#近地小行星#
【小行星2023 XG2的近地事件】
+++++++++++++
！！黄色预警！！
+++++++++++++
小行星2023 XG2将于大约2小时（±< 00:01）后最接近地球;
事件类型：飞掠（与地球擦肩而过）;
最小距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均大小：3.4-7.6米;
都灵危险指数：*（大于2时，需要注意）;
巴勒莫撞击危险指数：*（大于-2时，需要注意）;
*：表示无数据
[1]:LD表示为月球中心到地球中心的平均距离，1LD=384401公里；
[2]:距离的数字为小行星中心与地球中心之间的距离。
数据来自：NASA-JPL-NEO
【相关知识】
都灵危险指数（Torino scale）是一套用作衡量近地天体撞击地球的指标，包括小行星和彗星。通常会给天文学家和公众透过整合撞击机会率和破坏力成一个数值，来评估其天体撞击地球的严重性。类似的指标有巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale），但比前者稍复杂。
都灵危险指数使用介乎0至10之间的整数数值，当中“0”代表其撞击地球的机会微乎其微，又或是在撞击地球前会给其大气层摩擦燃烧殆尽；而“10”则代表该物体撞击地球的机会十分大，并足以造成全球性大灾难。
巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale）是天文学家用来评估近地天体（NEO）潜在撞击地球危险机率的对数尺度。它结合了撞击的概率和产生的动能效果这两种类型的资料，估计出单一的危险值。它的额定值从0，意味著危险与背景危险一样（定义为相同大小或更大的天体从过去的日期到再发生撞击所构成的风险平均年数的数值）。 +2的数值显示增加大于随机背景风险的100倍。结果小于-2的数值反映出事件可能不存在。当巴勒莫撞击危险指数介于-2和0之间，则表明是必须小心监视的情况。相似，但没有这么复杂的另一个非科学性描述尺度的是都灵危险指数。
发布时间：2023年12月07日14时44分12秒天文在线 超话
【小行星2023 XG2的近地事件】
+++++++++++++
！！黄色预警！！
+++++++++++++
小行星2023 XG2将于大约2小时（±< 00:01）后最接近地球;
事件类型：飞掠（与地球擦肩而过）;
最小距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均大小：3.4-7.6米;
都灵危险指数：*（大于2时，需要注意）;
巴勒莫撞击危险指数：*（大于-2时，需要注意）;
*：表示无数据
[1]:LD表示为月球中心到地球中心的平均距离，1LD=384401公里；
[2]:距离的数字为小行星中心与地球中心之间的距离。
数据来自：NASA-JPL-NEO
【相关知识】
都灵危险指数（Torino scale）是一套用作衡量近地天体撞击地球的指标，包括小行星和彗星。通常会给天文学家和公众透过整合撞击机会率和破坏力成一个数值，来评估其天体撞击地球的严重性。类似的指标有巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale），但比前者稍复杂。
都灵危险指数使用介乎0至10之间的整数数值，当中“0”代表其撞击地球的机会微乎其微，又或是在撞击地球前会给其大气层摩擦燃烧殆尽；而“10”则代表该物体撞击地球的机会十分大，并足以造成全球性大灾难。
巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale）是天文学家用来评估近地天体（NEO）潜在撞击地球危险机率的对数尺度。它结合了撞击的概率和产生的动能效果这两种类型的资料，估计出单一的危险值。它的额定值从0，意味著危险与背景危险一样（定义为相同大小或更大的天体从过去的日期到再发生撞击所构成的风险平均年数的数值）。 +2的数值显示增加大于随机背景风险的100倍。结果小于-2的数值反映出事件可能不存在。当巴勒莫撞击危险指数介于-2和0之间，则表明是必须小心监视的情况。相似，但没有这么复杂的另一个非科学性描述尺度的是都灵危险指数。
