stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
حزام الكويكبات
المنشأ > التشكل

في عام 1802، بعد فترة قصيرة من اكتشاف كويكب بالاس اقترح اولبرز لهيرشل فرضية وهي أن كويكب سيريس وبالاس كانوا فُتات لكوكب كبير كان يتواجد في المنطقة التي تقع بين كوكب المريخ والمشتري، وأن هذا الكوكب قد عانى من انفجار داخلي أو تصادم مذنبات قبل ملايين السنين. وبمرور الوقت لم يدعم أحد هذه الفرضية. وذلك لأن كتلة الكويكبات مجتمعة أقل من كتلة القمر، والتي تشكل 4% فقط من كتلة القمر، كما أن انفجار كوكب كامل يتطلب كم كبير جداً من الطاقة، ما يعني أن تأثير الانفجار كان سيظهر على باقي أجرام المجموعة الشمسية، ومن الأشياء التي ساعدت على ادحاض فرضية الكوكب الكبير، الاختلافات الكيميائية الهامة بين المذنبات كانت ستصبح صعبة التفسير لو كانوا شكلوا كوكباً واحداًً. واليوم معظم العلماء يتفقون على أن الكويكبات لم تشكل كوكباً على الأطلاق.
وبشكل عام، في النظام الشمسي، يُعتقد أن الكويكبات قد تشكلت من خلال عملية مماثلة لفرضية السديم استغرقت ملايين السنين: وهي أن سحابة هائلة كثيفة من الغبار والغاز بين النجوم أنهارت تحت تأثير الجاذبية وشكلت قرص دوار من المواد التي تكثفت فيما بعد لتشكل الشمس والكواكب. وخلال المليون سنة الأولى من تاريخ النظام الشمسي، أدت عملية التنامي إلى اصطدامات مما أدى إلى ثقل الجزيئات الصغيرة، والتي زادت في الحجم تدريجيا. وحالما وصلت الجزيئات إلى كتلة كافية بدأت في الانسحاب إلى الاجسام الأخرى عن طريق الجاذبية مما أدى إلى تشكيل كواكب مصغرة، وبعد ذلك تشكلت الكواكب.
الكواكب المصغرة في المنطقة (التي كونت فيما بعد حزام الكويكبات) كانت شديدة الاضطراب بسبب جاذبية كوكب المشتري ولهذا السبب لم تشكل كوكباً. وبدلاً من أن تشكل كوكب، استمرت في الدوران حول الشمس كما كانت قبل ذلك، وتضطرب في بعض الأحيان. حطامات الكواكب المصغرة التي توجد في المناطق التي فيها معدل الاصدامات كبير للغاية، طَغت على ظاهرة التنامي، فمنعت من تشكيل اجسام بحجم الكواكب. حدثت رنينات مدارية في الحزام عندما شكلت الفترة المدارية لجسم في الحزام عدد صحيحاً صغير للفترة المدارية للمشتري. مما جعلت الجسم يضطرب إلى مدار اخر؛ المنطقة الواقعة بين المشتري والمريخ تحتوي على الكثير من المدارات الرنينية. وعندما هاجر المشتري من تكوينه إلى موقعه الحالي كان من الممكن أن يجتاح هذا الرنين حزام الكويكبات، ومثيرا بشكل حيوي أجسام هذه المنطقة وزيادة سرعتها بالنسبة لبعضها البعض.
خلال التاريخ المبكر للنظام الشمسي، المذنبات ذابت إلى حد ما، مما أدى إلى السماح للعناصر بداخلها بأن تتباين عن طريق الكتلة بشكل جزئي أو كامل. وأن بعض المذنبات القديمة قد خَضَعت لفترات بركانية متفجرة وشكلت محيطات من الصهارة، وبسبب الحجم الصغير نسبيا للمذنبات، فإن فترات الذوبان كانت قصيرة (مقارنة بالكواكب العملاقة) وتلاشت بشكل عام قبل حوال 4.5 مليار سنة مضت، خلال أول عشر مليون سنة من التكوين.
في أغسطس عام 2007 ، خلال دراسة لبلورات معدن الزركون التي وجدت داخل الحجر النيزكي الذي وجِد في القارة القطبية الجنوبية يعتقد انه نشأ من 4 فيستا، ونفس الشيء بالنسبة لباقي حزام الكويكبات، قد تشكلت بسرعة في غضون عشرة ملايين سنة من تاريخ النظام الشمسي.
المنشأ > التطور

