملات ، أو تغير ثوابت التكامل . في هذه الطرق، يُفترض أن الجسم يتحرك دائمًا في مقطع مخروطي ، إلا أن هذا المقطع يتغير باستمرار نتيجةً للاضطرابات. إذا توقفت جميع الاضطرابات في أي لحظة معينة، فسيستمر الجسم في هذا المقطع المخروطي (الذي أصبح الآن ثابتًا) إلى أجل غير مسمى. يُعرف هذا القطع المخروطي باسم المدار المماس، وعناصره المدارية في أي وقت معين هي ما يتم البحث عنه بواسطة طرق الاضطرابات العامة. [ 2 ]
تستفيد نظرية الاضطرابات العامة من حقيقة أن مدار الجسمين يتغير ببطء نسبيًا في العديد من مسائل الميكانيكا السماوية نتيجةً للاضطرابات؛ إذ يُعد مدار الجسمين تقريبًا أوليًا جيدًا. ولا تُطبق نظرية الاضطرابات العامة إلا إذا كانت قوى الاضطراب أصغر بنحو رتبة مقدارية واحدة، أو أقل، من قوة جاذبية الجسم الأساسي. [ 6 ] وفي النظام الشمسي ، يكون هذا هو الحال عادةً؛ إذ تبلغ كتلة كوكب المشتري ، ثاني أكبر جسم في النظام الشمسي ، حوالي 1/1000 من كتلة الشمس .
تُفضَّل طرق الاضطراب العامة في بعض أنواع المسائل، إذ يسهل تحديد مصدر بعض الحركات المرصودة. لكن هذا لا ينطبق بالضرورة على الاضطرابات الخاصة؛ إذ يمكن التنبؤ بالحركات بدقة مماثلة، ولكن لن تتوفر أي معلومات عن تكوينات الأجسام المُسبِّبة للاضطراب (مثل الرنين المداري ) التي أدت إلى حدوثها. [ 6 ]
اضطرابات خاصة
في طرق الاضطرابات الخاصة ، تُستخدم مجموعات البيانات العددية، التي تمثل قيم المواضع والسرعات وقوى التسارع المؤثرة على الأجسام محل الاهتمام، كأساس للتكامل العددي لمعادلات الحركة التفاضلية . [ 8 ] في الواقع، يتم تغيير المواضع والسرعات بشكل مباشر، ولا تُبذل أي محاولة لحساب منحنيات المدارات أو عناصرها . [ 2 ]
يمكن تطبيق الاضطرابات الخاصة على أي مسألة في علم الميكانيكا السماوية ، إذ لا تقتصر على الحالات التي تكون فيها قوى الاضطراب صغيرة. [ 6 ] بعد أن كانت تُطبق فقط على المذنبات والكويكبات، أصبحت طرق الاضطرابات الخاصة الآن أساسًا لأدق جداول مدارات الكواكب التي تُنتجها الآلات في التقاويم الفلكية الكبرى. [ 2 ] [ ب ] تُستخدم الاضطرابات الخاصة أيضًا لنمذجة المدارات باستخدام الحواسيب.
