هفته سوم فروردین 1388
هفته اوّل شهریور 1387
هفته چهارم مرداد 1387
هفته اوّل تیر 1387
هفته سوم اردیبهشت 1387
هفته دوم اردیبهشت 1387
هفته اوّل اردیبهشت 1387
هفته چهارم فروردین 1387
هفته سوم فروردین 1387
هفته دوم فروردین 1387
هفته اوّل فروردین 1387
هفته چهارم اسفند 1386
هفته سوم اسفند 1386
هفته دوم اسفند 1386
هفته اوّل اسفند 1386
هفته چهارم بهمن 1386
هفته سوم بهمن 1386
هفته دوم بهمن 1386
هفته اوّل بهمن 1386
هفته چهارم دی 1386
هفته سوم دی 1386
هفته دوم دی 1386
هفته اوّل دی 1386
هفته چهارم آذر 1386
هفته سوم آذر 1386
هفته دوم آذر 1386
هفته اوّل آذر 1386
هفته چهارم آبان 1386
هفته سوم آبان 1386
هفته دوم آبان 1386
هفته اوّل آبان 1386
هفته چهارم مهر 1386
هفته سوم مهر 1386

لینکستان

اگر می خواهید با وبسایت ما تبادل لینک کنید لینک ما را با نام " ما ایران را دوست داریم | We Love Iran " قرار دهید و در بخش تماس با ما و یا نظرات لینک خود را قرار دهید.

ماشین !!!! هر ماشینی که فکرشو بکنی تو ایران هست ! میگی نه نیگاه کن !!!
مهران چیت ساز
گل آقا
دایرکتوری غنی دانلود فیلم و کارتون با بیش از 8000 عنوان !
سایت شخصی علی دایی
وبلاگ اختصاصی دکتر محمد مدرس موسوی
خدمات وبمستر پارس تولز
خدمات وبمستر وب
خدمات وبمستر جاست پرشین
ساب دامین tk
ساب دامین coo
ساب دامین hoo
فوتو بلاگ
دوری بلاگ
پرشین بلاگ
میهن بلاگ
بلاگ ناز
پارسی باکس
پارسی بلوگ
بلاگر - بلاگ اسپات
ایران بلاگ
بلاگفا
سرویس میل اینباکس
وورد پرس
بزرگترین سایت طراحی گرافیک ایران
کشتی
انجمن مافیایی ایران
حلقه یگانه
هوپا
ایران جیمیل
پارس قرآن
انجمن آدولف هیتلر
پارسیفا
ژان کلود وندام
موتور جستجوی زیگ زاک
شیشه پاک کن
پایگاه اطلاع رسانی مولاناجلال الدین محمد بلخی
اخبار پارسیک
کلوب بازی خور
گیم اسپات
سایت مدیران آشیانه
انجمن آشیانه
گرگان هک
آپلود مجانی ایرانیان
وبلاگ مدیر بلاگفا
دامنه رایگان
تکنو تاکس
دانشجویان
آنلاین یا آفلاین مسئله این است!
کلکسیون تمبر های یادگاری
قالب بلاگفا
قالب وبلاگ

آرشیو

تماس با ما

مرگ خورشید

آیا ستاره‌ها زنده‌اند؟!

ستاره شناسان ستاره‌ها را مانند موجودات زنده می‌دانند که مراحل تولد ، زندگی و مرگ را در طول عمر خود می‌گذرانند. این مراحل که برای انسان حدود چند ده سال طول می‌کشد. در مورد ستاره‌ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است. یک ستاره پس از تولد و گذران عمر ، وارد مرحله مرگ و پایان موجودیت می‌شود. خورشید ما هم که یک ستاره است، از این قاعده مستثنی نیست.

غول سرخ خورشید

ذخایر هیدروژن خورشید به ما این وعده را می‌دهد که تا حدود 5 میلیارد سال دیگر دغدغه‌ای نداشته باشیم. خورشید تقریبا بصورت امروزی ، ستاره‌ای زرد که به اندازه قرص ماه دیده می‌شود، خواهد بود. ولی 5 میلیارد سال بعد بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید ، گداخته شده و صرف تهیه هلیوم می‌شود. در آن زمان جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار و دمای آن را افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد.

انرژی حاصل از همجوشی هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد، تا اینکه خورشید تبدیل به یک غول سرخ شود. هلیوم هم به کربن و اکسیژن تبدیل خواهد شد.

خورشید کوتوله

وقتی خورشید منبسط می‌شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود ، قطرش حدود 150 برابر بزرگتر می‌شود (بدلیل همین افزایش حجم است که غول نامیده می‌شود). با افزایش حجم ، دمای سطح خورشید به آرامی کاهش می‌یابد و گازهای منبسط شده و داغ حرارت خود را از دست می‌دهند. رنگ خورشید از زرد به نارنجی و سپس قرمز تغییر می‌کند. بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید ، درخشندگی آن هزار برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع می‌کند.

خورشید مدت 100 میلیون سال را به شکل یک غول سرخ سپری خواهد کرد، سپس لایه‌های سست بیرونی از آن جدا خواهند شد. سرانجام خورشید به شکل یک کوتوله سفید باقی مانده و به تدریج از بین خواهد رفت.

زمین سوگوار

در مراحل پایانی عمر خورشید ، هنگامی که این ستاره به غول سرخ تبدیل می‌شود، از آسمان آبی گرفته تا سایه رنگهای سپیده و شامگاه ، کلیه پدیده‌های جوی ، عمیقا تحت تأثیر قرار می‌گیرند. زمین سرد نمی‌شود بلکه برعکس افزایش ‌مساحت خورشید ، کاهش دما را جبران می‌کند و دما از حد معمول هم بسیار فراتر می‌رود. تمام موجودات زنده از بین می‌روند و زمین در غم از دست دادن آنها و خورشید به سوگ می‌نشیند.
با افزایش دما یخ پهنه‌های قطبی شروع به ذوب شدن می‌کنند. سطح اقیانوسها بالا می‌آیند و لایه ضخیمی از ابر ایجاد می‌کنند که برای مدتی خورشید را پنهان می‌کند. این ابرها تقابل اقلیمی میان قطبها و استوا را از بین می‌برند. نوعی جنگل آمازون داغ و مرطوب سراسر زمین را می‌پوشاند. سپس جو زمین شروع به تبخیر شدن می‌کند. گیاهان خشک شعله‌ور می‌شوند. شعله‌های آتش با استفاده از اکسیژن باقیمانده ، همه مواد آلی موجود را مصرف می‌کند. طبیعتی شبیه به ماه کنونی پدید می‌آید.
در صخره سنگهای قاره‌ای و اعماق حوزه‌هایی که تبخیر شده‌اند، حاکمیت عصر معادن بار دیگر جایگاهی را که در نخستین سالهای عمر سیاره داشت، باز می‌یابد. پس از گذشت چند صد هزار سال ، خود صخره نیز شروع به ذوب شدن می‌کند. زیر آبشاری از حرارت سرخ ، امواج گدازه های فروزان از کوهها سرازیر و در اعماق اقیانوسهای کهن جمع می‌شوند. خورشید سرخ به گسترش خود ادامه می‌دهد و باد نیرومند ستاره‌ای به بیرون می‌فرستد.

سیارات عطارد و زهره تحت تأثیر آن به آرامی تبخیر می‌شوند. این توفان شدید مواد آنها را جارو کرده و به صورت امواج متلاطمی از بخار به هوا می‌فرستد. از این ماده رقیق ممکن است سحابیهای جدید شکل گرفته و در میان آنها ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای جدید پدیدار شوند.

عکس های دوران های زندگی خورشید را در ادامه ببینید

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ادامه

سر انجام و سر نوشت نهایی جهان

مقدمه

کشف اینکه جهان در حال گسترش است یکی از انقلابهای فکری بزرگ قرن بیستم بود. حتی نیوتن و انیشتین تصور جهان گسترش یابنده را نداشتند. مدلهایی برای تبیین عالم توسط اندیشمندان صورت گرفته‌اند؛ در اینجا پاره‌ای از این مدلها را عرضه می‌کنیم؛ اولین مدل ریاضی برای عالم توسط انیشتین صورت گرفت؛ در مدل ایشان عالم مسدود (فضای بسته و بدون مرز) و کروی و در عین حال ایستاست و به نام جهان استاتیک انیشتین آن را می‌شناسیم.

هنگامی که انیشتین مشغول ساختن معادلات ریاضی برای این مدل بود، بطور اشتباهی "ثابت کیهانی شناختی" را در معادله خویش وارد کرد و از طرفی نیرویی بنام پاد گرانش معرفی کرد که برخلاف دیگر نیروها ، از منبع خاصی ناشی نمی‌شد، بلکه در کالبد فضا-زمان نهفته بود؛ انیشتین بعدا از این کارش افسوس خورد. این مدل ؛ جهان را نه در حال انقباض و نه انبساط می‌داند و به عبارتی دیگر جهان نه کوچکتر و نه بزرگتر می‌شود.

مدل دویستر ، که پس از انیشتین وضع شد، ادامه کارهای انیشتین بود؛ به علاوه هویل تز جهان ساکن و نامحدود را ارائه داد و از طرفی فرضیه جهان نوسانی توسط تولمان وضع شد و ساندیچ آن را بسط داد. افزون آنکه کسانی امثال هابل مدل جهان را محدود و گسترش یابنده پیشنهاد کرده‌اند. از میان مدلهای موفق دیگر می‌توان به مدلهای فریدیمان دانشمند روسی اشاره کرد؛ این مدلها در واقع بر اساس همان معادلات انیشتین استوار است، منتها فریدیمان ثابت کیهان شناختی و نیروی پاد گرانش را در معادلات و نظریات خویش وارد نکرده است.

نظرات استاد هاوکینگ

هر چند فریدمان تنها یک مدل ارائه داد، اما سه نوع مدل مختلف وجود دارد که بر دو فرض اساسی فریدمان مبتنی‌اند. در نوع اول (که فریدمان ارائه کرد) جهان با سرعت نسبتا کمی در حال گسترش است و جاذبه گرانشی بین کهکشانهای مختلف باعث کندی گسترش شده و سرانجام آن را متوقف می‌سازد. آنگاه کهکشانها بسوی یکدیگر شروع به حرکت می‌کنند و جهان انقابض می‌یابد و... . در دومین مدل ، جهان چنان با آهنگ تند گسترش می‌یابد که جاذبه گرانشی هرگز قادر به باز داشتن آن از انبساط نیست، هر چند اندکی از سرعت آن می‌کاهد ... .

بالاخره راه حل سومی نیز وجود دارد که در آن ، سرعت گسترش جهان به اندازه‌ای است که گیتی از فروپاشی بپرهیزد. مشخصه بارز اولین نوع مدل آنست که جهان در پهنه فضا ، بیکرانه نیست اما فضا خود حد و مرزی ندارد. گرانش چنان نیرومند است که فضا را به دور خود خم کرده و کم و بیش چیزی مثل سطح زمین بوجود آورده است. اگر روی سطح زمین در جهت معینی به راه بیافتیم هرگز به مانعی غیر قابل عبور یا پرتگاهی بر کرانه آن بر نخواهیم خورد، اما عاقبت به همان نقطه شروع خواهیم رسید. در نخستین مدل فریدمان ، فضا همچون مثال بالاست، اما بجای آنکه مثل سطح زمین دو بعد داشته باشد، سه بعدی است. بعد چهارم آن یعنی زمان نیز در امتداد خود محدود و معین است، اما همچون پاره خطی است که آغاز و انجامی دارد.

اگر نسبیت عمومی را با اصل عدم قطعیت مکانیک کوانتومی در هم آمیزیم، فضا و زمان ، هر دو می‌توانند معین بوده و در عین حال هیچ انتها و مرزی نداشته باشند. در نخستین نوع از مدلهای فریدمان ، که منبسط می‌شود و فرو می‌پاشد، فضا مثل سطح کره زمین بر روی خود خمیده است و بنابراین در امتداد خود متناهی است. در دومین نوع از مدلها ، که برای همیشه گسترش می‌یابد، فضا به گونه‌ای دیگر و همانند سطح یک زین خمیده است. بنابراین ، در این حالت فضا نامتناهی است. سرانجام در سومین نوع از مدلهای فریدمان ، گسترش جهان با سرعت بحرانی انجام می‌پذیرد، فضا تخت و مسطح (و در نتیجه نامتناهی) است.

کدامیک از مدلهای فریدمان تصویر واقعی جهان ماست؟

آیا سرانجام جهان از انبساط باز خواهد ایستاد و منقبض خواهد شد یا آنکه برای همیشه منبسط خواهد شد؟ برای پاسخ دادن به این سئوال باید نرخ کنونی انبساط جهان و چگالی متوسط فعلی‌اش را بدانیم. اگر چگالی از مقدار بحرانی معینی که بوسیله نرخ انبساط تعیین می‌شود، کمتر باشد، جاذبه گرانش ضعیفتر از آنست که بتواند گسترش عالم را متوقف کند. اگر چگالی از آن مقدار بحرانی بیشتر باشد، روزی گرانش جهان را از گسترش باز خواهد داشت و باعث فروپاشی آن خواهد گردید.

البته در حال حاضر برای تعیین مقدار دقیق دو پارامتر، نرخ کنونی انبساط جهان و چگالی متوسط جهان ، با مشکلاتی مواجه هستیم، هر چند که بطور تقریب ، برخی از اندیشمندان ، مقادیری ایستا ، بزودی زیر تأثیر گرانش شروع به انقباض می‌کند؛ و اگر فرض کنیم جهان در حال گسترش است، اگر سرعت آن بطور نسبی پائین باشد، سرانجام نیروی گرانش موجب توقف و سپس انقباض آن خواهد گردید. یا به عبارتی دیگر اگر نیروی گرانش از انبساط جهان بتدریج بکاهد، بالاخره روزی انبساط متوقف می‌شود و انقباض و فرو ریختگی آغاز می‌گردد؛ در صورتی که جهان با سرعتی بیش از یک سرعت بحرانی در حال گسترش باشد، گرانش هرگز نخواهد توانست آن را متوقف کند و جهان تا ابد به گسترش خود ادامه خواهد داد.

در هر صورت ، این سوال مطرح می‌گردد که کدامیک از این تئوریها در حال حاضر می‌توانند بهترین کاندیدای پاسخ برای چگونگی و سرنوشت پایانی کائنات باشد؟! قدر مسلم کیهان شناسی مدرن با یافته‌های علمی بسیاری که در دست دارد، همراه با توافق اکثریت پژوهشگران طراز اول در سطح جهان ، می‌توان به این نظریه باور داشت که گسترش جهان در نهایت روزی متوقف می‌گردد و جهان دچار انقباض می‌شود و مقارن آن فرو ریختگی مجموعه‌ها و زیر مجموعه‌های جهان یعنی کهکشانها و منظومه‌ها شروع می‌شود. و تکیه همگان بر این است که میدان گرانشی کل جهان ، (چگالی کنونی جرم جهان و یا جاذبه گرانشی متقابل ماده) انبساط جهان را کند می‌کند و در نهایت متوقف خواهد ساخت و جهان دچار فرو ریختگی عظیم خواهد گشت و در نهایت به شکل سیاهچاله در خواهد آمد و ... .

جهان همیشه در حال انبساط ، که در نهایت به جهان سرد و بی رمق منجر می‌شود، بنام "مدل باز" هم خوانده می‌شود و کسانی امثال لیف شیتز و حالا تنیکوف هم از این "مدل باز" جانبداری کرده‌اند؛ عکس نظریه "مدل باز" بنام "مدل بسته" هم خوانده می‌شود که چنانچه توضیح دادیم، در این مدل بسته جهان روزی دچار انقباض و فرو ریختگی می‌گردد و این نظریه توسط استاندارد کیهان شناسی مورد پیش بینی وتأیید قرار گرفته است.

"Big Crunch"

کرنگ به معنی در هم شکسته است. Crunch نیز دقیقا به همین معنی است. "Big Crunch" را تخریب بزرگ و انقباض بزرگ نیز معنی کرده‌اند، در واقع Big Crunch همان نظریه انیشتین در مورد بسته شدن مجدد جهان است؛ به نظر بعضی از دانشمندان پس از Big Crunch مجددا یک Big Bang (یا مهبانگ) رخ خواهد داد. و دوباره آغازی دیگر. بسیاری از دانشمندان می‌پرسند که اگر ما به این دوره انفجار و خرد شدگی معتقد باشیم مهبانگی را که ما از آن مطلعیم چندمین مهبانگ است؟ و آیا اصولا چنین سوالی می‌تواند صحیح باشد وقتی که مبدا زمانی ما از شروع مهبانگ است؟

از دیدگاه عده‌ای از دانشمندان ، بر اثر عمل و عکس العمل دو نیروی گرانشی (حاصل از مجموعه اجرام آسمانی) و انبساطی (حاصل از انفجار بزرگ) امکان دارد که در هر شصت هزار میلیون سال یکبار انفجار بزرگ به وقوع بپیوندد. در واقع مهبانگ (انفجار بزرگ = بانگ اکبر = Big-Bang) در مبدا جهان و "Big Crunch" را مهگرنگ (انقباض بزرگ) معنی کرده‌اند که در پایان جهان است.

نظریات قرآن

در قرآن تأکید می‌شود که ساعت ، یعنی حادثه نابودی جهان ، یک امر ناگهانی است و به هیچ وجه برای انسان قابل پیش بینی نیست، این مطلب از بسیاری از آیات استنباط می‌گردد، از جمله آیه 187 سوره اعراف: "یسئلوک عن الساعه ایان مرسیهخا- قل انما علمها عند ربی لایجلیها لوقتها الا هو- ثقلت فی السموات والارض- لاتاتیکم الا بغته ..."(اعراف-187)

قیامت یک حادثه وعده داده شده از جانب خداست و وعده خدا حق است، زمان وقوع قیامت را تنها خدا می‌داند (... لایجلها لوقتها الا هو ...) و هر لحظه ممکن است اتفاق بیفتد (تکاد السموات یتفطرن من فوقهن ...)، با توجه به ناگهانی بودن قیامت ، انسان در هیچ لحظه‌ای از زمان نمی‌تواند نسبت به عدم وقوع آن مطمئن باشد.

محل وقوع این حادثه کجاست و از کجا آغاز خواهد شد؟

این سوالی است که برای پاسخ دادن به آن باید در آیات زیر به دقت تأمل کرد:

"بل الساعه موعد هم و الساعه ادهی و امر" (القمر-46)
"والیوم الموعد" (بروج-2)
"بل لهم لن یجدوا من دونه موئلا" (الکهف-57)
"حتی اذا راواما یوعدون فسیعلمون من اضعف ناصرا و اقل عددا" (جن-24)
"قل ان ادری اقریب ما توعدون ام یجعل له ربی امدا" (جن-25)
"فذرهم یخوضوا و یلعبوا حتی یلاقوا یومهم الذی یوعدون" (معارج-42)
"خاشعه ابصارهم یرهقهم ذله ذلک الیوم یوعدون" (معارج- 44)
"انما توعدون لصادق" (ذاریات-5)

از آیات فوق معلوم می‌گردد که ساعت (قیامت) در این آیات با کلماتی همچون: موعود - موعد - مایوعدون - ماتدعدون و از این قبیل مشخص گردیده است. به عبارت دیگر ، منظور از "موعد" در آیات فوق همان "ساعت" است، یعنی حادثه قیامت.

نتیجه

آنچه در مجموع از بعضی آیات قرآنی و پاره‌ای مفاهیم اسلامی می‌توان دریافت کرد، چندین موضوع اساسی زیر می‌باشد:

جهان ماده دارای پایانی است، یعنی عمری و سرآمدی معین دارد و روزی بایستی از بین برود.
اصل بازگشت (معاد) را در دو بخش، یکی تحت عنوان اصل بازگشت عالم ماده به همان اصل نخستینش که از آن بوجود آمده و دیگری تحت عنوان اصل بازگشت (رستاخیر) انسانها ، مورد بررسی قرار می‌دهد. اصل بازگشت عالم ماده ، با تمام وجود صورت می‌گیرد، بدین معنی تمامی جهان ماده و اجزایش جملگی نابود می‌شوند؛ بعضی از افراد چنین گمان کرده‌اند که ویرانی و ریزش اجرام ، تنها شامل قسمتهایی از جهان می‌شود، ولی قسمتهای دیگر جهان باقی می‌مانند و یا تغییراتی اندک در آنها پدیدار می‌شود؛ در حالی که چنین نیست. کل جهان و اجزایش و از جمله سیاره زمین ، دچار فرو ریختگی و ویرانی و در نهایت دچار نابودی کامل قرار می‌گیرند و آثاری از جهان باقی نمی‌ماند.

در تفسیر بعضی آیات می‌گویند، که جهان در هنگام ویرانی دوباره به همان اصل اولش یعنی همان گاز سوزان مبدل می‌شود. یا بعضی دیگر معتقدند که جهان در هنگام ویرانی تا مرحله تبدیل شدن به گردی پراکنده پیش می‌رود (فکانت هبا منبثا) و خواه ناخواه اصل پیدایش آغازین جهان را همان گردی پراکنده می‌دانند، لکن ما معتقدیم که اصل پیدایش نخستین جهان ، گاز سوزان و یا ذرات اولیه در شکل گرد پراکنده نبوده‌اند، بلکه بایستی پیش از گاز سوزان و گرد پراکنده ، آفرینشهای اولیه دیگری هم وجود داشته باشند که گاز سوزان و گرد پراکنده از آنها حاصل آمده‌اند باشند.

استنباط ما این است که آفرینش آغازین جهان ، دو عالم امر (خلا فیزیک و میدان واحد گرانشی) بعنوان "پیش ماده سازنده عالم" بوده‌اند، که بطور کن فیکون (بشو پس می‌شود) از طرف خداوند علیم و قادر مطلق صورت گرفته است؛ (و گاز سوزان و یا گرد پراکنده ، از این پیش ماده سازنده عالم هستی بعدا بوجود آمده‌اند). حال جهان در هنگام ویرانی بایستی به همان اصل آغازینش یعنی عالم امر (میدان واحد گرانشی و خلا فیزیکی) تبدیل گردد و این دو عالم امر هم عکس حالت (کن فیکون) ، (نابود شود پس می‌شود) به نیستی مطلق مبدل می‌گردند.
عالم برزخ ، از جنس جهان فعلی (ماده و انرژی) نیست؛ بنابراین هنگام ویرانی و نابودی کامل جهان کنونی ، عالم برزخ ، همچنان تا روز قیامت انسانها باقی خواهد ماند، افزون آنکه طبق مفاهیم ناب اسلام محمدی صلی‌الله‌علیه‌وآله‌وسلم پس از مرگ انسانها ، ارواح در عالم برزخ مستقر می‌گردند. خداوند در آیه‌ای در قرآن می‌فرمایند؛ "ومن ورائهم برزخ الی یوم یبعثون" ، یعنی: و از پشت سر آنان است برزخی ، تا روزی که برانگیخته شوند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

انفجار تونگوسکا

صبحگاه 30 ژوئن سال 1908، انفجار مهیبی در ناحیه تونگوسکا در سیبری روسیه رخ داد. شاهدان عینی که در فاصله 500 کیلومتری (300 مایلی) بودند گفتند که جسمی بسیار درخشان به رنگ آبی روشن از آسمان فرود آمده و به شکل یک گوی آتشین که درخشانتر از خورشید بوده، منفجر شده است.
انفجار باعث ویرانی منطقه ای به وسعت 80 کیلومتر (50 مایل) شد. تصور می شود که جسم فرود آمده، هسته یک ستاره دنباله دار کوچک یا یک سیارک بوده است.

img/daneshnameh_up/9/99/Enfejartonoska.jpg

جنگل ویران شده جسم آتشین آسمانی محل فرود خود
را ویران، و درخاتن را مانند چوب کبریت خرد کرده است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

نظریه انفجار بزرگ

مقدمه

نظریه انفجار بزرگ در حال حاضر تنها توضیح ارائه شده درباره منشأ جهان می‌باشد که بطور گسترده پذیرفته شده است. انفجار بزرگ ، بسیار پر انرژی و پر حرارات بود و در ثانیه‌های اولیه پس از انفجار فقط تشعشع و ذرات زیر اتمی گوناگون در جهان وجود داشتند. تشعشعات باقیمانده از این انفجار هنوز به صورت امواج ضعبف مایکروویو در آسمان وجود داشته ، از زمین قابل ردیابی هستند. به این امواج تشعشع مایکروویو زمینه کیهان گفته می‌شود.

در اواخر دهه 1920، ادوین هابل (1953-1889) ، ستاره شناس آمریکایی به بررسی نور دریافتی از ستارگان کهکشانهای دور دست پرداخت. او متوجه شد که طول موجهای این نور بلندتر از میزان مورد انتظار است. این پدیده که قرمز گرایی نام دارد، نشان داد که کهکشانها با سرعت زیادی در حال دور شدن از زمین هستند.

جهان زمانی کوچکتر از هسته یک اتم بود.

هر چه ما بیشتر به عمق کیهان نظاره می‌کنیم در واقع بیشتر به عمق زمان گذشته می‌نگریم. یک ستاره را که در فاصله 10 سال نوری قرار دارد به همان صورتی می‌بینیم که 10 سال نوری قبل بوده است. دورترین اجرامی را که انسان می‌تواند با تلسکوپهای بزرگ نجومی نظاره کند کوازارها هستند. (Quasar مخفف عبارت نجومی Quasistallar object و عبارت است از عضوی از گروههای گوناگون ستاره مانند که دارای پرتوهای قرمز استثنایی می‌باشند و غالبا از خود فرکانسهای رادیویی و نیز امواج نوری قابل دیدن منتشر می‌کنند.)

آنها در واقع کهکشانهای کاملا جوانی هستند که در مراحل اولیه شکل گیری به سر می‌برند. حال اگر انسان نگاهش را در سمت دلخواهی به دورتر و بازهم دورتر متوجه کند باید به مرزی برسد که در آنجا آغاز خلقت را مشاهده کند و به عبارت دیگر آن گاز داغ اولیه را ببیند که تمام کهکشانها ، ستارگان ، سیارات و موجودات از آن ایجاد شده‌اند. بنابراین می‌بایست پیرامون ما را پیوسته پوسته کاملا درخشانی در دور دست احاطه می‌کرد و آسمان هم می‌بایست شبها همچون روز روشن می‌شد اما این دیوار آتشین با سرعت زیادی از ما دور می‌شود زیرا که عالم لحظه به لحظه انبساط می‌یابد.

سرعت دورشدن به قدری زیاد است که نور این پوسته دارای طول موج بلندتری می‌شود که ما آن را فقط به صورت تشعشعات و امواج رادیویی دریافت می‌کنیم. وجود این پرتوها را می‌توان با رادیو تلسکوپها به سادگی اثبات کرد این تشعشعات تکیه گاهی مهم برای اثبات فرضیه انفجار اولیه می‌باشد.

اگر جسمی با سرعت زیاد در حال دور شدن از ما
باشد طول موجهای نور دریافتی از آن به سمت
قسمت قرمز رنگ طیف و اگر جسم در حال نزدیک
شدن باشد به سمت آبی رنگ طیف متمایل می‌شوند.

سرانجام جهان

ستاره شناسان سه نظریه در مورد نحوه پایان جهان ارائه کرده‌اند:

جهان برای همیشه گسترش خواهد یافت؛
هنگامی که جهان به اندازه معینی رسید، انبساط آن متوقف شده و در همان حال ثابت می‌ماند؛
جهان سرانجام از انبساط باز می‌ایستد و انقباض (فروپاشی درونی) آن آغاز می‌گردد. بعضیها این پدیده را فروپاشی (تلاشی) بزرگ (big chrunch) نامیده‌اند.

شواهدی در اثبات انفجار بزرگ

تشعشع مایکروویو زمینه کیهانی بهترین دلیل اثبات نظریه انفجار بزرگ می باشد. این تشعشع بسیار ضعیف بوده و طول موج بسیار بلندی دارد. این مشخصات، کشف ادوین هابل (1952 - 1889) ، ستاره شناس آمریکایی ، را که گفته بود جهان در حال انبساط است، تأیید می‌کند. این تشعشع همچنین نظریه جورج گاموف (68 - 1904) ، فیزیکدان آمریکایی اوکراینی تبار را تأیید می‌کند.

او پیش بینی کرده بود که در صورت وجود آغازی برای جهان ، تشعشعاتی که به ما می‌رسند بایستی از دورترین نقاط آن که با سرعتی زیاد در حال دور شدن هستند، باشند. چنین تشعشعاتی به شدت مستعد قرمز گرایی (میزان گرایش نور اجسام دور شونده به سمت قسمت قرمز رنگ طیف الکترومغناطیسی) بوده و بنابراین انتظار می‌رود که دارای طول موجهای بلند باشند.

فروپاشی بزرگ نیروهای جاذبه باعث
خواهند شد تا جهان ، سرانجام منقبض
شود و به یک نقطه واحد مبدل گردد.

با مطالعه کهکشانهای دور شواهد بیشتری در اثبات نظریه انفجار بزرگ بدست آمده است. بعضی از این کهکشانها 13 میلیلاردسال نوری با ما فاصله دارند، یعنی 13 میلیارد سال طول می‌کشد تا ما نور آنها را ببینیم. حال ما این کهکشانها را به همان شکلی که 2 میلیارد سال بعد از انفجار بزرگ بوده‌اند، مشاهده می‌کنیم. این واقعیت که آنها فشرده‌تر از کهکشانهای نزدیکتر به نظر می‌رسند نشان می‌دهد که حجم جهان زمانی کوچکتر و متراکمتر بوده و حال با گذشت زمان این حجم در حال افزایش است.

دانشمندان با امید به کشف منشأ جهان ، تلاش می‌کنند تا شرایطی را که بلافاصله بعد از انفجار بزرگ وجود داشت، باز سازی کنند. برای اینکار ، آنها دو اشعه از ذرات بنیادی را در جهات متضاد ، حول دستگاهی به نام شتاب دهنده (دستگاهی برای آشکار ساختن ذرات) می‌فرستند؛ این دو اشعه وقتی به سرعت نور می‌رسند، به هم برخورد می‌کنند که از انرژی حاصل از این برخورد، ذرات جدیدی بوجود می‌آیند. این ذرات ردی از برخورد ، ذرات جدیدی بوجود می‌آیند.

این ذرات ردی از خود در محفظه حباب (وسیله‌ای که در آن ذرات بنیادی از میان هیدروژن مایع عبور و باعث جوشیدن آن شده و ردی از حباب از خود بر جای می‌گذارند) باقی می‌گذارند و داشنمندان می‌توانند انها را ببینند. نتایج این آزمایش حقایق بسیاری راجع به آغاز جهان در اختیار ما می‌گذارد، زیرا انرژی آزاد شده از تصادم ذرات بنیادی شبیه به انرژی ذراتی است که در لحظات اولیه انفجار بزرگ حاصل شده است.

عالم در ابتدا چگونه به نظر می‌آمد؟

آشکار است برای آگاهی از چگونگی اولین ثانیه‌ها و یا بهتر بگوییم اولین اجزای ثانیه‌های پس از انفجار اولیه نباید از ستاره شناسان پرسید، بلکه در این مورد باید به فیزیکدانهای متخصص در امر فیزیک ذرات مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرایط کاملا سخت و غیر عادی تحقیق و تجربه می‌کنند. تاریخ کیهان معمولا به 8 مقطع کاملا متفاوت و غیر مساوی تقسیم می‌شود:

مرحله اول (صفر تا ^43-10 ثانیه)

این مسأله هنوز برایمان کاملا روشن نیست که در این اولین اجزای ثانیه‌ها چه چیزی تبدیل به گلوله آتشینی شد که کیهان باید بعدا از آن ایجاد گردد. هیچ معادله و یا فرمولهای اندازه گیری برای درجه حرارت بسیار بالا و غیر قابل تصوری که در این زمان حاکم بود در دست نمی‌باشد.

مرحله دوم (^43-10 تا ^32-10 ثانیه)

اولین سنگ بناهای ماده مثلا کوارکها و الکترونها و پاد ذره‌های آنها از برخورد پرتوها با یکدیگر بوجود می‌آیند. قسمتی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ذرات فوق سنگین - x نیز می‌توانسته‌اند بوجود آمده باشند. این ذرات دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ماده بیشتری نسبت به ضد ماده و مثلا کوارکهای بیشتری نسبت به آنتی کوارکها ایجاد می‌کنند. ذرات x که فقط در همان اولین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت بود از: (افزونی ماده در برابر ضد ماده).

مرحله سوم (از ^32-10 ثانیه تا ^6-10 ثانیه)

کیهان از مخلوطی از کوارکها ، لپتونها - فوتونها و سایر ذرات دیگر تشکیل شده که متقابلا به ایجاد و انهدام یکدیگر مشغول بوده و ضمنا خیلی سریع در حال از دست دادن حرارت هستند.

مرحله چهارم (از ^6-10 ثانیه تا ^3-10 ثانیه)

تقریبا تمام کوارکها و ضد کوارکها بصورت پرتو ذره‌ها به انرژی تبدیل می‌شوند. کوارکهای جدید دیگر نمی‌توانند در درجه حرارتهای رو به کاهش بوجود آیند ولی از آن جایی که کوارکهای بیشتری نسبت به ضد کوارکها وجود دارند. برخی از کوارکها برای خود جفتی پیدا نکرده و بصورت اضافه باقی می‌مانند. هر 3 کوارک با یکدیگر یک پروتون با یک نوترون می‌سازند. سنگ بناهای هسته اتمهای آینده اکنون ایجاد شده‌اند.

مرحله پنجم (^3-10 ثانیه تا 100 ثانیه)

الکترونها و ضد الکترونها در برخورد با یکدیگر به اشعه تبدیل می‌شوند. تعدادی الکترون باقی می‌ماند، زیرا که ماده بیشتری نسبت به ضد ماده وجود دارد. این الکترونها بعدا مدارهای اتمی را می‌سازند.

مرحله ششم (از 100 ثانیه تا 30 دقیقه)

در درجه حرارتهایی که امروزه می‌توان در مرکز ستارگان یافت اولین هسته‌های اتمهای سبک و بویژه هسته‌های بسیار پایدار هلیوم در اثر همجوشی هسته‌ای ساخته می‌شوند. هسته اتمهای سنگین از قبیل اتم آهن یا کربن در این مرحله هنوز ایجاد نمی‌شوند. در آغاز خلقت عملا فقط دو عنصر بنیادی که از همه سبکتر بودند وجود داشتند: هلیوم و هیدروژن.

مرحله هفتم (از 30 دقیقه تا یک میلیون سال پس از خلقت)

پس از گذشت حدود 300000 سال گوی آتشین آنقدر حرارت از دست داده که هسته اتمها و الکترونها می‌توانند در درجه حرارتی در حدود 3000 درجه سانتیگراد به یکدیگر بپیوندند و بدون اینکه دوباره فورا از هم بپاشند اتمها را تشکیل دهند. در نتیجه آن مخلوط ذره‌ای که قبلا نامرئی بود اکنون قابل دیدن می‌شود.

مرحله هشتم (از یک میلیون سال پس از خلقت تا امروز)

از ابرهای هیدروژنی دستگاههای راه شیری ستارگان و سیارات بوجود می‌آیند. در داخل ستارگان هسته اتمهای سنگین از قبیل اکسیژن و آهن تولید می‌شوند. که بعدها در انفجارات ستاره‌ای آزاد می‌گردند و برای ساخت ستارگان و سیارات و حیات جدید بکار می‌آیند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

فعالیت خورشیدی

خورشید این منبع عظیم انرژی پیوسته در فعالیت است که اغلب آثار این فعالیتها به زمین می‌رسد. فعالیت لکه‌های خورشید ، توفانهای خورشیدی و زبانه‌های خورشیدی از این فعالیتها هستند. زیباترین صحنه‌ای که ناشی از فعالیت خورشید است و در زمین (اغلب مناطق قطبی) قابل روئیت می‌باشد، شفق قطبی است.

img/daneshnameh_up/5/5a/p23.jpg

نگاه اجمالی

گاهی توفانهای بزرگی در جو خورشید رخ می‌دهد، گازهای بسیار داغ از لایه‌های زیرین می‌جوشد و تا ارتفاع زیادی در بالای سطح جریان می‌یابند. در مجاورت لکه‌ها ، ممکن است نوعی از توفانهای خورشید ، به نام شراره ظاهر شوند. انرژی که شراره در فام سپهر آزاد می‌کند، به صورتی بسیار تماشایی است. در منطقه‌ای وسیع ، جرقه‌هایی زیبا ، روشن و خاموش می‌شوند که هر کدام مانند آذرخشهای بسیار بزرگی می‌درخشند. شراره تمام انرژی خود را تنها در پنج دقیقه از دست می‌دهد و سپس همه چیز حالت عادی به خود می‌گیرد.

شراره خورشید

شراره ابرهای بزرگی از ذرات باردار را به بیرون از خورشید پرتاب می‌کند. این ذرات با سرعت میلیونها کیلومتر در ساعت حرکت می‌کنند. در حدود دو روز بعد به مجاورت زمین می‌رسند و برخی از آنها بسوی مناطق قطبی زمین منحرف می‌شوند، زیرا زمین مانند یک آهنربای میله‌ای ، میدان مغناطیسی دارد و حرکت ذرات باردار که از خورشید می‌رسند، تحت تاثیر این میدان قرار می‌گیرد. ذرات باردار که به طرف قطبها منحرف می‌شوند، با گازهای بخش بالایی جو برخورد می‌کنند. در نتیجه شبتاب بوجود می‌آید و نور گسیل شده از آن به صورت نمایش زیبا پدیدار می‌شود که آن را شفق می‌نامیم.

موقعیت شفق

زیباترین نمایش شفقها ، دو سال بعد از حداکثر فعالیت لکه‌های خورشید رخ می‌دهد. هنگامی که شفقها بسیار فعال هستند، در ایران و در اروپای جنوبی یا جنوب ایالتهای متحده آمریکا نیز قابل روئیت می‌باشند، ولی معمولا در مناطق شمالی‌تر ، بهتر دیده می‌شوند. روئیت شفقهای جنوبی در استرالیا بسیار دشوار است.

کمربندهای وان آلن

زمین قادر است که ما را از بدترین جریانهای ذرات پر سرعتی که از چهره برافروخته خورشید پرتاب می‌شوند، حفظ کند. سیاره کوچک ما ، این حفاظت را به کمک یک سپر مغناطیسی انجام می‌دهد. میدان مغناطیسی ، محفظه‌ای به دور زمین را تشکیل داده است که بیشتر ذرات را منحرف یا در اطراف گرفتار می‌کند. درون آن ، در دو بخش تیوب مانند ، می‌توانند ذرات باردار را به دام اندازند. این حلقه‌ها ، کمربندهای وان آلن نامیده می‌شوند که به نام کاشف آنها ، جیمز وان آلن چنین نامگذاری شده‌اند.

زبانه خورشید

در یک گرفت کلی ، نوعی دیگر از آشفتگیهای خورشید دیده می‌شود، پره‌های زیبایی از گاز در لبه خورشید ظاهر می‌شوند و شکل تاق به خود می‌گیرند. ارتفاع آنها به صدها هزار کیلومتر می‌رسد و بعد دوباره به سطح بر می‌گردند. آنها را زبانه می‌نامند و به کمک تلسکوپهای مخصوص خورشیدی ، همیشه قابل روئیت هستند.