الكويكبات ليست عينات من النظام الشمسي البدائي، فقد مرت بتطور كبير منذ تشكلهم، وهذه التغيرات تتضمن: تفدئة داخلية خلال أول عشرة ملايين سنة، ذوبان السطح أثر التصادمات، تجوية فضائية من الإشعاع، وقصف بواسطة النيازك الدقيقة. ويشير بعض العلماء على أن الكويكبات هي كواكب مصغرة الوحيدة المتبقية، والبعض الآخر يعتبرها كواكب مصغرة مستقلة.
يُعتقد أن حزام الكويكبات الحالي يحتوي على أجزاء صغيرة من حزام الكويكبات البدائي، وتشير الأبحاث الحاسوبية أن حزام الكويكبات الأصلي قد يملك الكتلة المكافئة للأرض. وذلك بسبب إضطرابات الجاذبية، معظم المواد قُذفت من الحزام في غضون مليون سنة من التكوين، تاركةً خلفها أقل من 0.1% من الكتلة الأصلية. منذ التكوين، توزيع الحجوم في حزام الكويكبات بقيَ مستقر نسبياً، فلم يحدث أي تزايد أو نقصان في الأبعاد النموذجية لحزام الكويكبات الأساسي.
مقدار الرنين المداري مع كوكب المشتري حوالي 1:4، في دائرة نصف قطرها 2.06 وحدة فلكية، حيث يمكن اعتبارها الحدود الداخلية لحزام الكويكبات. الاضطرابات التي يسببها كوكب المشتري أدت إلى إرسال الأجسام إلى مدارات غير مستقرة، معظم الأجسام التي تشكلت داخل نصف قطر هذه الفجوة إما إجتاحت من قبل كوكب المريخ(الذي يملك نقطة أوج تبلغ 1.6 وحدة فلكية) أو تُقذف بسبب إضطرابات جاذبيته في الوقت المبكر لتاريخ النظام الشمسي. تقع عائلة هنغاريا بالقرب من الشمس في رنين قدره 1:4، ولكنها محمية من الأضطرابات بسبب ميلها العالي.
عندما تشكل حزام الكويكبات في البداية، كّونت درجات الحرارة التي تصل من مسافة 2.7 وحدة فلكية من الشمس خط يعرف ب«خط الثلوج» تحت درجة تجمد المياه، الكواكب المصغرة التي تكونت خلف هذا المسافة كانت قادرة على تجميع الثلوج. وفي عام 2006 أُعلن أن عدداً من المذنبات تم اكتشافها داخل حزام الكويكبات والتي تقع خلف خط الثلوج، قد تكون مصدراً لمياه المحيطات على الأرض، ووفقا لبعض النماذج، أن تغزية المياه خلال فترة تكوين الأرض لم تكن كافية لتشكيل المحيطات، مما يتطلب مصدر خارجي لتكوينهم مثل قصف من المذنبات التي تحتوي على الثلوج.
الصفات

كويكب 951 غاسبرا، وهو أول كويكب يلتقط له صورة بوساطة مركبة فضائية ، كما يظهر خلال رحلة مركبة غاليلو إلى المشتري عام 1916.
فُتات الحجر النيزكي الّيندِ الذي سقط على الأرض في المكسيك عام 1969 ، وهو يحتوي على كندرايدات كربونية.
على عكس الصور الشائعة، حزام الكويكبات في الغالب خالِ، حيث أن الكويكبات منتشرة في مساحة كبيرة، لذا إن اردنا الذهاب إلى إحدى الكويكبات سيكون غير محتمل الوصول اليه بدون توجيه دقيق. ومع ذلك، فإن مئات الآلاف من الكويكبات معروفة حاليا، ويصل العدد الأجمالي إلى ملايين الكويكبات أو أكثر، بالإعتماد على الحجم الأدنى للقطعة. هناك أكثر من 200 كويكب معروف بأن حجمها أكبر من 100 كيلومتر، وقد أظهر مسح للأشعة التحت الحمراء بأن من 0.7 - 1.7 مليون كويكب بقطر 1 كيلومتر. ويبلغ القدر الظاهري لمعظم الكويكبات حوالي 11-19 قدر ظاهري، وومع متوسط يبلغ حوالي 16 قدر ظاهري.
يقدر إجمالي كتلة حزام الكويكبات حوالي 2.8×1021 إلى 3.2×2110 كيلوغرام، والتي تشكل 4% من كتلة القمر. الكويكبات الأربعة الكبيرة: سيريس، 2 بالاس، 10 هيجيا، 4 فيستا يشكلون نصف الكتلة الإجمالية للحزام، حيث أن ثلث الكتلة يشغلها سيريس وحده.
الصفات > المكونات