发布时间：2023年12月07日14时44分12秒天文在线 超话
#近地小行星#
【小行星2023 XG2的近地事件】
+++++++++++++
！！黄色预警！！
+++++++++++++
小行星2023 XG2将于大约2小时（±< 00:01）后最接近地球;
事件类型：飞掠（与地球擦肩而过）;
最小距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均大小：3.4-7.6米;
都灵危险指数：*（大于2时，需要注意）;
巴勒莫撞击危险指数：*（大于-2时，需要注意）;
*：表示无数据
[1]:LD表示为月球中心到地球中心的平均距离，1LD=384401公里；
[2]:距离的数字为小行星中心与地球中心之间的距离。
数据来自：NASA-JPL-NEO
【相关知识】
都灵危险指数（Torino scale）是一套用作衡量近地天体撞击地球的指标，包括小行星和彗星。通常会给天文学家和公众透过整合撞击机会率和破坏力成一个数值，来评估其天体撞击地球的严重性。类似的指标有巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale），但比前者稍复杂。
都灵危险指数使用介乎0至10之间的整数数值，当中“0”代表其撞击地球的机会微乎其微，又或是在撞击地球前会给其大气层摩擦燃烧殆尽；而“10”则代表该物体撞击地球的机会十分大，并足以造成全球性大灾难。
巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale）是天文学家用来评估近地天体（NEO）潜在撞击地球危险机率的对数尺度。它结合了撞击的概率和产生的动能效果这两种类型的资料，估计出单一的危险值。它的额定值从0，意味著危险与背景危险一样（定义为相同大小或更大的天体从过去的日期到再发生撞击所构成的风险平均年数的数值）。 +2的数值显示增加大于随机背景风险的100倍。结果小于-2的数值反映出事件可能不存在。当巴勒莫撞击危险指数介于-2和0之间，则表明是必须小心监视的情况。相似，但没有这么复杂的另一个非科学性描述尺度的是都灵危险指数。
发布时间：2023年12月07日14时44分12秒天文 超话
【小行星2023 XG2的近地事件】
+++++++++++++
！！黄色预警！！
+++++++++++++
小行星2023 XG2将于大约2小时（±< 00:01）后最接近地球;
事件类型：飞掠（与地球擦肩而过）;
最小距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均距离：约1.541LD（约591360千米）;[1][2]
平均大小：3.4-7.6米;
都灵危险指数：*（大于2时，需要注意）;
巴勒莫撞击危险指数：*（大于-2时，需要注意）;
*：表示无数据
[1]:LD表示为月球中心到地球中心的平均距离，1LD=384401公里；
[2]:距离的数字为小行星中心与地球中心之间的距离。
数据来自：NASA-JPL-NEO
【相关知识】
都灵危险指数（Torino scale）是一套用作衡量近地天体撞击地球的指标，包括小行星和彗星。通常会给天文学家和公众透过整合撞击机会率和破坏力成一个数值，来评估其天体撞击地球的严重性。类似的指标有巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale），但比前者稍复杂。
都灵危险指数使用介乎0至10之间的整数数值，当中“0”代表其撞击地球的机会微乎其微，又或是在撞击地球前会给其大气层摩擦燃烧殆尽；而“10”则代表该物体撞击地球的机会十分大，并足以造成全球性大灾难。