فعالیت تاج خورشید

تلسکوپهای پرتو ایکس که در ماهواره‌ها نصب شده‌اند، از تاج خورشید عکسبرداری می‌کنند. تاج ، دمایی در حدود یک میلیون درجه سیلسیوس دارد و به جای نور مرئی ، اشعه ایکس منتشر می‌کند. گستردگی تاج تا 1.5 میلیون کیلومتر می‌رسد. شکل آن به دوره یازده ساله فعالیت لکه‌های خورشید بستگی دارد.

وقتی که تعداد لکه‌ها بیشتر است، انحنای شارهای مغناطیسی خورشید را می‌توان دید که درست حالتی مانند براده‌های آهن در کنار آهنربا از خود نشان می‌دهند. مناطقی که آهنربای زیاد دارند، در عکسهای پرتو ایکس به‌صورت نقاط روشن دیده می‌شوند. تاج هنگام گرفت کلی خورشید با چشم غیر مسلح قابل روئیت است، ولی با استفاده از تاج ‌نگار که گرفت مصنوعی ایجاد می‌کند، می‌توان همیشه آن را دید.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

استفاده از انرژی خورشید

مقدمه

خورشید زمین را گرم و روشن می‌کند. گیاهان و جانوران نیز انرژی خورشیدی را لازم دارند تا زنده بمانند. اگر خورشید نبود یا از زمین خیلی دورتر بود و گرمای کمتر به ما می‌رسید، سطح زمین خیلی سرد و تاریک می‌شد و هیچ موجودی نمی‌توانست روی آن زندگی کند. همه ما به انرژی نیاز داریم، انرژی مانند نیرویی نامرئی در بدن ما وجود دارد و آن را بکار می‌اندازد. اگر انرژی به بدن نرسد، توانایی انجام کار را از دست می‌دهیم و پس از مدتی می‌میریم.

ما انرژی را از غذایی که می‌خوریم یدست می‌آوریم. با هر حرکت و کاری که انجام می‌دهیم، بخشی از انرژی موجود در بدن صرف می‌شود. حتی برای خواندن این مطلب هم مقداری انرژی لازم است. برای همین باید هر روز غذاهای کافی و مناسبی را بخوریم. گیاهان و جانوران نیز برای زنده ماندن و رشد و حرکت ، به انرژی نیاز دارند، که منشأ همه اینها از خورشید می‌باشد.

انسانهای اولیه و انرژی خورشیدی

انسان از زمانهای دور از نور و گرمای خورشید استفاده می‌کرده است. هزاران سال قبل ، انسانهای نخستین آموختند که چگونه پوست حیوانات و گیاهان خوردنی را زیر نور خورشید خشک کنند. آنها کم کم فهمیدند که اگر غار محل زندگیشان رو به آفتاب باشد، در ماههای سرد زمستان گرم می‌ماند. اکنون نیز مردم خانه‌های خود را رو به آفتاب می‌سازند تا از نور و گرمای آن استفاده کنند. در سراسر دنیا کشاورزان می‌دانند که محصولات در شیبهای آفتابگیر بهتر رشد می‌کنند. آنها محصولات کشاورزی و گوشتهای مختلف را زیر نور خورشید خشک می‌کنند تا فاسد نشوند.

کاربردهای انرژی خورشیدی

حدود 300 سال قبل، یک دانشمند سوئیسی آب گرمکنی ساخت که با استفاده از انرژی خورشید آب را گرم می‌کرد. این آب گرمکن ، جعبه‌ای چوبی بود که در شیشه‌ای و کف سیاه و تیره داشت. قسمت سیاه ، گرمای خورشید را می‌گرفت و آب را گرم می‌کرد و دمای آن را به حدود 88 درجه سانتیگراد می‌رساند. حدود دویست سال قبل نیز در فرانسه از پرتوهای خورشید برای جوش آوردن آب یک دیگ بخار استفاده شد. بخار دیگ ، یک دستگاه چاپ را به کار می‌انداخت. از این دستگاه برای چاپ روزنامه استفاده می‌کردند.

انرژی که از خورشید بدست می‌آید، نیروی خورشیدی نامیده می‌شود. با استفاده از باتری خورشیدی می‌توان این انرژی را جمع آوری و ذخیره کرد. باتریهای کوچک با سیمهای ظریف پوشانده شده‌اند. این سیمها برق تولید شده بوسیله نور خورشید را می‌گیرند و به دستگاه مورد نظر می‌رسانند. از باتریهای خورشیدی برای بکار انداختن دستگاههای کوچکی مثل ساعت و ماشین حساب استفاده می‌شود. در جاهای دور افتاده‌ای که برق وجود ندارد و آفتاب نیز درخشان است، با استفاده از تعداد زیادی باتری خورشیدی می‌توان وسیله‌های بزرگتری مثل تلویزیون را روشن کرد.

مشکلات استفاده از انرژی خورشیدی

دستگاههای برقی بزرگ را نمی‌توان به راحتی با نیروی خورشید روشن کرد، این دستگاهها برق زیادی مصرف می‌کنند که برای تولید آن باید تعداد زیادی باتری خورشیدی را بکار گرفت. علاوه بر آن برای قراردادن باتریها در هوای باز و رو به خورشید ، بام یا زمین بزرگی لازم است. مشکل دیگر آن است که خورشید همیشه نمی‌تابد. مثلا با غروب خورشید شب از راه می‌رسد و در زمستان نیز خیلی وقتها خورشید پشت ابرهایی که آسمان را می‌پوشانند پنهان می‌شود. در این زمانها ، انسان انرژی خورشید را بیش از هر زمان دیگری نیاز دارد، زیرا هوا سرد است. پس باید راههایی بیابیم و انرژی خورشید را برای چنین وقتهایی ذخیره کنیم.

انرژی خورشیدی و مسائل زیست محیطی

نیروی خورشیدی از طبیعت سرچشمه می‌گیرد و چون انسان در تولید آن دخالتی ندارد، آلودگی ایجاد نمی‌کند. اما ساختن باتریها و جمع آورهای خورشیدی که انرژی نور خورشید را می‌گیرند و به برق تبدیل می‌کنند، پر هزینه و گران است. از سوی دیگر ، همان طور که قبلا گفتیم، جمع آورهای خورشیدی جای زیادی می‌گیرند و مثلا اگر بخواهیم برق شهری را با استفاده از انرژی خورشید تولید کنیم، به زمینی بزرگتر از خود آن شهر نیاز داریم. سوختهای فسیلی روز به روز کمتر می‌شود و قیمت آنها بالاتر می‌رود. به این ترتیب روزی می‌رسد که انسان ناچار است بجای این سوختها را با انواع دیگر انرژی پر کند.

ابزارهای مورد استفاده

برای استقاده از انرژی خورشید فکرهای زیادی کرده‌اند که یکی از آنها ساختن دودکشهای خورشیدی است. این دودکشها در وسط یک سقف پلاستیکی بزرگ قرار می‌گیرند. نور خورشید از پلاستیک شفاف می‌گذرند و هوای زیر آن را گرم می‌کند. هوا وقتی گرم می‌شود، بالا می‌رود. به این ترتیب ، هوای گرم از راه دودکش بالا می‌رود و توربینی را بکار می‌اندازد و برق تولید می‌شود.

زیر سقف پلاستیکی این دودکشها می‌توان گیاهان مختلف پرورش داد، چون شرایط آن کاملا ‌شبیه گلخانه است. وقتی نور خورشید از پنجره به درون اتاق می‌تابد، هوای آن را گرم می کند. بعضی از خانه‌های جدید دیواری شیشه‌ای دارند که پشت آن دیوار دیگری از یک ماده سیاه رنگ قرار گرفته است. رنگ سیاه بخش زیادی از گرمای خورشید را می‌گیرد و خانه را برای چند ساعت گرم نگه می‌دارد.

در جاهایی که آب و هوای سرد دارند، خانه‌ها را رو به آفتاب می‌سازند تا نور خورشید به درون خانه بتابد و آن را گرم کند. با پوشاندن دیوارها و سقفها بوسیله ماده‌ای مخصوص که عایق نامیده می‌شود و همچنین با دو جداره یا دو لایه کردن پنجره‌ها می‌توان از خروج این گرما جلوگیری کرد. در کشورهای پر آفتاب ، مردم معمولا از نور خورشید برای گرم کردن آب خانه‌هایشان استفاده می‌کنند.

آنها صفحه‌های خورشیدی را روی بام خانه‌هایشان می‌گذارند. این صفحه‌ها ، در طول روز ، انرژی خورشیدی را می‌گیرند. حرارت جذب شده ، آب مخزنها یا لوله‌هایی را که با صفحه‌های خورشیدی تماس دارند گرم می‌کند. مخزن آب گرم را با ماده عایق می‌پوشانند تا گرمایش هدر نرود و شب که خورشید غروب می‌کند و هوا سرد می‌شود، بتوان از آن استفاده کرد.

جمع آورهای گرما انواع دیگری نیز دارند. بعضی از آنها برق وگود یا بشقابی شکل هستند. انحنا یا گودی جمع آور باعث می‌شود که پرتوهای خورشید به شکل یک باریکه پر قدرت منعکس شوند و بر لوله‌های آب بتابند. به این ترتیب انرژی خورشید ، آب درون لوله‌ها را گرم می‌کند. گروهی از مردم در جاهای مختلف دنیا از منعکس کننده‌های بشقابی برای پختن و یا جوش آوردن آب استفاده می‌کنند.

در نوع دیگری از جمع آورها از آینه‌های تخت استفاده می‌شود. گاهی اوقات صدها یا حتی هزارها آینه تخت را کنار هم می‌گذارند تا انرژی خورشید را از منطقه بزرگی جمع آوری کنند و بر سطحی کوچک بتابانند. در اینجا از گرما برای تبدیل آب به بخار و تولید برق استفاده می‌شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

غول های سرخ

مقدمه

ستارگانی که در آسمان مشاهده می‌شود نمی‌توانند برای همیشه بدرخشند، زیرا در نهایت انرژی آنها به پایان خواهد رسید و ستاره خاموش خواهد شد. حتی درخشنده‌ترین ستارگان در آسمان فقط می‌توانند چندین میلیون سال بدرخشند و انرژی از خود گسیل کنند.

img/daneshnameh_up/1/12//Ghoolesorkh.jpg

گسترش میان سالی
تشعشع واکنشهای هسته‌ای داخلی ، لایه‌های
بیرونی غول سرخ را به بیرون می‌رانند. توأم
با انبساط ، لایه‌های بیرونی سرد می‌شوند
و رنگشان از زرد به قرمز تغییر می‌کند.

تحول ستارگان

وقتی ستاره‌ای متولد می‌شود به مرحله‌ای می‌رسد که انرژی آن تقریبا بطور کامل توسط واکنشهای سوختن هیدروژن و تبدیل هیدروژن به هلیوم تأمین می‌شود. بیشتر عمر ستاره در این مرحله سپری می‌شود که اصطلاحا گفته می‌شود ستاره روی رشته اصلی قرار دارد. به عنوان مثال خورشید یا هر ستاره دیگر که چرخه سوخت شبیه آن را دارد (که طی آن از هیدروژن سوزی به هلیوم تبدیل شده‌اند)، بطوری که هر چه قدر ستاره بیشتر باشد، زمان تحول آن در رشته اصلی کوتاهتر خواهد شد.

برعکس عمر ستارگان کم جرمتر بر روی رشته اصلی به مراتب بلندتر است و این بدین علت است که ستارگان کم جرمتر انرژی خود را با آهنگ کمتری مصرف می‌کنند. طی این واکنش میلیونها کیلوگرم ئیدروژن را مصرف می‌کنند. اگر چه این عدد بسیار بزرگ است ولی مقدار کمی از جرم هیدروژن موجود در ستاره است و خورشید با این احتمال بیلیونها سال دیگر نیز همچنان درخشید و خورشید نیز بیشتر عمر خود را روی رشته اصلی خواهد گذراند.

مرحله هلیوم سوزی

هنگامی که ستاره هیدروژن خود را سوزاند و مقداری از این هیدروژنها طی واکنشی به هلیوم تبدیل شد و به مرحله‌ای رسید که مرکز ستاره کاملا از هیدروژن خالی شد، ستاره فقط هلیوم خواهد داشت. در این صورت ستاره مجددا به چشمه دیگر انرژی یعنی گرانش روی خواهد آورد. و برای اینکه از هسته ستاره واکنشهای جدید صورت گیرد لازم است که هسته ستاره متراکم شود تا دمای آن افزایش پیدا کند و در این دما باهم جوش کند و مقداری عنصر کربن و مقدار زیادی انرژی تولید کند.

برای تراکم هسته ، انرژی پتانسیل گرانشی آزاد شده لایه‌های خارجی را مجبور به بزرگتر شدن می‌کند و در نتیجه ستاره بزرگتر شده و رنگ آن سرخ می‌شود. این تراکم و انبساط لایه‌های خارجی تا زمانی ادامه پیدا می‌کند که واکنشهای هلیوم سوز در هسته ستاره شروع شود، بدین ترتیب دمای سطحی ستاره کاهش پیدا می‌کند و به ستاره بسیار بزرگ با رنگ سرخ و با دمای کم تبدیل می‌شود و بسته به جرمش غول یا ابر غول سرخ می‌شود. در مورد ستاره منظومه شمسی ، خورشید ، این جریان میلیاردها سال طول می‌کشد و دمای سطحی آن تا 3000 درجه کلوین کاهش می‌یابد.

نام تعدادی از غولهای سرخ

ستاره	صورت فلکی
مراق	امرأة المسلسله
نگهبان شمال (سماک رامح)	ارابه ران
فیطس	منخر
ساعد الفرس	فرس اعطم
درنابتا	درنا

هر ستاره رشته اصلی مسنی که تا 3 جرم خورشیدی جرم دارد، به غول سرخ تکامل می‌یابد. این ستاره سالخورده ، هسته هلیومی منقبض شونده‌ای دارد که با یک پوسته گداختی هیدروژنی احاطه شده است. تشعشعات این پوسته باعث می‌شود لایه‌های بیرونی ستاره منبسط و سرد شوند و ستاره تبدیل به غول شود. در همین حال هسته آنقدر گرم می‌شود که هلیوم برای تشکیل کربن گداخته می‌شود.

هنگامی که تمام هلیوم گداخته شود، لایه های بیرونی جدا شده و سحابی سیاره‌ای را تشکیل می‌دهند و هسته برای تشکیل یک کوتوله سفید در حال مرگ متلاشی می‌شود. هر چقدر جرم ستاره بیشتر باشد، دما و فشار هسته‌اش بیشتر است. بدین ترتیب واکنشهای هسته‌ای متنوع‌تری نسبت به ستارگان کم جرم در آن اتفاق می‌افتد. ستارگان پر جرم‌تر ، سریعتر سوخت هسته را مصرف می‌کنند و بنابراین جوانتر می‌میرند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

عصر تاریکی جهان

مقدمه

دانشمندان ابر سیاهچاله‌ای یافته‌اند که بیش از 10 میلیارد برابر خورشید منظومه شمسی جرم دارد. ... و جهان زاده شد: نور و گرما. اگر چه آغاز و پیدایش کیهانی که امروز آن را بدین سان سرشار از الماسهایی درخشان می‌بینیم، پر از نور و درخششی کور کننده بود، اما عمر این نور افشانی آسمانی دیری نپایید و به زودی جهان در خاموشی فرو رفت ... .

عصر تاریکی جهان فرا می‌رسد!!

هنوز زمان زیادی از تولد این جهان نو زاییده شده ، نگذشته بود که تاریکترین عصر همه تاریخ بر عالم حکم فرما شد. یک میلیون سال بعد از انفجار بزرگ ، تمام موادی که هم اکنون در جهان وجود دارند، چیزی بیشتر از ابرهای سترگ و تیره هیدروژن خنثی نبودند. جهانی که به سرعت از هم گشوده و منبسط می‌شد، کم کم سردتر شد و نور اولیه آن ، در نخستین شوربای کیهانی ، در تاریکی فرو رفت: "عصر تاریکی" شروع شده بود.

سعی در یافتن اسرار جهان

هر چند سخن گفتن درباره جهان اولیه بسیار دشوار می‌نماید و نیز اختلاف نظرها و نظریه‌ها در مورد آن فراوان است، اما دانشمندان بسیاری با بررسی دقیق نشانه‌های هر چند کوچک از آن دوران سعی در یافتن رازهای سر به مهر "جهان نوزاد" دارند. در این میان یکی از مبهم‌ترین مقاطع تاریخ عالم ، زمانی است که به "عصر تاریکی" معروف شده است. دوره‌ای در حدود یک میلیارد سال که هیچ جرمی که بتواند از خود نور تولید کند، هنوز بوجود نیامده بود: زمانی که اتمها در حال شکل گیری بودند. و چون نوری از آن دوران در اختیار نداریم، بررسی و قضاوت در موردش بسیار سخت و همراه با گمانه زنیهای فراوان خواهد بود.

در واقع سلطه تاریکی بر عالم تا هنگام تشکیل نخستین ستاره‌ها در کهکشانهای اولیه ادامه داشت. بعد از این بود که امواج فرابنفش ستارگان تازه متولد شده ، باعث یونیزه شدن گازهای خنثای میان کهکشانها شد و آنها را به درخشش و روشنایی وا داشت.

عصر تاریکی در تاریخ کیهانشناسی

با این حال هنوز این " دوران گذار" در تاریخ کیهانشناسی نکات مبهم بسیاری دارد: آغاز این دوره چه هنگام بود و عمرش کی به پایان رسید، این تغییرات چطور رخ دادند، ستارگان اولیه در کجا و به چه هنگام شکل گرفتند و چه بر سرشان آمده است؟ … این چنین است که اگر جرمی در لبه این "گودال تاریک" زندگانی عالم یافته شود، آینه‌ای تمام نما خواهد بود از دوران پیش از خود و نشانه‌ای از ابتدای ماده ، چیزی که امروز به آن اینگونه می‌نگریم.

img/daneshnameh_up/d/db//Meghyasejahan.jpg

یافتن شاهدان دوران "عصر تاریکی"

چنین جرمی یافت شد: کهکشان LALA J142442.24+353400.2 در صورت فلکی عوا. این کهکشان با استفاده از وسیله‌ای که به اختصار به آن Large Ara Lyman Alpha "لالا" می‌گویند و توسط اخترفیزیکدانان دانشگاه استنفورد کشف شد. گروهی از دانشمندان این دانشگاه موفق شدند جرم بسیار بزرگی را در مرز این دوران تاریخی کشف کنند. آنها ابرسیاهچاله‌ای را در مرکز این کهکشان ابتدایی یافته‌اند که بیش از 10 میلیارد برابر خورشید منظومه شمسی جرم دارد. نور این کهکشان جوان و البته بسیار دور ، از زمانی به ما رسیده است که جهان تنها 6 درصد عمر کنونی خویش را داشت. هنگامی که جهان برای نخستین بار ، نور ستاره‌ها و کهکشانها را به خود می‌دید.

کهکشان یاد شده در طرحی که آسمان را برای یافتن اجرامی که طیف نشری قوی در طیف خود دارند، بررسی می‌کرد، یافت شد. نور ستارگان کهکشانهایی که طیفی تقریبا یک دست و صاف دارند (مثل طیفی که از نور لامپهای سفید بدست می‌آید) نشان دهنده آن است که آن کهکشانها ، محل زایش ستارگان جدیدی هستند که می‌توانند درصد قابل توجهی از نور خود را در چند طول موج مشخص ساتع کنند. این طول موجها به صورت خطوط پر رنگی در طیفشان مشخص می‌شود.

چنین خطوط نشری هنگامی در یک طیف بوجود می‌آیند که هیدروژن (یا چند عنصر دیگر) میان ستاره‌ای ، بر اثر تابش اشعه فرابنفش ستارگان تازه متولد شده در پشت خود ، برانگیخته شوند و انرژی مازاد را در طول موجهای خاصی دوباره بتابانند. (لامپهای نئون نیز رنگهای زیبای خود را از طریق فرآیندی مشابه تولید می‌کنند).

تهیه تصاویر از آسمان شب به کمک کهکشان "لالا"

کار نقشه بردار "لالا" تهیه تصاویری است از آسمان شب که تنها در رنگهای خاصی قرار دارند. رنگهایی که با استفاده از فیلترهایی مخصوص ، که به محدوده کوچکی از رنگها اجازه عبور می‌دهد، بدست می‌آیند. کهکشانهایی که محل شکل گیری ستارگان جوان است، در تصاویری که بدین صورت تهیه می‌شوند بسیار درخشانتر از عکسهایی هستند که به صورت معمولی تهیه می‌شوند.

چون سیر نور در جهانی که در حال گسترش است باعث تغییر در رنگ اصلی‌اش می‌شود، انتخاب رنگ فیلتر ، نشان دهنده میزان فاصله جرم با ما هم خواهد بود. علاوه بر این ، این رنگهای ویژه را می‌توان در پنجره‌های خاصی نیز دید؛ جاهایی از آسمان شب که بطور خاصی تاریک هستند. این تاریکی باعث می‌شود که کهکشانهای کم نور دور دست خیلی راحت‌تر دیده شوند و نتیجه جستجو بهتر و مؤثرتر باشد. طیفی که با استفاده از تلسکوپ جمینی (دوپیکر) از این جرم تهیه شد خطوط نشری قوی از هیدروژن در خود آشکار کرد که با کمک آن فاصله کهکشان در حدود 12.8 میلیارد سال نوری بدست آمد.

انتقال به سرخ

انتقال به سرخ چیزی حدود 850 میلیون سال بعد از انفجار بزرگ! دورانی که کهکشان LALA در آن قرار دارد، همزمان است با پایان عصری که به تاریکی مشهور است. در همین زمان ها بود که اشعه فرابنفش ستارگان تازه متولد شده، هیدروژنی را که فضای میان کهکشانی را پر کرده بود، یونیزه می کرد و در این مرحله به تدریج دمای گازی که تنها 20 درجه بالاتر از صفر مطلق بود (253 – درجه سلسیوس) به بیشتر از 10 هزار درجه سلسیوس رسید. فرآیندی که به "باز یونیده شدن" معروف است.

خطوط نشری که در کهکشان لالا دیده شده است، جزو خطوط آلفا - لیمان است و بوسیله هیدروژن خنثی تولید می‌شود. پیش از باز یونیده شدن ، هیدروژن خنثی که در میان کهکشانها وجود داشت همانند "مه" تیره عمل می‌کرد و باعث پراکندگی در خطوط آلفا – لیمان طیف می‌شد. این مه تاریک در طول موجی که لالا بر روی آن کار کرد می‌بایست تأثیر زیادی می‌گذاشت و تصاویر آن را تار و مبهم می‌کرد. با این وجود تصویری که از کهکشان فوق تهیه شده است تصویر بسیار واضحی است و این نشان می‌دهد در دوره‌ای که ما به این کهکشان نگاه می‌کنیم، باز یونیده شدن بطور کامل اتفاق افتاده است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

باد خورشیدی

مقدمه

دانشمندان قرن نوزدهم ، خورشید را سرچشمه جویباری از ذرات ابر گونه‌ای که در فضای بین سیارات روان است، می‌پنداشتند و بر این اعتقاد بودند که پدیده‌هائی چون فروغهای قطبی و توفانهای مغناطیسی (که اختلالاتی را در میدان مغناطیس زمین موجب می‌گردد.) از برخورد ابر گونه مزبور با جو زمین پدید می‌آیند.

نظریات

این نظریه در سال 1900 بوسیله الیور لوچ انگلیسی چاپ و منتشر گردید و حدود سی سال بعد یعنی در سال 1932 جی. بارتلز خاطر نشان ساخت که ارتباطی میان توفانهای مغناطیسی و فعالیت مشعلهای خورشیدی موجود نیست و احتمالاً این پدیده را بایستی با دوره چرخش 27 روزه خورشید مربوط دانست. به گمان بارتلز اختلالات مغناطیسی زمین بر اثر فعالیت مناطقی از خورشید که آنها را مناطق می‌نامید، ایجاد می‌گردد.

نتایج حاصله از بررسی دنباله یا گیسوی ستارگان دنباله‌دار بر نظریه گسیلش ذرات خورشیدی نیرو بخشید و در سال 1958 ای.ان پارکر ثابت نمود که ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام باد خورشیدی بوجود می‌آورند. به گمان پارکر ، دمای فوق العاده زیاد تاجهای خورشیدی ، فشارهای زیادی را موجب گردیده و به جریان برونسوی مواد خورشیدی می‌انجامد.

از آنجائی که هیچ مانع خارجی در سر راه مواد مزبور وجود ندارد. لذا از سرعت جریان آنها کاسته می‌گردد و به سان گلوله‌ای که در سراشیب غلطان است، همچنان به راه خود ادامه می‌دهند. منشأ این پدیده همانا تاج خورشیدی است که بسا در سرشت خود همواره در انبساط و پراکنش بوده و برای جایگزینی مواد از دست رفته از لایه‌های زیرین خویش تغذیه می‌کند. اما اینکه مکانیسم تغذیه دقیقاً چگونه عمل می‌کند؟ هنوز به درستی روشن نیست.

نتایج بدست آمده از کاوشهای فضائی کشورهایی چون اتحاد جماهیر شوروی و آمریکا (بویژه مارینر2) مداومت باد خورشیدی را ثابت می‌سازد و با آغاز عصر فضا ، تحقیق در زمینه آشنایی با این مکانیسم با جدیت هر چه تمامتر دنبال می‌گردد و هر روز بر آگاهی با در مورد شناخت پدیده باد خورشیدی افزوده می‌شود.

ویژگیهای باد خورشیدی

باد خورشیدی بطور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشید محسوب داشت) و ذراتی که بوسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون های سنگین می‌باشد.

مهمترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در متر مکعب می باشد).

دمای پلاسمای باد خورشیدی که بر حسب پراکنش سرعت ذرات بیان می‌گردد. در نزدیکیهای زمین حدود کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از پلاسمای بسیار گداخته و بسیار رقیق پوشیده شده، این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای بنام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل حدود سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود. جالب اینجاست که این مدت تقریباً 10 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ساختار خورشید

خورشید که در اثر انقباض یک سحابی پر انرژی بوجود آمده است ، ارزشمندترین گوهر منظومه شمسی است، که نه تنها سیستماتیک بودن خانواده خود ( اجزای منظومه خورشیدی ) را مدیون آن هستیم یا مهمتر از آن پیدایش حیات ، روند حیات و بقای حیات را برایمان به ارمغان آورده است. بررسی خورشید نه به صرف شناخت رفتار تنها ستاره ی منظومه شمسی برایمان ارزشمند است ، بلکه شناسایی این گوی تابناک ،حداکثر رفتار ذاتی و فعلی تمام ستارگان را برایمان آشکار می سازد. زیرا ستارگان از تولد تا مرگ روند مشخصی را طی می کنند. مثلاً ستاره های X,Y که در یک زمان بوجود آمده باشند، هم اکنون با یکدیگر همپا هستند. زیرا ماده ای اولیه ای تمام ستارگان هیدروژن و روند تکمیل هیدروژن ، تبدیل آن به هلیوم است.

پس دو ستاره ای که همزمان بوجود آمده باشند زندگی یک شکلی خواهند داشت و بدینسان است که ستارگان جهان، مراحل تکمیل خویش را سپری می کنند. ( البته حجم ستارگان هم تاثیر بسزایی در همپایی روند ستارگان دارد.)
پس نگرش در ساختار نزدیکترین و موثرترین ستاره خورشید است که یک خورشید شناس را به یک ستاره شناس حقیقی تبدیل می کند.
آری : چنین ستارگانی از ربایش، برخورد و جوشش خرده ریزهای گاز و ابر گونه های کیهانی بوجود می آید.
طبیعی است که دمای اجرام مزبور متناسب با انبوهش ابرگونه ها و فرآیند برخورد و جذب خرده ریزه های مورد بحث ( ذرات تشکیل دهنده) و پدیداری خاصیت ثقلی به مرور فزونی می یابد و یک پیش ستاره در آستانه ظهور قرار می گیرد. آزاد شدن نیروی ثقلی، درخشندگی و تابناکی را به همراه دارد و هماهنگ با افزایش انقباض، بر تراکم و بزرگی توده های مرکز ی می افزاید. فرآیند مزبور تاحدی ادامه می یابد که دمای توده ای مرکزی به میزان 107 کلوین، یعنی دمای مناسب برای گدازش هسته ای و تبدیل هیدروژن به هلیم بالغ گردد. نیروی حاصل از این واکنش ها به حدی است که از چروکیدن و جمع شدن ستاره جلوگیری نموده و تعادل میان فشار درونی و نیروی جاذبه ای ستاره را برقرار سازد.

img/daneshnameh_up/1/19/673_stars555.jpg

طبیعی است که هر اندازه جسته ی ستارگان بزرگتر باشد دما و تابناکی آنها نیز به همان میزان زیادتر خواهد شد. ستارگانی که به این شرح وارد مرحله ای گروه اصلی می شوند، طی توقف در این مرحله دگرگونی های کوچکی را در وضع پوسته ای سطحی تحمل می کنند و با تبدیل هیدروژن به هلیم، برای مدت های طولانی به بازدهی انرژی می پردازند. خورشید شناسان برای ستاره ای مانندخورشیدمدت توقف درمرحله ی گروه اصلی راحدود 1000 تا 2000میلیون سال بر آورد نموده اند. از آنجایی که سن خورشید از زمان پیدایش تا کنون چیزی حدود 4600 میلیون سال است، قاعدتاً بایستی حدود 5 تا 6 هزار میلیون سال دیگر این مراحل را طی نماید. توده ی مرکزی ستارگان گروه اصلی که بالاترین مرحله ای تکامل را پشت سر می گذارند بر اثر برونداد هیدروژن به خاکستر تبدیل شده و سپس تحت تاثیر فشارهای وارده از وزن لایه های زیرین، روبه چروکیدن و جمع شدن می روند و همزمان دمای لایه های پیرامون خود را به حدهای که گدازش هسته ای امکان پذیر است فزونی می بخشند.
هماهنگ با افزایش روند تولید انرژی، ستاره روبه آماسیدن و باد کردن نهاده و این تورمها تا جایی که یکبار دیگر میان فشار درونی و جاذبه، تعادل برقرار گردد ادامه می یابد و سرانجام ستاره یه یک غول سرخ دگرگون می شود و تابناکی آن، گاه تا هزار برابر افزایش می یابد و بدینسان ستاره از گروه اصلی به گروه غولها گام می نهد.
زمانی که خورشید ما به این مرحله از تکامل وارد گردد، عظمت آن به حدهای می رسد که تیر را در کام خود فرو می بلعد و موهبت زیست را از زمین می زداید.بارسیدن دمای توده ی مرکزی غول های سرخ به مرز 108 کلوین، واکنش هسته ای جدیدی در آن روی می دهد و طی این روند کربن به هلیم مبدل می شود. فرآیند مزبور باعث می شود که ستاره به مرحله ی ثابت دیگری که چندان هم به درازا نخواهد کشید پای گذارد و پس از حدود چند صد میلیون سال که چروکیدن توده ای مرکز ی همچنان ادامه یافت، سراسر ستاره ای مزبور نیز به چروکیدن و آماسیدن رو نهد و انرژی هسته ای آن کاهش یابد و سرانجام به یک کوتوله سفید مبدل گردد و بدینسان ستاره از گروه غول های سرخ به گروه کوتوله های سفید وارد گردد.

در این مرحله عمل چروکیدن به دلیل فشار حاصل از الکترون های پرنده (آزاد) بسیار سریع متوقف می شود و در حالیکه جرم آن همچنان ثابت مانده است بر تراکم آن، گاه تا حدود 1 میلیون بار افزوده می شود و ستاره به حدی متراکم می شود که وزن یک قاشق چایخوری از آن به چندین تن می رسد.
خورشید ما در مرحله کوتوله سفید همچنان بُرونداد انرژی درونی خویش را ادامه می دهد و پس از طی چندین میلیون سال به مرور سرد شده و سرانجام از جوش و خروش بازمی ایستد و به جرمی سرد و تاریک و بالاخره به یک کوتوله سیاه دگرگون می شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

احیا خورشید

دید کلی

می دانیم که خورشید ، انرژی خود را از طریق سوزاندن هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم تأمین می‌کند. واکنشهای هسته‌ای که این همجوشی را امکان پذیر می‌سازند ، در مرکز خورشید اتفاق می‌افتند. هم اکنون حدود 50 درصد از این هیدروژن مرکزی به هلیوم تبدیل شده است. ظرف 5 میلیارد سال آینده ذخایر هیدروژن در این منطقه داغ تمام خواهد شد.

مرگ خورشید

با به پایان رسیدن ذخیره هیدروژن خورشید ، این ستاره زرد به یک غول سرخ انرژی تبدیل شده و باعث گداخت هلیوم به کربن و اکسیژن خواهد شد. حجم خورشید زیاد شده و دمای سطح آن کاهش می‌یابد. افزایش حجم ، کاهش دما را جبران می کند و کره زمین گرمای بسیار زیادی از خورشید دریافت می‌کند و حیات روی زمین از بین می‌رود. سیارات یکی پس از دیگری تبخیر می‌شوند. ولی خورشید کاملا از بین نمی‌رود، بلکه سرانجام بصورت یک کوتوله سفید باقی می‌ماند.

انسان و قهوه خورشیدی

انسانی که قصد احیا خورشید را دارد، نباید منتظر مرگ خورشید طی مراحل فوق باشد. باید قبل از اینکه خورشید به کوتوله سفید تبدیل شود ، بشر وارد عمل شود. وقتی ذخیره هیدروژن خورشید در منطقه مرکزی تمام شد ، خورشید محروم از سوخت وارد آخرین مراحل موجودیت خود می‌شود. با این همه توده‌های وسیعی از هیدروژن سوخته نشده ، بین هسته و سطح خورشید باقی می‌ماند. این مطلب به یک معنا نوعی کارکرد نادرست ماشین خورشیدی است.

برای به جریان انداختن سوخت ، به یک پمپ نیاز است تا کوره مرکزی را از خاکسترهای ناشی از فرآیند همجوشی پاک کند. به این ترتیب می‌توانیم حیات خورشید را از حدود 10 میلیارد سال افزایش دهیم. برای انجام این کار باید مواد خورشید را بطور ادواری به هم بزنیم. درست همانگونه که یک فنجان قهوه را هم می‌زنیم تا شکر با مایع مخلوط شود ، یا همانطور که با قرار دادن چوبهای حاشیه آتش در مرکز آن ، آتش را احیا می‌کنیم. برای این منظور باید یک نقطه داغ بین مرکز و سطح خورشید ، کمی خارج تر از منطقه همجوشی ، ایجاد کنیم.

روشهای احیا خورشید

یک روش برا احیا خورشید ، منفجر کردن سوپر بمبهای هیدروژنی است. با بمبهای امروزی نیز درجه حرارتهای بسیار بیشتر از حرارت مرکز خورشید ایجاد شده است. مسئله موجود در این روش ، رساندن بمب به مقصد مورد نظراست. بدون آنکه در این مسیر بخار شود.
روش دیگر ، فرستادن یک پرتو لیزری فوق العاده نیرومند و متمرکز به سطح خورشید است. مسئله موجود در این مورد هم این است که چگونه از پراکندگی بیش از حد سریع این انرژی جلوگیری کنیم.

احیاگرهای فرازمینی

به نظر می‌رسد تعدادی از ستارگان آسمان سوزاندن هیدروژن خود را بسیار بیش از آنچه معمولا انتظار می‌رفته است، ادامه داده‌اند. دانشمندان هنوز هم در جستجوی نوعی تبیین طبیعی برای این پدیده هستند.
شاید این پدیده ناشی از مداخله ساکنان سیاراتی باشد که برای نور و حرارت خود به این ستارگان وابسته‌اند!
شاید آنها با اطلاع از سرنوشت قریب الوقوع خود راهی برای بر هم زدن ستاره‌های خود و طولانیتر کردن عمر آنها یافته باشند!

احیاگری باستانی

تصویر خورشید در حال مرگ ، خاطر آزتکها را نیز به خود مشغول می‌کرد. آنها برای آنکه خورشید را زنده نگه دارند، بصورت ادواری قربانیان انسانی تقدیم می‌کردند. در محرابهایی که بر فراز هرمهای آنها ساخته شده بود، جوانانی که در عنفوان جوانی به سر می‌بردند، سلاخی می‌شدند.

چرا ما به جای جوانانمان ، دهها هزار بمب اتمی ذخیره‌ای را تقدیم نکنیم؟

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

همجوشی خورشیدی

دیدکلی

منشأ انرژی تابشی خورشید و دیگر ستاره‌ها یک سری از واکنشهای هسته‌ای انرژی‌زا است. اتمهایی که در‌ این واکنشها در درون ستاره شرکت می‌‌کنند کاملا یونیده‌اند، یعنی تمامی الکترونها از آنها کنده شده است. حیات بر روی زمین به واکنشهایی گرما هسته‌ای وابسته است که در مرکز خورشید روی می‌‌دهد و انرژی آزاد می‌‌کند که در نهایت به صورت گرما و نور از سطح خورشید خارج می‌‌شود. همجوشی خورشیدی نوعی واکنش گرما هسته‌ای است.

واکنش گرما هسته‌ای

برای رسیدن به واکنش همجوشی در مقیاس بزرگ نیاز به گازی در دمای فوق العاده بالا (پلاسما) است. که حرکت گرمایی کاتوره‌ای شدید سبب برخوردهای مکرر در سرعت زیاد می‌‌شود. این گونه واکنشهای همجوشی در پلاسما را واکنشهای گرما هسته‌ای گویند.

دمای لازم برای شروع همجوشی باید در حدود دمای مرکز خورشید ، 15x10⁶ کلوین یا بیشتر باشد.

زنجیر پروتون – پروتون

خورشید راکتور هسته‌ای عظیمی است که در آن هسته‌های هیدروژن موجود به هم جوش می‌‌خورند ، تا هسته‌های هلیوم حاصل شوند. این سوخت گرما هسته‌ای هیدروژن ، فرایندی سه مرحله‌ای را می‌‌پیماید که به آن زنجیره پروتون - پروتون می‌‌گویند.

مراحل مختلف زنجیره پروتون - پروتون

مرحله اول

مرحله اول شامل همجوشی دو پروتون است که به تشکیل یک دوتریوم و بیرون انداختن همزمان یک پاد الکترون و یک نوترینو ختم می‌‌شود. پاد الکترون تقریبا بلافاصله با یکی از بیشمار الکترونها موجود در پلاسما برخورد می‌‌کند و با آن الکترون نابود می‌‌شود و به گسیل دو پرتو گاما می‌‌انجامد.

¹H + ¹H → ²H + e + γ 1.19mev

مرحله دوم

مرحله بعدی شامل همجوشی هیدروژن با دوتریوم و تولید ³He است.

¹H + ²H →³H + e + γ 1.19mev

مرحله سوم

عبارت است از همجوشی دو هسته ³He که به تشکیل هلیوم معمولی (⁴He) و بیرون اندازی همزمان دو پروتون پر انرژی ختم می‌‌شود. چون در مرحله پایانی به دو دسته ³He نیاز است ، برای آنکه مرحله پایانی بتواند یکبار روی دهد، لازم است که مراحل پیشین دوبار قبلا روی داده باشند. به ‌این ترتیب زنجیره پروتون – پروتون چهار پروتون مصرف می‌‌کند تا یک هسته ⁴He ایجاد کند.

نوترینو حاصل در مرحله اول

در مرحله اول زنجیره پروتون - پروتون نوترینو آزاد می‌‌شود. به این ترتیب ، مرکز خورشید نه تنها منبع گرماست، بلکه چشمه شار فراوانی از نوترینو‌ها هم هست. چون برهمکنش نوترینوها با ماده خیلی ضعیف است ، ماده موجود در خورشید (و در زمین) برای نوترینوها تقریبا شفاف است ، واین ذرات بدون هیچ مانعی از مرکز خورشید به خارج جاری می‌‌شوند.