يتكون حزام الكويكبات الحالي من ثلاث فئات من الكويكبات: كويكبات نوع (C) أو الكويكبات الكربونية، كويكبات نوع (S) أو كويكبات السيليكات، كويكبات نوع (M) أو الكويكبات المعدنية.
الكويكبات الكربونية، وهي كويكبات غنية بالكربون، وهي تسيطر على المناطق الخارجية لحزام الكويكبات. معاً يشكلون أكثر من 75% من الكويكبات المرئية. وهم أكثر إحمرار من باقي الكويكبات ولديهم وضاءة منخفضة جدا. تركيبها السطحي مشابه لتركيب الاحجار النيزكية الكندريتية الكربونية. كيميائياً، أطيافهم مشابهة للتكوين البدائي للنظام الشمسي المبكر، مع العناصر الأخف فقط ومواد متطايرة غير موجودة.
كويكبات نوع (s) وهي كويكبات غنية السيليكات وهي أكثر الكويكبات شيوعاً في المنطقة الدخلية للحزام، والتي تبعد حوالي 2.5 وحدة فلكية من الشمس. أطياف سطحها تكشف عن وجود سيليكات وبعض المعادن، لكن لا توجد مركبات كربونية. وهذا يدل على أن موادها قد تغيرت بشكل كبير من تكوينها البدائي، بسبب الذوبان والتشكل من جديد. تكون وضائتهم عالية نسبياً ويشكلون حوالي 17% من مجموع كويكبات الحزام.
كويكبات نوع (M) وهي كويكبات غنية بالمعادن، تشكل 10% من مجموع كويكبات الحزام، يكون طيفهم مشابه للحديد والنيكل. يعتقد أن بعضهم تكون من النوى الحديدية لبعض الأجسام السالفة التي تدمرت بسبب الأصطدامات. على أية حال، هناك بعض مركبات السيليكات التي يمكن أن تنتج مظهر مماثل، مثال على ذلك الكويكب الكبير 22 كاليوبي من النوع (M) لايبدو أن يتكون في المقام الأول من المعدن. داخل حزام الكويكبات، توزيع عدد الكويكبات من النوع (M) يرتفع عند نصف المحور الرئيسي على بعد 2.7 وحدة فلكية. ليس من الواضح حتى الآن ما إذا كانت جميع كويكبات نوع (M) مماثلة تركيبياً، أو ما إذا كانت علامة للعديد من الأصناف التي لا تناسب بدقة فئتي S , C الرئيسيتين.
هناك سر واحد في حزام الكويكبات، هو الكويكبات البازلتية أو الكويكبات نوع (V) النادرة. تتكون هذه الكويكبات بشكل أساسي من الصخور البازلتية. وكنتيجة، أكثر من نصف الكويكبات تتكون إما من البازلت أو الأوليفين. تشير الملاحظات على أن 99% من المواد البازلتية مفقودة. حتى عام 2001، ساد إعتقاد أن مُعظم الأجسام البازلتية المكتشفة داخل الحزام مصدرها هو الكويكب فيستا كونه الكويكب البازلتي الوحيد كبير الحجم (لذلك تم تسمية المجموعة طبقاً لاسمه وأطلق عليها كويكبات نوع -V-). استمر هذا الإعتقاد سائداً حتى اكتشاف الكويكب 1459 ماجنيا الذي أدى إلى اكتشاف تركيبة كيميائية مختلفة قليلاً عن تركيبة الكويكبات البازلتية الأخرى المكتشفة في ذلك الوقت، مما يشير إلى أنه لم يتكون في الأصل من الكويكب فيستا. تم تعزيز هذه الفرضية من خلال اكتشاف إضافي لإثنين من الكويكبات في المنطقة الخارجية للحزام هما 7472 Kumakiri والكويكب (10537) 1991 RY16 مع تركيبة بازلتية مختلفة لايمكن أن تنشأ من فيستا، لذلك تخلى العلماء عن كون فيستا أساس الكويكبات البازلتية. وهذان الكويكبان الاخيران هما الكويكبات الوحيدة من نوع (V) التي تم اكتشافها في الحزام الخارجي حتى الآن.
تتناسب درجة حرارة حزام الكويكبات مع المسافة من الشمس. لجزيئات الغبار داخل الحزام، درجات حرارة تترواح من 200 كلفن(-73 درجة سيليزية) على مسافة 2.2 وحدة فلكية إلى 165 كلفن (-108 درجة سيليزية) على بعد 3.2 وحدة فلكية. وبسبب الدوران، يمكن أن تختلف درجة حرارة سطح كويكب ما إختلافاً كبيرا حيث تتعرض الأطراف بالتناوب إلى الأشعاع الشمسي.
الصفات > حزام المذنبات الرئيسي

المقالة الرئيسة: حزام المذنبات الرئيسي
يعتقد أن كويكبات الحزام الخارجي قد تكون جليدية، وقد يتعرض الجليد في بعض الأحيان إلى عملية التسامي من خلال تغيرات صغيرة. مذنبات الحزام الرئيسي (الجليدية) ربما كانت مصدر رئيسي لمياه المحيطات على الأرض وذلك لأن نسبة نظير الهيدروجين ديوتيريوم قليلة جداً بالنسبة للمذنبات لذلك يُعتقد أنها كانت المصدر الرئيسي.
الصفات > المدارات