巴勒莫撞击危险指数（Palermo Technical Impact Hazard Scale）是天文学家用来评估近地天体（NEO）潜在撞击地球危险机率的对数尺度。它结合了撞击的概率和产生的动能效果这两种类型的资料，估计出单一的危险值。它的额定值从0，意味著危险与背景危险一样（定义为相同大小或更大的天体从过去的日期到再发生撞击所构成的风险平均年数的数值）。 +2的数值显示增加大于随机背景风险的100倍。结果小于-2的数值反映出事件可能不存在。当巴勒莫撞击危险指数介于-2和0之间，则表明是必须小心监视的情况。相似，但没有这么复杂的另一个非科学性描述尺度的是都灵危险指数。
发布时间：2023年12月07日14时44分12秒天文 超话
太空秘密：为什么没有气体卫星？
By Keith Cooper
2023/12/7
Science & Astronomy
我们有岩石卫星、海洋卫星和冰卫星，但所有气体卫星都在哪里？
这位艺术家的印象描绘系外卫星候选者开普勒-1625b-i，它正在环绕的行星和恒星系统中心的恒星。(Image credit: NASA, ESA, and L. Hustak (STScI))
卫星以多种形式而来。
在我们的太阳系中我们有岩石卫星（例如地球的月亮）、海洋卫星（例如木卫二和土卫二）和冰冻卫星（例如海卫一），但没有气体卫星。我们只是运气不好没有任何气体卫星还是有为什么它们不能存在物理原因呢？
实际上，有气体卫星！不过它们不在我们的太阳系中。尽管到目前为止已经发现了5500多颗系外行星，但仅两颗可能的系外卫星已经被发现而且还没有一个被100%证实。关于这两个“系外卫星”诡异的是它们是气态巨星环绕甚至更大的气态巨行星！然而，正如我们将看到的，它们是证明这条规则的例外。
要理解为什么至少在我们的太阳系中没有气体卫星，最好首先了解气态巨行星如何形成。
气态巨行星形成有两种场景。一种被指为“自下而上”形成，另一种是“自上而下”。
自下而上形成气体世界
自下而上或“核吸积”形成是我们太阳系中形成的气态巨行星的方式。如果我们可以旅行回到45亿年前，我们将目睹或年轻的太阳被一个气体和尘埃盘包围。这是从中所有行星形成的原行星盘。一开始它们作为岩石体吸积，随着它们聚集起尘埃、鹅卵石和小行星生长。有些只长得和火星或金星一样大，但另一些保持增长，形成质量高达木星的10倍的巨大岩石体。
一旦它们变得如此大质量，它们有了足够强大来开始从原行星盘扫出大片气体的引力。到底它们抢劫了多少气体和增长了多大依靠它们的引力和多少气体可利用。
但在最终我们的太阳系只剩下四颗气态巨行星------木星和土星以及更冷的“冰巨行星”天王星和海王星。美国宇航局的朱诺号木星使命通过探测在木星中心一个质量约为地球质量的十倍大型岩石的但弥漫的核的引力已经帮助找到支持核吸积模型的证据。
太阳系的行星在一个自下而上的核吸积过程中形成于原行星盘中。 (Image credit: NASA/FUSE/Lynette Cook)
自上而下形成气体世界
在自上而下的模型中，气体世界直接从一个星云坍塌的气体团形成，就像恒星做的一样。但是，该过程能产生有一个最小的质量。
随一大团气体在自身重力下收缩它加热起来，因为气体被包进一个越发更小、因此更密的体积。但当气体变暖时它要来膨胀，因此为保持收缩，气体团块必须辐射掉它的多余的热。结果上，我们往往看到坍塌的气体云在热红外能量的光中辉光。
但有一个叫“碎片不透明度限制”的约束因素。
欧洲航天局的萨姆拍尔森在一个采访中说，“辐射掉足够的热以便气体冷却下来并仍然坍塌取决于尘埃的不透明度、温度和密度，对更小的天体这一过程变得效率更低得多到它不能辐射出足够的热来保持坍塌的大约3个木星质量的点上。
体积越小，尘埃变得就越集中和不透明，辐射掉引力收缩的多余热的过程变得越发低效的。因此，在自上而下的过程中小于 3 个木星质量没有任何东西能被形成。
为什么太阳系没有气体卫星