چرخه کربن

سوزاندن گرما هسته‌ای هیدروژن داخل خورشید ممکن است از طریق یک فرآیند شش مرحله‌ای که به آن چرخه کربن گویند، انجام پذیرد.

(¹H + ¹²C → ¹³N + γ (1.95MeV

(¹³N → ¹³C + -e + r(2.22 MeV

(¹H + ¹³C → ¹⁴N + γ (7.54 MeV

(¹H + ¹⁴N → ¹⁵O + (7.35 MeV

(¹⁵O → ¹⁵N + -e + γ (2.71 MeV

(¹¹H + ¹⁵N → ¹⁴C + ⁶He (4.96 MeV

در آخرین مرحله مجددا کربنی تولید می‌‌شود که در مرحله اول تخریب شده است. به این ترتیب کربن یک چرخه را از سر می‌‌گذراند، کربن صرفا به عنوان یک کاتالیزور عمل می‌‌کند که مقدار متوسط آن ثابت می‌‌ماند. انرژی آزاد شده به ازای هر پروتون مصرفی تقریبا برابر زنجیر پروتونی است.

فرآیند غالب در خورشید

در خورشید ، فرایند همجوشی غالب همانا زنجیره پروتون – پروتون است ، اما در ستارگان داغتر از خورشید ، فرایند غالب چرخه کربن است. دلیل تغییر فرآیند غالب این است که در دماهای معمولی بالاتر (و سرعتهای بالاتر) برای پروتون تسلط برسد قوی کولنی ¹²C ساده‌تر می‌‌شود و این امر منجر به این می‌‌شود که واکنش در مرحله اول چرخه کربن ، با آهنگ سریعتری انجام پذیرد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

کلفهای خورشیدی

تاریخچه

تاریخ شناخت کلفهای خورشیدی که فعالیت شدید این ستاره را بیان می‌دارند به حدود 2000 سال پیش باز می‌گردد. تا اوایل سده هفدهم میلادی که وجود کلفهای خورشیدی بر چهره تابناک کانون منظومه شمسی مسجل گردید. ستاره شناسان و دانشمندان وجود کلفهای خورشیدی را زائیده پاره‌ای اجرام و ذرات آسمانی واقع میان زمین و خورشید می‌پنداشتند و تصور وابستگی عوارض مزبور را به خود خورشید مردود می‌دانستند. گالیله و شینر در سال 1610 میلادی به کمک دوربینهای نجومی که به تازگی اختراع شده بود، پندارهای دیرین را به یک سو گذاردند و کلفها را بخشی از سیمای فروزان خورشید بشمار آوردند.

قسمتهای مختلف کلف خورشیدی

معمولاً هر کلف خورشیدی از یک بخش مرکزی تاریک یا سایه تشکیل یافته و پیرامون آن را بخش روشنتری بنام نیم سایه که قطر آن حدود 2.5 برابر بخش میانی است فرا گرفته و حدود 80 درصد سطح کلف را به خود اختصاص داده است. قسمت نیم سایه ظاهراً از یک سری رشته‌های تاریک و روشن که به صورت شعاعهایی از بخش سایه شروع شده و به لبه‌های کلف ختم گردیده تشکیل یافته است.

ویژگیها

علت سیاهی کلفهای خورشیدی را در پائین‌تر بودن دمای آنها در مقایسه با دمای متوسط رخشانکره می‌توان جستجو کرد. قسمت سایه کلف دارای دمایی حدود 4000 کلوین است و در مقایسه با دمای بخش نیم سایه که به حدود 5600 کلوین بالغ می‌گردد سایه‌تر به نظر می‌رسد و به همین ترتیب قسمت نیم سایه نیز در مقایسه با رخشانکره که دمای آن بالغ بر 6000 کلوین می‌باشد، طبیعتاً تاریکتر به نظر خواهد رسید. تأثیر اختلاف دما میان رخشانکره و بخشهای مختلف کلف موجب گردیده تا درخشندگی بخش سایه حدود 70 درصد از تابناکی رخشانکره کمتر باشد و درخشش بخش نیم سایه نیز به چیزی حدود 70 درصد فروزش رخشانکره کاهش یابد.

بدیهی است علت تاریکی کلفهای خورشیدی چیزی جز تضاد درخشندگی میان قسمتهای بالا نبوده و بالطبع نباید با تعبیری از تاریکی که در اذهان موجود است مقایسه گردد. برای روشن شدن مطلب کافی است بطور مشابه گفته شود که میزان درخشندگی کلفی به اندازه قطر زمین لااقل 50 بار روشنائی کره ماه در حالت بدر بیشتر است. اندازه کلفهای خورشیدی از 1000 کیلومتر شروع می‌شود و به ده هزار کیلومتر می‌رسد و گاه پهنه‌ای را به وسعت 10 کیلومتر مربع به خود اختصاص می‌دهد. پاره‌ای اوقات گروهی از کلفهای خورشیدی که در محل جمع شده‌اند. پهنه‌ای را به درازای بیش از صد هزار کیلومتر اشغال می‌کنند.

img/daneshnameh_up/a/a0/Zabanehayekhorshid.jpg

طبقه بندی

در طبقه بندی که بر اساس رویش و تکامل کلفهای تهیه گردیده ، لکه‌های خورشیدی را به 9 طبقه تقسیم کرده‌اند. خوشه کوچک در نخستین طبقه جای دارد و طبقات بعد به گروههای دو قطبی اختصاص یافته که به ترتیب در طرف 8 تا 10 روز به حداکثر پهنه خود می‌رسند و پس از آن رو به زوال گرائیده و به طبقات تا وارد می‌گردند و گاه تا چندین هفته در همین طبقات باقی می‌مانند، ولی در خلاف عادی عمر کلفها در طبقات اخیر بیش از 2 هفته به درازا می‌کشد.

کلفها و چرخش خورشید

خورشید نیز همانند دیگر کرات به گرد محور خویش در چرخش است. اما بر خلاف یک کره جامد ، بخشهای مختلف آن مدتهای گوناگونی را صرف چرخش خورشید می‌نمایند. مدت چرخش خورشید حداقل 25.38 روز است. چرخش خورشید از زمین بسیار آرام و کند به نظر می‌رسد. زیرا کره زمین در همان جهتی که خورشید به گرد محور خویش می‌چرخد به دور مادر خود در گردش است و به همین مناسبت مدت زمان چرخش خورشید به دور محور خویش برابر 27.275 روز به درازا می‌کشد که به آن دوره افترانی گفته می‌شود.

کلفهای خورشید از جمله نشانه‌هایی هستند که چرخش خورشید را به روشنی ثابت می‌کنند. دیدار چهره خورشید در روزهای پیاپی گویای آن است که کلفهای موقعیت خود را در روی صفحه خورشید عوض می‌کنند و قرص خورشید را بطور یکنواخت و آرام از باختر به خاور می‌پیمایند. از آنجایی که استوای خورشید نسبت به سطح مدار گردش زمین به دور خورشید دارای زاویه‌ای برابر 7.25 درجه است. از این رو مسیر ظاهری کلفها در طول سال فرق می‌کند. موقعیت عوارضی مانند کلفهای خورشیدی را در روی رخشانکره بر اساس سیستم مختصات (طول و عرض) هلیوگرافی با خورشید نگاری که شباهت نامی به سیستم مختصات جغرافیایی زمین دارد بیان می‌دارند.

عرض هلیوگرافی از خط نیمکان (استوا) خورشید رو بسوی شمال و با جنوب از صفر تا 90 درجه اندازه گیری می‌شود و طول هلیوگرافی نسبت به نصف النهار مبدأ و در امتداد خط نیمکان خورشید تعیین می‌گردد. نصف النهار مبدأ خورشید دایره عظیمه است که بر سطح نیمگان عمود بوده و از دو قطب شمال و جنوب خورشید می‌گذرد و نصف النهار مزبور عبارت از خطی است فرضی که از مرکز قرص خورشید در ساعت 12 بین المللی در تاریخ یکم ژانویه سال 1854 عبور نموده و فرض بر آن است که خط مزبور دارای حرکتی است یکنواخت که در طول 25.38 روز (مدت یک دور چرخش کامل خورشید) هیچگونه تغییری در آن حاصل نمی‌گردد. سیستم مزبور که بوسیله ریچارد کرینگتون ارائه گردیده است رابطه‌ای با هیچ یک از عوارض مرئی سطح خورشید ندارد و فقط دارای تعریف ریاضی است.

زمان حرکت و جابجایی کلفهای خورشیدی متناسب با عرض هلیوگرافی آنها متفاوت است. این وضعیت گویای آن است که زمان چرخش نقاط مختلف رخشانکره متناسب با عرض هلیوگرافی آنها متفاوت بوده و از 25 روز تا 27 روز در عرض 30 درجه به طول می‌انجامد و در عرضهای بالاتر بر طول این مدت افزوده می‌گردد. زمان چرخش خورشید که بسوی ما حرکت می‌کند بسوی قرمز گرایش داشته و نور لبه‌ای که ما دور می‌گردد. به رنگ آبی تمایل می‌یابد. با بررسی این وضعیت و اندازه گیری میزان رنگهای قرمز و آبی زمان چرخش خورشید را در خط نیمکان معادل 26 روز و در نواحی قطبی 27 روز اندازه گیری کرده‌اند. ظاهراً به نظر می‌رسد که کلفهای خورشیدی حدود 4 تا 5 درصد سریعتر از دیگر عوارض زمینه رخشانکره حرکت می‌کنند.

لکهای خورشیدی و نیروی مغناطیسی

کلفهای خورشید که در جهت چرخش خورشید حرکت می‌کنند معمولاً به صورت دوتایی و یا گروهی دیده می‌شوند و کلفهای تک نیز به ندرت یافت می‌گردد. مشاهدات و اندازه گیریها نشان می‌دهد که لکهای خورشیدی از نظر تمایلات قطبی به دو دسته مخالف و یا شمال و جنوب (مثبت و منفی) تقسیم می‌گردند. لک جلویی که جلوتر از دیگر لکه‌ها حرکت می‌کند. بنام گلف پیشرو شناخته شده و آن را با حرف نمایش می‌دهند و لکهای دیگر که به دنبال لک مزبور در حرکتند کلفهای دنباله رو نام دارند و با حرف مشخص می‌گردند.

لک پیشرو از نظر مغناطیسی دارای قطب مثبت یا شمال بوده و لکهای دنباله رو دارای قطب منفی یا جنوب هستند. نیروی میدان مغناطیس قسمت سایه کلفها بین 2000 تا 4000 گاوس بوده و گاه تا ده هزار گاوس فزونی می‌یابد. قدرت میان مغناطیس کلفها زمانی روشن می‌گردد که آن را با شدت میدان مغناطیسی زمین که 0.2 گاوس در نیمگان و معادل 0.7 گاوس در قطبهاست مقایسه کنیم. کلفهای خورشیدی را از نظر خاصیت مغناطیس به سه گروه زیر تقسیم می‌کنند:

گروههای یک قطبی یا تک لکهای که دارای تمایل قطبی یکسان هستند.
گروههای دو قطبی که کلفهای پیشرو و دنباله رو آن دارای تمایل قطبی مخالف هستند.
گروههای مرکب که از تعداد کلفهای زیادی با تمایلات قطبی مختلف و آمیخته در هم تشکیل یافته‌اند.

علت سردی و تاریکی کلفها

با وجود اینکه قرنها از شناخت و مطالعه کلفهای خورشیدی می‌گذرد. مع الوصف هنوز از علت تاریکی آنها آگاهی دقیقی در دست نیست. پاره‌ای از دانشمندان بر این گمانند که شدت میدان مغناطیس موضعی قسمت سایه با حد زیادی از جریان یافتن مواد داغ به قسمت مزبور جلوگیری نموده و دمای آن را در مقایسه با دمای دیگر بخشهای رخشانکره در سطح پایینتری نگاه داشته است و طبیعتاً گسیلش انرژی تشعشعی کمتری را موجب گردیده است. این نظریه چندان رضایت بخش نبوده و از پشتیبانی کافی برخوردار نیست. نظریه دیگری بر این پندار است که میدان مغناطیس قوی قسمت سایه موجب فزونی جریانهای گداخته‌ای گردیده که 75 تا 80 درصد آن به امواج هیدرومغناطیس دگرگون شده و به جای گداختن ، رخشانکره از آن عبور کرده و دمای جو بالای آن را فزونی بخشیده است.

دوره تناوبی کلفهای خورشیدی

تعداد لکهای مرئی قرص خورشید بطور دوره‌ای در تغییر است. پدیده دوره تناوبی کلفهای خورشیدی بوسیله هنریک شواب در سال 1843 پس از یک مطالعه 17 ساله کشف گردید. در این قمست از دوره که شماره کلفها به حداکثر می‌رسند، تعدادشان به صد و یا بیشتر بالغ می‌گردد و در زمانهای حداقل به بیش از چند تا فزونی نمی‌یابد و حتی گاه تا چندین هفته اثری از لک در قرص خورشید دیده نمی‌شود. با وجود اینکه شواب معتقد است که دوره تناوبی لکهای خورشید در سال است، ولی بررسیهای بعدی که بویژه بوسیله آر. ولف به عمل آمده دوره تناوبی را به 11 سال فزونی بخشیده و مطالعات 50 سال اخیر میانگین دوره مزبور را معادل 10.4 سال به حساب آورده است.

صرفنظر از چند مورد استثنائی کلاً اگر بطور مثال کلفهای پیشرو واقع در نیمکره شمالی دارای خاصیت مغناطیسی مثبت باشند. کلفهای پیشرو نیمکره جنوبی از خاصیت مغناطیسی منفی بهره‌مند خواهند بود. بررسیهای انجام شده نشان می‌دهد که این وضعیت در سرتاسر طول دوره تناوب یعنی 11 سال ثابت می‌ماند و در پایان دوره دگرگون شده و قطبهای مغناطیسی جای خود را در دو نیمکره عوض می‌کنند و یک دوره 11 ساله دیگر را آغاز می‌نمایند و در نهایت پس از 22 سال دوباره به حالت نخست باز می‌گردند و به همین جهت می‌توان دوره تناوب کلفهای را 22 سال محسوب داشت.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

لک خورشیدی

نگاه اجمالی

احتمالاً جرم ، شعاع درخشندگی خورشید از چند میلیارد سال پیش تغییر محسوسی نکرده‌اند. ولی سطح خورشید تعداد زیادی پدیده‌های زودگذر و متغیر سریع را نشان می‌‌دهد. احتمالاً هیچ یک از پدیده‌های خورشیدی به اندازه لک‌های سیاهی که گاهگاه روی قرص خورشید ظاهر می‌‌شوند مورد مطالعه قرار نگرفته‌اند. لکهای خورشیدی معمولاً به صورت گروههایی متشکل از دو یا چند لک منفرد ظاهر می‌‌شوند که یک پیشرو (در جهت دوران خورشید) اغلب بزرگتر می‌‌باشد.

خورشید آنقدر داغ است که نمی‌‌تواند سطح جامدی داشته باشد و صفحه زردی که می‌‌بینیم در حقیقت بالاترین لایه گاز ملتهب است روی این لایه ، منطقه خنکی از گاز شفاف قرار گرفته است که رنگین سپهر نامیده می‌‌شود. عکسی که تحت شرایط دید بسیار خوبی گرفته شده باشد نشان می‌‌دهد که سطح خورشید را ظاهری خالدار یا حبابی شکل است. لکه‌های تیره که لکه‌های خورشیدی نامیده می‌‌شوند حتی در ایام باستان نیز مورد توجه و رصد بوده‌اند.

لکه‌های خورشیدی در سطح آتشین خورشید مانند حفره‌هایی به نظر می‌‌رسند و در حقیقت مناطقی هستند که دمای آنها حدود 200 درجه سانتیگراد از سطح اطراف آنها کمتر است. با این حساب دمای این مناطق تقریباً 400 درجه سانتیگراد می‌‌باشد با وجودی که شئی به این داغی در واقع باید بی‌نهایت روشن و شفاف باشد اما لکه‌های خورشیدی تنها به این دلیل که از بقیه قسمتهای خورشید خنکتر و کم نورترند تیره و تار به نظر می‌‌رسند اگر جدا کردن یکی از لکه‌های خورشید و بررسی آن امکان پذیر بود این لکه‌ها به روشنی ماه کاملاً جلوه می‌‌کرد.

تشکیل لکه‌های خورشیدی

احتمالا مغناطیس بسیار قوی خورشید از داخل خورشید بیرون می‌‌جهد و در نقطه‌ای که توده بار مغناطیسی از خورشید خارج و سپس دوباره داخل آن می‌‌شود یک جفت لکه ایجاد می‌‌گردد. لکه‌های کوچک در عرض چند ساعت از بین می‌‌روند اما لکه‌های بزرگ می‌‌توانند خیلی بیشتر عمر کنند و طول لکه‌های کوچک 3000km است در حالیکه بیشتر لکه‌ها تقریباً به بزرگی زمین می‌‌باشند و لکه‌های بسیار بزرگ تا 150000km می‌‌رسند.

تأثیر لکه‌های خورشیدی بر زندگی بشر

لکه‌های خورشیدی می‌‌توانند در ارتباطات رادیویی دخالت بکنند ذرات الکتریکی بوسیله شراره‌ها و انفجارهای نزدیک لکه‌ها به فضا پرتاب می‌‌شوند. الکتریسیته خورشیدی که در این توفانها به حرکت در می‌‌آیند بخش بالایی جو زمین را تغییر می‌‌دهند در این مواقع ممکن است متوجه محو شدن امواج رادیویی با برد بلند شویم.

بزرگی و طول عمر لکها

بزرگی و طول عمر لکها متغیر است اکثر لکها طول عمر کمتر از یک روز دارند ولی لکهای بزرگتر می‌‌توانند تا 70 روز دوام داشته باشند. هر لک در مرحله اول به صورت یک منفذ کوچک دیده می‌‌شود که تقریبا 2000 کیلومتر قطر آن است. این منفذها بزرگتر شده و به سرعت به لکهای کوچکی تبدیل می‌‌شوند و معمولا در ظرف یک روز از بین می‌‌روند ولی بعضی از لکهای بزرگی که چند برابر از زمین بزرگتر هستند تبدیل می‌‌گردند. از مطالعه بیناب لکها می‌‌توان درجه حرارت مؤثر آنها را درحدود 4500 درجه تخمین زد.

نحوه رصد لکه‌های خورشیدی

ستاره شناسان خورشیدی برای مطالعه این سطح گازی از عکسهایی که با تلسکوپهای مخصوص گرفته شده است استفاده می‌‌کنند. عکسهای مزبور غالباً با صافیهای ویژه‌ای تهیه می‌‌شوند این صافیهای نوری را که با نوع خاصی از اتم مانند هیدروژن یا کلسیم همراه است از آن جدا می‌‌کنند. بدین ترتیب امکان انتخاب بخشهای مجزای سطح خورشید برای مطالعه و تحقیق ممکن می‌‌شود. سعی نکنید با ذره بین یا تلسکوپ به خورشید نگاه کنید. با داشتن تلسکوپ ساده‌ای با یک پایه محکم می‌‌توانید بر روی یک صفحه سفید تصویری از خورشید را بدست آورید.

لکه‌های خورشیدی به شکل لکه‌های خاکستری رنگ ظاهر می‌‌شوند. اگر چندین روز متوالی وضعیت این لکه‌ها را ثبت کنید به زودی خواهیم دید که اندازه و شکل آنها تغییر می‌‌کند و خود خورشید هم به آهستگی می‌‌چرخد. آن طور که از زمین دیده می‌‌شود در نزدیکی استوا تقریبا 26 روز طول می‌‌کشد تا لکه‌ها یک دور کامل بزند. حال آنکه این مدت در حوالی قطبها به 40 روز می‌‌رسد. این اختلاف در چرخش ثابت می‌‌کند که خورشید نمی‌‌تواند مانند زمین یک جسم جامد باشد و در صورتی که خورشید جامد بود، همه لکه‌ها همزمان به دور خورشید کشیده می‌‌شدند.

ثبت لکه‌های خورشیدی در 300 سال گذشته نشان داده که تعداد لکه‌ها و تغییرات اندازه آنها در یک دوره تقریبا 11 سال دوام می‌‌آورد. در مدت 5 - 6 سال تعداد لکه‌ها پیوسته افزایش می‌‌یابد آنگاه در 4 یا 5 سال بعد از تعداد آنها کاسته می‌‌شود. در پایان دوره ممکن است تا چندین ماه به هیچ وجه لکه‌ای وجود نداشته باشد تا آنکه دوره جدید فرا برسد. احتمالا تغییرات گسترده نیروی مغناطیسی خورشید سبب این تحولات و تنوع در تعداد لکه‌ها می‌شود. شدت میدان یک لک کوچک معمولاً در حدود 100 گوس است. لک‌های بزرگتر می‌‌توانند میدانهایی تا 4000 گوس نیز داشته باشند.

وفور و توزیع لکهای خورشیدی

وفور و توزیع لکهای خورشیدی تقریبا تناوبی است. تعداد لک‌های خورشیدی مقارن مینیمم فعالیت در اثر تقاطع دو دوره بوجود می‌‌آیند. هردوره تازه با تعدادی لک در عرض‌های تقریبی 30± درجه شروع می‌‌شود. میزان وفور وقتی به حداکثر می‌‌رسد که لک‌ها در عرض‌های تقریبی 15± درجه ظاهر می‌‌گردند. دوره پس از تقریباً 11 سال با چند لک در حوالی 8 ± درجه خاتمه می‌‌یابد.

قطبین لکهای خورشید

در یک گروه از لکهای خورشیدی قطبین بزرگترین لک با قطبین لکهای کوچکتر هم علامت یا باعلامت مختلف می‌‌باشند.
علامت قطبین لکها در دوره معینی طوری تابع عرض آنهاست که بزرگترین لکها درشمال و جنوب استوا دارای علامت مختلف هستند.
دوره علامت قطبین لکها: علایم قطبین لکها در هر دوره 11 ساله بر عکس دوره‌های قبلی یا بعدی می‌‌باشند. در دوره 1924-1935 لک پیشرو (در مقایسه با جهت دوران خورشید) در نیمکره شمالی علامت منفی داشت و شبیه قطب آهنربایی بود که در روی زمین به طرف جنوب متوجه باشد و لک پسرو دارای قطب مخالف بود.

در همان موقع در نیمکره جنوبی لک پیشرو مثبت و مثل قطب آهنربایی بوده که در روی زمین به طرف شمال می‌‌ایستند و لک پسرو علامت منفی داشته است. در دوره بعدی 1935- 1946 لکهای شمالی مثل لکهای جنوبی دوره 11 ساله قبلی بودند و برعکس. به این ترتیب دوره مغناطیسی لکهای خورشیدی ، تناوبی در حدود 22 سال دارد. (دو برابر تناوب 11 ساله وفور لکها)
لک خورشیدی و آهنربا: یک جفت لک را که علائم مخالف دارند می‌‌توان به نوکهای یک آهنربای نعلی شکل تشبیه نمود که تا شید سپهر ادامه داشته باشند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

فیزیک خورشید

نگاه اجمالی

خورشید ، ستاره درخشان روز ، یک عنصر معمولی آسمان پرستاره است. فقط یک ستاره از صد میلیارد ستاره‌ای است که راه شیری را می‌سازند. اگر خورشید چندین میلیارد کیلومتر دورتر از ما بود، مانند ستارگان معمولی عجیب و غریبی در آسمان وجود دارند، ولی خورشید ما جزو آنها نیست. به سبب نزدیک بودن به زمین ، خورشید ستاره‌ای بی همتا برای گیاهان ، جانوران و انسان است. گرما و نور آن ، پنج هزار میلیون سال است که بر زمین می‌تابد و باز هم ادامه خواهد داشت. از این رو همه موجودات زنده زمین ، حیات خود را به خورشید مدیون هستند.

تاریخچه

تا حدود یک قرن پیش ، تحصیلکرده‌ها عقیده داشتند که خورشید جز توپ فروزانی از آتش ،‌ چیز دیگری نیست. اگر خورشید از زغال سوزان ساخته شده باشد، حتی یک میلیون سال هم دوام نمی‌آورد و به توده‌ای از خاکستر تبدیل می‌شود. زمین شناسان نشان داده‌اند که زمین هزاران میلیون سال عمر دارد و در تمام این مدت هم پرتو خورشید بر آن تابیده است. در دهه 1930 میلادی (1309 شمسی) فیزیکدانان دریافتند که انرژری خورشید و ستارگان از واکنشهای هسته‌ای پدید می‌آید.

گرانش خورشید

گرانش خورشید ، شدیدتر از گرانش زمین است. اگر انسان بتواند بر آن گام بگذارد، حدود 2 تن وزن خواهد داشت. البته این حادثه ناممکن است، چرا که خورشید سطح جامد ندارد و دمای آن به 6000 درجه سانتیگراد می‌رسد. این دما ، بیشتر از دمای ذوب هر ماده شناخته شده است. دمای سطح خورشید خیلی زیاد به نظر می‌رسد، ولی درون آن بسیار داغ تراست. تمامی این کره از گاز سوزان است. در مرکز ، دما به شانزده میلیون درجه سیلسیوس می‌رسد.

ساختار خورشید

خورشید ، انرژی لازم برای زندگی را فراهم می‌سازد. این کره غول پیکر با شعاع 6.96x10⁵Km را دارای تابندگی یا آهنگ تابش انرژی 3.86x10²⁶W است. چگالی متوسط خورشید عمدتا ترکیبی از گازهای هیدروژن و هلیوم می‌باشد. سه چهارم گاز درون خورشید از هیدروژن که سبکترین گازها است، تشکیل یافته است. در اعماق داغ آن ، اتمهای هیدروژن فشار زیادی بر هم وارد می‌کنند. گروهی از آنها با چنان شدتی به گروه دیگر برخورد می‌کنند که در هم می‌آمیزند و ماده کاملا جدیدی به نام هلیوم تشکیل می‌یابد.

img/daneshnameh_up/2/24/Sakhtarekhorshid.jpg

کاوش خورشید

یکی از بخشهای مهم در ستاره شناسی ، کاوش خورشید است. برخی از رصدخانه‌ها ، جز خورشید چیز دیگری را رصد نمی‌کنند. پی بردن به اینکه خورشید چگونه گرما تولید می‌کند و چگونه بر آب و هوای زمین اثر می‌گذارد، ضروری است. خورشید بسیار بزرگتر و نیز بسیار سنگین تر از زمین است. اگر صد سیاره به اندازه زمین در کنار هم قرار گیرند، می‌توانند ازیک طرف تا طرف دیگر خورشید برسند. حجم آن یک میلیون بار و جرم آن 330000 بار بیشتر از زمین است. فاصله زمین تا خورشید ، حدود 150 میلیون کیلومتر است. نور و گرما ، این فضا میان سیاره‌ای را در هشت دقیقه می‌پیماید و به ما می‌رسد. گرچه ظاهرا فاصله زیادی است، ولی تعداد ستارگانی که یک میلیون بار دورتر از خورشید هستند، از تعداد انگشتان تجاوز نمی‌کنند.

از این رو ، اطلاعات ما در مورد خورشید بیش از اطلاعات ما درباره هر ستاره دیگر است. فشار و همچنین دما در داخل خورشید باید آن قدر زیاد باشد، تا بتواند وزن خورشید را تحمل کند. پیکره خورشید گازی و داغ است. در حقیقت گازها (عمدتا هلیوم و هیدروژن) تقریبا کاملا یونیزه هستند (یک پلاسما است). دما ، فشار و چگالی از سطح به مرکز خورشید در جایی که انرژی بوسیله واکنشهای هسته‌ای حرارت زا آزاد می‌شوند، افزایش می‌یابند. وقتی در هسته خورشید هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود، مقادیر زیادی از انرژی به صورت فوتون و حرکات گرمایی آزاد می‌شوند.

شیر سپهر خورشید

فوتونها از میان منطقه بزرگ تابشی به طرف خارج پخش می‌شوند، تا اینکه به منطقه جابجایی بیرونی ، جایی که بیشتر انتقال انرژی توسط حرکات جوشان گاز صورت می‌گیرد، برسند. سطح قابل رویت خورشید (شیر سپهر) در بالای لایه جابجایی محلی که جو پیچیده و وسیع خورشیدی آغاز می‌شود، رخ می‌دهد. پایه جو خورشیدی شیر سپهر است. لکه خورشیدی بر روی شیر سپهر ظاهر می‌شوند. لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است.

تاج خورشید

از بالای رنگین سپهر ، زبانه‌های بسیار زیبا و زبانه‌های سیخی تیز پدیدار می‌شوند. در آن سوی این ناحیه ، تاج رقیق وسیعی با نوری لطیف قرار گرفته است که در بادهای خورشیدی جاری به سمت خارج و در محیط بین سیاره‌ای در هم می‌شود.

آینده خورشید

با تبدیل هیدروژن به هلیوم انرژی تابشی آزاد می‌شود. چگالی زیاد ماده ، این تابشها را درون خورشید گرفتار می‌سازد. از آزاد شدن انرژی در محدوده مرکزی تا رسیدن به سطح خورشید ، میلیونها سال طول می‌کشد. بعد در ظلمت فضا ، جاری می‌شود و تا رسیدن به نزدیکترین کهکشان بزرگ در آن سوی راه شیری ، دو میلیون سال دیگر ادامه می‌دهد. اگر فرآیند گرمایی خورشید ، همین الان باز ایستد، چند هزار سال بعد ناظر خاموشی کامل آن خواهیم بود. اکنون خورشید به نیمه راه زندگی خود رسیده است. اما می‌تواند کوره هسته‌ای خود را تا پنج هزار میلیون سال دیگر بطور فعال نگه دارد. نباید از خاموش شدن خورشید نگران باشیم. چرا که در آینده دور ، انسان برای بقای خود مجبور به سکونت در سیاره‌هایی خواهد شد که به دور ستارگانی روشن می‌گردند.

خطرات نور خورشید

خورشید علاوه بر گرما و نور ، تابشهای دیگری نیز گسیل می‌کند که برای موجودات زنده ، زیانبار است. پرتوهای ایکس و فرابنفش سلولهای گیاهان و جانوران را نابود می‌کنند. پوشش جو تقریبا به سطح زمین می‌رسد و در روزهای آفتابی ، سبب برنزه شدن پوست می‌شود. حتی ممکن است در اثر تابش بیشتر خورشید دچار آفتاب زدگی شویم. فضانوردان مجبورند که در سفرهای فضایی ، خود را در مقابل پرتوهای زیانبخش خورشید حفظ کنند. اگر مستقیما به خورشید نگاه کنیم، نور خیره کننده آن می‌تواند برای همیشه به چشم آسیب برساند.

رصد خورشید

برای مشاهده خورشید به هیچ عنوان دستگاههای درشت نما ، مانند تلسکوپ یا دوربین دو چشمی بکار نبرید. صافیهای ارزان قیمتی که گاهی همراه تلسکوپ می‌فروشند و شکننده‌اند، ممکن نیست که همه پرتوهای نامرئی و خطر ناک را سد کنند. حتی اخترشناسان نیز مستقیما با تلسکوپ به خورشید نگاه نمی‌کنند. دستگاههای ویژه‌ای به تلسکوپهای خورشید وصل می‌شوند تا بتوان رفتار خورشید را مطالعه کرد. اطلاعات بدست آمده از رصدخانه‌های خورشیدی ممکن است روزی ما را به پیش بینی دراز مدت آب و هوای زمین قادر سازد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

طیف خورشیدی

مقدمه

طیف تشعشعات خورشیدی بسیار وسیع است و از 0.001 آنگستروم (مربوط به پرتوی گامای شراره‌ها) تا چندین کیلومتر (مربوط به فرکانسهای بیسار پایین رادیوئی تاج خورشید) است. میزان انرژپی خورشید که به لبه‌های بالای جو زمین می‌رسد، حدود 2 کالری بر سانتیمتر مربع در دقیقه است که به نام ثابت خورشیدی خوانده می‌شود.

بیشترین آگاهیهای ما از راه تجزیه طیفی نور آن فراهم می‌گردد. طیف مرئی خورشید همانند بیشتر ستارگان ، طیفی است متصل و پیوسته همراه با با یک سری خطوط تیره که به آنها خطهای جذبی یا خطوط فراونهوفر می‌گویند. سطح خورشید یا رخشان کره تشعشات پیوسته صادر می‌کند که طبیعتاً فاقد هر گونه خط تیره است، اما با عبور تشعشات مزبور از درون جو زیرین خورشید که میان رخشان کره و رنگین کره قرار دارد و به آن لایه برگردان می‌گویند، خط تاریک طیفی در آن پدیدار می‌گردد. لایه برگردان که نخستین و زیرترین لایه از طبقات جو خورشید است، دارای ضخامتی معادل 1500 کیلومتر بوده و دمای آن از رخشان کره کمتر است و شامل اجسام بسیط به حالت گازی یا بخار می‌باشد.

از آنجائی که اشعه خورشید ناگزیر از این لایه می‌گذرد، لذا بخارات موجود در طبقه مزبور پاره‌ای از این تشعشات را بر حسب ماهیت بخارات مذکور جذب می‌کنند و در نتیجه طیف جذبی که ما در زمین مشاهده می‌کنیم پدید می‌آید. با تعیین هویت خطوط طیف خورشیدی تا کنون وجود 65 عنصر از 92 عنصری که ما در زمین می‌شناسیم در خورشید تشخیص داده شده است. ئیدروژن ، کربن ، نیتروژن ، اکسیژن ، آلومینیوم ، آهن ، کبالت ، کادمیم ، سرب و پلاتین در زمره عناصری هستند که در لایه برگردان خورشید وجود دارد.

با بررسی خطوط طیفی ، میزان درصد عناصر شیمیائی مختلف سطح خورشید را اندازه می‌گیرند. آزمایش انجام شده گویای آن است که سطح خورشید شامل 90 درصد ئیدروژن ، 10 درصد هلیوم و مقدار ناچیزی اکسیژن ، کربن ، نئون و غیره است.

طیف نما

نور آفتاب را به کمک یک منشور ساده می‌توان تجزیه نمود و آن را به خط رنگینی که نخستین بار در سال 1666 بوسیله پاسحاق نیوتن توصیف و تفسیر گردیده است، دگرگون ساخت. در سال 1802 ویلیام ولاستون شیمیدان انگلیسی دریافت که رنگین کمان آفتاب بوسیله خطهای سیاهی بریده شده و ژرف فن فراونهوفر فیزیکدان آلمانی در سال 1814 از دستگاهی به نام طیف نما که قادر به نمایش جزئیات طیفی نور آفتاب بود، استفاده کرد و طول موج 324 خط سیاه را اندازه گیری نمود.

آزمایشهایی که در سال 1859 توسط گوستاو کریشوف و روبرت بونسن به عمل آمد، نشان داد که خطهای مزبور بازتاب جذب طیفی نور خورشید بوسیله عناصر شیمیائی گوناگون موجود در جو آن بوده و ویژگی هر یک از عناصر مزبور در خطوط مورد بحث منعکس گردیده است. بررسیهایی که در زمان حاضر روی ترکیبات شیمیائی لایه‌های بیرونی خورشید به عمل آمده ، بر وسعت دانش بشر افزوده و آگاهی ما را در زمینه عواملی چون ، دما ، تراکم ، سرعت ، چرخش و موجودیت میدان مغناطیسی خورشید به نحو چشمگیری فزونی بخشیده و طیف نمائی و طیف سنجی نور را در مسائل فضائی از اهمیت شایانی برخوردار ساخته است.

عسکبرداری و شیوه‌های دیگر

پیدایش فن عکاسی ، تهیه تصویر زنده خورشید را در لحظات کوتاهی از زمان میسر ساخت و نخستین عکس خوب خورشید در دوم آوریل 1845 بوسیله اچ فیزو ، وال فوکو فرانسوی تهیه گردید و در سال 1851 برکوفسکی از یک خورشیدگرفتگی (کسوف) کامل با موفقیت عسکبرداری نمود. در سال 1892 جرج الری هیل دستگاهی به نام خور طیف بکار را اختراع کرد و به کمک آن سراسر قرص خورشید را به آسانی مورد بررسی قرار داد و بدینسان دیدار خورشید را که سابقاً فقط به خور گرفتهای کامل منحصر می‌بود، در سایر اوقات نیز امکان پذیر ساخت و افزون بر آن شناخت پدیده‌هایی مانند زبانه‌های و مشعل‌های خورشیدی را نیز تسهیل نمود.

دستگاه تاج نگار در سال 1930 بوسیله برنارد لیوت فرانسوی اختراع گردید و ستاره شناسان را یاری نمود تا از فراز بلندیها جزئیات درونی تاجهای خورشیدی را در موقعیتهائی غیر از خور گرفتها نیز مورد مطالعه قرار دهند. امواج رادیوئی خورشید در سال 1942 بوسیله جی. اس. هی انگلیسی به کمک مشاهدات راداری کشف گردید و با آغاز عصر فضا ، نشانه رویها و دیدارهای فرا جو زمین مسیر شد و کلیه پرتوهای خورشیدی از نزدیک مورد بررسی قرار گرفت و ما را در زمینه شناخت هر چه بیشتر و کاملتر خورشید توانائی بخشید.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ستارگان کم جرم و پرجرم

مقدمه

img/daneshnameh_up/7/7b/compact_white_dwarf_binaries.jpg

اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم.

عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سر آرتور ادنیگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.

ستارگان کم جرم

کلیه ستارگان فرآیند سنتز هسته‌ای را با گداخت هیدروژن در هسته‌شان برای تشکیل هلیوم آغاز می‌کنند. هیدروژن ساده‌ترین و فراوانترین عنصر موجود است. هنگامی که ستاره‌ای با جرمی کمتر از 10 برابر جرم خورشیدی ، هسته‌اش منقبض می‌شود. توأم با این انقباض ، هسته حرارت می‌بیند و پوسته هیدروژنی پیرامون هسته را محترق می‌کند. هنگامی که هیدروژن این پوسته برای تشکیل هلیوم گداخته می‌شود، هسته آنقدر داغ می‌شود که با گداخت هلیوم ، کربن را تشکیل می‌دهد. وقتی که هلیوم هسته به مصرف می‌رسد، واکنشهای هسته‌ای ستاره متوقف می‌شوند.

ستارگان پرجرم

در ستارگانی با جرم بیش از 10 برابر جرم خورشیدی ، مراحل اولیه سنتز هسته‌ای مشابه ستارگان کم جرم است. ستارگان پر جرم سریعتر از ستارگان کم جرم سوخت هسته‌ایشان را مصرف می‌کنند، زیرا دما و فشار هسته آنها از ستارگان کم جرم بیشتر است. در حالی که ستارگان کم جرم 10 میلیارد سال را صرف سوزاندن هیدروژن می‌کنند، ستارگان پر جرم در کمتر از 10 میلیون سال ، یعنی یک هزارم آن ، این کار را می‌کنند. هنگامی که ستاره‌ای پر جرم مرحله سوزاندن هلیوم را ، که تقریبا نیم میلیون سال طول می‌کشد به پایان می‌رساند، دماهای فزآینده هسته‌اش به آن امکان می‌دهد جهت تولید عناصر مرتبا سنگینتر به واکنشهای گداخت ادامه بدهد.