تركيبة كويل

ربما تكون صيغة كويل (التي سُميت نسبةً إلى فيليب هـ. كويل ، الذي استخدم مع إيه سي دي كروميلين طريقةً مماثلةً للتنبؤ بعودة مذنب هالي) أبسط طرق الاضطراب الخاصة. [ 9 ] في نظام منبالنسبة للأجسام المتفاعلة فيما بينها، تحل هذه الطريقة رياضياً القوى النيوتونية المؤثرة على الجسمعن طريق جمع التفاعلات الفردية من الآخرالأجسام:
أينهو متجه تسارع الجسم،هو ثابت الجاذبية ،كتلة الجسم،وهي متجهات موضع الكائناتوعلى التوالي، وهي المسافة من الجسمللاعتراضتُنسب جميع المتجهات إلى مركز ثقل النظام. تُحلل هذه المعادلة إلى مركباتها فيووتُدمج هذه القيم عدديًا لتكوين متجهات السرعة والموقع الجديدة. وتُكرر هذه العملية حسب الحاجة. تتميز طريقة كويل بسهولة تطبيقها وبرمجتها. أما عيبها، فهو أنه عندما تصبح الاضطرابات كبيرة (كما هو الحال عند اقتراب جسم من آخر)، تزداد أخطاء الطريقة أيضًا. [ 10 ] مع ذلك، لا يحدث هذا في كثير من مسائل الميكانيكا السماوية . ومن عيوبها الأخرى أنه في الأنظمة التي تحتوي على جسم مركزي مهيمن، كالشمس ، يلزم استخدام أرقام معنوية كثيرة في العمليات الحسابية نظرًا للاختلاف الكبير في قوى الجسم المركزي والأجسام المؤثرة، مع أن الأرقام عالية الدقة المدمجة في الحواسيب الحديثة لم تعد تشكل عائقًا كبيرًا كما كانت في السابق. [ 11 ]
طريقة إنكي

تبدأ طريقة إنكي بالمدار المماس كمرجع، ثم تُجري تكاملاً عددياً لحساب التغير عن هذا المرجع كدالة للزمن. [ 12 ] من مزاياها أن الاضطرابات تكون صغيرة عموماً، مما يسمح بإجراء التكامل بخطوات أكبر (مما يقلل الأخطاء)، كما أنها أقل تأثراً بالاضطرابات الشديدة. أما عيبها فهو التعقيد؛ إذ لا يمكن استخدامها بشكل دائم دون تحديث المدار المماس من حين لآخر، ثم المتابعة من هناك، وهي عملية تُعرف بالتصحيح . [ 10 ] تشبه طريقة إنكي طريقة الاضطراب العامة لتغير العناصر، إلا أن التصحيح يُجرى على فترات منفصلة بدلاً من أن يكون مستمراً. [ 13 ]
تأجيرليكن متجه نصف قطر المدار المماس ،متجه نصف قطر المدار المضطرب، والاختلاف عن المدار الملامس،
| ومعادلة حركةهو ببساطة | 1 |
| . | 2 |
وهي مجرد معادلات حركةو
| بالنسبة للمدار المضطرب و | 3 |
| بالنسبة للمدار غير المضطرب، | 4 |
أينهو معامل الجاذبية معوكتل الجسم المركزي والجسم المضطرب ،هو التسارع المُؤثِّر ، ووهي مقاديرو.
بالتعويض من المعادلتين ( 3 ) و( 4 ) في المعادلة ( 2 )،
| 5 |
والذي، نظرياً، يمكن دمجه مرتين لإيجادبما أن حساب المدار الملامس يتم بسهولة باستخدام طرق الجسمين،ويتم احتسابها ويمكن حلها. عمليًا، الكمية بين القوسين،، هو الفرق بين متجهين متساويين تقريبًا، ويلزم إجراء مزيد من المعالجة لتجنب الحاجة إلى أرقام معنوية إضافية . [ 14 ] [ 15 ] كانت طريقة إنكي أكثر استخدامًا قبل ظهور الحواسيب الحديثة ، عندما كان يتم إجراء الكثير من حسابات المدار على آلات حاسبة ميكانيكية .
الطبيعة الدورية

في النظام الشمسي، تتسم العديد من اضطرابات الكواكب ببعضها البعض بأنها دورية، وتتألف من نبضات صغيرة تحدث في كل مرة يمر فيها كوكب بجانب آخر في مداره. وهذا ما يجعل الأجرام تتبع حركات دورية أو شبه دورية، مثل القمر في مداره المضطرب بشدة ، وهو موضوع نظرية القمر . وقد أدت هذه الطبيعة الدورية إلى اكتشاف نبتون عام 1846 نتيجة لاضطراباته في مدار أورانوس .