معظم الكويكبات داخل حزام الكويكبات لديها إنحرافات مدارية أقل من 0.4، وميل أقل من 30°. يبلغ أقصى إنحراف لمدارات الكويكبات حوالي 0.07 وأقصى ميل حوالي 4°. على الرغم من أن الكويكب المثالي يملك مدار دائري يقع بمستوى مسار الشمس، فإن بعض مدارات الكويكبات قد تنحرف بشكل كبير أو تسافر خارج مستوى مسار الشمس.
أحياناً يستخدم مصطلح الحزام الرئيسي لوصف المنطقة الأساسية من الحزام، حيث تم العثور على أعظم كثافة للأجسام، تقع هذه المنطقة بين
رنين قدره 4:1 و 2:1 في فجوة كيركوود على بعد 2.06 و 3.27 وحدة فلكية. وفي انحراف مداري أقل تقريباً من 0.33، وعلى طول ميل مداري قدره 20°.
إعتباراً من عام 2006، ضمت هذه المنطقة الأساسية 93% من جميع الكواكب الصغيرة المكتشفة في النظام الشمسي. سجلت قاعدة بيانات مختبر الدفع النفاث أكثر من 670000 كويكب في الحزام الرئيسي (المنطقة الأساسية).
الصفات > المدارات > فجوات كيركوود

المقالة الرئيسة: فجوة كيركوود
يستخدم نصف المحور الرئيسي لوصف بعد مدار كويكب ما حول الشمس، وتحدد قيمته الفترة المدارية للكوب الصغير. في عام 1866، لاحظ دانيال كيركوود فجوات في مدارات الكواكب المصغرة من الشمس. وتوجد هذه الفجوات في الأماكن التي تشكل فيها فترة الكواكب المصغرة حول الشمس جزءا صحيحا من الفترة المدارية للمشتري. أقترح كيركوود أن اضطرابات الجاذبية للكواكب أدت إلى إزالة هذه الكويكبات من هذه المدارات.
عندما تشكل الفترة المدارية للكويكب جزءاً صحيحًا من الفترة المدارية للمشتري، يتكون رنين مداري مع المشتري يؤدي إلى تشكل اضطراب كافِ
لجعل الكويكب يضطرب إلى عناصر مدارية جديدة. يتم دفع الكويكبات الموجودة في فجوات المدارات (إما بشكل أساسي بسبب هجرة مدار كوكب المشتري، أو بسبب الأضطرابات والإصطدامات السابقة) تدريجياً إلى مدارات عشوائية.
لا يتم رؤية الفجوات بلقطة بسيطة لمدارات الكويكبات في وقت واحد وذلك لأن مدارات الكويكبات إهليجية، ولا تزال الكثير من الكويكبات تعبر خلال نصف القطر المقابل للفجوات. الكثافة المكانية للكويكبات التي توجد في هذه الفجوات لا تختلف بشكل كبير عن المناطق المجاورة.
توجد الفجوات الرئيسي في الرنينات المدارية: 1:3، 2:5، 3:7 و 1:2 مع المشتري. الكويكبات التي توجد في فجوة كيركوود التي رنينها 1:3 تدور حول الشمس ثلاث مرات لكل مدار المشتري، مثال على ذلك ، يحدث الرنين المداري الضعيف في القيم الأخرى لنصف المحور الرئيسي
التي لديها عدد كويكبات قليل.(مثلاً، يحدث الرنين المداري 3:8 لكويكب في محور نصف رئيسي يقع على بعد 2.71 وحدة فلكية)
.
كويكبات الحزام الرئيسي تقسم إلى ثلاث مناطق، استناداً على أبرز ثغرات كيركوود:
المنطقة الأولى تقع بين الرنين 1:4 (على بعد 2.06 وحدة فلكية) والرنين 1:3 (على بعد 2.5 وحدة فلكية).
المنطقة الثانية تبدأ من نهاية المنطقة الأولى وتنتهي بالرنين 2:5 (على بعد 2.82 وحدة فلكية).
المنطقة الثالثة تمتد من الحافة الخارجية للمنطقة الثانية وتنتهي بالرنين 1:2 (على بعد 3.28 وحدة فلكية).
قُسم حزام الكويكبات إلى حزام داخلي وحزام خارجي، الحزام الداخلي شكلته الكويكبات التي تقع بالقرب من المريخ في فجوة كيركوود التي تخضع لرنين قدره 1:3 (على بعد 2.5 وحدة فلكية). والحزام الخارجي شكلته الكويكبات التي تقع بالقرب من مدار المشتري.وقد قسم بعض العلماء الحزام الخارجي والداخلي في فجوة كيركوود رنينها المداري 1:2 (على بعد 3.3 وحدة فلكية).
تصادمات