در ابتدا ، هسته کربنی منقبض می‌شود و با حرارت ، پوسته گداختی ثانویه‌ای را به دور خود ولی درون پوسته گداختی اولیه تشکیل می‌دهد. این پوسته تازه حاوی هلیومی است که برای تشکیل کربن گداخته می‌شود. در همین حال ، کربن برای کمتر از هزار سال در هسته می‌سوزد تا یک هسته اکسیژنی تولید کند. هنگامی که هسته منقبض می‌شود، پوسته سومی به دورش ایجاد می‌شود که کربن را می‌سوزاند و هسته اکسیژنی برای تقریبا 6 ماه می‌سوزد تا سیلیس تولید کند.

سیلیس تنها یک روز در هسته می‌سوزد و یک هسته آهنی با دمایی بین 3 تا 5 میلیارد درجه سانتیگراد (5.4 تا 9 میلیارد فارنهایت) تولید می‌کند. هسته آهنی که با پنج پوسته گداختی احاطه شده ، به هنگام تلاش برای گداخت ، به درون خود فرو می‌پاشد. علتش این است که گداخت آهن بر خلاف سایر واکنشهای گداختی انرژی آزاد نمی‌کند، بلکه انرژی می‌گیرد. این فروپاشی ستاره را منفجر می‌کند و سپس مواد آن در فضا منتشر شده و بخشی از سایر سیارات و ستارگان می‌شوند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

زیستگاه خورشید

مقدمه

برای شناخت زیستگرد خورشید لازم است به مسائل بسیاری بویژه در زمینه تکامل ستارگان توجه گردد. از آنجائی که عمر ستارگان به چندین هزار میلیون سال می‌رسد، لذا پیگیری مراحل تکاملی یک ستاره از زمان پیدایش تا مرگ آن غیر ممکن است، اما بررسی ستارگان گوناگونی که در مراحل مختلف تکامل قرار گرفته‌اند خود دریچه‌ای است برای آشنائی با بسیاری از ناشناخته‌ها و دیدار سیمای کلی تکامل ستارگان.

برای این منظور نخست لازم است ستارگان را طبقه بندی نمود و هر کدام را از نظر تکامل در ردیف ویژه خویش قرار داد. یکی از متداولترین شیوه‌های طبقه بندی ستارگان طریقه M.K.K است که از نام دانشمندان مبتکر این شیوه یعنی مورگان کینان و کلمن اقتباس گردیده است.

نمودار هرتسپرونگ راسل

هرگاه ستارگان را بر اساس طبقات طیفی (با حرارتی) و میزان تابناکی (با قدر مطلق) آنها گروه بندی نمائیم، سه گروه عمده در برابر دیدگان خود خواهیم یافت. در این نمودار بیشتر ستارگان در نوار باریکی که از گوشه سمت چپ بالا شروع شده و به گوشه پائین و سمت راست پایان می‌یابد، قرار می‌گیرند و خورشید ما نیز در همین نوار باریک که به آن گروه یا رشته اصلی می‌گویند جای گرفته است.

گوشه بالا و سمت راست نمودار به گروه غول اختران اختصاص یافته است. اختران مزبور که غولهای سرخ نام دارند، از نظر جثه بسیار بزرگتر از ستارگان گروه اصلی می‌باشند و از نظر طبقه طیفی (یا حرارتی) با یکدیگر شباهت فراوان داشته و بسیار درخشان هستند.

گروه سوم که کوتوله‌های سفید نام دارند، در پائین و سمت چپ گروه اصلی جای گرفته‌اند. این ستارگان بسیار داغ هستند و از نظر اندازه شباهت فراوانی به کره خاکی ما دارند و از تابناکی اندکی برخوردارند. توجه به ویژگیهای سه گروه بالا ، چگونگی مراحل سنی و تکاملی خورشید را بخوبی نشان می‌دهد و گذشته و حال و آینده آن را به آسانی ارزیابی می‌نماید.

تولد ستارگان

در زمینه زایش و پیدایش اختران ، گمان بر این است که چنین ستارگان احتمالاً از ربایش ، برخورد و جوشش خرد ریزه‌های کار و ابرگونه‌های کیهانی پدید می‌آید. طبیعی است که دمای اجرام مزبور متناسب با انبوهش ابرگونه‌ها و فرآیند برخورد و جذب خرد ریزه‌های مورد بحث و پدیداری خاصیت ثقلی ، به مرور فزونی می‌یابد و یک پیش ستاره در آستانه پیدایش قرار می‌گیرد. آزاد شدن نیروی ثقلی ، درخشندگی و تابناکی را به همراه می‌آورد و هماهنگ با افزایش انقباض بر تراکم و بزرگی توده مرکزی افزوده می‌گردد.

فرآیندهای مزبور تا حدی ادامه می‌یابند که دمای توده مرکزی به میزان 10 کلوین یعنی دمای مناسب برای گدازش. تبدیل ئیدروژن به هلیوم بالغ گردد. نیروی حاصل از این واکنشها به حدی است که از چروکیدن و جمع شدن ستاره جلوگیری نموده و تعادل میان فشار درونی و نیروی جاذبه ستاره را برقرار سازد. در این هنگام ستاره از مرحله نوباوگی و گروه اصلی که مرحله‌ای ثابت و استوار است پای می‌گذارد.

طبیعی است هر اندازه جثه ستارگان بزرگتر باشد، دما و تابناکی آنها نیز به همان میزان زیادتر خواهد بود. ستارگانی که به شرح بالا وارد مرحله گروه اصلی می‌گردند، طی توقف در این مرحله دگرگونیهای کوچکی را در وضع پوسته سطحی تحمل می‌کنند و با تبدیل ئیدروژن به هلیوم برای مدتها بس طولانی به بازدهی انرژی می‌پردازند.

ستاره خورشید

خورشید شناسان برای ستاره ای مانند خورشید ، مدت توقف در مرحله گروه اصلی را حدود ده هزار میلیون سال برآورد نموده‌اند. از آنجائی که سن خورشید از زمان پیدایش تا کنون چیزی حدود 4600 میلیون سال است، لذا قاعدتاً بایستی حدود 5 یا 6 هزار میلیون سال دیگر در همین مرحله باقی بماند. توده مرکزی ستارگان گروه اصلی که بالاترین مرحله تکامل را پشت سر گذارده‌اند، بر اثر برون داد ئیدروژن به خاکستر هلیوم مبدل می‌گردد و سپس تحت تأثیر فشارهای وارده از وزن لایه‌های زیرین ، رو به چروکیدن و جمع شدن می‌نهد و همزمان دمای لایه‌های پیرامون خود را به حدی که گدازش هسته‌ای امکان پذیر گردد، فزونی بخشد.

هماهنگ با افزایش روند تولید انرژی ، ستاره رو به آماسیدن و باد کردن می‌نهد و این تورم تا حدی که یک بار دیگر میان فشار درونی و نیروی جاذبه تعادل برقرار گردد. ادامه می‌یابد و سرانجام ستاره به یک غول سرخ دگرگون می‌شود و تابناکی آن گاه تا هزار برابر افزایش می‌یابد و بدینسان ستاره از گروه اصلی به گروه غول اختران گام می‌نهد. زمانی که خورشید ما به این مرحله از تکامل وارد گردد، عظمت آن به حدی می‌رسد که سیاره تیر یا عطارد را در کام خویش فرو می‌برد و موفقیت زیست را از زمین می‌زداید.

مرحله کوتوله سفید

با رسیدن دمای توده مرکزی غولهای سرخ به مرز کلوین واکنش هسته‌ای جدیدی در آن روی می‌دهد و طی آن کربن به هلیوم مبدل می‌شود. فرآیند مزبور باعث می‌گردد که ستاره به مرحله ثابت دیگری که چندان هم به درازا نخواهد کشید، پای گذراد و پس از حدود چند صد میلیون سال که چروکیدن توده مرکزی هنچنان ادامه داشته است، سراسر کره مزبور نیز به چروکیدن و کوچک شدن روی نهد و انرژی هسته‌ای کاهش یابد و سرانجام به یک کوتوله سفید مبدل گردد و بدینسان ستاره از گروه غولهای سرخ به گروه کوتوله های سفید وارد می گردد.

مرحله کوتوله سیاه

در این مرحله عمل چروکیدن به دلیل فشار حاصل از الکترونهای پرنده بسیار سریع متوقف می‌گردد و در حالیکه جرم آن همچنان ثابت مانده است، بر تراکم آن گاه تا حدود یک میلیون بار افزوده می‌گردد و ستاره به حدی متراکم می‌شود که وزن یک قاشق چای خوری از مواد آن (اگر بتوان آن را به زمین آورد) به چندین تن بالغ خواهد گردید. خورشید ما در مرحله کوتوله‌های سفید همچنان به برون داد انرژی درونی خویش ادامه می‌دهد و پس از طی چندین میلیون سال به مرور سرد می‌گردد و سرانجام از جوش و خروش باز می‌ایستند و به جرمی سرد و تاریک مبدل می‌شود و بالاخره به یک کوتوله سیاه دگرگون می‌گردد.

توالی رویدادهای گذشته و آینده خورشید را بنا بر فرضیه‌ها و نظرات نوین دیدیم، اما موضوع شایان توجه این است که ما هنوز از مکانیسم درونی خورشید به درستی آگاه نیستیم و لذا مراحل تکاملی آن نیز که بر پایه همین مکانیسم و مشکوک استوار است، طبعاً مورد پرسش بوده و قاعدتاً بایستی در راه تکمیل تجربیات همچنان گام برداشت و به آینده امید بخش‌تری چشم دوخت.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

خانواده خورشید

نگاه ‌اجمالی

در زمانهای قدیم ، اخترشناسان به ‌این نکته پی برده بودند که پنج «ستاره» مخصوص ، به تدریج در میان صور فلکی حرکت می‌کنند. آنها این ستاره‌های سرگردان را سیاره نامیدند. نور سیاره‌ها بی‌تغییر است، ولی ستارگان غالبا چشمک می‌زنند. سیاره‌ها هیچ شباهتی به ستارگان ندارند. خورشید یک ستاره نمونه ‌است. خورشید خود نور و گرما تولید می‌کند، ولی سیاره‌ها فقط با انعکاس نور خورشید درخشان دیده می‌شوند. بیشتر ستارگان بسیار بزرگتر از سیاره‌ها هستند. جرم خورشید هزاران بار بیشتر از جرم سیاره غول‌پیکر مشتری است. ستارگان چشمک‌زن خورشیدهای دیگری هستند که در فاصله‌های بسیار دور از سیاره‌ها واقع شده‌اند.

منظومه شمسی

هر سیاره‌ای که در آسمان شب دیده می‌شود، عضو خانواده خورشید یا منظومه شمسی است. پنج سیاره که با چشم غیر مسلح قابل روئیت هستند، عبارتند از عطارد (تیر) ، زهره (ناهید) ، مریخ (بهرام) ، مشتری (برجیس) و زحل (کیوان). عطارد نزدیکترین سیاره به خورشید است. آن را به راحتی نمی‌توان یافت، زیرا هیچگاه در آسمان فاصله بیشتری از خورشید نمی‌گیرد. زهره نیز نزدیکتر از زمین به خورشید است. این سیاره درخشان ، هنگام طلوع یا غروب خورشید به خوبی دیده می‌شود و به همین سبب گاه ستاره صبح یا ستاره شام خوانده می‌شود. مریخ به خاطر رنگش به سیاره سرخ مشهور است. دو سیاره غول پیکر مشتری و زحل غالبا قابل روئیت بوده و با نور ثابت زرد رنگ می‌درخشند. مریخ ، مشتری و زحل نسبت به زمین از خورشید دورتر هستند.

کشف سیارات با تلسکوپ

بعد از اختراع تلسکوپ ، اخترشناسان سه سیاره دور دست دیگر را نیز یافتند. سیاره اورانوس در سال 1781 میلادی (1160 شمسی) ، نپتون در 1846 میلادی (1225 شمسی) و سیاره پلوتو در 1930 میلادی (1309شمسی) کشف شدند. همه ‌این هشت سیاره به همراه زمین در مدارهایی به دور خورشید می‌گردند. گردش همه آنها در یک جهت است. سیاره‌های نزدیکتر به خورشید ، مدار خود را در مدت کوتاهتری می‌پیمایند. عطارد که نزدیکترین سیاره به خورشید است، در 88 روز ، زمین در یک سال و مشتری در 12 سال خورشید را دور می‌زنند.

گردش سیارات

یکی از اخترشناسان بزرگ که حرکت سیاره‌ها را مورد مطالعه قرار داد، یوهانس کپلر ، اخترشناس لهستانی بود. او در سال 1609 میلادی (988 شمسی) کشف کرد که مدار سیارات به شکل دایره‌های کشیده یا بیضی است. هر بیضی دو کانون دارد و در مدار سیارات ، خورشید در یکی از کانونها واقع است، یعنی فاصله سیاره ‌از خورشید ، هنگام گردش در مدار خود ، اندکی تغییر می‌کند.

کپلر موفق شد که چگونگی حرکت سیاره‌ها را کشف کند. اما آیزاک نیوتن ، ریاضیدان انگلیسی ، دریافت که عامل نگهدارنده سیاره‌ها در مدارهایشان ، نیروی گرانشی است. نیروی گرانش زمین سبب می‌شود که همه ‌اجسام به سطح آن سقوط کنند. اگر نیروی گرانش خورشید همواره سیاره‌ها را به طرف خود نمی‌کشید، همه‌ آنها در اعماق فضا پراکنده می‌شدند.

اورانوس

سیاره اورانوس به یادبود جد تایتان و به یادبود پدر زحل به ‌این نام نامگذاری شده‌است. این سیاره هفتمین سیاره ‌از خورشید و سومین سیاره مشتری‌گون است. ویلیام هرشل (William Herschel) آن را در سال 1781 میلادی کشف کرد. در ابتدا او تصور کرد که یک ستاره دنباله‌دار است، اما مشاهداتش بر یک مدار بیضی شکل با خروج از مرکز کمی ‌حول خورشید ، دلالت داشت. مدار سیاره‌ای اورانوس درست در حد بینایی چشم غیر مسلح از زمین قرار دارد و قطر زاویه‌ای آن در نقطه مقابل فقط "3.6 است.

نپتون

آخرین سیاره مشتری‌گون و هشتمین سیاره‌ از خورشید ، نپتون است. این همزاد نزدیک اورانوس به عنوان خدای دریا نامگذاری شده ‌است. بین سالهای 1790 تا 1940 میلادی در مدار اورانوس آشفتگیهایی که ‌از یک منبع ناشناخته مشاهده شد، موجب حدس احتمال وجود یک سیاره دورتر گردید. دانشمندان در سالهای 1843 و 1846 میلادی مستقلا مکانیک سماوی نیوتنی را بکار بردند تا جرم و مدار این هشتمین سیاره را از آشفتگیهای اورانوس نتیجه بگیرند.

پلوتو و چاردن

پلوتو نهمین سیاره ‌از خورشید به خاطر خدای زیر جهان ، هیدز (Hades) نامگذاری شده ‌است. از روی زمین ، پلوتو فقط یک تصویر ستاره‌ مانند ضعیف در تلسکوپ ایجاد می‌کند. اگر از پلوتو نگاه کنیم، مابقی منظومه شمسی دور به خورشید نزدیک هستند. از این سیاره خورشید نیز فقط به صورت یک ستاره روشن در آسمان به نظر می‌رسد.

اقمار

بسیاری از سیاره‌ها قمرهایی در اطراف خود دارند. از اینرو ، منظومه‌های کوچکی را تشکیل می‌دهند. فقط سه قمر در اطراف تمامی ‌سیارات خاکی در حال چرخش هستند (ماه ما ، دیموس و فوبوس از مریخ) در مقابل ، سیارات مشتری‌گون دارای حداقل پنجاه قمر (بدون در نظر گرفتن چاردن) و همچنین چندین حلقه هستند که شامل تعداد زیادی قمر کوچک می‌باشند. این اجرام ‌از صخره‌های کوچک تا اجرامی‌ به اندازه‌های سیاره‌ای را دربر می‌گیرند.

شهاب‌سنگ

دنباله‌دارها گاه ‌از دورترین بخشهای منظومه شمسی به دیدن ما می‌آیند. در فضای میان سیاره‌ها غبار و سنگ نیز وجود دارد. این سنگهای فضایی که شهاب‌سنگ نامیده می‌شوند، هنگام برخورد با جو زمین به صورت شهاب در می‌آیند و می‌درخشند.

سیاره‌های داخلی

عطارد

عطارد نزدیکترین سیاره به خورشید و نیز کوچکترین سیاره خاکی است. هر سال در حدود سه بار به عنوان ستاره درخشان شامگاهی در نزدیکی افق غروب خورشید و نیز به عنوان یک ستاره صبحگاهی در مشرق ظاهر می‌شود. به خاطر سرعت کم آن نسبت به زمین از لحاظ افسانه‌ای ، خدای روشنی نامیده شده ‌است. در مواقعی ، عطارد در درخشندگی شبیه زحل می‌شود، اما معمولا به واسطه درخشندگی همسایه‌اش ، خورشید ، ناپدید می‌گردد.

زهره

زهره دومین سیاره خاکی از طرف خورشید و نزدیکترین سیاره به زمین است. زهره به عنوان ستاره صبحگاهی و شامگاهی به بیشترین زاویه کشیدگی ˚48 می‌رسد. بیشینه درخشندگی آن تنها بوسیله خورشید و ماه ‌افزایش می‌یابد. زهره ‌الهه عشق نامیده می‌شود و شباهت زیادی در اندازه و جرم به زمین دارد، اما در سایر جهات به مقدار زیادی متفاوت از زمین است.

مریخ

مریخ به رنگ قرمز متمایل به نارنجی دیده می‌شود (رنگ واقعی سیارات) که آن را به خدای جنگ یونانی‌ها مربوط می‌کند. این چهارمین سیاره ‌از طرف خورشید است که در مداری نزدیک به مدار زمین به دور خورشید می‌گردد، بطوری که قابل توجه‌ترین حرکت برگشتی را در نقطه مقابله‌اش به نمایش می‌گذارد. مقابله با یک دوره تناوب نجومی‌ 779.9 شبانه‌روز یا در حدود 26 ماه ‌اتفاق می‌افتد. در این موقع سیاره به یک اندازه زاویه‌ای ظاهری به مقدار ˚180 وارد و ممکن است کاملش در تمام شب دیده شود.

سیارات بیرونی

مشتری

آن سوی مریخ ، از کمربندی سیارکی به اندازه تقریبا Au 3 (واحد نجومی) عبور می‌کنیم و بالاخره به بزرگترین سیاره مشتری‌گون یعنی مشتری که به خاطر نامش سلطان خدایان اولمپیا (Olympia) نامگذاری شده ‌است، می‌رسیم. به دلیل اندازه بسیار بزرگ مشتری ، این سیاره در آسمان شبهای زمین بخصوص در نقطه مقابله یک سیاره خیلی روشن است.

زحل

در ورای مدار مشتری آخرین سیاره ‌از هفت سیاره‌ای که برای پیشینیان ما شناخته شده بود، یعنی زحل قرار دارد که به عنوان پدر مشتری نامگذاری شده ‌است. زحل دومین سیاره بزرگ مشتری‌گون منظومه شمسی است و توسط یک رشته ‌از حلقه‌های بسیار زیبا که به دور آن حلقه زده‌اند، احاطه شده ‌است. در آسمان شب زمین ، زحل به دلیل اندازه بزرگ خود به روشنی می‌درخشند. زیبایی آسمان به خاطر نوارهای روشن حلقه‌های اطراف آن و نیز به خاطر قمرهای زیادش می‌باشد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

اتساع زمان

مقدمه

یکی از جنبه‌های بارز نظریه انیشتین که در آن سرعت نور مقداری ثابت و مستقل از حرکت نسبی چارچوبهای مرجع فرض می‌‌شود، نسبی بودن زمان است. به بیان دیگر ، زمانی که شخصی می‌‌گوید من هر روز راس ساعت دوازده شب می‌‌خوابم، منظورش این است که دو رویداد خوابیدن او و قرارگرفتن عقربه ساعت روی عدد دوازده بطور همزمان روی می‌‌دهند، اما مسئله اصلی این است که این دو رویداد که در یک چارچوب همزمان هستند، در چارچوب دیگری که نسبت به چارچوب اول در حال حرکت است، همزمان به نظر نمی‌‌آیند، هر چند هر دو چارچوب لخت باشند. بنابراین زمان ، کمیتی مطلق نبوده و به سرعت چارچوب مرجع بستگی دارد.

محاسبه رابطه اتساع زمانی

فرض کنید چارچوب

با سرعت ثابت a نسبت به چارچوب S در امتداد محور x در حال حرکت است. ناظر واقع در مبدا چارچوب

که با

نشان می‌‌دهیم، نوری را که از چشمه‌ای به آینه‌ای که بالای سر اوست، می‌‌تاباند. فاصله آینه از شخص برابر d است و مدت زمان لازم برای رفت و برگشت نور برابر 'Δt است و لذا چون نور حرکت رفت و برگشت انجام می‌‌دهد، لذا طول مسیر برابر 2d است. فاصله زمانی مذکور برابر Δt'=2d/C خواهد بود که C سرعت نور است.

اما زمان لازم برای رفت و برگشت مذکور در چارچوب S ، وقتی اندازه گیری می‌‌شود، مقدار دیگری را بدست می‌‌دهد که آن را با Δt مشخص می‌‌کنیم. در این مدت چشمه نسبت به S مسافت uΔt را طی کرده است و طول مسیر رفت و بر گشت برابر 2d نبوده، بلکه برابر 2l است و لذا خواهیم داشت:

از طرف دیگر بر اساس اصول نسبیت خاص باید سرعت نور برای هر دو ناظر یکسان باشد. بنابراین بعد از کمی ‌محاسبات ریاضی می‌‌توانیم رابطه بین Δt و 'Δt را به صورت زیر بیان کنیم:

نتایج اتساع زمانی

برای دو رویداد (در مورد مثال فوق گسیل و بازگشت نور به ناظر O) که در یک نقطه از فضا واقع در چارچوب

به فاصله 'Δt رخ داده‌اند، t∆ فاصله زمانی این دو رویداد در S را می‌‌توان از رابطه فوق حساب کرد. چون مخرج کسر کوچکتر از یک است (سرعت نور بالاترین سرعت است) لذا t∆ همواره بزرگتر از 'Δt خواهد بود. لذا اگر ناظر در S آهنگ کارکرد ساعتی ساکن در

را نیز اندازه بگیرد، آهنگ کارکرد این ساعت از نظر ناظر S از آهنگ کارکردی که برای آن در

مشاهده می‌‌شود، کندتر خواهد بود. این اثر را اتساع زمانی می‌‌گویند. بنابراین ملاحظه می‌‌شود که دو رویدادی که در یک چارچوب همزمان هستند، در چارچوب دیگر همزمان نیستند.

آیا اتساع زمان در زندگی روزمره قابل مشاهده است؟

اتساع زمان را در زندگی روزمره نمی‌‌توان احساس کرد، چون سرعتهایی که ما با آنها سر و کار داریم، به مراتب کمتر از سرعت انتشار نور هستند. به عنوان مثال ، در مورد هواپیمایی که با سرعت 270 متر بر ثانیه در حال پرواز است، نسبت

عددی بسیار کوچک و برابر

خواهد بود و لذا به راحتی مشاهده می‌‌شود که در چنین سرعتهایی مسئله اتساع زمان کاملا منتفی است. چون برای مشاهده اتساع زمانی در این مورد به یک ساعت اتمی ‌با دقتی در حدود 13-^10 نیاز داریم. البته لازم به ذکر است که با قرار دادن ساعتهای اتمی ‌‌در هواپیماهای جت این نتایج اثبات شده است و فقط در حد تئوری و نظریه نیست و از نظر تجربی نیز به تائید رسیده است.

دانشمندان با تحقیق در مورد تاثیر اتساع زمان بر طول عمر افراد متوجه شده اند که افراد ورزشکار (حتی آنهایی که فقط پیاده روی می‌‌کنند) حدود کسر بسیار کوچکی از ثانیه بیشتر از سایر افراد عمر می‌‌کنند و کوچکی این کسر به دلیل سرعت کمی (نسبت به سرعت نور) است که آنها نسبت به دیگران دارند. پس اگر انسان بتواند با سرعتهایی نزدیک سرعت نور حرکت کند، سالیان سال عمر می‌‌کند و جوان می‌‌ماند، البته از نظر ناظر ساکن.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

سرعتی بالاتر از نور

نگاه اجمالی

آیا واقعا ممکن است که سرعت های بالاتر از سرعت نور وجود داشته باشد؟
بر اساس نظریه نسبیت هیچ فرآیند فیزیکی نمی تواند در سرعت های بالاتر از سرعت نور در خلا انجام گیرد. بدون تردید ، قابل قبول نبودن این سرعت ها یکی از عجیب ترین فرضیات فیزیک جدید است.

ابر نور

در کنار دنیایی با سرعت های کمتر از سرعت نور (جهان تاردیون ، مشتق از کلمه لاتین تاردوس به معنای آهسته) دنیای دیگری وجود دارد که سرعت نور در آن از سرعت های دیگر کمتر است، نه بیشتر (جهان تاکیون مشتق از لغت یونانی تاخیس به معنی سریع می باشد). دنیای دوم کشف نشده است ، زیرا هیچ نقطه مشترکی با دنیای اول ندارد.

در سالهای اخیر ، تعدادی مقاله تحقیقاتی منتشر شده که نویسندگان آنها احتمال وجود ذرات «ابر نور» را که تا کنون نامیده اند، مورد بررسی قرار داده اند.
واقعیت عجیبی که در مورد فرضیه ابر نور وجود دارد، آنست که این فرضیه ، نظریه نسبیت خاص را نقض نمی کند ، بلکه آن را با دنیایی که در آن سوی محدوده سرعت نور قرار دارد سازگارتر و هماهنگ تر می سازد.

اگر تاکیون‌ها وجود داشتند؟

عقاید متفاوتی در این مورد وجود دارد. اگر تاکیون ها واقعا وجود داشته باشند، چه می شود؟ در این صورت آنها نوع سوم ذراتی می باشند که برای ما شناخته شده اند. اولین نوع شامل ذراتی است که هیچگاه به سرعت نور نمی رسند. (یعنی تقریبا تمام ذرات بنیادی شناخته شده) ، نوع دوم فوتون‌ها (کوانتاهای تابش الکترومغناطیسی) و احتمالا نوترینوها می باشند که هر دو آنها با سرعت نور منتشر می شوند. تاکیون ها همواره دارای سرعتی می باشند که از سرعت نور بیشتر است.

دنیای تاکیون ها و دنیای ما

دنیای تاکیون ها هیچ نقطه مشترکی با دنیای ما که در آن سرعت ها کمتر از سرعت نور است ندارد. سه نوع ذره‌ای که هم اکنون ذکر آنها به میان آمد، دارای یک خاصیت مشترک می‌باشند. ذرات یک گروه تحت هیچ شرایطی نمی توانند به ذرات گروه دیگر تبدیل شوند. از سوی دیگر ، فقط بر اساس دانش جدید می توانیم چنین اظهار نظری را به عمل آوریم. اگر این مسئله را از دیدگاه اطلاعات علمی کامل‌تری که هنوز ناشناخته است مورد بررسی قرار دهیم، ممکن است که کاملا تغییر نماید. در آن صورت می توانیم فرض کنیم که دنیای تاکیون ها با دنیای ما برخورد پیدا می کند و این بدان معنی است که فرآیندهایی در طبیعت وجود دارند که در جهات نامشخص پیش می روند.

اصل علیت که بر اساس آن علت همیشه مقدم بر معلول است یک اصل اساسی فیزیکی است. به بیان دیگر ، هیچ رویدادی نمی تواند گذشته را تحت تاثیر قرار دهد و موجب تغییر آن چیزی گردد که اتفاق افتاده است، ولی در دنیای ذراتی که با سرعت نور و یا بیشتر از آن حرکت می کنند ، این اصل ممکن است تغییر نماید و علت و معلول با توجه به چارچوب مرجع جای خود را عوض کنند.

در فرآیندهایی که پیام ها با سرعت بیشتر از سرعت نور حرکت می نمایند، تسلسل وقایع (وقایعی که پیش از وقایع دیگر رخ می دهند) به انتخاب دستگاه مختصات بستگی پیدا می کند، در عین حال ، جهت جریان اطلاعات یعنی اساس بستگی علت و معلول تغییر نمی نماید. این مسئله موجب نقص علیت می گردد.

بازگشت به گذشته

گمان می‌رود چنین جریانی بتواند برای ایجاد ارتباط تلفنی با گذشته کمک کند یا ممکن است شخصی خود را به ساعت 11 صبح روز قبل انتقال دهد … . چنین چیزی مادامی که دنیای سرعتهای کوچک‌تر از سرعت نور با دنیای سرعتهای بزرگ‌تر از سرعت نور برخورد پیدا کند، تناقض می‌باشد. اگر فقط محدوده سرعت‌های بالاتر از سرعت نور را مورد توجه قرار دهیم، چین تناقضاتی به‌وجود نمی‌آید. تاکنون هیچ یک از اطلاعات تجربی به دست آمده وجود تاکیون‌ها را به اثبات نرسانیده‌اند.

دنیای ریز ذره‌ها

پیشرف جهان کوچک عقاید و تصورات خارق‌العاده‌ای پدید می‌آورد که نظریه‌های دانش عادی را نقض می‌کند و آشکارا نشان می‌دهد. چنین عقیده‌ای که معلومات امروزی علمی مفاهیم مطلق و غیر قابل تغییری هستند، پوچ می‌باشد. به نظر نمی‌آید که هیچگاه پیشرفت فیزیک و اختر فیزیک به انتها برسد.

فرضیه ذرات بنیادی که همواره وقایع عجیب‌تری را آشکار می‌سازد. دائما با مفاهیم پیچیده ریاضی و سایر مفاهیم پیچیده به‌ وجود می‌آید که با دنیایی که ما را احاطه کرده هیچ گونه مشابهتی ندراد. باید گفت که این فرضیه روز به روز بیشتر با فرضیه کیهانی آمیخته می‌شود. به عبارت دیگر قوانین طبیعی حاکم بود و نقطه نهایی و متضاد ابعاد جهانی یعنی دنیای ریز ذره‌ها و دنیای وقایع کیهانی هیچگاه با یکدیگر متناقض نیستند.

بیان ریز ذره‌ها بوسیله پدیده گرانشی

با نفوذ بیشتر در دنیای ریز ذره‌ها ، اثرات گرانشی بطور قابل توجهی کمتر می‌شوند. ولی این مساله تا نقطه معینی صادق است و نقش آنها بطور مشخصی افزایش می‌یابد. و آنها مانند وضعیتی که در جهان بزرگ وجود دارد به صورت پدیده‌های فیزیکی غالب در می‌آیند. در دنیای ریز ذره‌ها که وجه مشخصه آن فواصل کوچک است، مقادیر انرژی و در نتیجه جرم به اندازه‌ای افزایش می‌یابد که از این نظر دنیای ریز ذره‌ها مشابه پدیده‌های دنیای بزرگ و فوق‌العاده بزرگ می‌گردد و دو جهان مانند گذشته یکی می‌شوند و به همین دلیل آنها برخی از قوانین طبیعت مشترک هستند.

سیاهچاله‌ها که نشان‌دهنده چگالی فوق‌العاده زیاد ماده هستند، ناحیه دیگری می‌باشند که در آن وقایع جهانی و میکروسکوپیک باهم یکی می‌شوند. در اینجا پدیده گرانشی در هر دو حالت عظیم است که در حالت اول بصورت هندسه تغییر یافته فضا و در حالت دوم به صورت اثرات مکانیک کوانتومی بیان می‌شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

قدر ستارگان

نگاه اجمالی

اخترشناسان یونان باستان برای نخستین بار مقیاسی برای ستارگان وضع کردند. آنها گمان می‌کردند که روشنایی یک ستاره فقط به اندازه آن بستگی دارد. در مقیاس آنها ، نورانی‌ترین ستاره در شش قدر از این رده بندی ستاره قدر اول بود که شش بار نورانی‌تر از ستاره قدر ششم بود.

مقیاس قدر ستارگان

مقیاسی که اخترشناسان امروزی بکار می‌برند، به روش یونانیان شبیه است. در این مقیاس نیز کم نورترین ستاره قابل رؤیت برای چشم غیر مسلح ، در قدر ششم است. ولی ستارگانی که 2.5 بار نورانیتر از قدر ششم هستند، در قدر پنجم قرار دارند، یعنی ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر ششم ، در قدر پنجم هستند، ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر پنجم ، در قدر چهارم هستند و ... . همچنین در این مقیاس از اعداد منفی استفاده می‌شود. مثلا ستاره‌ای با قدر 1- ، 2.5 بار نورانیتر از ستاره 0 است. قدر نورانی‌ترین ستاره آسمانی شب ، .... ، 1.4- و قدر خورشید 27- است.

قدر مطلق ستارگان

نورانیت ستارگان ، علاوه بر اندازه ، به فاصله آنها نیز بستگی دارد. اگر همه ستارگان در فاصله‌ای یکسان بودند. آنگاه می‌توانستیم به روشنایی واقعی آنها پی ببریم. با این کار قدر مطلق ستارگان بدست می‌آید. فاصله استاندارد برای اندازه گیری قدر مطلق ، 32.6 سال نوری است. بنابراین اگر خورشید در این فاصله قرار می‌گرفت، به صورت ستاره‌ای از قدر پنجم دیده می‌شد.

img/daneshnameh_up/2/22/ssc2003-06k_250.jpg

قدر تابش سنجی

اختر شناسان با بکار بردن صافیهای گوناگون شدت نور ستارگان را در طول موجهای مختلف مثلا آبی یا فرابنفش اندازه می‌گیرند. این نوع قدر ، قدر تابش سنجی نامیده می‌شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

انبساط جهان

نگاه اجمالی

جهان بزرگترین معمای اخترشناسی است. آیا جهان آغاز و پایانی دارد؟ اگر چنین است کی و چگونه؟ انسان همواره در برابر جهان و تخمین اندازه و سن آن ناتوان بوده است. اخترشناسی نوین ، بر مبنای یافته‌ها و تئوریهای جدید در پی حل این معما است. برای یافتن پاسخ سوالهایی که به کل جهان مربوط می‌شود، باید به دور دستها نظر افکند. باید جهان را چنان تجسم کرد که کهکشانها و خوشه‌ کهکشانها ، اجرام بسیار کوچکی به نظر رسند. آنگاه همانند ماکتی که از یک کارخانه یا شهر بزرگ می‌سازند، ماکت جهان را می‌توان ساخت.

تاریخچه

هنگامی که از اوایل قرن بیستم تلسکوپهای پرتوان به مشاهده آسمانها پرداختند، یافته‌های جدید ، انسان را در تجسم جهان تواناتر ساخت. ادوین هابل کشف کرد که همه کهکشانها در حال گریز از همدیگر هستند و جهان منبسط می‌شود. از انبساط جهان شاید بتوان به گذشته آن نیز پی برد.

انفجار بزرگ

میلیاردها سال پیش همه کهکشانها به هم نزدیکتر بوده‌اند. زمانی همه آنها با هم تماس داشته و پیش از آن دیگر کهکشان جداگانه‌ای وجود نداشته است. اگر باز هم به عقب برگردیم، جهان به صورت توده‌ای از گاز با چگالی و دمای بسیار بسیار زیاد بوده است. این گوی آتشین منفجر شده و جهان کنونی ما را پدید آورده است. اخترشناسان این نقطه آغاز را انفجار بزرگ می‌نامند.

تاریخ انفجار بزرگ

اساسا تعیین تاریخ انفجار بزرگ ساده است. این کار را می‌توان با ردیابی حرکت کهکشانهای زمانهای قبل انجام داد. برای مثال خوشه کهکشانهای صورت فلکی گیسو را در نظر می‌گیریم که 350 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد. مطالعه طیف آن نشان می‌دهد که این خوشه با سرعت 7000 کیلومتر در ثانیه از کهکشان ما دور می‌شود. به عبارت دیگر فاصله آن در هر 43 سال ، یک سال نوری افزایش می‌یابد.

محاسبه کهکشانهای گیسو

پانزده هزار میلیون سال پیش ، خوشه کهکشانهای گیسو درست در بالای سر ما قرار داشته است. با انجام چنین محاسبه‌ای برای تمام خوشه‌های دیگر نیز به این عدد می‌رسیم. خوشه‌هایی که در فاصله بیشتری قرار دارند، با سرعت بیشتری می‌گریزند. پس اگر خوشه گیسو در فاصله 350 میلیون سال نوری با سرعت 7000 کیلومتر در ثانیه دور می‌شود، می‌توان گفت که به ازای هر یک میلیون سال نوری ، سرعت گریز 20 کیلومتر در ثانیه افزایش می‌یابد. مثلا خوشه‌ای که 100 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد، با سرعت 2000 کیلومتر در ثانیه دور می‌شود. البته این رابطه در فاصله‌های دور دست اندکی تغییر می‌کند. زیرا سرعت هیچ جسمی نمی‌تواند بیشتر از سرعت نور باشد.

ثابت هابل

افزایش سرعت 20 کیلومتر در ثانیه به ازای هر یک میلیون سال نوری فاصله ، ثابت هابل نامیده می‌شود. اکنون تعیین دقیق ثابت هابل یکی از مهمترین وظیفه کیهان شناسان است. دانشمندان تلسکوپ بزرگی را طراحی کرده‌اند، که قرار است در سالهای آینده به فضا فرستاده شود. این تلسکوپ ، تلسکوپ هابل نامیده شده است که به مطالعه خوشه‌های کهکشانها خواهد پرداخت و طیف آنها را با دقت ثبت خواهد نمود. اخترشناسان امیدوارند که یافته‌های این تلسکوپ مقدار دقیق ثابت هابل را تعیین کند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

تاج خورشید

دیدکلی

نتایج نظریه اتمی کاربرد مستقیمی در مطالعه جو خورشید دارند. برای سادگی می‌توان تصور نمود که جو خورشید از چند لایه تشکیل شده است. سطح موثر (The Effective Surface) خورشید یعنی لایه زیرینی که به علت کثرت کدری غیر قابل مشاهده است، شیر سپهر (Photoshere) را تشکیل می‌دهد. تشعشع پیوسته قابل رؤیت از خود شیر سپهر سرچشمه می‌گیرد. دو لایه خارجی رقیقتر فام سپهر (Chromosphere) و تاج (Corona) را تشکیل می‌دهند.

تاج نگار (Coronagaph)

قبلا تاج خورشبد در موقع کسوف کامل قابل مشاهده بود، ولی از وقتی که که گوروناگراف (تاج نگار) ، دستگاهی که نور پراکنده خورشید را حذف می‌کند، توسط لیوت (B. Lyot) اختراع شد. مشاهده تاج داخلی در روزی که هوا ابری نباشد، امکان پذیر است.

قسمتهای مختلف تاج خورشیدی

تاج خورشید از دو قسمت که با یکدیگر پوشش دارند تشکیل شده است.

تاج k یا تاج واقعی.
تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید می‌شود.

طیف تاج خورشیدی

طیف تاج خورشیدی از نور هر دو منبع ایجاد می‌شود. طیف تاج k از نور بازتابی خورشیدی بوجود آمده و به سادگی قابل تشخیص است. نور تاج k یک زمینه پیوسته با خطوط تشعشعی نشان می‌دهد. تشعشع ، پیوسته در اثر پراکندگی نور خورشید در الکترونهای آزاد متعدد بوجود می‌آید. خطوط جذبی فرانهوفر به علت پدیده دوپلر الکترونهای پخش کننده که سرعت حرارتی زیادی دارند، واضح به نظر نمی‌رسند.