تُسبب الاضطرابات المتبادلة المستمرة بين الكواكب تغيرات شبه دورية طويلة الأمد في عناصر مداراتها ، وتظهر هذه التغيرات بوضوح عندما تتزامن فترات مدارات كوكبين تقريبًا. على سبيل المثال، خمس دورات لكوكب المشتري (59.31 سنة) تُعادل تقريبًا دورتين لكوكب زحل (58.91 سنة). يُسبب هذا اضطرابات كبيرة في كليهما، بفترة 918 سنة، وهي المدة اللازمة للفرق الطفيف في موقعيهما عند الاقتران لإكمال دورة كاملة، وهو ما اكتشفه لابلاس لأول مرة . [ 2 ] يمتلك كوكب الزهرة حاليًا المدار الأقل انحرافًا ، أي أنه الأقرب إلى الدائري ، من بين جميع مدارات الكواكب. بعد 25000 سنة، سيصبح مدار الأرض أكثر دائرية (أقل انحرافًا) من مدار الزهرة. وقد ثبت أن الاضطرابات الدورية طويلة الأمد داخل النظام الشمسي يُمكن أن تُصبح فوضوية على مدى فترات زمنية طويلة جدًا؛ في بعض الظروف، يُمكن لكوكب أو أكثر أن يعبر مدار كوكب آخر، مما يؤدي إلى تصادمات. [ ج ]
تتعرض مدارات العديد من الأجرام الصغيرة في النظام الشمسي، كالمذنبات ، لاضطرابات شديدة، لا سيما بفعل جاذبية الكواكب الغازية العملاقة . وبينما تتسم العديد من هذه الاضطرابات بدورية، فإن بعضها الآخر ليس كذلك، وقد تمثل هذه الأخيرة على وجه الخصوص جوانب من الحركة الفوضوية . فعلى سبيل المثال، في أبريل 1996، تسبب تأثير جاذبية كوكب المشتري في انخفاض دورة مدار مذنب هيل-بوب من 4206 إلى 2380 عامًا، وهو تغيير لن يعود إلى وضعه الطبيعي بشكل دوري. [ 16 ]
انظر أيضاً
- الميكانيكا السماوية § نظرية الاضطراب
- تكوين وتطور النظام الشمسي
- مدار متجمد
- مدار مولنيا
- نيريد هو أحد الأقمار الخارجية لكوكب نبتون، ويتميز بانحراف مداري عالٍ يبلغ حوالي 0.75، ويتعرض للاضطراب بشكل متكرر.
- مدار ملامس
- نمذجة المدارات
- الرنين المداري
- نظرية الاضطراب
- عناصر المدارات الخاصة
- استقرار النظام الشمسي
مراجع
- الحواشي
- كتب نيوتن (1684):"بسبب انحراف الشمس عن مركز ثقلها، لا تتجه قوة الجذب المركزي دائمًا نحو ذلك المركز الثابت، وبالتالي لا تتحرك الكواكب في مدارات إهليلجية تمامًا، ولا تدور مرتين في المدار نفسه. في كل مرة يدور فيها كوكب، يرسم مدارًا جديدًا، كما هو الحال في حركة القمر، ويعتمد كل مدار على الحركات المشتركة لجميع الكواكب، فضلًا عن تأثير كل هذه الحركات على بعضها البعض. لكن النظر في جميع أسباب الحركة هذه في آنٍ واحد، وتحديد هذه الحركات بقوانين دقيقة تسمح بحسابها بسهولة، يتجاوز، إن لم أكن مخطئًا، قدرة أي عقل بشري." [ 3 ] [ 5 ]
- ↑ انظر، على سبيل المثال، مقالة ويكيبيديا حول جداول تطوير مختبر الدفع النفاث .
- ↑ انظر المراجع الخاصة بمقال ويكيبيديا بعنوان " استقرار النظام الشمسي" .
- الاقتباسات
- ↑ بيت، مولر ووايت (1971) ، الفصل 9، صفحة 385
- 1 2 3 4 5 6 مولتون (1914) ، الفصل التاسع
- ١ ٢ نيوتن، كما اقتبسها البروفيسور جي إي سميث (جامعة تافتس)، في سميث، جي إي "إغلاق الحلقة: اختبار جاذبية نيوتن، قديماً وحديثاً" ( عرض تقديمي ) (محاضرة في ندوة). ثلاث محاضرات حول دور النظرية في العلم. جامعة ستانفورد.