像它们的母行星一样，我们太阳系中的大多数卫星通过自下而上在环绕着它们的母行星剩下的物质盘核吸积过程形成。因为行星已经席卷了大部分可利用的物质，只是没有足够的物质来形成一个足够大的有足够的引力来把持住大量的气体的卫星。事实上，太阳系中只有一颗卫星有大气层，那就是土星最大的卫星泰坦。
同样，一个自上而下的过程也已经不可能发生，因为没有足够的气体剩余，如果它发生了一个至少3个木星的质量它将是太阳系中有相当盈余的最大世界。
土星的卫星泰坦，太阳系中唯一有一个大气层的卫星。 (Image credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)
奇特卫星
因此，我们不能经由产生气体世界的两种最传统的过程形成气体卫星。然而，太阳系中有几个奇特确实以不同的方式形成。
在地球的案例中，月球可能从与一个火星大小的原行星的巨大碰撞后从地球爆炸掉的物质形成。这些碎片形成了一个通过核吸积建造了地球的月球环。对一个气态巨行星的撞击能甩出足够的气体来形成一个气态卫星？
不幸的是不行。加州理工学院的杰西•克里斯蒂安森（Jessie Christiansen）在接受采访时告诉太空网站， “岩石行星能有像这样的撞击，但还记得1994年鞋匠列维9（Shoemaker-Levy 9）彗星撞击木星时吗？它只是消失了，气态巨行星吃任何东西。”
任何与一个气态巨行星相撞的东西只是被气态巨行星吸收并变成它的一部分，而不是将碎片甩进太空。
另一个奇特是被捕获的卫星。例如，火星的两颗卫星火卫一和火卫二就是被捕获的小行星。土星最外层的卫星菲比是一个被捕获的彗星天体，海王星的卫星海卫一是一个被捕获的柯伊伯带天体。它们没有围绕一颗行星形成，而是靠它们自己在太空中形成，后来徘徊得太近被一颗行星的引力抓住。
这乞求一个问题，一颗更小的气态行星会被一颗更大的气态行星捕获吗？毕竟，气态世界的质量能达到木星质量的十几倍，因此原则上它们可以很容易抓住一个气体世界，比如说海王星的质量。
气体系外月亮
似乎真的它们能！克里斯蒂安森说“可能是有海王星大小的卫星围绕巨型系外行星的案例”。
本文开头提到的两个候选系外卫星------开普勒1625b-i和开普勒1708b-i------本身都是气态巨行星，但它们出现是更大气态巨行星的卫星。
克里斯蒂安森说，“我将强调这两个都是候选，我们在数据中看到了一些与一个月球一致的东西，但还有其他东西也可以解释它”。
假设它是一颗真正的卫星，那么开普勒1625b-i有一个是地球19倍的质量（大约是木星质量的6%），使它质量与海王星相似，并且它伴随着一颗质量是地球30倍直径是木星一半的气态行星。
开普勒1708b-i是甚至更重的，重量约为地球质量的37倍，环绕一颗比木星更大质量4.6倍的巨行星。
艺术家的环绕系外行星开普勒 1708 b 运行的系外卫星的描绘。 (Image credit: Helena Valenzuela Widerström)
克里斯蒂安森说，“它们挑战了很多理论，很难想出它们这样形成的方法，因此它们一定已经被俘虏”。
原则上，被捕获的天体将使它们与我们太阳系中被捕获的卫星相似。它们会像行星一样从盘中的核吸积形成，然后由于它们朝向恒星迁移而被捕获。
RELATED STORIES:
— Exomoons: Satellites Orbiting Planets Beyond Our Solar System
— Friendless 'hot Jupiter' exoplanets may not be so lonely after all
— The hunt is on for exomoons around alien planets and scientists may have just found one
迁移似乎是年轻行星系统中的一个常见过程。这是天文学家怎样解释“热木星”的，它们是非常靠近它们的恒星的气态巨行星，这可能咕哝已经形成了如此紧密的恒星。在系外卫星开普勒1625b-i和1708b-i的案例中，随它们迁徙进它们被躺在它们面前的更大的行星抓住。