منشأ خطوط تشعشعی تاج خورشید

منشأ خطوط تشعشعی تاج تا سال 1942 روشن نشده بود. تا اینکه ب. ادلن (B. Edlen) اغلب آنها را به عنوان خطوط ممنوعه اتمهای کلسیم (Ca) ، نیکل (Ni) و آهن (Fe) توجیه نمود که بین 9 تا 15 الکترون خود را از دست داده‌اند و بدین جهت در یک حالت یونیزاسیون شدید می‌باشند.

شدیدترین خط تشعشع تاج

شدیدترین تشعشع تاج ، طول موجی برابر 5303 آنگستروم دارد و متعلق به Fexiv تشخیص داده شده است. این خط در آزمایشگاه مشاهده نمی‌شود و به عنوان خط ممنوعه تلقی می‌گردد.

خطوط غیر مجاز

در تاج خورشید اغتشاشی در اتمها در اثر برخورد با دیواره ظرف ایجاد نمی‌شود. همچنین به ندرت برخوردی با اتمها یا الکترونهای دیگر اتفاق می‌افتد. بنابراین الکترونهای زیادی در حالیکه در سطح برانگیخته‌ای با طول عمر دراز به سر می‌برند، غیر مغشوش باقی می‌مانند. آنها می‌توانند سپس با تشعشع خطوط مجاز (Permited Line) به سطح انرژی پایینتر برسند.

منطقه قابل رؤیت تاج خورشیدی

تاج خورشید فقط در منطقه‌ای که طول موج آن کوتاهتر از 50 سانتیمتر شفاف است. مشاهدات بوسیله یک رادیو تلسکوپ با طول موجهای بیش از 50 سانتیمتر فقط تابش تاج خورشید را ثبت می‌کنند. درجه حرارتی که از این اندازه گیریها نتیجه می‌شود، با درجه حرارت تاج خورشیدی ، یعنی یک میلیون درجه که از اندازه گیری طیف آن نتیجه می‌شود، مطابقت دارد.

ساختمان تاج خورشید

ساختمان تاج خورشید همیشه یکسان نیست. در زمان حداکثر فعالیت خورشید ، نور آن بطور متقارن در اطراف خورشید توزیع شده است. در زمان حداقل فعالیت خورشید ، تاج در نزدیکی قطبین فرو رفتگی و در سطح استوا برآمدگی دارد.

چرا تابع خورشید از سطح گرمتر است؟

در حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل نمی‌شود. در حدود نیم قرن اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا و ناسا از طریق رصدخانه خورشیدی و فضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان می‌دهد که در سطح خورشید حلقه‌های مغناطیسی دچار تغییرات سریعی می‌شوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.

آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا می‌گوید: حدس می‌زنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمی‌دانیم که به چه صورت عمل می‌کند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقه‌ای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید می‌شوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال می‌باشد. زمانی که این میدانها از بین می‌روند، جریانهای الکتریی وسیعی تولید می‌شود که بر روی تاجها مساعد عمل می‌کنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد می‌شود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

متغیر قیفاووسی

مقدمه

می‌توان گفت که متغیرهای قیفاووسی مهمترین ستارگان تپنده‌‌ای هستند که تغییر پذیری زیاد و واضحتری را نشان می‌دهند. متغیرهای قیفاووسی ، که نام خود را از ستاره دلتا قیفاووسی گرفته‌اند، رده‌ای از اجرام آسمانی را در بر می‌گیرند که در نوار ناپایداری نمودار رنگ - قدر ، بالاتر از قدر مطلق حدود 1- هستند. اکثریت ستارگانی که در این بخش نمودار یافت می‌شوند، متغیرهای قیفاووسی هستند. از این رو ، هر ستاره به اندازه کافی پر جرم ، که در بخش نورانی نمودارقدر - رنگ جا می‌گیرد، سرانجام از نوار ناپایداری گذر خواهد کرد و دست کم در دوره‌ای کوتاه پس از رشته اصلی ، به متغیر قیفاووسی تبدیل خواهد شد.

دسته مهمی از ستارگان که تپشهای منظم از خود نشان می‌دهند، به متغیرهای قیفاووسی معروفند. این ستارگان ، نقش حساس و قاطعی در تعیین اندازه گیری فواصل در ستاره شناسی کوچک از مرتبه چند هزار سال نوری و نخستین مرحله اندازه گیری یک فاصله واقعا بزرگ که مربوط به کهکشان M₃₁ است. اگر قیفاووسیها وجود نمی‌داشتند، قطعا راه دیگری برای پل زدن پیدا شده بود، اما دقت آن نمی‌توانست با دقت روش متغیرهای قیفاووسی برابری کند.

منحنیهای نور

ترسیم نورانیت یک متغیر قیفاووسی در طول چرخه کامل تغییرات آن ، منحنی نور نامیده می‌شود. در مدت هزاران سالی که ستاره در فاز قیفاووسی می‌ماند، منحنی نور بارها تکرار می‌شود و شکل آن تقریبا در تمام چرخه‌ها یکسان است. در منحنی نور ، معمولا یک افزایش سریع نورانیت به طرف ماکزیمم و سپس کاهش تدریجی آن را به طرف مینیمم می‌بینیم، ولی در تعدادی از قیفاووسیها ، منحنیهای نور تقریبا بطور کامل متقاون هستند.

منحنیهای سرعت

به موازات تغییر نورانیت قیفاووسی ، سرعت شعاعی آن نیز در طول چرخه و درست با همان دوره تناوب تغییر می‌کند. هنگامی که ستاره اندازه تقریبا متوسطی دارد، سرعتش حداکثر است و هنگامی که اندازه ستاره ماکزیمم یا مینیمم است سرعت به صفر می‌رسد (نسبت به مرکز ستاره ، که ممکن است سرعت ثابتی نسبت به خورشید داشته باشد). این مطلب را می‌توان از چگونگی تپیدن ستاره در طول یک چرخه درک کرد. هنگامی که ستاره منقبض می‌شود، انتقال به طرف قرمز زیاد آن حاکی از این است که قسمت اعظم سطح ستاره که از زمین دیده می‌شود، در حال دور شدن است.

با رسیدن ستاره به اندازه مینیمم ، انتقال به طرف قرمز در آن دیده نمی‌شود، زیرا در چنین نقطه‌ای ، حرکت جو ستاره نسبت به مرکز آن متوقف می‌شود. در این موقع ستاره به نورانیت مینیمم نزدیک می‌شود، زیرا اندازه آن نیز مینیمم است. پس از این حالت ، ستاره انبساط خود را آغاز می‌کند و انتقال به طرف آبی از خود نشان می‌دهد. سرانجام گرانش انبساط را متوقف می‌سازد، و این در حالتی است که ستاره به اندازه و نورانیت ماکزیمم رسیده است. دوباره ، در این نقطه ، سرعت ستاره نسبت به مرکز آن صفر می‌شود و دیگر انتقالی حاکی از سرعت شعاعی ستاره به چشم نمی‌خورد. به موازات انقباض مجدد ستاره ، انتقال به طرف قرمز و کاهش نورانیت ظاهر شده و چرخه تکرار می‌شود.

دوره تناوب و درخشندگی

معلوم شده است که دوره تناوب متغیرهای قیفاووسی در گستره‌ای از حدود یک روز تا 150 روز است. تعداد قیفاووسیهای بلند دوره بسیار کم است. درخشندگیهای قیفاووسیها نیز گستره وسیعی ، از قدر مطلق 7- یا 8- در نورانیترین حالت تا 1- در کم نورترین حالت ، دارد. در طول چرخه تغییرات ، درخشندگی با عامل 2 یا 3 تغییر می‌کند؛ یعنی ستاره می‌تواند در حالت ماکزیمم ، 100% یا بیشتر ، نورانیتر از حالت مینیمم باشد. در برخی از قیفاووسیها تغییر دامنه نورانیت تنها حدئود 20% است، اما مقدار رایج تغییر دامنه از مرتبه 50% است. اختلاف قدر ، که دامنه نامیده می‌شود، می‌تواند گستره‌ای از حدود 0.2 تا 2.0 قدر داشته باشد. (یادآوری این نکته سودمند است که اختلاف 0.75 در قدر متناظر با دو برابر شدن نورانیت است).

رابطه دوره تناوب درخشندگی و تابندگی ذاتی آنها

در سال 1914 ، اخترشناسی به نام هنریتا لیویت که در رصدخانه کالج هاروارد کار می‌کرد، به اکتشاف مهمی درباره متغیرهای قیفاووسی نائل شد. او مشغول بررسی صفحه‌های عکاسی بود که از ابرهای ماژلان ، دو کهکشان همسایه راه شیری که در آسمان نیمکره جنوبی دیده می‌شوند، گرفته شده بودند. خانم لیویت ، در این کهکشانها چند صد ستاره متغیر کشف کرد و تعداد زیادی صفحه عکاسی را ، که در زمانهای مختلف از آنها تهیه شده بود، برای تعیین ویژگیها ، منحنیهای نور ، دوره تناوب و قدر آنها بکار برد. او در روند این بررسیها ، همبستگی استواری میان دوره تناوب و درخشندگیهای متغیرهای قیفاووسی کشف کرد.

قیفاووسیهای کوتاه دوره ، همگی کم نور ، ولی در مقایسه ، قیفاووسیهای بلند دوره نورانی بودند. هنگامی که لیویت داده‌هایی را که یافته بود به صورت نمودار ترسیم کرد، بدست آورد. این همبستگی ، که رابطه دوره تناوب درخشندگی نامیده می‌شود، تا آن زمان ناشناخته بود، زیرا مشکلاتی در تعیین فاصله دقیق قیفاووسیهای کهکشان راه شیری وجود داشت. هیچ یک از قیفاووسیها بدان اندازه نزدیک نیستند که بتوان اختلاف منظر آنها را به دقت تعیین کرد؛ از طرف دیگر ، تا آن موقع روشهای دیگری برای اندازه‌گیری فاصله‌های دور دست هنوز تکمیل نشده بود. از این رو ، خانم لیویت یکه تاز این عرصه بود تا کشف خود را انجام دهد. از آنجا که تمام قیفاووسیهای ابرهای ماژلان تقریبا فاصله‌ یکسان با زمین دارند، کار خانم لیویت نیز بی دردسر بود. حتی لازم نبود که فاصله تک تک آنها را بدست آورد تا همبستگی میان فاصله و دوره تناوب را کشف کند. چرا که با یکسان بودن فاصله‌ها ، تنها با ترسیم نمودار قدر ظاهری و دوره تناوب نیز می‌شد نتیجه لازم را گرفت.

رابطه دوره تناوب – درخشندگی به مهمترین ابزار در سنجش فاصله‌های ستاره‌ای تبدیل شده است. این رابطه ، درجه‌بندی اساسی فواصل کهکشانهای نزدیک را میسر می‌سازد و مبنای درجه‌بندی مقیاس فاصله نا اجرام بسیار دور دست را تشکیل می‌دهند. این رابطه را می‌توان در هر جا که متغیر قیفاووسی یافت می‌شود بکار برد، زیرا تنها چیزهایی که باید اندازه‌گیری شود، دوره تناوب قیفاووسی و قدر ظاهری آن است. درجه‌بندی رابطه دوره تناوب – درخشندگی ، در آغاز ، بسیار مشکل بود و به روشهای مختلف و غیر مستقیم انجام می‌شود. در سال 1952 ، اخترشناسان دریافتند که تمام درجه بندیهایی که تا آن زمان انجام گرفته، نادرست است. پس از آن ، در سالهای دهه 1950 ، با روشی بسیار دذقیق ، یعنی تطبیق با رشته اصلی ، تمام محاسبات از نو صورت گرفت. متغیرهای قیفاووسی خوشه‌های باز در بخش نزدیک کهکشان ما برای تنظیم رابطه قدر مطلق – دوره تناوب بکار گرفته شدند، زیرا فاصله‌های آنها به کمک تنظیم رشته اصلی برای خوشه ، به دقت قابل تعیین بود.

با چنین درجه‌بندی ، رابطه دوره تناوب – درخشندگی حاصل شد. در این نمودار ، زمان تناوب بر حسب قدر مطلق ترسیم شده است. اگر در هر کجای جهان ، یک متغیر قیفاووسی بیابیم و دوره تناوب و میانگین قدر آن را تعیین کنیم، یافتن فاصله آن مستقیما از روی نمودار به آسانی امکان پذیر است. صرفا ، از روی دوره تناوب می‌توان قدر مطلق قیفاووسی را از نمودار بدست آورد و سپس با انجام مقایسه‌ای میان قدر ظاهری اندازه‌گیری شده و قدر مطلق ، فاصله را یافت. برای مثال ، یک متغیر قیفاووسی در کهکشانی دیگر دارای دوره تناوب 10 روز و قدر ظاهری آبی 21.5 است. از روی نمودار می‌دانیم که قدر مطلق آن می‌باید 3.5- باشد.

این بدان معناست که تفاوت میان قدر مطلق و قدر ظاهری این قیفاووسی برابر است با 25 = 3.5 + 21.5. اختلاف میان این دو قدر با عامل 25 به معنی اختلاف میان درخشندگی با عامل 10 میلیارد (¹⁰10) است. با یاد آوری اینکه قدرمطلق یک جسم به عنوان قدرظاهری آن در فاصله 10 پارسکی تعریف می‌شود، می‌توان گفت که اگر این قیفاووسی 10 پارسک دورتر بود، 10 میلیرد بار کم نورتر دیده می‌شد. نورانیت یک جسم با عکس مربع فاصله آن تغییر می‌کند. از این رو ، فاصله قیفاووسی می‌باید به اندازه ⁵10 بار بیشتر از 10 پارسک ، یعنی ⁶10 پارسک باشد. این فاصله ، یعنی یک میلیون پارسک ، دورترین فاصله‌ای است که در آن می‌توان متغیرهای قیفاووسی را بزرگترین تلسکوپهای روی زمین بخوبی مطالعه کرد.

ستاره میرا

در مدت وقوع یک تپش، شعاع قیفاووسی حدودا 10 درصد تغییر می‌کند، این مقدار ، به حد قابل ملاحظه‌ای کمتر از حوزه نوسان انواع مشخص دیگری از ستارگان متغیر است. مثلا ستاره میرا که تپشهای نامنظمی دارد، حدود 20 درصد تغییر می‌کند. نور مرئی که بوسیله میرا گسیل می‌شود، در خلال یک چرخه آن بطور فوق العاده‌ای تغییر می‌کند. ستاره میرا در درخشنده‌ترین وضعیت خود ، به صورت یک ستاره قرمز از قدر دوم ظاهر می‌شود؛ اما در کم نورترین وضعیت خود ، شگفت آور بود، ستاره‌ای که بطور منظم ، هر یازده ماه یکبار ظاهر و مجددا ناپدید می‌‌‌شد! شناخته شده بود، نشان می‌دهد آنها با چه دقتی آسمانها را نظاره می‌کردند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

تکامل ستاره ای

مقدمه

ستارگان متولد می‌شوند، میلیونها یا میلیاردها سال می‌درخشند و سپس می‌میرند. هر ستاره چرخه حیات چند مرحله‌ای دارد که در خلال آنها اندازه و دمایش شدیدا تغییر می‌کند. جرم هر ستاره (میزان ماده موجود در ستاره) تعیین کننده اصلی درازای عمر ستاره و نحوه تکامل آن می‌باشد. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، در واکنشهای هسته‌ای گازهایش را سریعتر می‌سوزاند و زودتر می‌میرد. پر جرمترین ستارگان برای چند میلیون سال دوام می‌آورند. آنهایی که جرم کمتری دارند، می‌توانند تا دهها میلیارد سال بدرخشند.

بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف ، جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. اختر فیزیکدانان بر این باورند، که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که ، پژوهشگران اظهار می‌دارند که تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.

نحوه تشکیل ستاره

گوی آتشین موردنظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.

جمعیت ستارگان

پس از مهبانگ ، ماده جهان از نقطه انفجار در تمام جهات به خارج پاشیده شد. ناپایداریهای مختلف باعث ناهمگنی در مواد اولیه شده و نیروی سخت ثقل ، سطوح چگالتر را به شروعهای کهکشانها کشاند. در میان کهکشانها ، ناپایداریهای دیگری موجب بوجود آمدن ابرهای بزرگی از H و He برای شروع انعقاد در ستارگان گردید. با نزدیکتر شدن ماده به طرف مرکز ثقل ستاره پروتونی (Proton Star) گرما حاصل شده است. سرانجام ، دانسیته ماده به اندازه کافی بالا رفته و دماهای بسیار زیاد برای شروع گداخت جهت تولید انرژی ستارگان بدست آمده است.

نسل اول ستارگان

اولین نسل ستارگان تشکیل شده به نام ستارگان جمعیت III خوانده می‌شوند. آنها بسیار سنگین و اساسا حاوی He ، H و دارای عمرهای نسبتا کوتاه هستند. واکنشهای هسته‌ای که در این ستارگان انجام گرفت، عناصر جدیدی را بوجود می‌آورد که در نتیجه سوخت لازم برای سنتز هسته‌ای در نسلهای بعدی ستارگان تأمین گردد. در حال حاضر از ستارگان جمعیت III در کهکشان ما ، وجود ندارد.

نسل دوم ستارگان

نسل بعدی ستارگان تشکیل شده تحت عنوان ستارگان جمعیت II ، مشابه حالت ستارگان جمعیت III ولی به مواد متفاوت حیات خود را شروع کردند. بجای فقط He و H ، ستارگان جمعیت II همچنین دارای تقریبا یک درصد عناصر سنگینتر مانند کربن و اکسیژن بودند.

نسل سوم ستارگان

نسل سوم ستارگان به نام جمعیت I دارای 5 - 2 درصد عناصر سنگینتر از He و H هستند. خورشید ، مثالی از یک ستاره جمعیت I است.

تکامل یک ستاره

گفتیم که تکامل تدریجی یک ستاره بستگی به ترکیب اولیه آن ستاره و جرم مواد آن دارد. خورشید ما ، ستاره‌ای زرد و نسبتا با جرم کم ، به عنوان مرجع است. یک ستاره ، در طی مدت زیادی از عمر خود در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد. برای یک ستاره با جرم خورشید ، این مدت تقریبا 10 میلیارد سال است. ستاره‌های با جرم کمتر مدت زیادتری در آن قرار می‌گیرند، چرا که آنها سوخت هسته‌ای خود را با میزان و سرعت کمتری می‌سوزانند. ستارگان با جرم بسیار بالا سریعتر تکامل پیدا می‌کنند. ستاره ای با جرم تقریبا 20 برابر جرم خورشید ، تنها به مدت چند میلیون سال در ترتیب اصلی قرار می‌گیرد.

کوتوله سیاه

کوتوله‌های سفید ستاره‌هایی هستند که تدریجا خنک شده ، روشنایی آنها کمتر شده و به آرامی می‌میرند. ستاره‌هایی سفید که به آخر عمر خود نزدیک می‌شوند، از ترتیب اصلی به سمت ناحیه غولهای سرخ حرکت می‌کنند و پس از این فاز ، سرنوشت ستاره بستگی به جرم اولیه آن دارد. ستاره‌های با جرمهای پایینتر (کمتر از 4/1 برابر جرم خورشیدی) کوتوله‌های سفید (White dwarfs) را تشکیل می‌دهند. ستاره‌های سنگینتر سرنوشتی متفاوت و تماشایی‌تر دارند. بجای سرد شدن آرام ، آنها به صورت یک نواختر یا ابر نواختر منفجر می‌شوند. قلب ستاره که پس از انفجار باقی می‌ماند یا به صورت یک ستاره نوترونی (برای ستارگان با اجرام 3 - 1.4 برابر جرم خورشید یا بیشتر) ظاهر می‌گردد.

مرگ ستارگان

سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته‌ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابر نواختری در ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

حفره سیاه

مقدمه

حفره‌های سیاه جذابترین و اسرار آمیزترین اشیاء آسمانی هستند. مهمترین یافته‌های اختر شناسی سالهای 1960 تپ اخترها و اختر نماها هستند. تپ اخترها منابع رادیویی و (حداقل در یک مورد) منبع نوری تپنده منظم هستند. اختر نماها منابع نوری و رادیویی بسیار شدیدی هستند که ظاهراً از زمین فاصله زیادی دارند. کشف تپ اخترها و اخترنماها بیشتر در نتیجه پیشرفتهای اختر شناسی رادیویی تحقق یافت که در سالهای 1970منجر به جستجوی طبقه تازه‌ای از اشیاء آسمانی شد که عجیبترین پدیده‌های فیزیکی در جهانند.

img/daneshnameh_up/9/9d/Hofreyesiyah.jpg

شناسایی حفره سیاه
سرعت گازهایی که بسوی حفره سیاه سرازیرند
به سرعت نور می‌رسد، آنها بر اثر اصطکاک گرم
می‌شوند، اشعه‌های ایکس قابل مشاهده ساطع کنند.

این پدیده‌ها ، حفره‌های سیاه نامیده می‌شوند. آنها را از اینرو به این نام خوانده‌اند که بی‌نورند و چون یک جارو برقی اختری ، ماده و انرژی را از فضا می‌مکند. اختر فیزیکدانان ، حفره‌های سیاه را که بسیار کوچکند، آخرین مرحله تاریخ زندگی ستارگان بسیار بزرگ می‌دانند. دانشمندان ، حفره‌های سیاه را که بر اثر نیروی گرانش خودشان فرو می‌پاشند، از تئوری نسبیت عمومی آلبرت انیشتین استنتاج کرده‌اند. تئوری انیشتین در نظریه جاذبه (گرانش) نیوتون کاملاً تجدید نظر کرده است.

اگر یک حفره سیاه در فضای خارجی کشف شود. این رویدادها برای فیزیک و اختر شناسی با اهمیت خواهد بود. فیزیک کلاسیک نمی‌تواند حفره سیاه را تبیین کند. اگر یک حفره سیاه وجود داشته باشد، نسبیت عمومی بطور واقعی مورد تأیید قرار خواهند گرفت.

تبدیل ستارگان بزرگ به حفره‌های سیاه

بر سر ستاره در حال احتضاری که بیش از دو برابر خورشید است چه می‌آید؟ حتی نیروی قوی نیز نمی‌تواند سرعت فرو پاشی درونی آن را متوقف سازد. و این ستاره کاملاً فرو می‌پاشد و از مرحله ستاره نوترونی فراتر رفته و حتی به یک شی کوچکتر و چگالتر یعنی حفره سیاه تبدیل می‌شود.

فرو پاشی کامل یه معنای آن نیست که حفره سیاه از روی صفحه جهان محو می‌شود. همانطور که بوسیله انیشتین توصیف شده است ساختار فضا - زمان فرو پاشی بی پایان را منتفی می‌کند و بجای آن یک انحنای غیر مادی ، نامرئی و واقعی فضا را بوجود می‌آورد. یک حفره سیاه را می‌توان به مرد نامرئی سنگین وزنی تشبیه کرد که روی یک نیمکت نشسته است. او دیده نمی‌شود ولی وزن او در نیمکت فرو رفتگی ایجاد می‌کند.

حفره سیاه برای فیزیکدانان نظری چیز تازه‌ای نیست. در سال 1939 ج. اوپنهایمر و هارتلند و اس. اشنایدر برای نخستین بار حفره‌های سیاه را به عنوان نتیجه‌ای از نسبیت عمومی پیشنهاد کردند، ولی در آن زمان برای تشخیص آنها هیچ راه معلومی وجود ندارد.

اما با پیشرفت اخیر اختر شناسی رادیویی و کشف علائم رادیویی توضیح ناپذیر از اعماق فضا ، حفره‌های سیاه به صورت موضوع بسیار مهم اختر شناسی درآمده‌اند. دانشمندان معتقدند که این اشیاء نظری پدیده‌های با انرژی فوق العاده چون اختر نماها و تپ اخترها می‌توانند نقشی داشته باشند. حفره‌های سیاه و ستارگان نوترونی تنها اشیاء شناخته شده در فیزیک هستند که برای انجام مشاهده‌های اختر شناختی روی چنان فرستنده‌های بسیار نیرومند تشعشع ، به اندازه کافی فشرده و پر جرمند.

خواص حفره‌های سیاه

فیزیکدانان به مدد تجهیزات کوچک ، توصیف نسبتاً جامعی از حفره‌های سیاه بدست داده‌اند. به عقیده دکتر جان ویلر و دکتر رئو روفینی از دانشگاه پرینستون حفره‌های سیاه اندازه و شکلی به مفهوم قراردادی آن ندارند اما آنها در محدوده یک قطر 15 کیلومتری عمل می‌کنند. حفره‌های سیاه جرمهای متفاوتی بین جرم خورشید و صد میلیون برابر جرم خورشید دارند. حفره‌های سیاه مثل گرداب عمل می‌کنند.

هر جرم با انرژی سرگردانی که به یک حفره سیاه نزدیک شود (در داخل فاصله معینی که افق آن خوانده می‌شود) بطور مقاومت ناپدیری به درون گرداب ، که همان حفره سیاه است کشیده می‌شود. نیروهای کشندی شدید درون حفره‌های سیاه ماده را در یک سمت می‌کشد و منبسط می‌کند و در سمت دیگر می‌فشرد و خرد می‌کند و خرد می‌کند تا آنکه آن ماده به کلی تجزیه و جزء فضای خمیده و حفره سیاه شود.

خواص دیگر حفره‌های سیاه از این هم عجیب‌تر است. زمان و مکان خصوصیات خود را در درون ستاره کاملاً فرو پاشیده رد و بدل می‌کنند. هر شیء در شرایط عادی اندازه خود را نگه می‌دارد ولی نمی‌تواند از عمر فیزیکی بگریزد. در درون حفره سیاه بر اشیاء عمری نمی‌گذرد، ولی مداوماً کوچکتر می‌شوند. مشاهده‌گران حفره سیاه از فاصله مطمئن و ایمنی نمی‌توانند واقعاً آن را ببیند، زیرا نور مانند شکلهای دیگر انرژی ، تحت تأثیر مکش حفره سیاه است.

همچنانکه نور به درون آن کشیده می‌شود، بطور بی‌پایانی به انتهای قرمز طیف رنگها تغییر مکان می‌دهد و حفره سیاه را سیاه و بنابراین نامرئی می‌کند. اگر حفره‌های سیاه اندکی مرئی بودند، مشاهده گران ، این ستارگان را درست آنگونه که پیش از فرو پاشی هزاران میلیون سال پیش رخ داده بود. علت آن است که وقتی ستاره به حفره سیاه تبدیل می‌شود، نسبت به ناظران خارج بی‌درنگ گذشت زمان در آن متوقف می‌شود. به عقیده دکتر ویلر و دکتر روفینی (علائم و اطلاعات مربوط به مرحله‌های بعدی فرو پاشی هرگز نمی‌گریزند، بلکه در فروپاشی خود هندسه (زمانی و مکانی) درگیر می‌شوند.)

چند حفره سیاه در جهان وجود دارد؟

به عقیده ای.جی.دابلیو. کامرون از دانشگاه یشیوا ممکن است جهان پر از حفره سیاه باشد. نظریه کیهان شناسی پیش بینی می‌کند که جهان شامل مقدار مشخصی ماده است. اما اخترشناسان از مشاهده‌هایشان استنباط کرده‌اند که تقریباً ماده به اندازه کافی وجود ندارد تا این پیش بینی‌ها را عملی سازد. ماده مشاهده شده به اندازه قابل ملاحظه‌ای کمتر از ماده پیش بینی شده است. دکتر کامرون بر آن است که ماده گمشده ممکن است بوسیله شمار زیادی حفره سیاه بلعیده شده باشد.

تاریخ شیمیایی جهان نشان می‌دهد که نخستین ستارگانی که تشکیل شده‌اند بسیار بزرگ بوده‌اند و انتظار می‌رود به حفره‌های سیاه تبدیل شوند. با قطعیت نمی‌توان گفت که همه ستارگان ناگزیر به حفره‌های سیاه مبدل می‌شوند. دانشمندان نشان داده‌اند که ستارگان نامتقارن ستارگانی که تقارن کروی تقریباً کامل ندارند به این سرنوشت دچار می‌شوند. اما به عقیده وای. ب. زلدوویچ فیزیکدانان شوروی و گروه انگلیسی استون هاوکینگ ، راجر بن روز و روبرت چراک ، عدم تقارن شکلی کوچک ، یک ستاره بزرگ را نجات نخواهند داد.

آشکار سازی حفره‌های سیاه

یک از راههای کشف حفره‌های سیاه استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تششع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص بوجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند ، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی ، رویدادهای زیادی را کشف کرده است که حاکی از ویرانی وسیع ماده در جهان ، از راه فرو پاشی گرانشی است. کار افزار و عبارت است از آنتنهای آلومینیومی ، ابزاری که بوسیله سیمهایی در داخل اتاقهای حفاظ داری آویزانند. این کار افزار و قادر به کشف حفره سیاه است، اما متأسفانه این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

جهانهای موازی

دید کلی

آیا نسخه دومی از شما ، یک رونوشت از خود شما وجود دارد که همین الان مشغول خواندن این مقاله باشد؟
آیا شخصی دیگر با اینکه شما نیست، روی سیاره‌ای به نام زمین با کوههای مه گرفته ، مزارع حاصل خیز و شهرهای بی در و پیکر در منظومه خورشیدی که هشت سیاره دیگر نیز دارد، زندگی می‌کند؟
آیا زندگی این شخص از هر لحاظ درست عین زندگی شما بوده است؟
اگر جوابتان مثبت است، شاید در این لحظه او تصمیم بگیرد این مقاله را تا همین جا رها کند، در حالی که شما به خواندن مقاله تا انتها ادامه خواهید داد.

نظریه جهانهای موازی

اندیشه وجود یک خود دیگر نظیر آنچه که در بالا شرح آن رفت عجیب و غیر معقول به نظر می‌رسد، اما آنگونه که از قرائن بر می‌آید انگار مجبوریم آن را بپذیریم. زیرا مشاهدات نجومی از این اندیشه غیر مادی پشتیبانی می‌کنند. بنابر این پیش بینی ساده‌ترین و پر طرافدارترین الگوی کیهان شناسی که امروزه وجود دارد، این است که هر یک از ما یک جفت (همزاد) داریم که در کهکشانی که حدود 10²⁸⁰ متر دورتر از زمین قراردارد، زندگی می‌کنند.

این مسافت آنچنان زیاد است که بطور کامل خارج از هر گونه امکان بررسیهای نجومی است، اما این امر واقعیت وجود نسخه دوم ما را کمرنگ نمی‌کند. این مسافت بر اساس نظریه احتمالات مقدماتی برآورده شده و حتی فرضیات خیال پردازانه فیزیک نوین را نیز در بر نگرفته است.

فضای بیکران

اینکه فضا بیکران است و تقریبا بطور یکنواخت از ماده انباشته شده است، چیزی که مشاهدات هم آن را تأیید می‌کنند. در فضای بی کران حتی غیر محتمل‌ترین رویدادها نیز بالاخره در جایی ، اتفاق خواهند افتاد. در این فضا ، بینهایت سیاره مسکونی دیگر وجود دارد، که نه تنها یکی بلکه تعداد بیشماری از آنها مردمانی دارند که شکل ظاهری ، نام و خاطرات آنها دقیقا همان هاست که ما داریم. به ساکنانی که تمامی حالتهای ممکن ار گزینه‌های موجود در زندگی ما را تجربه می‌کنند. من و شما احتمالا هرگز خودهای دیگران را نخواهیم دید.

وسعت عالم

دورترین فاصله‌ای که ما قادر به دیدن آن هستیم، مسافتی است که نور در مدت 14 میلیارد سال که از انفجار بزرگ و آغاز انبساط عالم سپری شده است، طی می‌کند. دورترین اجرام مرئی هم اکنون حدود 4x10²⁶ متر دور تر از زمین قرار دارند. این فاصله که عالم قابل مشاهده توسط ما را تعریف می‌کند. بطور مشابه ، عالمهای خودهای دیگر ما کراتی هستند به همین اندازه ، که مرکزشان روی سیاره محل سکونت آنهاست. چنین ترکیبی ساده‌ترین و سر راست‌ترین نمونه از جهانهای موازی است. هر جهان تنها بخشی کوچک از "جهان چند گانه" بزرگتر است.

جدال فیزیک و متا فیزیک

با این تعریف از جهان ممکن است شما تصور کنید که مفهوم جهان چند گانه تا ابد در محدوده قلمرو متا فیزیک باقی خواهد ماند. اما باید توجه داشت که مرز میان فیزیک و متا فیزیک را این مسأله که یک نظریه از لحاظ تجربه قابل آزمون است، یا خیر تعیین می‌کند نه این موضوع که فلان نظریه شامل اندیشه‌های غریب و ماهیتهای غیر قابل مشاهده است. مرزهای فیزیک به تدریج با گذر زمان فراتر رفته و اکنون مفاهیمی است بسیار انتزاعی تر نظیر زمین کروی ، میدان الکترو مغناطیسی نامرئی ، کند شدن گذر زمان در شرعتهای بالا ، برهمنهی کوانتومی ، فضای خمیده و سیاهچاله را در بر گرفته است. طی چند سال گذشته مفهوم جهان چند گانه نیز به این فهرست اضافه شده است.

پایه این اندیشه بر نظریاتی است که امتحان خود را به خوبی پس داده‌اند. نظریاتی همچون نسبیت و نظریه مکانیک کوانتومی ، افزون بر آن به دو قاعده اساسی علوم تجربی نیز وفادار است. که پیش بینی می‌کنند و می‌توانند آن را دستکاری نمایند.

انواع جهانهای موازی

دانشمندان تا کنون چهار نوع جهان موازی متفاوت را تشریح کرده‌اند. هم اکنون پرسش کلیدی وجود یا عدم جهان چند گانه نیست، بلکه سوال بر سر تعداد سطوحی است که چنین جهان می‌توان داشته باشد. یکی از نتایج متعدد مشاهدات کیهان شناسی اخیر این بوده است که جهانهای موازی دیگر مفهومی خیال پردازانه و انتزاعی صرف نیست. به نظر می‌رسد که اندازه فضا بینهایت است. اگر اینگونه باشد، بالاخره در جایی از این فضا هر چیزی که امکان پذیر باشد واقعیت خواهد یافت. اصلاً مهم نیست که امکان پذیری آن تا چه حد نامتحمل است.

فراسوی محدوده دید تلسکوپهای ما ، نواحی دیگری از فضا کاملا شبیه آنچه که پیرامون ماست وجود دارند، آن نواحی یکی از انواع جهانهای موازی هستند. دانشمندان حتی می‌توانند محاسبه کنند که این جهانها بطور متوسط چقدر با ما فاصله دارند و مهمتر از همه اینکه تمامی اینها فیزیک حقیقی و واقعی است. زمانی که کیهان شناسان با نظریاتی روبرو می‌شوند که از استحکام لازم برخوردار نیستند، نتیجه می‌گیرند که جهانهای دیگر می‌توانند ویژگیها و قوانین فیزیکی کاملا متفاوتی داشته باشند. وجود این جهانها بسیاری از جنبه‌های پرسش بنیادی در خصوص ماهیت زمان و قابل درک بودن جهان فیزیکی را پاسخ داد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ستاره دنباله دار

img/daneshnameh_up/1/14/C3-21-A131.JPG

نگاه اجمالی

روزگاری همین که ستاره دنباله‌داری در آسمان پیدا می‌شد، مردم از ترس به خود می‌لرزیدند. آنان می‌پنداشتند که ستارگان دنباله‌دار پیکها و علائم بلا هستند و رسیدن بلا و وبا ، یا جنگ و مرگ را از پیش آگهی می‌دهند. تقریبا در هر ده سال ، یک بار دنباله‌داری درخشان در آسمان دیده شده و دنباله‌های نورانی آنها هفته‌ها قابل مشاهده می‌باشند. اخترشناسان صدها دنباله‌دار را شناسایی کرده‌اند. هر سال 24 دنباله‌دار به محدوده ما در منظومه شمسی می‌آیند. روشنایی این دنباله‌دارها به حدی نیست که بدون تلسکوپ مشاهده شوند. عده اندکی که درخشندگی زیاد دارند، از باشکوهترین مناظر آسمانی هستند.

تاریخچه

گزارش ظهور دنباله‌دارها به هزاران سال پیش برمی‌گردد. برخی از آنها مهمانهای منظمی هستند. مثلا ستاره دنباله‌دار هالی از زمانی پیش از میلاد مسیح ، هر 75 سال یک بار ظاهر می‌شود. اواخر سال 1364 و اوایل 1365 شمسی (1986 میلادی) بار دیگر شاهد بازگشت آن بودیم. شرایط دید این دنباله‌دار در اروپا و آمریکای شمالی مناسب نبود، ولی در استرالیا و زلاندنو بوضوح دیده می‌شد. ستاره دنباله‌دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله‌ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله‌ها حتی از بهترین خلأی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده کمتر است.

img/daneshnameh_up/d/d2/Setaredonbaledar1.jpg

ذوب شدن
هنگام نزدیک شدن هسته به خورشید
یخهای آن تبخیر شده و فواره‌های بخار
آب از هسته بیرون می‌جهند.

نامگذاری ستارگان دنباله‌دار

ستاره‌های دنباله‌دار اجرام مزاحم کوچکی می‌باشند که هر چند یک بار در داخل منظومه شمسی ظاهر می‌شوند. ستاره‌های دنباله‌دار روشن مرئی دارای دنباله‌هایی هستند که می‌توانند تا 90 درجه در آسمان امتداد داشته باشند.

هر ستاره دنباله‌دار به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلا دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا _ سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
برخی از ستارگان دنباله‌دار بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلا 1971a اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی کشف شد و همینطور 1971b دنباله‌دار بعدی بود و غیره.
پس از آنکه مداری برای ستاره دنباله‌دار محاسبه شود، شماره گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلا ستاره دنباله‌دار 1971I اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها

دو نوع دنباله وجود دارد: غبار و گاز یونیده. یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود می‌باشد. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچکترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولا پخش و خمیده‌اند. دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.

دنباله‌های یونی معمولا کشیده‌تر و باریکترند.هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیونها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به ستاره دنباله‌دار هیل پاب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).

منشأ دنباله‌دارها

دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولا از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولا کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.

دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد ، متان ، سیانوژن ، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولا یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.

مشخصات فیزیکی

یک دنباله‌دار در مراحل اولیه ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.

رأس ستاره دنباله‌دار

زمانی که یک ستاره دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است.

دم ستاره دنباله‌دار

همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولا دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تاثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولا طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به 160 میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلا دم ندارند.

گیسوی ستاره دنباله‌دار

گرداگرد هسته ، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به 240000 کیلومتر و بیشتر می‌رسد.

ماده ستاره دنباله‌دار

احتمالا دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.

حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار

وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.

مدار ستاره دنباله‌دار

بیشتر ستارگان دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.
مدارهای ستارگان دنباله‌دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.
به علت تأثیرات گرانشی ، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب 76 سال) بیشتر در بین خورشید و سیاره پلوتون به سر می‌برند.

ستاره دنباله‌ دار هالی

این دنباله‌دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند، ولی نیروی گرانش یکی از سیارات بخصوص مشتری آنها را نزدیک خورشید می‌راند و دوره تناوب آنها کمتر از 200 سال است. (شومیکر - لوی 9 یکی از این دنباله‌دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد). دنباله‌دارهای بلند مدت با تناوبی بیش از 200 سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل *پاب نمونه‌ای از این دنباله‌دارها است که تناوبی برابر با4،000 سال دارد.

ستارگان دنباله‌دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم می‌شوند: ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی که دوره تناوب مداری شان کمتر از 200 سال می‌باشد. گروه اول ، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری کوتاه هستند.

تغییر مدار ستاره دنباله‌دار

دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخشهای منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای سیاره پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها ، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملا جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن ، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.