يؤدي العدد الكبير من الكويكبات في منطقة الحزام إلى الكثير من التصادمات فيما بينها، مما يجعلها بيئة نشطة، ويبلغ معدل التصادمات بين الأجرام التي يزيد قطرها على 10 كيلومترات: مرة كل عشرة ملايين عام، وهو معدل كبير بالمقياس الفلكي
ويؤدي التصادم عادة إلى تفتت الكويكب إلى أجزاء صغيرة عديدة، بعضها يصبح مجموعة كويكبات أخرى ويستمر في الدوران في المنطقة، وبعض الأجزاء الأخرى تتحول إلى نيازك تهبط إلى الكواكب الأخرى ومنها الأرض، أو شهب تحترق في المجال الجوي. وينتج عن التصادمات أيضا كميات كبيرة من التراب تستمر في الدوران في المنطقة.
في أحيان أخرى -عندما تكون سرعة الدوران بطيئة- يؤدي التصادم إلى التصاق كويكبين معا. وعلى مدى أربعة مليارات سنة هي عمر الحزام، تغيّر شكل الكويكبات التي تدور فيه تماما عما كان وقت تكونه بسبب هذه التصادمات.
يحتوي حزام الكويكبات على مجاميع من الغبار التي يصل نصف قطرها إلى مئات الميكرومتر. يتم إنتاج هذا الغبار ، من الإصطدامات التي تحدث بين الكويكبات، وتنتج أيضا عن قصف الكويكبات بالنيازك الناعمة. نظراً لتأثير ظاهرة بوينتنج - روبرتسون فإن ضغط الإشعاع الشمسي يعمل على نقصان سرعة جسيم الغبار ويجعله يتجه إلى الشمس ببطء.
لازار بوبوفيتش

| لازار بوبوفيتش> معلومات شخصية   | لازار بوبوفيتش> معلومات شخصية   | لازار بوبوفيتش> معلومات شخصية   | لازار بوبوفيتش> معلومات شخصية   | لازار بوبوفيتش> معلومات شخصية   |  |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
الميلاد: 11 أبريل 1993   (32 سنة)  
مواطنة:  صربيا 
مركز اللعب: مهاجم
الطول: 1.88 م (6 قدم 2 بوصة)
|  معلومات النادي   |  معلومات النادي   |  معلومات النادي   |  معلومات النادي   |  معلومات النادي   |  |
النادي الحالي: FK FAP ‏
|  مسيرة الشباب   |  مسيرة الشباب   |  مسيرة الشباب   |  مسيرة الشباب   |  مسيرة الشباب   |  |
| سنوات | فريق |  |  |  |  |
: FK Bane ‏
| المسيرة الاحترافية1  | المسيرة الاحترافية1  | المسيرة الاحترافية1  | المسيرة الاحترافية1  | المسيرة الاحترافية1  |  |
| سنوات | فريق | م. | (هـ.) |  |  |
| 2009–2011 | FK Bane ‏  |  |  |  |  |
| 2012–2016 | رادنيتشكي 1923 ‏ | 29 | (2) |  |  |
| 2012–2013 | ← Pobeda Beloševac (إعارة) | 21 | (5) |  |  |
| 2014 | ← Pobeda Beloševac (إعارة) | 11 | (4) |  |  |
| 2016–2018 | Lokomotiva Beograd |  |  |  |  |
| 2018– | FK FAP ‏ |  |  |  |  |
| المنتخب الوطني 2  | المنتخب الوطني 2  | المنتخب الوطني 2  | المنتخب الوطني 2  | المنتخب الوطني 2  |  |
| 2012 | صربيا تحت 19 | 1 | (0) |  |  |
| 1 عدد مرات الظهور مع الأندية وعدد الأهداف تحسب للدوري المحلي فقط  وهو محدث في 11 يونيو 2016.  2 عدد مرات الظهور مع المنتخب وعدد الأهداف    محدث في 17 سبتمبر 2015. | 1 عدد مرات الظهور مع الأندية وعدد الأهداف تحسب للدوري المحلي فقط  وهو محدث في 11 يونيو 2016.  2 عدد مرات الظهور مع المنتخب وعدد الأهداف    محدث في 17 سبتمبر 2015. | 1 عدد مرات الظهور مع الأندية وعدد الأهداف تحسب للدوري المحلي فقط  وهو محدث في 11 يونيو 2016.  2 عدد مرات الظهور مع المنتخب وعدد الأهداف    محدث في 17 سبتمبر 2015. | 1 عدد مرات الظهور مع الأندية وعدد الأهداف تحسب للدوري المحلي فقط  وهو محدث في 11 يونيو 2016.  2 عدد مرات الظهور مع المنتخب وعدد الأهداف    محدث في 17 سبتمبر 2015. | 1 عدد مرات الظهور مع الأندية وعدد الأهداف تحسب للدوري المحلي فقط  وهو محدث في 11 يونيو 2016.  2 عدد مرات الظهور مع المنتخب وعدد الأهداف    محدث في 17 سبتمبر 2015. |  |
لازار بوبوفيتش هو لاعب كرة قدم صربي في مركز الهجوم، ولد في 11 أبريل 1993 في Raška, Serbia ‏ في صربيا. شارك مع منتخب صربيا تحت 19 سنة لكرة القدم. أما مع النوادي، فقد لعب مع رادنيتشكي 1923 ‏.
مراجع