然而，尽管所有这些它们可能不是真正的月亮！相反，它们都可能是双行星而不是系外卫星的例子。一个双行星是当两个世界环绕在它们之间的空间中一个共同的质心而不是环绕另一个时。我们自己的太阳系中有一个以冥王星和它的最大的伴星查伦伪装的双行星。
因此，有某种气体卫星------但来弄成它们自然必须来欺骗！
https://t.cn/A6lyawqc
By Keith Cooper
2023/12/7
Science & Astronomy
我们有岩石卫星、海洋卫星和冰卫星，但所有气体卫星都在哪里？
这位艺术家的印象描绘系外卫星候选者开普勒-1625b-i，它正在环绕的行星和恒星系统中心的恒星。(Image credit: NASA, ESA, and L. Hustak (STScI))
卫星以多种形式而来。
在我们的太阳系中我们有岩石卫星（例如地球的月亮）、海洋卫星（例如木卫二和土卫二）和冰冻卫星（例如海卫一），但没有气体卫星。我们只是运气不好没有任何气体卫星还是有为什么它们不能存在物理原因呢？
实际上，有气体卫星！不过它们不在我们的太阳系中。尽管到目前为止已经发现了5500多颗系外行星，但仅两颗可能的系外卫星已经被发现而且还没有一个被100%证实。关于这两个“系外卫星”诡异的是它们是气态巨星环绕甚至更大的气态巨行星！然而，正如我们将看到的，它们是证明这条规则的例外。
要理解为什么至少在我们的太阳系中没有气体卫星，最好首先了解气态巨行星如何形成。
气态巨行星形成有两种场景。一种被指为“自下而上”形成，另一种是“自上而下”。
自下而上形成气体世界
自下而上或“核吸积”形成是我们太阳系中形成的气态巨行星的方式。如果我们可以旅行回到45亿年前，我们将目睹或年轻的太阳被一个气体和尘埃盘包围。这是从中所有行星形成的原行星盘。一开始它们作为岩石体吸积，随着它们聚集起尘埃、鹅卵石和小行星生长。有些只长得和火星或金星一样大，但另一些保持增长，形成质量高达木星的10倍的巨大岩石体。
一旦它们变得如此大质量，它们有了足够强大来开始从原行星盘扫出大片气体的引力。到底它们抢劫了多少气体和增长了多大依靠它们的引力和多少气体可利用。
但在最终我们的太阳系只剩下四颗气态巨行星------木星和土星以及更冷的“冰巨行星”天王星和海王星。美国宇航局的朱诺号木星使命通过探测在木星中心一个质量约为地球质量的十倍大型岩石的但弥漫的核的引力已经帮助找到支持核吸积模型的证据。
太阳系的行星在一个自下而上的核吸积过程中形成于原行星盘中。 (Image credit: NASA/FUSE/Lynette Cook)
自上而下形成气体世界
在自上而下的模型中，气体世界直接从一个星云坍塌的气体团形成，就像恒星做的一样。但是，该过程能产生有一个最小的质量。
随一大团气体在自身重力下收缩它加热起来，因为气体被包进一个越发更小、因此更密的体积。但当气体变暖时它要来膨胀，因此为保持收缩，气体团块必须辐射掉它的多余的热。结果上，我们往往看到坍塌的气体云在热红外能量的光中辉光。
但有一个叫“碎片不透明度限制”的约束因素。
欧洲航天局的萨姆拍尔森在一个采访中说，“辐射掉足够的热以便气体冷却下来并仍然坍塌取决于尘埃的不透明度、温度和密度，对更小的天体这一过程变得效率更低得多到它不能辐射出足够的热来保持坍塌的大约3个木星质量的点上。
体积越小，尘埃变得就越集中和不透明，辐射掉引力收缩的多余热的过程变得越发低效的。因此，在自上而下的过程中小于 3 个木星质量没有任何东西能被形成。
为什么太阳系没有气体卫星
像它们的母行星一样，我们太阳系中的大多数卫星通过自下而上在环绕着它们的母行星剩下的物质盘核吸积过程形成。因为行星已经席卷了大部分可利用的物质，只是没有足够的物质来形成一个足够大的有足够的引力来把持住大量的气体的卫星。事实上，太阳系中只有一颗卫星有大气层，那就是土星最大的卫星泰坦。
同样，一个自上而下的过程也已经不可能发生，因为没有足够的气体剩余，如果它发生了一个至少3个木星的质量它将是太阳系中有相当盈余的最大世界。