- ↑ إيغرتون، آر إف "نيوتن" (ملاحظات المقرر). فيزياء ٣١١-١٢. بورتلاند، أوريغون: جامعة ولاية بورتلاند . مؤرشف من الأصل في ١٠ مارس ٢٠٠٥ – عبر physics.pdx.edu.
- ↑ بعد اقتباس نفس المقطع من نيوتن [ 3 ] يخلص البروفيسور آر إف إيغرتون (جامعة ولاية بورتلاند) إلى ما يلي: "هنا، يحدد نيوتن "مشكلة الأجسام المتعددة" التي لا تزال غير محلولة تحليليًا." [ 4 ]
- 1 2 3 4 روي (1988) ، الفصل 6-7
- ↑ Bate, Mueller & White (1971) ، ص 387؛ ص 410 §9.4.3
- ↑ Bate, Mueller & White (1971) ، الصفحات 387-409
- ↑ كويل، دكتوراه في الفلسفة؛ كروملين، زميل الكلية الأمريكية لعلم الفلك (1910). "دراسة حركة مذنب هالي من عام 1759 إلى عام 1910". ملاحظات غرينتش في علم الفلك . 71. بيلفيو، لصالح مكتب القرطاسية التابع لجلالة الملك: نيل وشركاه: O1. رمز Bibcode : 1911GOAMM..71O...1C .
- 1 2 دانبي، جيه إم إيه (1988). أساسيات الميكانيكا السماوية ( الطبعة الثانية). ويلمان-بيل، الفصل 11. ISBN 0-943396-20-4.
- ↑ هيرجيت، بول (1948). حساب المدارات . منشور ذاتيًا. ص 91 وما بعدها.
- ^ إنكي، جي إف (1857). Über die allgemeinen Störungen der Planeten . Berliner Astronomisches Jahrbuch für 1857 (نُشرت عام 1854). ص 319 – 397.
- ↑ باتين (1999) ، §10.2
- ↑ بيت، مولر ووايت (1971) ، §9.3
- ↑ روي (1988) ، §7.4
- ↑ يومانز، دون (10 أبريل 1997). "معلومات مدار وتوقيت مذنب هيل-بوب" . باسادينا، كاليفورنيا: مختبر الدفع النفاث التابع لناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 أكتوبر 2008 .
- فهرس
- بيت، روجر ر.؛ مولر، دونالد د.؛ وايت، جيري إي. (1971). أساسيات الديناميكا الفلكية . نيويورك، نيويورك: منشورات دوفر . ISBN 0-486-60061-0.
- باتين، ريتشارد هـ. (1999). مقدمة في رياضيات وأساليب ديناميكا الفضاء، طبعة منقحة . المعهد الأمريكي للملاحة الجوية والفضائية. رقم ISBN 1-56347-342-9.
- مولتون، إف آر (1914). مقدمة في الميكانيكا السماوية (الطبعة الثانية المنقحة ). ماكميلان.
- روي، أ. إي. (1988). الحركة المدارية ( الطبعة الثالثة). منشورات معهد الفيزياء. رقم ISBN 0-85274-229-0.
للمزيد من القراءة
- بي إي إلياسبرغ: مقدمة في نظرية طيران الأقمار الصناعية الأرضية
روابط خارجية
- تنبؤات Solex (من تصميم ألدو فيتاجليانو) بشأن موقع/مدار/أقرب اقتراب للمريخ
- كتاب السير جورج بيدل إيري الصادر عام 1884 حول الحركة والاضطرابات الناتجة عن الجاذبية، باستخدام القليل من الرياضيات أو بدونها. (متوفر على كتب جوجل )
- الاضطرابات المدارية
- الأنظمة الديناميكية
- ديناميكيات النظام الشمسي
- الميكانيكا السماوية