1 2  "Lazar Popović". FK Radnički 1923 Kragujevac official website (بالصربية). Archived from the original on 2014-06-12. Retrieved 2014-05-15.
↑  "I Lazar Popović postao "orlić"". kgsport.info (بالصربية). 11 Apr 2012. Archived from the original on 2020-09-16. Retrieved 2015-09-17.
↑  "Lazar Popović". srbijafudbal.net (بالصربية). Archived from the original on 2015-09-24. Retrieved 2014-05-15.
وصلات خارجية

لازار بوبوفيتش على موقع قاعدة بيانات كرة القدم.إي يو (الإنجليزية)
لازار بوبوفيتش على موقع Soccerway.com (الإنجليزية)
بوابة أعلام
بوابة صربيا
بوابة كرة القدم
براكسيديك (قمر)

| براكسيديك (قمر) | براكسيديك (قمر) |
| --- | --- |
المكتشف: سكوت شيبارد، وديفيد جويت  
تاريخ الاكتشاف: 23 نوفمبر 2000  
سمي باسم: براكسيديك  
الأسماء البديلة: S/2000 J 7  
الحضيض: 16992165 كيلومتر  
نصف المحور الرئيسي: 20823967 كيلومتر  
اختلاف مركز المدار: 0.1840   
فترة الدوران: 613.9 يوم  
ميل المدار: 144.20594 درجة  
تابع إلى: المشتري  
الكتلة: 430 بيتاغرام  
القدر الظاهري: 21.2   
تعديل مصدري - تعديل  : تعديل مصدري - تعديل  
براكسيديك (بالإنجليزية: Praxidike)‏ الذي كان يعرف أيضاً باسم المشتري السابع والعشرين (بالإنجليزية: Jupiter XXVII)‏ هو قمر غير نظامي يتحرك بحركة تراجعية تابع لكوكب المشتري. وقد اكتشفه فريق من علماء الفلك من جامعة هاواي بقيادة سكوت شيبارد عام 2000 للميلاد،  وقد تمت تسميته مؤقتاً حينذاك S/2000 J 7.
يدور براكسيديك حول المشتري على مسافة متوسطة تبلغ 20824 ميجا متر في 613،904 يوماً، وعلى زاوية ميلان مقدارها 144 درجة إلى مسار الشمس (° 143 إلى خط استواء المشتري) في حركة تراجعية مع وجود انحراف يبلغ مقداره 0،1840.
التسمية

تمت تسميته في أغسطس 2003 نسبة إلى  براكسيديك، الآلهة اليونانية المختصة بالعقاب.
انتماؤه

ينتمي هذا القمر إلى مجموعة أنانك التي يعتقد أنها بقايا تفكك كويكب شمسي. يبلغ قطره حسب التقديرات 7 كم، حيث أن براكسيديك هو ثاني أكبر قمر في المجموعة بعد القمر أنانك و(يفترض البياض الخاص به 0.04).
يظهر هذا القمر بلون رمادي (لون مؤشرات بي = 0،77، رف = 0.34)، ويعتبر ضمن الكويكبات النموذجية من نوع سي (بالإنجليزية: C-type asteroid)‏.
المصادر