مرگ ستاره دنباله‌دار

با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگتر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشیده‌اند.

img/daneshnameh_up/a/ae/Setaredonbaledar.jpg

ستاره دنباله دار وست
این ستاره دنباله دار دو دنباله دارد: یک
دنباله گازی مستقیم به رنگ آبی و یک

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

نوترینو

نوترینو چیست؟

نوترینو ذره بنیادی خنثایی است که در ضمن واپاشی بتای هسته های اتمی همراه با الکترون یا پوزیترون گسیل می شود.

همانند نوترون ، نوترینو نیز بار الکتریکی ندارد.

نوترینو با الکترونها عملا اندرکنش نمی کند و باعث یونش قابل توجه محیط نمی شود.

نوترینو ذره بنیادی ناپایدار و سبکی می باشد که جرمش در حدود 200/1 جرم الکترون می باشد.

آشکارسازی نوترینو:

هر چند نوترونها را به سبب اثر شان روی هسته های اتمی واکنش های هسته ای و انتقال انرژی در خلال برخوردها می توان به آسانی آشکار ساخت اما اندرکنش نوترینو با هسته ها خیلی ضعیف است. تا این اواخر واکنش هسته ایی که نوترینو ها راه انداخته باشند در آزمایشگاه آشکار سازی نشده است.

این ذره ناپایدار است پس چگونه می توان به وجود نوترینوها پی برد؟

اگر در ضمن واپاشی ذره بتا تنها الکترون گسیل می شد، انرژی همه الکترونهای بتا برای ایزوتوپ پرتوزای معینی باید یکسان می بود. بدیهی است این انرژی باید برابر باشد با اختلاف انرژی درونی هسته اتمی اولیه و هسته حاصل به اضافه الکترون این اختلاف باید یکی باشد. زیرا از طریق آزمایش ثابت شده است که همه هسته های یک ایزوتوپ معین دارای جرم یکسانند. در نتیجه انرژی درونیشان یکی است.

نحوه تولید نوترینو:

انرژی الکترون حاصل از واپاشی ذره بتا می تواند مقادیر مختلف ، از صفر تا مقدار ماکزیمم معین W را داشته باشد. مهم است بدانیم که این مقدار ماکزیمم درست برابر با انرژی درونی آزاد شده در ضمن واکنش منظور شده در بالاست. برای سازگاری با قانون بقای انرژی باید فرض کرد که در جریان واپاشی ذره بتا همراه با الکترون یک ذره دیگر نیز (یعنی نوترینو) تشکیل می شود.

این ذره انرژی ای را با خود حمل می کند که مکمل انرژی الکترون تا W است. اگر نوترینو انرژی ای نزدیک به W با خود حمل کند، انرژی الکترون نزدیک به صفر است. اگر انرژی نوترینو کم باشد، برعکس، انرژی الکترون نزدیک به W است. تحلیل تفضیلی از واپاشی به دلایل متقاعد کننده دیگری بر گسیل نوترینو در این فرایند دلالت دارد و امکان داده است که جرم در حال سکون نوترینو را برآورد کنند.

سایر مشخصات فیزیکی نوترینو:

معلوم شده است که جرم این ذره از ده هزارم جرم در حال سکون الکترون کمتر است. سالها تحقیق سرانجام به آنجا رسید که در 1956 از راه آزمایش واکنشی هسته ای را کشف کردند که در آن نوترینویی (ν) توسط پروتون جذب و سپس این پروتون به نوترون و پوزیترون تبدیل شد. P+ν→n+e
در این آزمایشها چشمه نوترینوها راکتور هسته ای نیرومندی بود که در آن نوترینو در ضمن واپاشی ذره بتا از پاره های شکافت اورانیوم تشکیل می شد.

نوترینوی خورشیدی:

واکنشهای متنوعی در راکتورها صورت گرفته است که توسط نوترینو به وجود آمده است. جالبترین آزمایش ها ، آزمایش هایی هستند که درباره آشکارسازی نوترینو های خورشیدی انجام شده اند. این آزمایش ها امکان داده اند که درستی نظرات ابراز شده درباره ساختار خورشید تحقیق و فرایند های هسته ای درون توده آن بررسی شود.

در واکنش گداخت چهار پروتون ، که گمان می رود چشمه انرژی خورشید باشد. همراه هر هسته هلیوم تشکیل شده دو نوترینو نیز گسیل می شود. نوترینو خیلی کم با ماده اندر کنش می کند. به طوری که اکثریت قریب به اتفاق آنها در خورشید نفوذ می کنند و به درون فضای کیهانی می گریزند.

آن بخش از نوترینو هایی که به زمین می رسند این طور تجلی می کنند که آشکارسازهای خاصی موجب واکنش های هسته ای می شوند. چون اندر کنش های درگیر با نوترینو ها خیلی ضعیف است، این بخش خیلی کوچک است و آزمایش های آشکارسازی نوترینو های خورشیدی پرهزینه و پیچیده اند. با وجود این ، این آزمایش ها انجام ، هر نوترینو های گسیل شده از توده خورشید ثبت شده اند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

انفجارات فضایی

مقدمه

img/daneshnameh_up/7/7c/PH_E_Fazaii_03.jpg

تا سی چهل سال پیش اختر شناسان بر این عقیده بودند که اجسام فضایی در اثر گذشت زمان چندان تغییر می‌کنند و تکامل ستارگان و کهکشانها به قدری آهسته است که هیج تحول قابل توجهی در طی زمان معینی که گذشت آن را می‌توان مشاهده نمود، در آنها رخ نمی‌دهد. آنها درباره ستارگان متغییر که بوسیله تغییرات مکرر درخشندگیشان مشخص می‌شوند.

درباره ستارگانی که در ضمن فرآیندهای شدید از خود ماده خارج می‌سازند و همچنین درباره انفجار نواختر‌ها و ابرنواخترها که با آزاد شدن مقادیر زیادی انرژی هموراه می‌باشند، اطلاعاتی داشتند. تمام این پدیده‌ها از نظر علمی بسیار مورد توجه قرار گرفتند. ولی اعتقاد بر این بود که این رویداد‌ها اتفاقی هستند و اهمیت چندانی ندارند.

در دهه 1950 عقایدی ، جایگزین نظریه‌هایی شد که پدیده‌های متغیر مراحل طبیعی تکامل ماده در جهان هستند و نقش مهمی در زندگی اجسام فضایی ایفا می‌نمایند. انواع گوناگونی از رویدادهای شدید و حتی انفجارهائی که باعث آزاد شدن انرژی بسیاری می‌شدند کشف شدند. به ویژه مشخص شد که برخی از کهکشان‌ها منابع پر قدرت انتشار موج رادیویی می‌باشند.

انفجار در کهکشانها

برخی از کهکشان‌ها منابع پر قدرت انتشار موج رادیویی می‌باشند، یکی از این گونه کهکشانها کهکشان رادیویی ماکیان A در منطقه صورت فلکی ماکیان می‌باشد. این کهکشان یک ایستگاه رادیویی فوق‌العاده پرقدرت است. با آنکه فاصله ما با خورشید حدود هشت دقیقه نوری و فاصله ما با کهکشان حدود 700 میلیون سال نوری است. فیزیک امواج این کهکشان به زمین می‌رسند و با انرژی ، جرم سکون خورشید برابر می‌باشند.

img/daneshnameh_up/b/be/PH_E_Fazaii_01.jpg

معلوم شده کل انرژی آزاد شده بوسیله الکترون‌های نسبیتی یعنی الکترونهائی که سرعت انتشار آنها با سرعت نور قابل قیاس است و موجب نشر موج رادیویی کهکشانهای رادیویی می‌شوند، احتمالا زیاد است.

انفجار در صور فلکی

سحابی گازی شکل کوچک در صورت فلکی ثور تا در نیمکره شمالی آسمان قرار گرفته ، برای مدتهای طولانی افکار اخترشناسان را به خود جلب نموده است، اختر شناسان بواسطه شکل عجیب این سحابی که به شکل خرچنگ بزرگی با شاخهای متعدد شباهت دارد، آن را خرچنگ نامیده‌اند. شرح وقایع آن حاکی از این است که در بهار سال 1054 ، ستاره‌ای در صورت فلکی ثور دارای روشنایی خیره کننده‌ای شد. درخشندگی این ستاره برای مدت 23 روز به قدری زیاد بود که مردم می‌توانستند، به وضوح آن را در روشنایی روز مشاهده نمایند. دانشمندان به این نتیجه رسیدن که سحابی خرچنگ بقایای انفجار یک ابرنواختر می‌باشد.

نشر رادیوئی کهکشانها

مطالعات بیشتر نشان دادند که سحابی خرچنگ منبع بسیار نیرومند موج رادیویی است. همانطور که می‌دانید هر جسم فضایی کهکشان ، ستاره ، سیاره یا سحابی در صورتی که دمایش بالای صفر مطلق باشد، باید امواج الکترومغناطیسی را در ناحیه رادیویی (امواج رادیویی حرارتی) منتشر نماید. واقعیت حیرت‌ انگیزی که در مورد سحابی خرچنگ وجود داشت این بود که نشر موج رادیویی آن از مقدار نشر موج رادیویی حرارتی که این سحابی به مناسبت دمایش می‌بایست داشته باشد، بسیار نیرومندتر بود.

در چنین موقعیتی یکی از مهمترین فرضیه‌ها مطرح گردید و آن نه تنها ماهیت نشر موج رادیویی سحابی خرچنگ را توضیح داد، بلکه راه گشای فهم بسیاری از وقایع بود که در جهان رخ می‌دهد. چنین چیزی طبیعی بود، زیرا هر جسم فضایی نشانگر قوانین کلی فرآیندهای طبیعی می‌باشد.

img/daneshnameh_up/2/28/PH_E_Fazaii_02.jpg

منشا موج رادیویی کهکشانها

فرضیه تابش الکترومغناطیسی غیر حرارتی اجسام فضایی بود که بوسیله الکترونهای نسبیتی در میدان مغناطیسی بوجود می‌آیند و بطور مقدماتی توسط دانشمندان روسی تهیه گردید. این تابش و نتیجه شباهت با فرآیندهای که در شتابدهنده‌های ذرات باردار بوجود می‌آیند، تابش سینکروترن نامیده می‌شود. همچنین مشخص گردید که تابش سینکروترن از مشخصات انواع گوناگونی از وقایع فضایی می‌باشد. به ویژه معلوم شد موج رادیویی کهکشانهای رادیویی دارای منشأ سینکروترنی می‌باشد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

رموز زندگی ستارگان

مقدمه

تولد و مرگ ستارگان برای همه علاقمندان به زندگی ستاره‌ها قابل توجه است. تلسکوپ فضایی هابل با ارسال تصاویر جدید از ستارگان تغییرات عمده‌ای را در متن کتابها ایجاد خواهد کرد.

جایگزینی انفجارهای عظیم ستاره‌ای

تقریبا 5 درد از ستارگان یعنی آن دسته از ستارگانی که حجم آنها به بیش از 8 برابر حجم خورشید می‌رسد با صدای مهیبی به صورت انفجارهای ستاره‌ای ظاهر می‌شوند که هر یک یا دو قرن یک بار دانشمندان قادر به دیدن آنها می‌باشند. تا حدی وضعیت این 5 در صد جالب است، اما اکنون اخترشناسان تشخیص داده‌اند که مرگ 95 درصد جالب است. اما اکنون اخترشناسان تشخیص داده اند که مرگ 95 درصد ستارگان دیگر بیشتر از اینکه زیبا باشد گیج کننده است.

تصویرهای بدست آمده از تلسکوپ فضایی هابل نشان داد ستاره‌ای که در حال از بین رفتن است، تکه تکه می‌شود و بوسیله لایه‌های جدا شده از از خود که بصورت طرحهایی از گاز و گرد و غبار برافروخته و متقارن در آمده ، احاطه می‌شود. دانشمندان ناسا (NASA) می‌گویند این عکسها ما را مجبور خواهند کرد تا عقایدمان را درباره تکامل تدریجی ستارگان تغییر دهیم. "هوارد بند" از موسسه علمی تلسکوپ فضائی ناسا می‌گوید: اولین باری که به عکسهای بدست آمده از هابل نگاه انداختیم، متوجه شدیم که عقاید ساده و قدیمی ما در مورد اینکه چطور این طرحها شکل می‌گیرند، باید تجدید نظر شود."

ستارگان از دید هابل

هابل علاوه بر توجه بر روی تصورات گیج کننده درباره مرگ ستارگان ، به تولد آنان نیز توجه می‌کند. تولد ستارگان در محلی از فضا که شامل ابرهای غباری بسیار غلیظ است انجام می‌گیرد. این فضا بنام "شیرخوارگاه ستاره" معروف است و محتوی عناصر لازم برای خلق یک ستاره می‌باشد. نیروی جاذبه موجود در درون این ابرها ، باعث می‌شود که ذرات متحرک ، به یکدیگر جذب شده و بصورت دایره وار به دور مدار مرکزی حرکت کنند. این ذرات ، تشکیل هسته‌ای می‌دهند که ستاره جدید در اطراف آن بوجود می‌آید. نیروی جاذبه ، مواد بیشتری جذب کرده و ستاره بزرگ می‌شود.

عکسهای هابل نشان می‌دهد در همان حین که این ستارگان بزرگتر می‌شوند گازهای پر فشار را از خود دفع می‌کنند و بعضی از آنها گلوله‌های غلیظ گاز را با سرعتی بیشتر از 800 کیلومتر در ساعت آتش می‌زنند. جریانهای گازی تولید شده توسط ستارگان در حال مرگ که برای تشکیل توده گرد و غبار سیاره‌ای جمع شده‌اند، از مواد مشابهی تشکیل یافته‌اند.

بعد از اینکه یک ستاره می‌میرد و گاهی نیز ، در هنگام مرگ ، توسط ستارگان دیگر که در حال رشد هستند بلعیده می‌شود و هم چنین ممکن است مواد سازنده آن برای تشکیل سیارات دیگر بکار رود. بیشتر مواد موجود روی زمین از این انفجارهای عظیم و از توده‌های گرد و غبار سیاره‌ای بدست آمده‌اند. توده‌های گرد و غبار سیاره‌ای بیش از یک قرن پیش توسط دانشمندانی که تلسکوپهای اولیه‌شان اشیاء سبز رنگی را نشان می‌داد و به تصور آنان شبیه سیاره اورانوس بود، کشف شد. البته تا کنون حدود یک هزار سیاره نام برده شده‌اند.

تصویر تولد ستاره با تلسکوپ فضایی هابل

ویژیگی تصاویر هابل

عکسهای هابل بخاطر جزئیات عجیبی که نشان می‌دهند قابل اهمیت می‌باشند و دانشمندان ناسا بسیار هیجان زده هستند. بروس بلیک می‌گوید: "عقاید پیشین هابل بر پایه اطلاعات مربوط به زمین بود. عقاید کنونی جزئیات را 100 برابر بیشتر روشن می‌سازد." او می‌گوید: به اشکال متقارن جالب توجه ، نامهایی چون "چشم" و "ماهی مرکب" داده‌اند و این امر بدین معنی است که عقاید قدیمی در مورد ستارگان در حال مرگ ، باید تغییر کند. گازهای تشکیل دهنده این اشکال زیبا ، دلیلی هستند بر اینکه بعضی از فرآیندهای پر قدرت و منظم ، راهها را هموار می‌سازند تا ستارگان ، مواد تشکیل دهنده خود را از دست بدهند.

سیر زندگی یک ستاره

اگر چه این عکسها برخی از عقاید ما را تغییر خواهند داد، اما اخترشناسان قبلا در مورد اینکه چطور ستارگان به ابرهای فضایی تبدیل می‌شوند نظر درستی داشتند. در دوره 10 میلیارد ساله ، ستارگانی چون خورشید که در هسته‌هایشان هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کنند، زندگی نسبتا پر حادثه‌ای دارند. چنین ستارگانی در طول زندگی‌شان گرفتار مبارزه پایان ناپذیری علیه نیروی جاذبه هستند: لایه خارجی آنها فقط بوسیله فشار وارده توسط گازهای داخلی در محلشان نگه داشته می‌شوند.

همچنان که بر سن ستاره افزوده می‌شود، ذخیره هیدروژن آن رفته رفته کاهش یافته و ستاره رو به خشک شدن می‌رود. وقتی چنین چیزی اتفاق می‌افتد دیگر فشار کافی برای مقاومت در برابر نیروی جاذبه وجود ندارد و ستاره مجبور می‌شود که برای ماندن بیشتر تلاش کند، بنابراین هسته‌اش متراکم و گرمتر شده و تا 200 برابر حد طبیعی‌اش ضخیم و متورم می‌شود و به پیکره عظیم قرمز رنگی تبدیل می‌شود. اما مرگ ستاره سریع نیست و این ستاره حدود یک بیلیون سال در این حالت می‌ماند.

در آخر ، سطح ستاره شروع به جمع شدن کرده و متلاشی شدن آغاز می‌شود. اجزای لایه خارجی ستاره ، در فضا افتاده و توسط "بادهای آرام" (که به همین نام مشهورند) با سرعت 16 کیلومتر در ثاینه به حرکت در می‌آیند. در طی چند هزار سال این ستاره آرام آرام تهی می‌شود تا اینکه فقط هسته گرم غلیظی که به آن "کوتوله سفید" گفته می‌شود، از آن باقی می‌ماند. نور تولید شده توسط اشعه ماوراء بنفش به گازهای غباری لایه‌های جدا شده می‌تابد و باعث می‌شود لایه‌ها ، نور مهتابی پس بدهند و رنگهای خیره کننده تولید کنند. یعنی همان مناظری که توسط هابل عکسبرداری شده‌اند.

توده گرد و غبار ستاره‌ای در حدود 10 هزار سال ، نور مهتابی رنگ از خود پس می‌دهند که این همان زمان روشن بودن در طول زندگی ستاره است. وقتی هسته دیگر چیزی برای از دست دادن ندارد، مواد گازی هم چون دود برخاسته از آتش ، از آن جدا می‌شوند. عکسهای جدید ، اکنون در دست بررسی می‌باشند. بروس بلکی می‌گوید: "ما انتظار داریم که بعضی از عقاید قدیمی نادرست پنداشته شوند و دور ریخته شوند. تفسیر تصورات جدیدی و تکامل عقاید قدیمی اکنون در دست انجام است و ما می‌توانیم با اطمینان پیش بینی کنیم که نتیجه حاصل باعث تغییر کتابهای نسل آینده خواهد شد."

ستاره‌ها چگونه می‌میرند؟

در دهه‌های اخیر ، ستاره شناسان دریافتند که برخی از ستارگان بزرگ ، انفجارهای مهیبی تولید می‌کنند که این امر می‌تواند سبب خاموشی یک کهکشان شود. آنها ابتدا تورم می‌یابند و به آهستگی در کنار سیاره‌ها می‌سوزند. سپس لایه‌های خارجی خود را به شکل گلوله‌های گازی پخش می‌کنند و نور ناشی از آنها سبب مشتعل شدن اخگرها می‌گردد. قبل از کشف تلسکوپهای هابل اغلب ، این حادثه را یک انفجار آرام می‌پنداشتند.

فرضیه‌هایی که مدتی قبل منتشر شد، حاکی از این بود که این رویدادها پیچیده‌تر از آن است که تصور می‌شد. جریان سریع ذرات مافوق صوت و توده‌های متراکم گرد و غبار دور گلوله‌های گازی را به شکل عجیبی احاطه می‌کند و به گونه‌ای که حتی دانشمندان نمی‌توانند آن را تصور کنند. باید افزود که این اتفاق ، برای خورشید نیز خواهد افتاد، البته این حادثه بعد از گذشت 5 بیلیون سال دیگر رخ خواهد داد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ماده در کیهان

دید کلی

آیا مهتاب را در شب دیده‌اید؟
آیا ستاره‌ها قابل شمارش هستند؟
آیا می‌دانید عمر ستاره‌ها چقدر است؟
کهکشانها چگونه بوجود آمده‌اند؟

کهکشانها

در شبهای بدون مهتاب منظره واضحی از نوار ابری شکل راه شیری را مشاهده می‌نمائیم. این کهکشان ماست و حاوی نه تنها خوشه دماغی از شهابی بلکه تعداد بی‌شماری ستاره است که بصورت برآوردهای اخیر تعداد ستارگان 200 میلیون است. پرتوی نور با سرعت 300.000 کیلومتر در ثانیه ، طول کهکشان را در مدت 100.000 سال می‌پیماید. کهکشان ما با اندازه شگفت انگیزش ، تنها یکی از جزایر ستاره‌ای بی شمار را در جهان تشکیل می‌دهد.

این کهکشان دارای همراهانی است که بزرگترین آنها ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک می‌باشند. که به همراه کهکشان به هر یک مرکز ثقل مشترک می‌چرخند مجموعه کهکشان ، ابرهای ماژلانی و همچنین چند منظومه ستاره‌ای که شامل سحابی زن به زنجیر بسته نیز می‌گردد. گروه محلی کهکشانها نامیده می‌شوند.

ابرکهکشان

دوربینهای نجومی پیشرفته و دوربینهای نجومی رادیویی و سایر وسایل مطالعات نجومی می‌توانند منطقه عظیمی را مورد برسی قرار دهند که شعاع آن بین 10 تا 12 سال نوری است. چنین وسعتی بیلیونها کهکشان را بوجود آورده‌اند ابرکهکشان (فراکهکشان) می‌باشد در بر می‌گیرد.

قیاس جهان نجومی با جهان مادی

علم در ضمن مطالعه دنیای مادی فوق العاده متنوع به تشخیص اجسام پدیده‌ها ، ارتباطات و برهمکنشها می‌پردازد و همچنین در یک مقیاس وسیعتر مفاهیم دنیای نجومی را از تمام مفاهیم دنیای مادی جدا می‌سازد. آگادیسین پیوتر فدرسیف (Pyoter Fedoseyev) فیلسوف پیشگام تئوری سابق می‌نویسد: «از دیدگاه اصول تکاملی دلایل زیادی برای قبول این مطلب وجود دارد، جهانی که بوسیله علوم طبیعی جدید مورد مطالعه قرار می‌گیرد. موجودیتی است که از نظر زمانی در حال توسعه می‌باشد موجودیتی که از حالتها و اشکال قبلی ماده پدید آمده و بوسیله حالتها و اشکال بعدی جایگزین می‌گردد.»

فلسفه ماده گرایی

فلسفه ماده گرایی چنین تصوری را که جهان مادی به نحوی آگاهانه بوسیله مثال آفریده نمی‌پذیرد. اگر قبول کنیم که جهانی که امروزه به مطالعه آن می‌پرداخته‌ایم در بیست بیلیون سال پیش بوجود آمده ، آنگاه این موضوع از نقطه نظر فلسفی اهمیت پیدا می‌کند، تا ماهیت عینی این فرآیند را به عنوان مرحله‌ای از تکامل خود به خود ماده در جهان ، مورد تأیید قرار دهیم.

بنابراین وظیفه علم واقعی و مستحکم این است که بوسیله روابط فیزیکی به بررسی و توضیح چنین فرآیندی اقدام نماید. می‌توان وجود جهانهای متعدد را بوسیله قیاس پیچیده‌ای درک نمود. بنابراین عاقلانه است که بین تفاسیر جهان از نظر دانشنمدان علوم طبیعی (که نشانگر اندوخته دانش کنونی است) با مفاهیم فلسفی دنیای مادی (که تمام موفقیتهای آتی علوم طبیعی را در مطالعه جهان ، در نهفته دارد) تمایز قائل شویم.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

مواد بین ستاره ای

نگاه اجمالی

گرچه در آسمان شب ، ستارگان را در نزدیک هم می‌بینیم، ولی در واقع فضای بسیار بزرگی میان آنها وجود دارد. فاصله بین ستارگان تاریک به نظر می‌رسد، ولی به راستی فضا کاملا خالی نیست. اتمهای گاز و همچنین ذرات غبار در فضا شناورند. این مواد مه بسیار رقیقی درست می‌کنند که ستارگان دوردست را کم نورتر و رنگ آنها را به سرخ متمایل می‌کند.

اخترشناسان به گاز و غبار فضایی ، ماده میان ستاره‌ای می‌گویند. ماده میان ستاره‌ای بسیار رقیقتر از هوای ماست. یک فنجان هوا حدود 10¹⁵ اتم دارد، در حالی که یک فنجان ماده میان ستاره‌ای فقط دارای پانصد اتم است.

ماده بین ستارگان

در میان ذرات غبار از بلورهای یخ زده آب ، آمونیاک و متان تا ترکیبات بسیار پیچیده یافت می‌شود. بیشتر گاز موجود در فضای بین ستارگان ، هیدروژن است. در بعضی از نقاط گاز و غبار در کنار هم جمع یا بوسیله گرانش جاروب می‌شوند و ابرهای ضخیمی تشکیل می‌دهند. بعضی از این ابرها چنان پرپشت هستند که جلوی نور ستارگان ورای خود را کاملا می‌گیرند.

در یک شب صاف هنگامی که راه شیری به وضوح دیده می‌شود، می‌توانید ابرهای غبارآلودی را ببنید که در متن نقره فام این نوار نورانی ، تکه‌های تاریکی بوجود آورده‌اند. علاوه بر ابرهای تیره غبار ، ابرهای درخشانی از گاز هم وجود دارند که به رنگ صورتی می‌درخشند. آنها از زیباترین اجرام آسمانی هستند.

سحابی جبار

شبهای زمستان به راحتی می‌توان صورت فلکی جبار را یافت. درست در پایین سه ستاره‌ای که کمربند آن را تشکیل می‌دهند، لکه‌های نورانی و مه‌آلود دیده می‌شود. آن سحابی بزرگ جبار و یکی از معدود سحابیهای قابل دیدن با چشم غیر مسلح است. با دوربین دوچشمی و یا تلسکوپهای کوچک می‌بینید که با نور ضعیف سبز رنگی می‌درخشند.

علت رنگ سحابیها

در عکسهای رنگی معمولا سحابیهای درخشان به رنگ صورتی یا ارغوانی دیده می‌شوند. بیشترین گاز موجود در فضا ، هیدروژن است و ستارگان نورانی درون سحابیها سبب می‌شوند که هیدروژن مانند چراغهای نئون بدرخشد. ستارگان داغ ، پرتوهای نامرئی فرابنفش گسیل می‌کنند که به هنگام عبور از میان گاز هیدروژن سبب درخشش آن به رنگ صورتی مایل به سرخ می‌شود، علاوه بر این ابرهای روشن ، سحابیهای دیگر نیز وجود دارند که همانند آینه‌های فضایی عمل می‌کنند، یعنی نور مرئی رسیده از ستارگان نزدیک را باز می‌تابانند.

تولد ستاره در سحابیها

یکی از کشفیات هیجان‌انگیز اخترشناسی به این ابرهای گازی مربوط است. همواره ستارگان جدیدی در میان آنها متولد می‌شوند. اخترشناسان در میان سحابی جبار روشن شدن ستارگان جدیدی را به راستی مشاهده کرده‌اند. ستاره جدید هنگامی شکل می‌گیرد که ذرات گاز و غبار به صورت یک توپ غول‌پیکر در کنار هم جمع می‌شوند.

این ستاره بر اثر کشش گرانش سفت‌تر و سفت‌تر و همزمان داغتر و داغتر می‌شود و سرانجام به چنان حرارتی می‌رسد که برای شروع واکنشهای هسته‌ای کافی است و سپس پرتو افشانی خود را آغاز می‌کند، ستاره متولد می‌شود و بیشتر حیات خود را مانند خورشید در حالت عادی می‌گذراند.

تجمع ستارگان نوزاد

در گذشته دور حدود نه دهم ماده موجود در کهکشان راه شیری به شکل ستاره در آمده است، یک دهم بقیه گاز و غبار پراکنده در میان ستارگان است. در میان این مواد ستارگان جدیدی بوجود می‌آیند. ستارگان نوزاد عموما به صورت خوشه‌های باز در کنار هم جمع می‌شوند که خوشه پروین یکی از آنهاست.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ستارگان دوتایی

نگاه اجمالی

خورشید ما یک ستاره تنها است و با نزدیکترین همسایه خود چهار سال نوری فاصله دارد، ولی بسیاری از ستارگان واقعا دوتایی هستند. کشش گرانشی میان دو ستاره ، آنها را در کنار هم نگه می‌دارد و یک ستاره دوتایی بوجود می‌آید. در منظومه شمسی ، کشش گرانشی خورشید سبب حرکت سیاره‌ها در مدارهای خود می‌شود. در یک ستاره دوتایی هر عضو به دور نقطه تعادل دو ستاره ، گردش می‌کند. اعضای دوتایی‌های نزدیک به هم ممکن است فقط در یک یا دو روز یک دور کامل بزنند، این کار در دوتایی‌های دور از هم صد سال یا بیشتر طول می‌کشد.

حرکت ستارگان دوتایی

برخی از ستارگان دوتایی به راحتی با تلسکوپ قابل تشخیص می‌باشند. با مشاهده اعضای آنها بعد از مدتی بنظر می‌رسد که یکی به دور دیگری حرکت کرده است، ولی فقط دوتایی‌هایی که فاصله اعضای آن بسیار زیاد است، قابل مشاهده‌اند.

حتی بزرگترین تلسکوپها نیز نمی‌توانند زوجهای نزدیک را در تصویر ستاره‌ای ، به دو تصویر ، تجزیه کنند، ولی اخترشناسان با مطالعه طیف می‌توانند زوجهای بسیار نزدیک به هم را پیدا کنند. با گردش ستارگان در مدارهای خود تغییرات منظمی در طیف آنها دیده می‌شود. با مطالعه این طیف می‌توان به چگونگی تک تک ستارگان پی برد.

انواع ستارگان دوتایی

ستارگان دوتایی دیدگانی

این نوع ستارگان دوتایی به علت اینکه دو عضو آنها به خورشید نزدیکتر است و یا به علت فاصله زیاد دو عضو از هم ، بوسیله یک تلسکوپ به صورت دو ستاره مجزا دیده می‌شوند. معمولا فاصله این دو ستاره در یک سیستم دوتائی صدها واحد نجومی است.

ستارگان دوتایی طیفی

ستارگان دوتایی طیفی ، ستارگانی هستند که فاصله‌شان نسبت به هم بسیار کم است و نیز در فاصله بسیار زیادی نسبت به خورشید واقع شده‌اند. به علت فاصله زیاد از خورشید این ستاره‌ها توسط تلسکوپ قابل تجزیه به دو ستاره نیستند.

ستارگان دوتایی گرفتی

مدار برخی از ستاره‌های دوتایی طوری از زمین دیده می‌شود که حین گردش آنها ، یکی در پشت دیگری پنهان می‌شود. در حالت معمولی نور هر دو ستاره را می‌بینیم، ولی وقتی که یکی پنهان می‌شود، ناگهان مقدار روشنایی افت می‌کند. روشنایی ستاره به مدت کوتاهی کمتر می‌شود و سپس به مقدار اولیه می‌رسد. اینها را دوتایی‌های گرفتی می‌نامند.

ستارگان چندتائی

علاوه بر دوتایی‌ها ، منظومه‌هایی از سه عضو یا حتی بیشتر وجود دارند، ولی تا کنون تعداد کمی از آنها شناخته شده‌اند. مشهورترین نمونه ، ستاره «راس التوام المقدم» در صورت فلکی جوزا است که مجموعا شش ستاره در این منظومه چندتایی وجود دارد. با تلسکوپ سه ستاره آن قابل روئیتند، ولی هر کدام از آنها یک دوتایی نزدیک به هم هستند.
یکی دیگر از مشهورترین ستارگان دوتایی گرفتی ، در «صورت فلکی پروساس» است که این ستاره «رأس الغول» نام دارد. روشنایی آن هر 69 ساعت به تندی کاهش می‌یابد و چند ساعت در این حالت باقی می‌ماند. در این مدت ستاره قدری هم کم نورتر دیده می‌شود.

متغیرهای قیفاووسی

ستارگان گرفتی تنها گروهی نیستند که روشنایی آنها تغییر می‌کند. انواع بسیاری از ستارگان متغیر وجود دارد. تغییرات روشنایی برخی از آنها بسیار منظم است. متغیرهای قیفاووسی از این گونه هستند. سبب این نامگذاری آن است که اولین نمونه از این ستاره در «صورت فلکی قیفاووس» کشف شد.

متغیرهای قیفاووسی ستاره‌هایی هستند که به راستی انبساط و انقباض می‌کنند و این کار را بطور کاملا منظم انجام می‌دهند. به هنگام دم و بازدم ، روشنایی ستاره نیز زیاد و کم می‌شود. گونه‌های دیگری از متغیرها خوش‌رفتار نیستند. برخی از آنها در حالت معمولی کم نورند، ولی گاه بطور غیر منتظره‌ای زبانه می‌کنند و بعد از فوران تدریجا به روشنایی قبلی می‌رسند.

متغیرها

متغیرها ، ستاره‌های غول‌پیکری هستند که دوران آخر زندگی خود را می‌گذرانند. نیروهایی که ستاره را در حالت معمولی نگه می‌دارد تا مثلا مانند خورشید به آرامی بدرخشند، از تعادل خارج می‌شوند و در نتیجه ، بی‌نظمی روشنایی آغاز می‌گردد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ابر نواختر

ستارگان نواختر

در سال 1592 ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود. تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت. بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.

img/daneshnameh_up/3/38/Abarnoakhtar.jpg

آتش بازی آسمانی
هسته ستاره ابرغول در حال مرگ در کمتر از
یک ثانیه فرو بپاشد. این فروپاشی ناگهانی
سبب می‌شود که موجی ضربه‌ای ایجاد شود
که لایه‌های بیرونی ستاره را به بیرون می‌اندازد.

ابر نواخترها

قابل توجه‌ترین نواختری که پس از اختراع تلسکوپ ظاهر شد ستاره‌ای بود که ارنست هارویک (Ernest Hanwrg) اخترشناس آلمانی ، در سال 1885 در کهکشان امراة المسلسه کشف کرد و به آن نام امراة المسلسه S داده شد. اگر این ستاره کمی روشن بود، با چشم غیر مسلح نیز دیده می‌شد. در آن زمان کسی نمی‌دانست که کهکشان مزبور چقدر دور است یا چقدر بزرگ است. اما پس از نتیجه گیریهای هابل درباره فاصله این کهکشان ، ناگهان روشنایی نواختری که در سال 1885 ظاهر شده بود، اخترشناسان را دچار حیرت کرد. این نو اختر می‌بایست 10000 برابر روشن‌تر از نواختران معمولی باشد. این یک ابر نواختر (Super nova) بود.

تفاوت بین یک نواختر و یک ابر نواختر

رفتار فیزیکی ابر نواختران آشکارا با رفتار فیزیکی نواختران متفاوت است و اخترشناسان به بررسی جزئیات طیفهای آنها مشتاقند. اشکال اصلی این است که ابر نواختران کمیاب هستند. به عقیده تسویکی ، در هر هزار سال بطور متوسط سه ابر نواختر در کهکشان ظاهر می‌شود. روشنایی یک ابر نواختر (با قدرمطلقهایی از مرتبه 14- و بطور تصادفی 17-) فقط می‌تواند نتیجه یک انفجار کامل یعنی تکه تکه شدن یک ستاره ، باشد.
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از 10 برابر جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می‌یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره ، درخشنده‌تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار ، هسته‌ای با 1.4 الی 3 جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می‌شود و ستاره نوترونی تشکیل می‌دهد. اگر جرم هسته از 3 برابر جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می‌دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.

انفجار ابر نواختران

انرژی که از انفجار هر ابر نواختر آزاد می‌شود، می‌تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابر نواخترها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره‌ای منتشر می‌کنند تا در آنجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتمهای کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده‌اند.

برگزیده‌ای از ابر نواختران

به رغم درخشندگی شدید ، در هر قرن فقط دو یا سه ابر نواختر در کهکشانمان مشاهده می‌شوند. این فهرست برخی از ابر نواخترهای شناخته شده است:

ابر نواختر	صورت فلکی
ستاره تیکو	ذات الکرسی
ستاره کپلر	حوا
سحابی سرطان	ثور
اس.ان A 1987	ابر ماژلانی بزرگ
اس.ان J 1993	کهکشان M 81 در دب اکبر

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

کهکشان انفجاری

نگاه اجمالی

در فراسوی جهان برخی از کهکشانها بطور کامل در حال انفجارند، با از هم پاشیدن هسته کهکشان ، ستارگان نیز نابود می‌شوند. در برخی کهکشانهای ویژه ، نور درخشان حاصل از انفجار ، تمام آن چیزی است که می‌بینیم. نور ستاره در برابر عظمت انفجار کهکشانی ناچیز است. حدود چندین سال پیش ، اخترشناسان رادیویی برای نخستین بار کهکشانهای انفجاری را کشف کردند.

مکان کهکشانهای انفجاری

دانشمندان کهکشانهای انفجاری را در صورت فلکی قنطورس ، یک گسیلنده پرقدرت امواج رادیویی ، یافتند که به همان شدت امواج رادیویی خورشید بود. مطالعات بعدی نشان داد که این امواج از یک کهکشان بزرگ در فاصله دوازده میلیون سال نوری منتشر می‌شوند.

مشخصات فیزیکی

در دو سوی این کهکشان ، دو ابر از ذارت باردار وجود دارد. ذرات به درون یک میدان مغناطیسی سقوط میکنند و در نتیجه علائم پرقدرت رادیویی گسیل می‌شود. هر کدام از ابرهای رادیویی ، خیلی بزرگتر از کهکشان ما هستند. این ابرهای پرانرژی احتمالا موقع انفجار کهکشان قنطورس به بیرون پرتاب شده‌اند.

کهکشانهای انفجاری از نگاه تلسکوپها

کهکشانهای گسیلنده امواج رادیویی در بخشهای دوردست جهان به فانوسهای دریایی شباهت دارند. در واقع ، تلسکوپهای رادیویی شدیدترین کهکشانهای رادیویی را در فواصلی چنان دور آشکار می‌کنند که خارج از دید بزرگترین تلسکوپ نوری جهان است. مطالعه نور مرئی رسیده از کهکشانهای رادیویی نزدیکتر ، این گمان را تائید می‌کند که مناطق مرکزی آنها آشفته و دستخوش انفجار است.

انرژی کهکشانهای انفجاری

بعد از چندین سال کاوش فقط رئوس کلی مسئله آشکار شده است. شاید یک سیاهچاله با جرمی بیش از میلیونها خورشید شکل می‌گیرد. از این رو ستارگان ، سیاره‌ها و گاز به درون آن مکیده شده و بخشی از آنها به انرژی تبدیل می‌شود. انرژی آزاد شده به اندازه کافی زیاد است تا مناطق مرکزی کهکشان را تکه تکه کند و جریانی از ذرات باردار را تا دوردستها روان سازد.

کهکشانها با منظومه دوتایی

اخترشناسان علاوه بر کهکشانهای رادیویی ، آشفتگیهای دیگر نیز در میان کهکشانها مشاهده کرده‌اند. همانطور که منظومه زمین و ماه بوسیله گرانش پیوند یافته‌اند، کهکشانها نیز گاهی منظومه دوتایی تشکیل می‌دهند. آنگاه نیروهای جزر و مدی سبب از هم گسیختن بازوهای مارپیچی می‌شوند. نوارهایی طولانی از ستاره‌ها و گاز در فضای خالی جریان می‌یابند که ممکن است تا فاصله‌های دور دستی از کهکشانهای مادر امتداد داشته باشند. بیشتر این کهکشانها در خوشه‌های کوچک جای دارند، جایی که برخورد و انفجار رایج است.