土星的卫星泰坦，太阳系中唯一有一个大气层的卫星。 (Image credit: NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)
奇特卫星
因此，我们不能经由产生气体世界的两种最传统的过程形成气体卫星。然而，太阳系中有几个奇特确实以不同的方式形成。
在地球的案例中，月球可能从与一个火星大小的原行星的巨大碰撞后从地球爆炸掉的物质形成。这些碎片形成了一个通过核吸积建造了地球的月球环。对一个气态巨行星的撞击能甩出足够的气体来形成一个气态卫星？
不幸的是不行。加州理工学院的杰西•克里斯蒂安森（Jessie Christiansen）在接受采访时告诉太空网站， “岩石行星能有像这样的撞击，但还记得1994年鞋匠列维9（Shoemaker-Levy 9）彗星撞击木星时吗？它只是消失了，气态巨行星吃任何东西。”
任何与一个气态巨行星相撞的东西只是被气态巨行星吸收并变成它的一部分，而不是将碎片甩进太空。
另一个奇特是被捕获的卫星。例如，火星的两颗卫星火卫一和火卫二就是被捕获的小行星。土星最外层的卫星菲比是一个被捕获的彗星天体，海王星的卫星海卫一是一个被捕获的柯伊伯带天体。它们没有围绕一颗行星形成，而是靠它们自己在太空中形成，后来徘徊得太近被一颗行星的引力抓住。
这乞求一个问题，一颗更小的气态行星会被一颗更大的气态行星捕获吗？毕竟，气态世界的质量能达到木星质量的十几倍，因此原则上它们可以很容易抓住一个气体世界，比如说海王星的质量。
气体系外月亮
似乎真的它们能！克里斯蒂安森说“可能是有海王星大小的卫星围绕巨型系外行星的案例”。
本文开头提到的两个候选系外卫星------开普勒1625b-i和开普勒1708b-i------本身都是气态巨行星，但它们出现是更大气态巨行星的卫星。
克里斯蒂安森说，“我将强调这两个都是候选，我们在数据中看到了一些与一个月球一致的东西，但还有其他东西也可以解释它”。
假设它是一颗真正的卫星，那么开普勒1625b-i有一个是地球19倍的质量（大约是木星质量的6%），使它质量与海王星相似，并且它伴随着一颗质量是地球30倍直径是木星一半的气态行星。
开普勒1708b-i是甚至更重的，重量约为地球质量的37倍，环绕一颗比木星更大质量4.6倍的巨行星。
艺术家的环绕系外行星开普勒 1708 b 运行的系外卫星的描绘。 (Image credit: Helena Valenzuela Widerström)
克里斯蒂安森说，“它们挑战了很多理论，很难想出它们这样形成的方法，因此它们一定已经被俘虏”。
原则上，被捕获的天体将使它们与我们太阳系中被捕获的卫星相似。它们会像行星一样从盘中的核吸积形成，然后由于它们朝向恒星迁移而被捕获。
RELATED STORIES:
— Exomoons: Satellites Orbiting Planets Beyond Our Solar System
— Friendless 'hot Jupiter' exoplanets may not be so lonely after all
— The hunt is on for exomoons around alien planets and scientists may have just found one
迁移似乎是年轻行星系统中的一个常见过程。这是天文学家怎样解释“热木星”的，它们是非常靠近它们的恒星的气态巨行星，这可能咕哝已经形成了如此紧密的恒星。在系外卫星开普勒1625b-i和1708b-i的案例中，随它们迁徙进它们被躺在它们面前的更大的行星抓住。
然而，尽管所有这些它们可能不是真正的月亮！相反，它们都可能是双行星而不是系外卫星的例子。一个双行星是当两个世界环绕在它们之间的空间中一个共同的质心而不是环绕另一个时。我们自己的太阳系中有一个以冥王星和它的最大的伴星查伦伪装的双行星。
因此，有某种气体卫星------但来弄成它们自然必须来欺骗！
https://t.cn/A6lyawqc
✋热门推荐