↑   https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par. اطلع عليه بتاريخ 2020-09-05. {{استشهاد ويب}}: |url= بحاجة لعنوان (مساعدة) والوسيط |title= غير موجود أو فارغ (من ويكي بيانات) (مساعدة)
↑  IAUC 7555: Satellites of Jupiter January 5, 2001 (discovery) نسخة محفوظة 30 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
↑  MPEC 2001-A29: S/2000 J 7, S/2000 J 8, S/2000 J 9, S/2000 J 10, S/2000 J 11 January 15, 2001 (discovery and ephemeris) نسخة محفوظة 30 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.
↑  IAUC 7998: Satellites of Jupiter 2002 October 22 (naming the moon) نسخة محفوظة 12 أغسطس 2017 على موقع واي باك مشين.
↑  Sheppard, S. S., ديفيد جويت; An Abundant Population of Small Irregular Satellites Around Jupiter, Nature, Vol. 423 (May 2003), pp. 261-263
↑  Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; and هارولد واو يفيسون; Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites, The Astronomical Journal, Vol. 126 (2003), pp. 398–429 نسخة محفوظة 26 يناير 2020 على موقع واي باك مشين.
↑  Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C.; Porco, C.;
Jupiter's Outer Satellites and Trojans, in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, edited by Fran Bagenal, Timothy E. Dowling, and William B. McKinnon, Cambridge Planetary Science, Vol. 1, Cambridge, UK: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, 2004, pp. 263-280
↑  Grav, T.; ماثيو هولمان; بريت جلادمان; Aksnes, K.; Photometric Survey of the Irregular Satellites, Icarus, Vol. 166 (2003), pp. 33-45 نسخة محفوظة 07 يوليو 2018 على موقع واي باك مشين.
Ephemeris IAU-MPC NSES
Mean orbital parameters NASA JPL
وصلات خارجية

صفحات دايفيد جويت
صفحات سكوت شيبارد
بوابة المجموعة الشمسية
بوابة علم الفلك
بوابة المشتري
في كومنز مواد ذات صلة بـ براكسيديك (قمر).
(200140)

| (200140) 1997 WH22 | (200140) 1997 WH22 |
| --- | --- |
المكتشف: برنامج شميدت للكويكبات في بكين  
موقع الاكتشاف: محطة شينغلونغ  
تاريخ الاكتشاف: 28 نوفمبر 1997  
الأسماء البديلة: 1997 WH22، و2002 PW89  
فئة الكوكب الصغير: حزام الكويكبات  
الأوج: 4.075556650040247 وحدة فلكية  
الحضيض: 2.054987158099847 وحدة فلكية  
نصف المحور الرئيسي: 3.065271904070047 وحدة فلكية  
اختلاف مركز المدار: 0.3295905804078101   
فترة الدوران: 1960.206990603639 يوم  
الخاصة المتوسطة: 14.91756340218359 درجة  
ميل المدار: 11.58932292753724 درجة  
زاوية نقطة الاعتدال: 260.4359731317779 درجة  
زاوية الحضيض: 122.0713523480704 درجة  
تابع إلى: الشمس  
القدر المطلق(H): 15.17   
تعديل مصدري - تعديل  : تعديل مصدري - تعديل  
1997 دابليو إتش 22 (ويعرف أيضًا باسم (200140) 1997 دابليو إتش 22 وفق تسمية الكوكب الصغير) (بالإنجليزية: 1997 WH22)‏؛ هو كويكب ضمن حزام الكويكبات.
اكتُشف هذا الجُرم الفلكي بواسطة برنامج شميدت للكويكبات في بكين في 28 نوفمبر 1997، وترتيبه 200140 من حيث الاكتشاف.
الوصف

اكتُشف 2001401997WH في 28 نوفمبر 1997 في محطة شينغلونغ، الواقع في جبال يان، مقاطعة خبي في الصين، بواسطة برنامج شميدت للكويكبات في بكين. وقد رصد المشروع 576 مشاهدة للكويكب إلى غاية 9 يوليو 2021 بتوقيت منطقة المحيط الهادئ، أي في مدة قدرها 8,533 يومًا (23.4 عام). تستغرق الفترة المدارية للكويكب 1,960 يومًا (5.4 عام).
الخصائص المدارية

يتميز مدار هذا الكويكب بنصف محور رئيسي يبلغ 3.07 وحدة فلكية، وحضيض قدره 2.06 وحدة فلكية، وانحراف قدره 0.329 وزاوية ميلان 11.6 درجة بالنسبة لمسار الشمس. بسبب هذه الخصائص، أي نصف المحور الرئيسي بين 2 و3.2 وحدة فلكية وحضيض أكبر من 1,666 وحدة فلكية، يُصنف هذا الجُرم الفلكي وفقًا لقاعدة بيانات مختبر الدفع النفاث لأجرام النظام الشمسي الصغيرة كائنًا من حزام الكويكبات الرئيسي.
الخصائص الفيزيائية

يُقدر القدر المطلق (H) لـ2001401997WH بـ15.07 ووضاءته بـ0.049، مما يمكِّن تقدير قطره بـ 5.760كم. استُخلصت هذه النتائج بفضل ملاحظات مستكشف الأشعة تحت الحمراء عريض المجال (WISE)، وهو مرصد فضائي أمريكي وُضع في المدار في عام 2009 ويراقب السماء بأكملها بالأشعة تحت الحمراء، في عام 2011، نُشرت النتائج الأولى المتعلقة بالكويكبات من الحزام الرئيسي.
وصلات خارجية