یک مثال واقعی از کهکشانهای انفجاری

در صورت فلکی دب اکبر ، کهکشان بسیار عجیبی وجود دارد که M82 نامیده می‌شود. تقریبا تمامی آن ، شامل ابرهای مواجی از گاز هیدروژن است که ستارگان را با نور صورتی رنگ خود فراگرفته است. شاید کهکشان M82 به درون یک توده غباری نامرئی سقوط کرده است، یا مرکز آن چند میلیون سال پیش منفجر شده است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

کهکشان

مقدمه

کهکشان به مجموعه ستارگان ، گاز و غبار گفته می شود که با نیروی جاذبه کنار هم نگاه داشته شده‌اند. کوچکترین کهکشانها دارای عرضی برابر با چند صد سال نوری ، شامل حدود 100000 میلیارد سال ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا 3 میلیون سال نوری عرض دارند و شامل بیش از 1000 میلیارد ستاره هستند.

اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (1953- 1986) ، شکل یافته است. در مورد تکامل کهکشانها اطلاعات قطعی کمی در دست است. تنها مطلب مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به شکل توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند.

کهکشان بیضوی

کهکشانهای نامنظم هیچ شکل یا ساختار منظمی ندارند، آنها دارای جرم بیشتری از کهکشانهای دیگر هستند و بیشتر ستاره‌های موجود در آنها دارای طول عمر کم و درخشان می‌باشند. با وجود اینکه بسیاری از کهکشانهای نا منظم در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستاره‌ها در آنها شکل می‌گیرند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی متراکم شوند تا ستاره‌های جدیدی بوجود آورند. حدود 5% از هزار کهکشان درخشان را کهکشانهای نا منظم تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشانهای شناخته شده نیز کهکشانهای نامنظم هستند.

کهکشانهای مار پیچی

کهکشانهای مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در اطراف بر آمدگی مرکزی یا هسته ، قرصی ایجاد می‌کنند که چرخش هسته با چرخش بازوهای آن همراه می‌شود. جوانترین ستاره‌های کهکشانهای مارپیچی در بازوهای کم توده یافت می‌شوند و ستاره‌های کهن اکثرا در هسته متراکم قرار دارند. کهنترین ستاره‌ها در هاله‌های کروی پراکنده قرار دارند و اطراف قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. بازوهای مذکور همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به تشکیل ستاره‌های جدید می‌شود.

کهکشان مارپیچی میله ای

یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی مرکزی کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته اینطور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان عقیده دارند کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشانهای مارپیچی و کهکشانهای مارپیچی میله‌ای متغیر است.

از کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی بزرگ با بازوهای نه چندان بهم پیوسته تا کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد. گر چه کهکشانهای مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو نوع کهکشان متفاوت طبقه بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را مشابه می‌دانند.

کهکشانهای بیضوی

کهکشانهای بیضوی از نظر شکل ، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ فوتبال امریکایی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی ما بین این دو نیز یافت می‌شوند. بر خلاف کهکشانهای دیگر که نوری آبی از ستاره‌های فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشانهای بیضوی زرد رنگ بنظر می‌رسند. علت این امر توقف شکل گیری ستارگان در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه تقریبا تمام نور آنها از ستاره‌های غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند تأمین می‌شود.

کهکشانهای فعال و غیر عادی

از تمام کهکشانها میزان معینی تشعشع الکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها ، به طرز غیر عادی ، مقادیر زیادی تشعشع تابش می‌کنند. این کهکشانها ، کهکشانهای فعال نامیده می‌شوند. انرزی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در مرکز کهکشان فعال قرار دارد تأمین می‌شود.

انرژی اغلب بصورت اشعه ایکس ، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به قدری زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستاره‌ها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این عقیده اند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را ازاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی نسبتا کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه مرکزی کوچکی را در میان گرفته‌اند.

کوازارها

بنظر می‌رسد که کوازارها (شبه ستاره‌ها) هسته فعال کهکشانهای دور دست باشند. آنها درخشانترین ، سریعترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مثابه یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها فقط به اندازه منظومه شمسی هستند، نور برخی از آنها مسافتی در حدود 10 میلیارد سال نوری را طی می کند تا به ما برسد. ما برای اینکه بتوانیم چنین اجرام دوری را شناسایی کنیم نیاز به تابش زیاد نور آنها داریم. تشعشع انرژی بعضی از کوازارها حدود 100 برابر تشعشع کهکشانهای عظیم است.

با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن قرار دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود 12 میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. بخاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در اولین مراحل شکل گیری ، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در مقایسه با گستره کهکشان راه شیری که 100000 سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری معادل چند روز یا هفته نوری را تشکیل می‌دهند.

کهکشانهای رادیویی

تمامی کهکشانها ، موج رادیویی ، نور قابل رویت و انواع تشعشع از خودشان تولید می‌نمایند. انرژی رادیویی یک کهکشان رادیویی خیلی متراکمتر از انرژی کهکشانهای معمولی است. این انرژی از دو قطعه خیلی بزرگ ، یا ابرهای عظیم الجثه متشکل از ذرات در حال دور روشن از کهکشانها تشتشع می‌یابند.

این ابرهای عظیم از فورانهای گازی که از مرکز کهکشان با سرعتی معادل یک پنجم سرعت نور خارج می‌شوند، در آسمان شکل می‌گیرند. به نظر می‌رسد که فوران این انرژی عظیم توسط یک حلقه پیوستگی صورت می‌گیرد که یک حفره سیاه خیلی متراکم را در بر می‌گیرد و در مرکز کهکشان واقع است. از هر یک میلیون کهکشان فقط یکی از آنها یک کهکشان رادیویی است.

تصادم کهکشانها

بیشتر کهکشانها از کهکشانهای همسایه خود صد هزار سال نوری فاصله دارند. به هر حال، بعضی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی جاذبه دو طرفه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به اطراف خود می‌کشد و این امر باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از حد کهکشانها ممکن است، توأم با تصادم آنها گردیده و به دنبال این عمل یک تغییر شکل بنیادی در شکل ظاهری آنها صورت پذیرد.

img/daneshnameh_up/7/72/Kahkeshanenamonazam.jpg

منظومه کهکشانی بزرگ
اندازه ابر ماژلانی بزرگ ، تقریبا یک چهارم اندازه
کهکشان راه شیری است و حتی می‌توان آنرا قمر
کهکشان راه شیری است و حتی می‌توان
آنرا قمر کهکشان راه شیری به حساب آورد.

img/daneshnameh_up/6/68/Kahkeshanemarpichi.jpg

چرخش در فضا
چنانچه در کهکشان ام100 مشاهده می‌شود، ستاره‌ها
و ابرهای گازی بطور مارپیچ از بازویی به بازوی دیگر در
حرکت هستند. این عامل سبب تشکیل ستاره‌های
جدید در ابرهای گازی آبی رنگ می‌شود.

img/daneshnameh_up/7/7d/Kahkeshanemilehei.jpg

ستاره‌ها در قسمت میله‌ای
برخی کهکشانهای مارپیچی دارای چندین بازو
هستند، ولی یک کهکشان مارپیچی میله‌ای مانند
این که در تصویر می‌بینید (ان.جی.سی 1313) ، فقط دو بازو دارد.

img/daneshnameh_up/0/08/Kahkeshanebeyzavi.jpg

بازماندگان گذشته‌ها
تقریبآ تمام ستاره‌های کهکشانهای بیضوی
مانند ان.جی.سی 1399 که در تصویر می بینید
دارای طول عمری بیش از 10 میلیارد سال هستند.

img/daneshnameh_up/d/d4/Kahkeshanefaal.jpg

آشوب کیهانی
این تصویر که توسط تلسکوپ فضایی هابل تهیه شده
نمایانگر ناحیه مرکزی کهکشان فعال ان.جی.سی
1069 می‌باشد.

img/daneshnameh_up/d/d9/Tasadomekahkeshan.jpg

جفت کهکشانی آی.جی 29 و آی.جی 30
در این تصویر که رنگهایش ساختگی هستند، یک
دنباله کشندی دو کهکشان را به هم وصل کرده
شکل یک قارچ چتری را بوجود می‌آورد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

نام گذاری ستارگان

مقدمه

بشر در طول تاریخ همواره مجذوب آسمان شب بوده است. انسانی که صدها سال پیش می‌زیست شگفتیهای فرا‌سوی آسمان را چنان می‌دید که هر اجرام آسمانی را به یک شکلی تشبیه می کرد. پیشرفت اختر فیزیک این تصور را دگرگون کرد. تصویر آسمان در نظر اختر شناس امروز ، آشناتر و زیباتر ، اما پیچیده است. با مطالعه اخترشناسی می‌توانیم این جهان را سرشار از شگفتیها را بیشتر بشناسیم. ستارگان نورانی نامهای مشخص دارند، نام آنها را شکل ستارگان توصیف و نامگذاری می‌کنند.

بسیاری از ستاره‌ها و صورتهای فلکی ، نام خود را از تمدنهای باستانی و اولیه به هدیه گرفته‌اند. برای مثال با جستجویی ساده در آثار تاریخی به داستانها و افسانه‌های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار دست خواهید یافت که به دوران سامریها ، روم باستان و بسیاری تمدنهای دیگر باز می‌گردد. با مراجعه به کتابها و منابع نجومی به نامهایی برای ستارگان بر می‌خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی‌گنجد.

img/daneshnameh_up/3/34/sovardoakbar.jpg

نام بسیاری از ستاره‌ها به نحوی با نام صورت فلکی خود در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی دم همان ستاره‌ای است که در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد. گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی خود آن ستاره می‌باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد. برای مثال سیروس به معنی داغ و سوزان می‌باشد. با این ترتیب این نام ، لایق درخشانترین ستاره آسمان می‌باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام صورت فلکی خود در آن موجود نمی‌باشد. نورانیترین ستاره صورت فلکی حوت جنوبی ، فم الحوت (Famolhout) و ستاره متغییر صورت فلکی پرساروس ، راس الغول (Algol) نامیده می‌شود.

به ندرت نامهای شگفت انگیز در میان نامها یافت می‌شود که در آنها نه نشانی از ارتباط با صورت فلکی هست و نه ارتباطی با ویژگی خود آن ستاره. برای مثال در صورت فلکی خرگوش ستاره‌ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می‌شده است. Nihal در اصطلاح به معنی "شترها عطش و تشنگی خود را رفع می‌کنند" است. نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف "ال" که در جلوی آنها می‌آید شناخته می‌شوند مانند Algol.

بسیار از این نامها در زمانهای مختلف به شکلهای گوناگون آمده‌اند و گاهی "ال" از این نامها حذف شده است، مانند همین ستاره Algol که در برهه‌ای از تاریخ با نام Ghoul خوانده شده است. برخی دیگر از نامها دارای ریشه‌های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می‌باشند. در این میان گاه با نامهای بر‌خورد می‌شود که دارای ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی‌شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی می‌شوند. حال به بررسی سیستمهای نام گداری می‌پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند.

سیستم نامگذاری بایر Bayer

در سال 1603 میلادی (Johann Bayer (1572 - 1625 وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود، بر اساس اطلاعات و دیتاهای منجم دانمارکی تیکو براهه (Tycho Brahe (1546 - 1601 یکی از منسجم‌ترین اطلسهای آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد. این اطلس حاوی 51 جدول می‌باشد که 48 جدول آن هر کدام به یکی از 48 صورت فلکی بطلمیوسی اختصاص یافته است و یک جدول به 12 صورت فلکی جدید که توسط 2 کاشف هلندی - آلمانی Pieter Dircksen Keyzer و Frederick de Houtman در نیمکره جنوبی آسمان کشف شده بود اختصاص یافت. 2 جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره سماوی اختصاص داده شد.

بایر ستاره‌های هر صورت فلکی (تنها ستارگانی که با چشم غیر مسلح دیده می‌شد) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی کرد. سپس به هر یک از ستاره‌ها یکی از حروف کوچک یونانی را از آلفا تا امگا اختصاص داد. بعد از این 24 حرف به سراغ حروف کوچک لاتین رفت و هر یک از این حروف را بجز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود) به هر یک از ستاره‌های باقیمانده نسبت داد.

سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد. برای مثال نام درخشانترین ستاره در صورت فلکی قنطورس alpha Centauri ذکر شد. در این دسته بندی ستارگان یک صورت فلکی که بسیار به هم نزدیک بودند و یا درخشندگی یکسانی داشتند نام یکسانی گرفتند. برای مثال در فهرست بایر 6 ستاره در قسمت گرز صورت فلکی جبار نام pi Orionis گرفتند که امروزه این 6 ستاره توسط منجمین با نامهای π₁ - π₆ Orionis تصحیح شده‌اند.

ستاره آلفای قنطورس

سیستم نامگذاری Flamsteed

سیستم نام گداری بایر محدودیتهایی داشت. از آن جمله می‌توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد. مشکلی که بیش از این مسئله به چشم می‌خورد، دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم غیر مسلح به سختی دیده می‌شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره‌ها را دشوار می‌ساخت.

John Flamsteed منجم درباری انگلیسی در نامه‌ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن شد. او در این نامه پیشنهاد کرد که بجای حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و بجای دسته بندی بر اساس روشنایی ستارگان یک صورت فلکی ، موقعیت ستاره در آن صورت فلکی از غرب تا شرق به عنوان معیار قرار گیرد. به این معنی که غربی‌ترین ستاره هر صورت فلکی با شماره 1 مشخص شود و اولین ستاره‌ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره 2 مشخص شود و به همین ترتیب تا شرقی‌ترین ستاره آن صورت فلکی.

برای مثال غربی‌ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام 1 قنطورس مشخص شد. به این ترتیب می‌توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده‌ای از سیستم بایر بود. انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت، با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم بخوبی دیده می‌شد معتبر دانست. به همین دلیل بسیاری از ستارگان که با چشم برهنه دیده می‌شود نامهای متفاوتی دارد، برای مثال Deneb ، Alpha Cygni و 50 Cygni همگی نامهای یک ستاره می‌باشند.

نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان

با ورود دروبینهای نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد. دروبینهای نجومی دنیایی نو از ستارگان را به منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده‌ای جدید برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می‌شد. در همین موقع بود که انجمن منجمین و ستاره شناسان تعداد انبوهی از کاتالوگهای نجومی را در مقابل خود یافتند که در آنها هر منجم بر اساس سلیقه خود به نامگذاری ستارگان پرداخته بود.

گروهی ترتیب یافتن هر ستاره را معیار قرار داده بودند و گروهی مختصات و بخصوص میل هر ستاره را و گروهی دیگر تاریخ کشف آن ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگیهای ستاره را معیار قرار دادند. این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین اسم متفاوت یافت می‌شد و این خود کار را دشوارتر کرده بود. انجمن ستارشناسان به منظور ایجاد وحدت ، مختصات هر ستاره بر حسب میل و بعد به همراه سال کشف آن ستاره یا سال نشر آن اطلس را به عنوان معیار در نظر گرفت.

نامگذاری ستارگان دوتایی و چندگانه

دسته وسیعی از ستارگان را ستارگان دوتایی یا چندتایی تشکیل می‌دهند. مؤلفه‌های یک مجموعه دوتایی یا چندتایی در صورتی که دارای فاصله قابل تشخیص از یکدیگر باشند با استفاده از اعداد و بر اساس موقعیت غربی شرقی نامگذاری می‌شوند. برای مثال Alpha Librae یک مجموعه دوتایی با مؤلفه‌های تمیز پذیر است. مؤلفه غربی این مجموعه 1-Alpha و مولفه شرقی Alpha-2 نام می‌گیرد. در اینگونه مجموعه‌ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر خواهند رفت.

در سیستمهای چندتایی (یا همان سیستمهای دوتایی) هنگامی که مؤلفه‌های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش مؤلفه‌ها معیار نامگذاری است به این ترتیب که ستاره‌ای که پرنورترین ستاره و مؤلفه اصلی مجموعه است با A و ستاره کم نور تر با B نام گذای ادامه می‌یابد. برای مثال ستاره سیروس خود جزئی از یک مجموعه دوتایی است و ستاره همدم آن یک ستاره از نوع کوتوله سفید می‌باشد. به ستاره سیروس که با چشم برهنه به راحتی دیده می‌شود مؤلفه A و کوتوله سفید همدم آن عنوان B را به خود می‌گیرد.

درخشانترین ستاره

نامگذاری ستارگان متغیر

نامگذاری این ستارگان را می‌توان بر اساس همان طرح مورد تأیید انجمن ستاره شناسان انجام داد، اما دلایل تاریخی حاکی از آن است که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر خواهد کرد. بدین منظور برای نامگذاری دسته بزرگی از ستارگان یعنی ستارگان متغیر قاعده زیر را برمی‌گزینیم. نخستین ستاره متغیر کشف شده در هر صورت فلکی چنانچه بر اساس معیار بایر و یا Flamsteed نام گداری نشده باشد با حرف R و به دنبال آن ، نام صورت فلکی خوانده می‌شود. برای مثال نخستین ستاره متغیر که در صورت فلکی Cetus یافت شد و بر اساس معیار بایر و Flamsteed نامگذاری نشده بود R Ceti نام گرفت.

دومین ستاره کشف شده در آن صورت فلکی نام S و سپس T و همینطور تا Z را به خود می‌گیرد. این قاعده 9 ستاره اول کشف شده را در هر صورت فلکی نامگذاری می‌کند. برای ستاره 10 ام به بعد نامRR و سپسRS و سپسRT و همینطور تا RZ سپس SS وST و همینطور تا SZ. آنقدر این ترتیب را ادامه می‌دهیم تا به ZZ برسیم. این مجموعه نیز 54 ستاره متغیر را در هر صورت فلکی نامگذاری می‌کند. برای ادامه از AA شروع می‌کنیم و به همان شکل قبل تا AZ و سپس BB تا BZ.

آن قدر این کار را ادامه می‌دهیم تا با QZ برسیم. تا انجا 334 ستاره نامگذاری شده است. برای ادامه از حرف V به همراه یک شماره که از 335 شروع می شود کار را دنبال می‌کنیم. برای مثال V335 ، V336 و … . به دو نکته در این نامگذاری باید توجه کرد. اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچگاه در این نامگذاری حرف دوم بالاتر از حرف اول (در ترتیب الفبا) نمی‌باشد. یعنی هیچگاه به عنوان مثال BA یا CB یا SR یا ... نداریم.

سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگهای معروف

BD numbers

این نام مشخصه کاتالوگی است که در اواسط قرن 19 توسط Bonner Durchmusterung تهیه شد. در این مجموعه نام چند صد هزار ستاره با قدر روشنتر از 10 گرد آوری شده است. این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره‌ها می‌باشد و فهرستی نیز بر اساس همین موقعیت در این کاتالوگ موجود می‌باشد. اعداد کاتالوگ بر اساس شمارش ستارگان در یک میل خاص از شمال به جنوب تعیین شده است. بنابراین BD numbers بیانگر میل به همراه یک عدد بالا رونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می‌باشد.

برای مثال BD + 31o216 به معنی 216 ستاره در محدوده میل 31+ و 32+ می‌باشد. BD محدوده میل بین 90+ تا 22+ را پوشش می‌دهد. (CD (Cordoba Durchmusterung و (CPD (Cape Photographic Durchmusterung کار مشابهی را برای مناطق جنوبی‌تر انجام می‌دهند.

img/daneshnameh_up/3/3c/catalogo_messier_peq.jpg

فهرست مسیه

The Bright Star Catalog

ستارگان درخشانتر از قدر 6.5 با شماره‌ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می‌یابد مشخص می‌شود. پیشوند HR و یا BS در جلوی این شماره نوشته می‌شود. برای مثال HR1099.

The Henry Draper Catalog

در این کاتالوگ ستارگان درخشانتر از قدر 8.5 و کمی ضعیفتر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری می‌شوند. برای مثال HD183143.

ستارگان دوتایی در کاتالوگها

ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگذاری می‌شوند. ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا بوسیله شماره آنها در هر یک از کاتالوگهای: (the Burnham Double Star catalog (BD(Aitken Double Star catalog (ADS نامگذاری مؤلفه‌های اصلی مجموعه‌های دوتایی همانطور که ذکر شد بر اساس درخشندگی و با استفاده از حروف A و B و ... نیز امری متداول است.

The Guide Star Catalog

این کاتالوگ حاوی نام و موقعیت ستارگانی است که دارای موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است. سنسورهای راهبری تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار می‌کند و هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است. ستارگان این مجموعه ستارگان درخشانی نمی‌باشند و دارای قدری در حدود 13 می‌باشند. آسمان توسط این ستارگان به قسمتهای مختلف تقسیم می‌شود و ستارگان در هر یک از این منطقه‌ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند. برای مثال: GSC 4068/1167

کاتالوگهای اجرام غیرستاره‌ای

کاتالوگهای دیگری نیز موجود می‌باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره‌ای پرداخته است که از آن جمله می‌توان به:

Messier Catalog با مشخصه M
New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters با مشخصه NGC
Index Catalog با مشخصه IC

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

مرگ ستاره

نگاه اجمالی

سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض و خرد کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ماده ستاره روبرو می‌شود، اما سرانجام ستاره تحلیل می‌رود. گرانش کنترل را بدست می‌گیرد و ستاره شکل کاملا متفاوتی با ستاره‌ای معمولی و سالم مانند خورشید به خود می‌گیرد. حتی اگر جرم ستاره بسیار زیاد باشد، ممکن است با تبدیل به یک سیاهچاله در اعماق فضا ناپدید شود.

گرانش یک ستاره

نیروی گرانش ، همواره جذب می‌کند و مایل است که ذرات ماده را همیشه به هم نزدیکتر سازد. ما به این سبب وزن داریم که جرم زمین جرم بدن ما را به طرف خود می‌کشد و در نتیجه نیروی گرانشی هر یک از اتمهای بدن ما ، اتمهای دیگر را به طرف خود می‌کشد. از آنجا که جرم یک ستاره معمولی بسیار زیاد است و حتی ممکن است یک میلیون بار بیشتر از جرم زمین باشد، گرانش درونی آن نیز بسیار شدید است.

لحظه‌ای اعماق خورشید را مجسم کنید، فشار آن در یک دهمی فاصله سطح تا هسته تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله ، فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید روبرو می‌شوند، هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز ستاره سرد می‌شود و بعد گرانش به نیروی مسلط تبدیل می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد.

مراحل مرگ ستاره

ستاره‌ای رو به مرگ ، مانند خورشید در هم فرو می‌رود تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجهی رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این مرحله ، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.

ستاره نوترونی

اگر جرم ستاره‌ای بسیار بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گزارد و متوقف نمی‌شود، آن قدر فرو ریزش ادامه می‌یابد که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر می‌رسد. در این نقطه ستاره گلوله‌ای است چگال از ذرات هسته‌ای که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن یک میلیون میلیون تن وزن دارد. برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش تابشهایی در طول موج رادیویی گسیل می‌کنند، این گونه ستاره‌های نوترونی ، تپ اختر (پولسار) نام دارد. در قلب سحابی خرچنگ ، تپ اختری وجود دارد که سی بار به دور خود می‌چرخد.

مرگ ستاره نوترونی

یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود به‌صورت یک ابر نواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی پدید می‌آید. جرم ستارگان نوترونی نمی‌تواند بیشتر از دو برابر جرم خورشید باشد.

یک ستاره رو به مرگ مثلا با جرم ده برابر جرم خورشید ، چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود (رمبش ستاره)، به اندازه حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.

سیاهچاله‌ها

هیچ چیز ، از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی نمی‌توانند از سطح ستاره منقبض شده ، بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد. ما فقط می‌دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود. سیاهچاله را نمی‌توان دید، زیرا نور نمی‌تواند آن را ترک کند. جرم سیاهچاله‌ها پیوسته مواد دیگر را به طرف خود می‌کشد و به این ترتیب است که نمی‌توان آنها را آشکار کرد. چون سیاهچاله به دور ستاره دیگر می‌گردد، اثر شدیدی بوجود می‌آورد.

تلسکوپهای پرتو ایکس ، عملا تابشهایی از گاز در حال ریزش به سیاهچاله‌ها را آشکار کرده‌اند. گرچه کشش گرانش آنها محسوس است، ولی هنگامی که ماده‌ای به درون یکی از گردابهایی کیهانی سقوط می‌کند، گویی از جهان ناپدید می‌شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

زندگی ستاره

دید کلی

در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری عملا بدون تغییر به نظر می‌رسند. گاهی یک نواختر (ستاره‌ای که بطور ناگهانی و انفجاری مقادیری عظیم انرژی از خود آزاد می‌کند) ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم نورتر می‌شود. منظره زیبایی که یک ابر نواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. ستارگان نیز در نهایت تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. ستاره ، هنگامی که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان برسد، می‌میرد. ستارگان بسیار جوان هنوز در میان گازهایی که از آن شکل می‌گیرند، پنهان هستند.

ستاره بعد از تولد

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد (تولد ستاره)، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌گردد. سرانجام همه هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. بعد از این ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. در نهایت هیچ منبع ممکن برای آزادسازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر در اثر انقباض به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک ابرنواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.

سحابی سیاره‌ای

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، قبل از آن که به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله سبب پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای می‌شود. یک سحابی سیاره‌ای هنگامی تشکیل می‌شود که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان

سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ستاره مواجه می‌گردد. سرانجام ستاره تحلیل می‌رود و گرانش ، کنترل را بدست می‌گیرد. در این حالت ستاره شکل کاملا متفاوت با ستاره‌ای معمولی و سالم به خود می‌گیرد.

تشکیل کوتوله سفید

نیروی گرانش یک نیروی جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر این نیرو به هم نزدیکتر می‌شوند. همچنین چون نیروی گرانش با جرم ذرات نسبت مستقیم دارد و نیز چون جرم ستاره فوق‌العاده زیاد است، لذا جاذبه گرانشی درون آن بسیار شدید خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشید فشار در فاصله یک دهمی سطح تا هسته ، تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله فشار تا هزار میلیون بار بیشتر از فشار جو زمین صعود می‌کند. این فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید مواجه می‌شود. این گاز توسط کوره هسته‌ای گرم نگه داشته می‌شود.

هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد می‌شود. بنابراین نیروی گرانش غالب می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای رو به مرگ مانند خورشید ، درهم فرو می‌ریزد تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجه رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل پیدا می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این حالت ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.

تشکیل ستاره نوترونی

اگر جرم ستاره‌ای بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گذارد و متوقف نمی‌شود. فرایند فرو ریزش تا جایی که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر برسد، ادامه پیدا می‌کند. در این نقطه ، ستاره گلوله‌ای چگال از ذرات هسته‌ای است که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن ، یک میلیون میلیون تن وزن دارد.

تشکیل تپ اختر

برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهایی در محدوده امواج رادیویی گسیل می‌کنند. اینگونه ستارگان نوترونی ، تپ اختر نامیده می‌شوند.

تشکیل ابرنواختر

یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ، ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود ، به صورت یک ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی تشکیل می‌شود.

تشکیل سیاهچاله‌ها

یک ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمی 10 برابر جرم خورشید چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود و به اندازه‌ای در حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.

از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی ، هیچ یک نمی‌توانند از سطح آن بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد. ما فقط می‌دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود. سیاهچاله‌ها را نمی‌توان دید، چون نور نمی‌تواند از سطح آن بگریزد.

عقاید انسانها در مورد ستارگان

از یک نظر زمانی هر یک از ما درون ستارگان بوده است و از دیدگاه دیگر ، هر کس روزگاری در فضای خالی و گسترده بین ستارگان جای داشته است. بالاخره اگر برای جهان آغازی در نظر گرفته شود، زمانی هر یک از ما در آن آغاز حضور داشته است. به این معنی که هر مولکول بدن ما ، دارای موادی است که روزگاری در مرکز داغ و پر فشار یک ستاره جای داشته‌اند. در این نقاط بود که آهن موجود در سلولهای قرمز خون ، شکل گرفته است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

تحولات ستاره

نگاه اجمالی

در طول زندگی انسان ، ستارگان بی‌شمار راه شیری ، عملا بی‌تغییر به نظر می‌رسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم‌نورتر می‌شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابر نواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظره‌ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور منفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمی‌درخشند.

تحول یک ستاره

ستارگان نیز نهایتا تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. آتش زغال ، با خاکستر شدن آخرین شراره خاموش می‌شود. ستاره هنگامی می‌میرد که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان رسد. حتی امروزه نیز ستارگان پیری را می‌بینیم که تاریک می‌شوند. در حالی که ستارگان دیگر تولد می‌یابند تا جایگزین آنها شوند.

رده‌بندی ستارگان

ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل می‌گیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی می‌گذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشه‌های کروی جای دارند.

عمر ستارگان

شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان ، چگونه امکانپذیر است. هیچ کس نمی‌تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند، ولی خیال کنید که هیچگاه درخت ندیده‌اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده‌اند، چه پیش می‌آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه‌های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می‌توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه ، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه‌های مختلف ستارگان ، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می‌گیرند.

فیزیک درون ستارگان

بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان ، واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌شود. سرانجام ، هم هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. از این به بعد ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.

کوتوله سفید

کوتوله‌ها

در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. نهایتا هیچ منبع ممکن برای آزاد سازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر ، در اثر انقباض تبدیل به کوتوله‌های سفید می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک نواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.

سحابیها

ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، پیش از آنکه به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله ، پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای است. شکل منظم و رنگهای زیبا ، سبب جذابیت آنها می‌شود (هیچ رابطه‌ای بین سحابیهای سیاره‌ای و سیارات وجود ندارد. این اصطلاح یادگار رصدهای قدیم تلسکوپی است که شکل دایره آنها با سیاره‌ها اشتباه می‌شد.). یک سحابی سیاره‌ای هنگامی شکل می‌گیرد که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب می‌کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

سحابی سیاره نما

تاریخچه

هزاران سال قبل اختر شناسان مسلمان یک توده ابر کم نور را در صورت فلکی جبار (شکارچی) مشاهده کردند که بسیار جالب و به سه ستاره روشن کمربند جبار خیلی نزدیک بود. قرنها بعد که تلسکوپ اختراع شد، اختر شناسان تعداد بیشتری از این توده‌های مه آلود را در آسمان مشاهده کردند و آنها را سحابی نامیده‌اند. این لغت در زبان لاتین به معنی ابر است یا nebula. در قرن هفدهم و هجدهم ، رصد کنندگان آسمان به نور ضعیف که در بین ستارگان دیده می‌شد سحابی نام نهادند.

در سالهای اخیر و با تلوسکوپهای بهتری که در دسترس است، ستاره شناسان در یافته‌اند که برخی از این سحابیها در واقع خوشه‌های ستاره‌ای یا کهکشانهای دور دست موجود در فراسوی راه شیری هستند و در چنین مواردی ، نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار گرفته است. با این حال واژه "سحابی " هنوز هم بطور وسیع ، گر چه با مسامحه ، در مورد چنین اجرامی بکار می‌رود.

img/daneshnameh_up/a/a0/PIA03606_modest.jpg

سحابی

سحابی ابر وسیع متشکل از غبار و گاز است. گازهایی که آن را تشکیل می‌دهند فوق العاده رقیق و در دمایی کم هستند. سحابی به علت نور خود نمی‌تابد بلکه بر اثر نور ستارگان مجاور قابل رؤیت است. بعضی سحابیهای پخشی مشابه ابرهای کومولوس جو زمین هستند. سحابیهای دیگر ساختمان رشته‌ای دارند که ابرهای سیروس را تداعی می‌کنند. همه سحابیها متلاطم هستند و تمام آنها در جهات مختلف حرکت می‌کنند.

شوکها ، فشارها و میدانهای مغناطیسی می‌توانند بیانگر علت ساختمان پیچیده سحابیها باشند. سحابیها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیستند، از این رو مورد توجه ستاره شناسان باستان قرار نگرفتند. تا سال 1781 که اولین فهرست خوشه‌های ستاره‌ای و سحابیها توسط ستاره شناس فرانسوی "مسیه" گردآوری شد، توجهی به سحابیها نشده بود.

رده بندی سحابیها

سحابیها را به سه دسته: نشری ، بازتابی و تاریک طبقه بندی می‌کنند. سحابی نشری یک یا چندین ستاره بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره‌ها موجب برانگیختن هیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می‌شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری ، سحابی بزرگ جبار است. با چشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می‌توان این سحابی را دید. اگر ستاره‌ها مقداری سردتر باشند یا اینکه چگالی گازها در سحابی بیشتر باشد، ماده ابر از خود نور گسیل نمی‌کند بلکه نور ستاره را بازتاب می‌کند. این سحابیها را با نام سحابی بازتابی می‌شناسیم. البته طیف این قبیل سحابی با طیف ستاره ، یکی است. مثال بسیار خوب سحابیهای بازتابی ، سحابی است که ستاره‌های خوشه پروین را در بر گرفته است.

اگر در درون یا نزدیکی سحابی ستاره‌ای قرار نگرفته باشد که نور آن را تأمین کند، آن سحابی را سحابی تاریک می‌نامند. مشاهده سحابیهای تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابیهای نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابیها نور ستاره‌های پشت سر خود را جذب می‌کنند. اختر شناسان عقیده دارند که ستاره‌ها درو ن این سحابیها متولد می‌شوند. مثال بر جسته اینگونه سحابی سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار است.

سحابیهای سیاره نما

جدا از این سه گروه سحابیها ، برخی ازسحابیها از ستاره‌ها تشکیل می‌شوند. ستاره‌هایی مانند خورشید در پایان زندگی یعنی در مرحله غول سرخی لایه‌های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می‌پراکنند. این سحابیها را سیاره نما می‌نامند. آنها را به این سبب سحابی سیاره نما می‌نامند که وقتی با یک تلوسکوپ به آنها نگاه می‌کنیم به رنگ مایل به سبز دیده می‌شوند و به نحوی یاد آور ظهور قرصهای سیاره اورانوس و نپتون می‌باشند. همه آنها از نوع سحابی نشری هستند. زندگی ستاره‌های پر جرمتر از خورشید ، با انفجار ابر نواختری پایان می‌یابد و سحابی بزرگ و گسیخته‌ای از انفجار به جا می‌ماند که آن را سحابی باقیمانده انفجار ابر نواختری می‌نامند.

این سحابیها به لحاظ شکل زیبایی که دارند مورد توجه رصد گران هستند. یکی از این سحابیها سحابی M 57 در صورت فلکی چنگ رومی (شلیاق) است. اگر تا به حال این سحابی را رصد کرده باشید حتما می‌دانید که باید با بزرگ نماییهای بالا به دنبال شکار این جرم برویدف چرا که در بزرگ نماییهایی پایین مثلا در دوربینهای 20×120 و 20×60 این سحابی مثل ستاره‌ای در بین دو ستاره ی پایینی چنگ رومی است. یکی از اجرام زیبایی که می‌توان در فهرست ngc پیدا کرد سحابی اسکیمو در صورت ماه خرداد (دو پیکر یا جوزا) است.

این سحابی نیز دارای اندازه ی کوچک و درخشندگی کم است و راهنمای آن ستاره دلتا جوزا در پیکر پسین است. این سحابی دارای قدر مجموع نزدیک به 8 است. نکته‌ای که تقریبا در مورد همه سحابیهای سیاره نما صدق می‌کند این است که برای یافتن آنها باید در تصویر به دنبال ستاره‌ای بگردیم که ظاهرا فوکوس نیست. سحابی سیاره نمای «Henize 3-401» در صورت فلکی کشتی از دید تلسکوپ فضایی هابل ، همچون بسیاری از سیاره ‌نماهای دیگر ، دو جت گازی در دو جهت مخالف ، از جانب ستاره مرکزی به سمت بیرون گسترش یافته است.

img/daneshnameh_up/3/38/Planetary-Nebula-1-l.jpg

امکان تشکیل سحابیهای سیاره نما

بنابر یافته‌های گروهی از ستاره شناسان ، به نظر می‌رسد امکان تشکیل سحابیهای سیاره نما در منظومه‌های ستاره‌ای دوتایی ، بیشتر از ستارگان منفرد باشد. بنابر آنچه تا بحال در کتابهای نجومی گفته شده است، حدود هفت میلیارد سال دیگر ، ناظران دور دست ، خورشید در حال احتضار را بصورت یک سحابی سیاره نما خواهند دید. اما آیا این پیش بینی واقعا درست است؟ به گفته «اورسولا دمارکو» از موزه تاریخ طبیعی آمریکا ، ممکن است ستارگان منفرد برای تولید سحابیهای سیاره نما چندان مناسب نباشند. «دمارکو» در جریان انجام یک کار تحقیقاتی مشترک با گروهی از مؤسسه علوم تلسکوپ فضایی ، شواهدی یافت که نشان می‌دهد بیشتر ستاره‌های مرکزی سحابیهای سیاره نما ، ستاره‌های دوتایی هستند!

شکل سحابیهای سیاره نما

بیشتر سحابیهای سیاره نما کروی شکل نیستند، بلکه دارای نوعی تقارن دو قطبی ظاهری هستند. ستاره شناسان مدتها بر این باور بودند که این اشکال ، در اثر گردش ستاره همدم به دور ستاره مرکزی بوجود می‌آیند. مشاهدات «دمارکو» نیز این نظر را تأیید کرد. او با استفاده از تلسکوپ 3.5 متری WIYN در رصدخانه «کیت پیک» ، به مطالعه 11 ستاره مرکزی واقع در سحابیهای سیاره نما پرداخت و متوجه شد که احتمالاً در اثر کشش گرانشی یک همدم چرخان ، تغییراتی در سرعت شعاعی 10 عدد از این ستارگان دیده می‌شود. برای دیدن اینکه بسیاری از سیاره نماها ، تقارن دو قطبی دارند، الزاما نیازی به استفاده از تلسکوپ هابل نیست. نمونه‌های خوب دیگر را می‌توان توسط بیشتر تلسکوپهای آماتوری کوچکتر مشاهده کرد.

از اواسط دهه 1990، یک ستاره شناس اسرائیلی به نام «نوام سوکر» سعی کرد سناریوهای مختلفی برای توضیح اشکال گوناگون سحابیهای سیاره نما ارائه کند. در این سناریوها ، جرم ستارگان دوتایی ، از جرم یک ستاره تا یک سیاره تغییر می‌کرد. «دمارکو» می‌گوید: «فکر می‌کنم اساس نظرات مطرح شده توسط "سوکر" درست باشد، هر چند من بر خلاف او به محاسبات انجام شده در این مدلها اعتماد دارم».

به عقیده یکی از دانشمندان مؤسسه علوم تلسکوپ فضایی ، طبق مدلهای تحول ستاره‌ای و محاسبات هیدرودینامیک ، برای چرخاندن یک ستاره غول متورم و پیر ، به گونه‌ای که باعث تولید برون ریزهای جت مانند و سحابیهای دو قطبی و یا حتی سحابیهای سیاره نمای قابل رؤیت شود، نیاز به وجود یک همدم ستاره‌ای و نه سیاره‌ای در اطراف آن است؛ «ممکن است در آستانه یک انقلاب در زمینه مطالعه منشأ سحابیهای سیاره نما باشیم.» برای یافتن نشانه‌هایی از دوتایی بودن و همچنین تعیین دوره‌های مداری برای ستاره‌هایی که تا کنون آزمایش شده‌اند و برای اطمینان از اینکه تغییرات سرعت شعاعی ، ناشی از عامل دیگری نیست، این گروه قصد دارد ستاره‌های مرکزی بیشتری را مورد مطالعه قرار دهد.