(200140) 1997 WH22 في قاعدة بيانات مختبر الدفع النفاث لأجرام النظام الشمسي الصغيرة
الاكتشاف · مخطط المدار ·  العناصر المدارية · المعلمات المادية
(200140) 1997 WH22 على موقع ويكي سكاي: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
| ع ن 200001–201000 | ع ن 200001–201000 |
| --- | --- |
الترقيم 200001–200100:  200003 Aokeda  200025 Cloud Gate  الكويكب 200027  الكويكب 200028  الكويكب 200029  الكويكب 200032  الكويكب 200035  الكويكب 200036  الكويكب 200037  الكويكب 200042  الكويكب 200046  200052 Sinigaglia  ألاستور 200069  1991 RR19 
الترقيم 200101–200200:  1997 WH22 
الترقيم 200501–200600:  الكويكب 200544 
بوابة كواكب صغيرة ومذنبات
بوابة علم الفلك
يهود فلسطينيون

يهود من قرية البقيعة، فلسطين. 1930
اليهود الفلسطينيون هم نسل اليهود الذين كانوا يعيشون في فلسطين التاريخية كجزء من السكان الأصليين قبل بدء الهجرات الصهيونية في التاريخ الحديث، وهم بهذا لا يشملون الجزء الأكبر من اليهود الذين يسكنون اليوم في إسرائيل والمستوطنات الإسرائيلية والقدس الشرقية الذين هاجروا إلى فلسطين ضمن الهجرات الصهيونية أو ترجع أصولهم إلى هؤلاء المهاجرين. هؤلاء اليهود الفلسطينيون جزء لا يتجزء من الشعب الفلسطيني.
في حدود نهاية فترة الحكم العثماني، تمركزت المجتمعات يهودية محلية في أربع مدن "مقدسة" في فلسطين، هي صفد وطبريا والخليل والقدس، في الثلاثة الأولى منها كان المجتمعات العربية والأسبانية (لادينو) تغلب على طابع تلك المجتمعات، بل لعلها كانت تشكل الأكثرية، ولم يكن للمجتمع اليهودي الييديشي اليد العليا إلا في القدس بسبب هجرات العاطفة الدينية للأشكناز من روسيا وشرق أوروبا.
تاريخ

يستدل المؤرخون العلميون (غير المتأثرون بالتاريخ المسرود في الكتب الدينية) على الوجود اليهودي في فلسطين عن طريق الآثار التاريخية والوسائل العلمية. ويرجعون وجودهم في المنطقة (مع غيرهم من الإثنيات) إلى القرن السادس قبل الميلاد على أقل تقدير. كانت اللغة السائدة آنذاك في فلسطين الأرامية.
منذ ذلك الحين، تعرض سكان فلسطين، إلى موجات من الغزوات المختلفة عبر العصور وكانوا تحت حكم العديد من الامبراطوريات التاريخية. خلال هذه الأحداث، اعتنق القسم الأكبر من اليهود الذين سكنوا فلسطين أدياناً أخرى أهمها الإسلام والمسيحية وأصبحت لغتهم الأم هي العربية.
يُسمّى المجتمع اليهودي في فلسطين من سنة 70 م إلى 1881 م (عام بدء الهجرات الصهيونية الأولى) باليشوب القديم. وصل تعدادهم إلى 25000 في عام 1881 م وفقا للإحصائيات الرسمية للوكالة اليهودية.
ازدادت حدة التوتر إلى أعلى مستوياتها بين الطوائف اليهودية المؤيدة للصهيونية وبين المعارضة لها في فلسطين في العشرينات من القرن العشرين بعد اغتيال جاكوب دي هان المتحدث الرسمي باسم إسرائيل أغودات المعارضة لإقامة دولة يهودية.
في الخطاب السياسي

تحدّث الخطاب السياسي الفلسطيني عن اليهود الفلسطينيون في عدّة سياقات، فمثلا ورد في الميثاق القومي الفلسطيني الصادر عام 1964:
«اليهود الذين هم من أصل فلسطيني يعتبرون فلسطينيين إذا كانوا راغبين بأن يلتزموا العيش بولاء وسلام في فلسطين.»
أما الميثاق الوطني الفلسطيني الصادر عام 1968 فلم يتطرق للإثنية، فنصت المادة السادسة منه
«اليهود الذين كانوا يقيمون إقامة عادية في فلسطين حتى بدء الغزو الصهيوني لها يعتبرون فلسطينيين.»
الخطاب الرسمي الإسرائيلي تجاهل استعمال مصطلح 'اليهود الفلسطينيين' لأسباب سياسية وإيدولوجية، فالصهيونية تعتبر الهوية الدينية اليهودية هي القومية وهي الهوية الوطنية، ولأنه كان يريد إدماج اليهود الوافدين حديثاً كمواطنين أصليين إذاً لا فرق بينهم وبين اليهود المحليين.