چشم انداز بحث

رصدهای اخیرِ پیش سیاره‌های بسیار جوان توسط گروهی از ستاره شناسان مؤسسه فناوری کالیفرنیا (Caltech) که با استفاده از تلسکوپ «کک 2» (Keck II) در مائوناکی هاوایی صورت گرفته است، اهمیت بادهای دوقطبی در تشکیل سحابیهای سیاره نما را بخوبی آشکار کرده است. مطالعات طیف سنجی این گروه که در همایش ماه ژانویه جامعه ستاره شناسی آمریکا ارائه شد، نشان می‌دهد که بادهای نامتقارن ستاره‌های در حال مرگ ، ساختن پوششهای دورِ ستاره‌ای را حتی پیش از مرئی شدن این پوشش ، به عنوان یک سحابی سیاره نما ، شروع می‌کند.

اما آینده خورشید چطور؟ یک ستاره تنها ، در واقع بیشتر لایه‌های بیرونی‌اش را بعد از مرحله غول سرخ ، از دست می‌دهد. اما «دمارکو» خیلی مطمئن نیست که این منجر به یک سحابی سیاره نمای مرئی شود. به گفته وی ، اگر یک غول با چرخشی سریع به دوران در نیاید، از دست دادن جرم ممکن است برای مدت بسیار طولانی ، کُند و پایدار باقی بماند، که این منجر به سحابی می‌شود که رقیق و نامرئی است.

به علاوه ، بخاطر جرم کم خورشید و تحول آرام آن ، این سحابی ممکن است قبل از آنکه ستاره مرکزی به اندازه کافی گرم شود و سحابی را یونیزه کند، به کلی پراکنده شود. به گفته «دمارکو» ، برای آنکه روند کاهش جرم در این سحابیها ، بصورت انرژی زا ، دوره‌ای و نامتقارن باشد، وجود یک ستاره همدم ضروری است. در واقع ، ممکن است بسیاری از ستارگان منفرد ، هرگز یک سحابی سیاره نمای مرئی تولید نکنند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

سحابی خرچنگ

دید کلی

تصاویر جدید تلسکوپ فضایی هابل از این ابر نواختر آثار بی‌نظمی ناحیه‌ای از رشته‌ها و فورانهای گازی را آشکار می‌کند. شش هزار سال نوری دورتر از ما در صورت فلکی ثور جرم بی نظیری به نام سحابی خرچنگ دیده می‌شود، تکه‌های به جا مانده از ستاره‌ای که در سال 1054 میلادی تبدیل به یک ابر نواختر شده است. سحابی خرچنگ عاملی کند کننده برای ذرات پر انرژی است و در مرکز آن تپ اختر بسیار چگالی قرار دارد که به سرعت درون یک ستاره منفجر شده می‌چرخد.

درون سحابی خرچنگ

یکی از بهترین موضوعات مورد مطالعه ستاره شناسان بررسی و مشاهده آثار این ابر نواختر می‌باشد. جف هستر و پال سکامن از دانشگاه ایالت آریزونا در تمپه تصاویر جدید تلسکوپ فضایی هابل را در این مورد بکار می‌برند. این تصاویر که با دوربین شماره 2 سیاره‌ای (میدان دید باز) تهیه شده‌اند جزئیات غیر قابل انتظاری از سحابی خرچنگ را نشان می‌دهند. تصاویر نشان می‌دهند در ستاره‌ای که منفجر می‌شود، مواد اعم از گاز و یا مواد به جا مانده از انفجار با سرعت خیلی زیاد، در حدود هزار کیلومتر در ثانیه به اطراف پرتاب می‌شوند.

به نظر می‌رسد رشته‌های سحابی خرچنگ ، جز چند تغییر جزئی در طول از نظر ترکیب و رنگ چندان فرقی با نظریه‌های قبلی نداشته باشد. رشته‌ها با گره‌های داغ و گازهای گرم و سرد ترکیب می‌شوند. در این طرحواره ، رنگ قرمز نشان دهنده گسیل اتمهای اکسیژن در گاز سرد و رنگ سبز نماینده اتمهای اکسیژن در گاز داغ و آبی نشان دهنده گسیل اتمهای سولفور در گاز گرم است. رصدهای روی سطح زمین توان تفکیک را پایین می‌آورد و ساختار معمولی از خرچنگ ارائه می‌دهد.

عکسی که مشاهده می‌کنید بزرگترین عکسی است که تا به حال توسط دوربین wfpc2 هابل گرفته شده است. سحابی خرچنگ تقریباً در بین تمامی اجرام رصد شده بیشترین پیچیدگی از نظر ساختار را داراست و یکی از دینامیکی‌ترین اجرام است. این عکس جدید سحابی خرچنگ از گرد آوری و مونتاژ 24 عکس تکی توسط هابل گرفته شده و بالاترین تفکیک و کیفیت را در بین تمامی عکسهای گرفته شده از خرچنگ داراست.

عکس جدید هابل از سحابی خرچنگ
در بین تمام عکسهای گرفته شده از این سحابی
از زمان تشکیلش بیشترین جزییات را داراست.

وانگهی هستر و سکامن در سحابی خرچنگ گرد و غباری بیش از حد انتظارشان مشاهده کردند. در صورتی که نظریه قبلی ستاره شناسان این بود که در سحابی ، گرد و غبار تحت شرایطی در نواحی گازهای مولکولی خیلی سرد قرار می‌گیرد و این آسانترین راه نشانه گذاری برای جستجوی مناطق تاریکی است که در مقابل یک زمینه روشن قرار دارند.

از همه مهمتر اینکه این دو محقق چگونگی برهمکنش رشته‌ها با سحابی سنکروترونی خرچنگ را کشف کردند. (بر همکنش میدانهای مغناطیسی و ذرات پر انرژی). داده‌های هابل نشان می‌دهد که فشار سحابی سنکروترونی بیشتر به ساختار رشته‌های سحابی خرچنگ وارد می‌شود، در یک بطری است. وقتی بطری را ایستاده نگه داریم، سرکه که سنگینتر از روغن است، در ته بطری قرار می‌گیرد و رغن روی آن می‌ایستد. اگر بطری را بچرخانیم حبابهای روغن ازته ظرف وارد سرکه چگالتر می‌شوند. در مورد سحابی خرچنگ ، "نور" سحابی سنکروترونی انبوه مواد باقی مانده سنگین و چگال به طرف گاز سرد هل می‌دهد.

چگونگی ارتباط با محیط اطراف

هستر و سکامن می‌کوشند تا توضیحی برای این موضوع بیابند که چگونه یک تپ اختر با محیط اطرافش برهمکنش دارد. تصاویر برای اولین بار نشان دادند گره کوچک درخشانی فقط به اندازه 1500 واحد نجومی ، از تپ اختر گسیل شده است (یک واحد نجومی فاصله متوسط زمین از خورشید است). گره و تپ اختر هر دو با انرژی یکسان پرتو ایکس فوران می‌کنند و به نظر می‌رسد در طول مدار چرخشی تپ اختر قرار دارند. هستر و سکامن معتقدند که گره ممکن است یک "شوک" در فوران (مواد یا گاز) باشد.

از اکتشافات مهم دیگر این محققان این است که هاله‌ای در فاصله ده هزار واحد نجومی بالای قطب مخالف تپ اختر در حدود 20 درجه‌ای از خط دید ما گسیل می‌یابد. فوران پرتو ایکس بطور مستقیم از میان مرکز هاله پخش می‌شود. این چرخه ممکن است با مرزی مابین نواحی اثر قطبهای تپ اختر و بادهای استوایی مشخص شود. اما علت بالا آمدن هاله و وجود گره بر فراز قطب ، مبهم است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

سحابی بازتابی

مقدمه

سحابی‌ها در واقع ابرهایی از ذرات گاز و غبار در فضا هستند، که پیرامون هم گرد آمده‌اند. گازها بطور عمده از هیدروژن و ذرات غبار از کربن و سیلیس تشکیل شده‌اند. این واژه در لاتین نیز به معنای ابر می‌باشد. در سالهای گذشته از آنجا که اجرام ژرف آسمان در میان سایر ستارگان به صورت نقاطی تار نمایان می‌شدند، اخترشناسان برای نام گذاری آنها از همین واژه تحت عنوان سحابی‌های فراکهکشانی استفاده می‌نمودند. اما با گذشت زمان و به یاری تلسکوپهای پیشرفته ، مشخص شد که در حقیقت این نقاط مبهم ، کهکشانها هستند، (سیستمی متشکل از صد و پنجاه میلیارد ستاره ، که حول محور کهکشان در گردشند.) همانطور که پیش از این نیز اشاره شد، امروزه دانشمندان از واژه سحابی فقط برای نام گذاری، ذرات گاز و غبار استفاده می‌کنند.

سحابی از نوع بازتابی

سحابی‌های گازی به صورت کلی در دو دسته طبقه بندی می شوند. 1. سحابی پخشنده 2. سحابی سیاره نما. سحابی پخشنده نیز به سه دسته گسیلشی ، بازتابی و تاریک تقسیم می‌شود. سحابی گسیلشی ، ابری است از ماده که در آن ستارگانی بسیار درخشان و سوزان جای دارند، نور این ستارگان در طیف فرابنفش باعث برانگیختگی اتمهای گاز شده و در نتیجه نور نسبتا فراوانی از سحابی گسیل می‌شود. سحابی جبار در کمربند صورت فلکی شکارچی نمونه‌ای از سحابی گسیلشی است. به عقیده دانشمندان سحابی‌های گسیلشی در واقع زایشگاه ستاره‌ای هستند. محلی که در حدود 100 هزار ستاره با اندازه‌ای برابر خورشید در آن متولد می‌شوند. گرانش بسیار زیاد ، باعث می‌شود، ذرات گاز و غبار باهم برخورد کرده و جذب یکدیگر شوند، در طی میلیونها سال با متراکم شدن این ذرات در دما و فشار بسیار زیاد، ستاره بوجود می‌آید و شروع به تابش می‌کند.

سحابی سیاره نما

اگر ستارگانی که در درون و یا اطراف سحابی وجود دارند، از نوع سرد باشند (نسبت به ستارگانی که در سحابی‌های گسیلشی جای دارند)، به دلیل تابش ضعیف نور فرابنفش قادر به بر انگیختن ذرات گاز نیستند، در نتیجه سحابی قادر به گسیل نور نخواهد بود، بلکه نور ستارگان اطراف را بازتابش می‌کند. به این گونه از سحابی‌ها ، سحابی بازتابی می‌گویند، طیف نوری که از این سحابی‌ها بازتاب می‌شود، با طیف نور ستارگان یکسان است. ابرهایی که ستارگان خوشه پروین را در بر گرفته‌اند از نوع سحابی بازتابی می‌باشند. امروزه دانشمندان از واژه سحابی فقط برای نام گذاری ، ذرات گاز و غبار استفاده می‌کنند.

رصد سحابی‌ها

از جمله زیباترین و بزرگترین سحابی‌های آسمان و در واقع بزرگترین سحابی آسمان تابستان می‌توان به سحابی مرداب (M8) از قدر 5 در صورت فلکی قوس اشاره کرد. البته چیزی که این سحابی را در میان محدوده‌ی خوشه‌های ستاره‌ای بی نظیر آسمان در راستای مرکز کهکشان ممتاز می‌کند این است که این جرم فقط یک سحابی نیست و در واقع به صورت ترکیبی از یک خوشه و یک سحابی دو تکه دیده می‌شود.

کمی دورتر از M8 می‌توانید سحابی سه تکه M20 که از قدر 7 است را ببینید. اگر در شرایط خوبی قرار داشته باشید این دو را با چشم غیر مسلح هم می‌توانید رصد کنید، البته در تمام رصدهایی که با وسیله‌ای اپتیکی ( مانند تلسکوپ) انجام می‌دهید یک چیز مهم را همیشه در نظر داشته باشید و آن توجه به جزئیات است. یادتان باشد که فقط پیدا کردن محل جرم مورد نظر مهم نیست. شما حتی با وسیله‌ی خودتان هم ممکن است بتوانید با کمی دقت و تلاش جزئیات بسیار هیجان انگیزی را از سحابی‌ها ببینید. استفاده از یک عکس یا طرح دقیق از جرم مورد نظر هنگام رصد می‌تواند خیلی به شما کمک کند. این کار گر چه برای رصد همه‌ی اجرام غیرستاره‌ای لازم است اما در مورد سحابی‌ها نکته‌ی مهمتری به نظر می‌رسد.

img/daneshnameh_up/3/38/planetary_nebula.jpg

مثلا هنگام رصد M20 سعی کنید محل جدا شدن سه تکه‌ی سحابی را در تصویر دوربین یا تلسکوپ تشخیص دهید و سپس آن را با عکس سحابی تطبیق دهید. این کار واقعا هیجان انگیز است.

از طرف دیگر چشمگیرترین جرم در آسمان زمستان سحابی جبار درست روی نگین شمشیر شکارچی است و با فاصله بسیار کمی از این سحابی (M42) ، سحابی (M43) کوچک از قدر 7 هم دیده می‌شود. حال سعی کنید که سحابی جبار را نسبت به کمربند جبار قرینه کنید. بله این جرم زیبا (M78) است. از جمله نکات مهم دیگر در رصد سحابی‌ها این است که بعضی از سحابی‌ها را بخاطر گستردگی زیادشان و تضاد نوری کمی که با زمینه‌ی آسمان دارند در بزرگنمایی‌های کمتر بهتر می‌توان تشخیص داد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

سیاه چاله

مقدمه

طبق نظریه ، نسبیت عام ، گرانش انحنا دهنده فضا - زمان است. فضای حول ستاره به نحو بارزی خم می‌شود در لحظه‌ای که هسته ستاره تبدیل به حفره سیاه می‌شود. این جرم خطوط فضا زمان را مانند پیله‌ای به دور خود می‌پیچد. امواج نوری کم تحت زوایای خاصی به سمت سیاهچاله روان می‌شود. در سطح کره‌ای که هم مرکز نقطه یکتایی سیاهچاله است، تجمع می‌کنند. در فاصله معینی از سیاهچاله که بسته به جرم ستاره رمبیده دارد، جاذبه آنچنان زیاد است که نور نمی‌تواند فرار کند، به این فاصله افق حادثه گفته می‌شود.

ساختار سیاهچاله‌ها

با حل استاتیک غیر چرخشی با تقارن کروی برای معادلات میدان انیشتین این نکته مشخص می‌شود که سیاهچاله‌ها که از یک سمت به صورت چاه عمل می‌کنند، در سطح دیگری بصورت چشمه عمل می‌کند. یعنی می‌تواند دو سطح مختلف فضا زمان را از جهانهای گوناگون یا دو نقطه بسیار دور از جهان خودمان را به هم متصل کند. که به این حالت کرم چاله یا پل انیشتین رزن گفته می‌شود.

سیاهچاله‌ها چگونه بوجود می‌آیند؟

هر چه ستاره‌های نوترونی بزرگتر باشد کشش جاذبه‌ای داخلی آن نیز بیشتر خواهد بود. در سال 1939 اوپنهایمر فکر کرد که نوترونها نمی‌توانند در برابر همه چیز مقاومت کنند. به نظر او اگر یک چیز در حال از هم پاشیدن بزرگتر از 2.3 برابر اندازه خورشید بود، آنگاه نه تنها الکترونها بلکه نوترونهای آن نیز در هم می‌شکست.

همچنین باید بدانیم که وقتی نوترونها در هم شکستند، دیگر هیچ چیز مطلقا وجود ندارد که از در هم پاشیدن ستاره جلوگیری کند. اگر شما خود را روی سطح یک توده در حال از هم پاشیدن تصور کنید، آنگاه شما با فرو ریختن آن جسم به مرکز آن نزدیکتر و نزدیکتر خواهید شد. و بنابراین نیروی جاذبه بیشتر و بیشتری را حس خواهید کرد. تا هنگامی که ستاره به مرحله کوتوله سفید برسد، شما بیش از 1.016 تن وزن پیدا خواهید کرد.

وقتی که ستاره به در هم پاشیدن ادامه داد و از مرحله ستاره نوترونی هم گذشت و بطور کامل از هم پاشید، وزن شما از 15000 میلیون تن بیشتر و بیشتر خواهد شد. اگر سیاهچاله به اندازه کافی به ما نزدیک بود، می‌توانستیم نیروی جاذبه بر آن را حس کنیم. اما وقتی یک سیاه چاله در میان ستاره‌ها خیلی دورتر از ما قرار دارد، آیا می‌توانیم وجود آنرا اثبات کنیم؟ برای این منظور اخترشناسان دو راه آشکار شدن حدس می‌زنند.

اول از روی جرم سحابی برای مثال اگر آنها جرمهای تمام ستارگان موجود در یک خوشه ستاره‌ای مرئی بطور قابل ملاحظه‌ای کمتر از جرم خوشه وجود داشته باشد، مرکز کهکشانها به عنوان مکانهایی تلقی می‌شوند که در آنها سیاهچاله‌ها وجود دارند. زیرا چگالی مواد در آنجا زیاد است.
اول از روی جرم سحابی برای مثال اگر آنها جرمهای تمام ستارگان موجود در یک خوشه ستاره‌ای مرئی بطور قابل ملاحظه‌ای کمتر از جرم خوشه وجود داشته باشد، مرکز کهکشانها به عنوان مکانهایی تلقی می‌شوند که در آنها سیاهچاله‌ها وجود دارند. زیرا چگالی مواد در آنجا زیاد است.

راه دوم نیز این بوده که اگر چه hc سیاهچاله‌ها هیچ تشعشعی خارج نمی‌شود، اما چیزهایی که در سیاهچاله‌ها سقوط می‌کنند. به هنگام سقوط اشعه ایکس از خود منتشر می‌کنند و هر چیز کوچکی که در سیاهچاله‌ها سقوط کند تنها مقدار کمی اشعه ایکس از خود منتشر می‌کند. این مقدار برای کشف آن در فاصله میلیونها میلیون کیلومتری کافی نخواهد بود.

در سال 1971 یک دانشمند انگلیسی به نام استفن هاوکینگ عنوان کرد که این واقعه بوجود آمدن سیاهچاله‌ها هنگامی که جهان نخستین انفجار بزرگ خود را آغاز کرد اتفاق افتاده است. هنگامی که تمامی مواد تشکیل دهنده جهان منفجر شد، مقداری از این مواد آن چنان به هم فشرده شدند که تبدیل به سیاهچاله گشتند. وزن برخی از این سیاهچاله‌ها ممکن است به اندازه وزن یک سیاره کوچک و یا از آن کمتر باشد و وی آنها را سیاهچاله کوچک نامید.

نتایج تحقیقات هاوکینگ

سیاهچاله‌ها می‌توانند وزن از دست بدهند.
مقداری از انرژی جاذبه‌ای آنها در خارج از محدوده شعاع شوارتز شیلد ستاره به ذرات ماده تبدیل می‌شود.
ممکن است این ذرات به فضای بیرون بگریزند از این طریق مقداری از مواد تشکیل دهنده سیاهچاله‌های بزرگ که به اندازه یک ستاره وزن دارند، برای تبخیر همه مواد تشکیل دهنده‌اش میلیونها میلیون سال وقت لازم است. در حالی که در این مدت خیلی بیشتر از این مقدار ماده به آن اضافه می‌شود. بنابراین هیچگاه از طریق تبخیر وزن آن کاسته نمی‌شود.
هر چه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است یک سیاهچاله کوچک واقعی باید بیشتر از مقدار ماده‌ای که به خود جذب می‌کند وزن از دست بدهد. بنابراین سیاهچاله کوچک باید بوسیله تبخیر کوچکتر و کوچکتر شود و بالاخره هنگامی که دیگر خیلی خیلی کوچک شد یک مرتبه تبخیر آن حالت انفجاری به خود گرفته و تشعشعاتی حتی با انرژی بیشتر از اشعه ایکس منتشر کند. اشعه منتشر شده از این طریق اشعه گاما خواهد بود.
سیاهچاله‌های کوچکی که 15 میلیون سال پیش هنگام نخستین انفجار بزرگ جهان ایجاد شده‌اند، اکنون ممکن است در حال ناپدید شدن باشند. هاوکینگ اندازه اولیه آنها و نوع اشعه گامایی را که هنگام انفجار تولید می‌کنند، حساب کرد.

img/daneshnameh_up/8/87/siahchaleh001.jpg

انواع سیاهچاله

شوارتس شیلد: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.
رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.
کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.
کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.

به نظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:

اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

مجهولات سیاهچاله‌ها

اگر ستاره شناسان بتوانند نوع پرتوهایی که هاوکینگ پیش بینی کرده است، شناسایی کنند، مدرک خوبی برای تأیید تشکیل و وجود سیاهچاله بدست خواهد آمد. اما تاکنون پرتوهای پیش بینی شده کشف نشده‌اند. با اینحال هر لحظه ممکن است این پرتوها شناسایی شوند. دلیل تابش اشعه ایکس از حفره سیاه این است که جرمی که توسط طوفانهای ستاره‌ای خود ستاره ، از سطح آن می‌گریزند، در فاصله مناسبی که به حفره سیاه رسیدند، توسط حفره شکار می‌شوند و در مداری به دور حفره شروع به چرخش کرده و به این ترتیب شکل یک دیسک عظیم را تشکیل می‌دهند.

با توجه به این نکته که لایه‌های داخلی‌تر دیسک سریعتر از لایه‌های خارجی می‌چرخند، در اثر اصطکاک لایه‌های مختلف دیسک گرم شده و شروع به تابش اشعه ایکس می‌کنند. به این دیسک ، دیسک تجمعی گفته می‌شود. این حالت برای اولین بار در ستاره دوتایی (دجاجه1-X) مشاهده شده است. احتمالا قطر خود حفره سیاه (قطر افق حادثه) 30 کیلومتر است و برای تمامی ستاره دوتایی سیاهچاله ساختمان به همین شکل است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

خورشید

مقدمه

خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 1.4 میلیون کیلومتر (870000 مایل) است. جرم این ستاره 7 برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین 750 برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید ، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.

مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید ، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.

مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش 160 برابر آب می‌باشد. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده ، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، 3.9 میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم 2 میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه ، این انرژی به زمین می‌رسد.

هنگامی که خورشید منبسط می شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود 150برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن 1000برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی

زبانه حلقوی در شکل پایین ، خطوط میدان مغناطیسی ، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973 ، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) 000/588 کیلومتر (365.000 مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی ، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی ، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.

باد خورشیدی

هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل900 کیلومتر (560 مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است.

img/daneshnameh_up/a/ab/Enerjikhorshid.jpg

مسیر نامنظم
دو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شده
در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت
نورو گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه
این انرژی به زمین می رسد.

چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی

حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می‌شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق قطبی آن چرخیده و این امر باعث می‌شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید ، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه‌های خورشیدی ، شعله‌ها و زبانه‌های خورشیدی می‌شوند. این فعالیتها ، بخصوص لکه‌های خورشیدی ، چرخه‌ای 11 ساله دارند.

مرگ خورشید

5 میلیارد سال بعد ، بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم خواهد شد. در آن زمان ، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار ، دمای آنرا افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می‌کند و آنها را در بر می‌گیرد. انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می‌برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می‌شود. سپس ، لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهند داد. هسته نیز بصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت. پس می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید ، مرگ زمین و تمام موجودات این سیاره فرا می‌رسد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

اجرام آسمانی

مقدمه

فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سیارات و بسیاری اجرام آسمانی دیگر انباشته شده است. عجایب و عظمت آنها به مراتب از تمامی دیگر پدیده‌های آفرینش بیشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلی پدیده‌های آسمانی انبوهی که عجیب و غریب می‌نماید وجود دارند، که پاره‌ای از آنها بوسیله دانشمندان شناسایی شده‌اند. مانند: کوتوله‌های سفید ، ستارگان نوترونی ، ستارگان هیپرونی ، کوازارها و دنباله دارها و سیاه چاله‌ها و ... .

در فضای قابل رویت برای ماده میلیاردها کهکشان جداگانه وجود دارد که بزرگترین آنها نظیر راه شیری و نزدیکترین کهکشان به نام اندرومیدا یا به قول عبدالرحمن صوفی امراة المسلسله که فاصله آن از ما تقریبا 1.5 میلیون سال نوری و قطر زاویه‌ای ان 3.5 درجه و قطر خطی‌اش در حدود 100 هزار سال نوری است و دارای تقریبا یکصد میلیارد ستاره است. هر کهکشان مجموعه‌ای از میلیاردها ستاره است که بعضی از آنها از خورشید بزرگتر و بعضی دیگر بطور قابل توجهی کوچکتر.

img/daneshnameh_up/7/77/Sahabisayarei.jpg

سحابی دمبلی
این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به
شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از
گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.

سحابیها

در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که ما بین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. سحابیها به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند. به کمک تلسکوپ به ساختمان و ویژگی آنها می‌توان پی برد. بعضی از سحابیها نیز تاریک بوده و مانع عبور نور ستارگانی که در پشت آنها قرار دارند می‌گردند.

سیارات

اجرام تقریبا کروی ، جامد و بزرگی هستند که به دور خورشید می‌گردند. بزرگترین آنها به نام مشتری است که جرمی معادل یک هزارم جرم خورشید را دارد. تا به حال سیستم سیاره‌ای نظیر آن چه به خورشید مربوط است، کشف نگردیده است. سیارات اجرام سماوی نسبتا سرد بوده و انعکاس نور خورشید باعث مرئی شدن آنها می‌گردد.

عکس پیدا نشد

تشخیص سیارات از ستارگان در آسمان شب

سیارات با نور ناپایدار می‌درخشند، ولی نور ستارگان هم از لحاظ رنگ و هم از لحاظ روشنایی به سرعت تغییر می‌کند.
سیارات در آسمان حرکت کرده و محل آنها تغییر می‌کند، ولی ستارگان نسبت به هم دارا ی مکانهای تقریبا ثابتی هستند.
سیارات هنگام رصد با تلسکوپها بصورت قرص نورانی بزرگ دیده می‌شود، در صورتی که ستارگان بصورت نقاط روشن به نظر می‌رسند.
سیارات را می‌توان در نواحی باریکی از آسمان مشاهده کرد، ولی ستارگان را می‌توان در هر قسمتی از آسمان یافت.

سیارکها

سیاره‌های خرد ، اجرام جامد کوچکی هستند که به دور خورشید می‌چرخند و تفاوت آنها با سیارات در بزرگی آنها است. بزرگترین این سیارکهای خرد به نام سیرس می‌باشند، که قطرش برابر با 800 کیلومتر است. قطر اکثر آنها در حدود 3 کیلومتر می‌باشد. سیارکها نیز توسط انعکاس نور خورشید قابل رویت می‌باشند و آنها را بدون تلسکوپ نمی‌توان دید.

قمرها

قمرها اغلب از اجتماع و تمرکز دیسکهای غبار و گاز در پیرامون سیاره‌ها درست می‌شوند. شش سیاره از نه سیاره بزرگ هر کدام یک یا چند قمر دارند که به دور آنها می‌چرخند. تا به حال 45 قمر در منظومه شمسی کشف کردیده است.

ستارگان دنباله دار

ستارگان دنباله دار اجرام سماوی هستند که گه گاه ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله دار از یک مسیر نورانی و دنباله طویلی تشکیل شده است. سر آن ممکن است به بزرگی خود خورشید و دم آن نیز در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد. هر ستاره دنباله دار با وجود اینکه صدها کیلومتر در ثانیه سرعت دارد برای یک چشم غیر مسطح همچون ما، بی حرکت به نظر می رسد. سرعت آنها را می‌توان از تغییر مکانش نسبت به ستارگان زمینه ثابت آسمان تعین کرد.

تا کنون نزدیک به هشتصد ستاره دنباله دار کشف و نامگذاری گردیده است. اکثر ستاره‌های دنباله دار از یک مدار بسته‌ای در حال حرکت هستند. چنین ستارگان دنباله دار اهمیت زیادی داشته و بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و مشاهده شده‌اند، که مشهورترین آنها ستاره دنباله‌دار هالی است. مدارهای ستارگان دنباله دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یک بار در مجاورت زمین ظاهر و رویت گردیده ، دور می‌زنند و سپس رفته و دیگر به نزدیکی زمین نمی‌گردند.

شهابوارها

اجسام جامد و ریز دیگری به اندازه ته سنجاق هستند، در فضا دیده می‌شوند. اکثرا گروهی از این شهابها به طرف زمین حرکت کرده و در جو آن به دام میدان مغناطیسی حاکم بر کره زمین می‌افتد. در اثر برخوردشان در فاصله 150 کیلومتری جو زمین و در اثر اصطکاک آن ، جسم سوخته و غبار آن به طرف زمین سقوط می‌کنند. نور حاصل شده از این برخورد را به نام شخانه می‌نامند. در واقع می‌شود اظهار کرد هر ساله چندین صد تن از غبار شخانه بر سطح زمین می‌نشینند. معمولا شهابها در فاصله 80 کیلومتری سطح زمین کاملا از بین می‌روند، ولی بعضی اوقات احتمال دارد که کاملا تحلیل نگردند و بصورت شهاب سنگ به سطح زمین برسند.

نامگذاری اجرام اعماق فضا

برخی اجرام غیر ستاره ای از جمله کهکشانها و سحابیها با عناوین رایجی نامیده می‌شوند، ولی برخی تنها با یک شماره مشخص می‌شوند. در سال 1774 شارل مسیه (1817 - 1730) فهرستی شامل 45 جرم آسمانی منتشر کرد و طی یک دهه بعد از آن به این تعداد افزود. نام هر یک از اجرام این فهرست متشکل از حرف ام (حرف اول مسیه) و یک عدد بدنبال این حرف است. نام بسیاری دیگر از اجرام آسمانی متشکل از ان. جی.سی و یک عدد است. این طرز نامگذاری در فهرستی که توسط ستاره شناس دانمارکی ، جان لودویک امیل دریر (1926 - 1852) ، منتشر شد، معرفی شده است. این فهرست ، فهرست عمومی نوین نامگذاری شده است.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

فیزیک نجومی

مقدمه

علم ستاره شناسی جزو دانشهایی است که علاقمندان و آماتورها در پیشبرد آن سهیم بوده‌اند و از اینرو کشفهای زیادی را می‌توان اسم برد که توسط منجمان غیر حرفه‌ای صورت گرفته است. مثلا حسابداری که بخاطر تلاشهایش در مورد سیارات و شحانه‌ها به دریافت مدال طلای انجمن سلطنتی نجوم انگلستان نائل گردید و یا کشیشی که بخاطر مطالعاتش در مورد سیاره مشتری شهرت یافت و غیره. در واقع می‌توان گفت اکثر منجمان غیر حرفه‌ای (آماتور) بوده‌اند.

طیف نما
این طیف نمای قرن نوزدهم بعد از اتصال به تلسکوپ
می تواند اجزای نور خورشید را تجزیه کند.

تاریخ نجوم

نجومی که امروزه بدست ما رسیده است سه دوره زیر را پشت سر گذاشته است:

دوره زمین مرکزی

از تاریخ باستان تا قرن شانزدهم میلادی ادامه داشته است، هواداران این دوره بر این عقیده بودند که زمین در مرکز جهان است و خورشید ، ماه و ستارگان به دور زمین می‌گردند.

دوره کهکشانی

نجوم جدید در واقع در این دوره آغاز گردید. کوپرنیک اثبات کرد که زمین نه تنها مرکز جهان نمی‌باشد، بلکه شبیه سیارات دیگر به دور خورشید می‌چرخد و سیاره‌ای منحصر به فرد نبوده و کاملا معمولی است. خورشید یکی از ستارگان بیشمار دیگر در آسمان است. در این دوره علم نجوم بطور گسترده مطالعه گردید. و فلسفه آن شناخت و فهم قوانینی که بر حرکت اجرام سماوی حکم فرما بود، می‌باشد.

دوره کیهانی

در این دوره همردیف دوره قبلی اثبات گردید که کهکشانی که خورشید ما بدان تعلق دارد یکی از کهکشانهای بیشمار در فضا است. انواع تلسکوپهای نوری بزرگ و عظیم رادیوئی بدین منظور ساخته شد و ساخته می‌گردد. دانشمند بزرگی که با این دوره ارتباط دارد ، انیشتین می‌باشد که کیهانشناسی و اختر شناسی وابستگی بیشتری به نظریه نسبیت وی دارد.
در اواسط قرن نوزدهم ، کانون توجه ستاره شناسی تغییر یافت. بجای توجه نمودن به موقعیت اجرام سماوی آسمان، ستاره شناسان درباره ماهیت آن اجرام کنجکاو شدند. دیگر ، ستارگان ، نقاط تحرک نور نبودند و جرم ، اندازه و ترکیب فیزیکیشان مهم محسوب می‌شد. اختراع طیف نما ، که ابزاری برای تجزیه نور بود، علم فیزیک را به ستاره شناسی پیوند داد و فیزیک نجومی آغاز شد.

تجزیه نور خورشید

با استفاده از طیف نما ، ستاره شناسان نور خورشید را جهت تشکیل طیف تجزیه می‌کنند. هر ستاره طیف منحصر بفردی دارد که شامل الگوی خطوطی است که نمایانگر ترکیب شیمیایی ستاره‌اند. در اواخر قرن نوزدهم ، گروهی از رصدخانه هاروارد آمریکا طیف صدها هزار ستاره را مطالعه کردند و بعد آنها را به هفت طیف اصلی طبقه بندی کردند. هنوز از سیستم طبقه بندیشان استفاده می‌شود. طیف بینی نقطه عطف درک ماهیت ستارگان بود. ستاره شناسان با طبقه بندی ستارگان بر اساس ویژگیهای طیفشان به چگونگی تولد و مرگ و منبع انرژی آنها پی‌بردند.

img/daneshnameh_up/9/9d/Goroohetahghigh.jpg

گروه تحقیق
گروه رصدخانه هاروارد سالهای بسیاری را صرف
تجزیه خطوط طیفهای ستارگان نمودند.

سیستم طبقه بندی هاروارد

تیم رصدخانه هاروارد کار خود را با طبقه بندی خطوط هیدورژن ، طیف ستارگان آغاز کردند. آنها ستارگان دارای خطوط قوی هیدروژن را در طبقه A قرار دادند. طبقهB نمایانگر خطوط ضعیفتر هیدروژن بود و الی آخر. بعدا عضوی از این تیم بنام آنی جامپ کانن (1941 - 1863) متوجه شد که در دمایی معین خطوط هیدروژن قویترند و ستارگان داغتر و سردتر خطوط هیدروژن کمتری دارند. او دوباره آن سیستم را بر اساس دما منظم نمود و همچنان از این سیستم M ، K ، G ، F ، A ، B ، O استفاده می‌شود.

img/daneshnameh_up/7/76/Teyfesetareh.jpg

هرتز پرونگ و راسل

دراوایل قرن بیستم ، اینار هرتز پرونگ ستاره شناس دانمارکی (1967 - 1873) و هنری راسل آمریکایی (1957- 1877) مستقلا طبقه بندی طیف ستارگان را بر پایه درخشندگی‌شان انجام دادند. هر دو خیلی زود دریافتند که نتایج نشان می‌دهد که ستارگان در طبقاتی قرار می‌گیرند که نشانگر مراحل مختلف چرخه حیات ستارگان است. نمودار هرتز پرونگ - راسل یا نمودار R - H ، همچنان محور ستاره شناسی نوین است.

درک انرژی ستارگان

تقریبا از سال 1920میلادی ، گروهی از فیزیکدان نجوم کوشیده‌اند تا منبع انرژی ستارگان را مشخص کنند. سیسیلیا پین گاپوشکین ، ستاره شناس انگلیسی (79 - 1900) ، اثبات نمود که ستارگان عمدتا از هیدروژن تشکیل شده‌اند و ترکیب اکثر ستارگان یکسان است. در سال 1929، آرتور ادینگتون انگلیسی (1944 - 1882) نشان داد که انرژی ستاره از تبدیل هیدروژن به هلیوم حاصل می‌شود. در دهه‌های بعد ، ستاره شناسان دیگر کار خود را بر پایه این نکته و کار دیگر او در زمینه رابطه جرم ستاره و روشنایی‌اش قرار دادند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

ستاره نوترونی

مقدمه

هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنند.

مشخصات ستاره نوترونی

برای اینکه تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارکها باقی بمانند و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگینتر است خواهد بود، که این کوارک تا کنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده است.

تحقیقات انجام یافته

از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد. این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد. (این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد)

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود. با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود. این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.

در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM - نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکته قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

نقشه ستارگان

نگاه اجمالی

ستارگانی که با چشم غیر مصلح می‌توان دید روشناییهای متفاوتی دارند. روشنایی ستارگان را با قدر می‌سنجند. قدر روشنترین ستارگان با عدد کوچک و قدر کم نورترین آنها با عدد بزرگ نشان داده می‌شود. روشنترین ستارگان آسمان شب ، از قدر صفر یا اول هستند.کم نورترین ستاره‌ای را که می‌توانید در یک شب تاریک و بی مهتاب ببینید، از قدر ششم است. در این نقشه‌ها تنها سه نماد برای نشان دادن ستارگان پرنور ، متوسط و کم نور مورد استفاده قرار گرفته است.

ستارگان دب اکبر

تشخیص ستارگان کم نور

ستارگان کم نور فقط هنگامی قابل تشخیص‌اند که آسمان واقعا تاریک باشد. جو زمین با دریافت و بخش نورهایی که به آن می‌رسد سبب می‌شود که زمینه آسمان شب ضعیفی بدست آورد. به سبب روشنایی خیابانها و خانه‌ها ، در شهر یا حومه آن ، آسمان هیچ وقت بطور کامل تاریک نمی‌شود. از این تشخیص عده‌ای از صور فلکی روشنتر امکان پذیر است. با طلوع ماه ، بویژه هنگام بدر ، آسمان شب چنان روشن می‌شود که عده ستارگان قابل روئیت از عده انگشتان دست تجاوز نمی‌کند.

نحوه استفاده از نقشه ستارگان

از روی نقشه‌ها و اطلسهای ستارگان چاپ شده می‌توان برخی از صورتهای فلکی نیمکره شمالی را یافت. آن صورتهای فلکی ستارگان کم نوری دارند، حذف شده‌اند تا استفاده از نقشه‌ها آسانتر شود. برای کار ، مجموعه‌ای از چند نقشه لازم است. چرا که منظره آسمان ساعت به ساعت و نیز در طی تمام سال تغییر می‌کند. این نقشه‌ها از دو نیم دایره تشکیل شده‌اند. که یکی شمال و دیگری جنوب را نشان می‌دهد. نخست آن نقشه را انتخاب کنید. تاریخهای زیر آن به تاریخ مشاهده شما نزدیکتر باشد. حال اگر رو به شمال بایستید، نقشه شمالی روشنترین ستارگان رو در روی شما را نشان خواهد داد و اگر رو به جنوب کنید، نقشه دیگر ستارگان قابل مشاهده را مشخص خواهد کرد.

شکل نقشه ستارگان

با استفاده از این نقشه‌ها مشکل بتوان ستارگانی را یافت که مستقیما در بالای سر هستند. ولی اگر در وهله اول صورتهای فلکی آسانتر را یاد بگیرد، بعدا می‌توانید از نقشه‌ها بسیار دقیق استفاده کنید و ستارگان کم نورتر را بیابید. روش بهتر این است که به مطالعه صورتهای فلکی می‌پردازید. اول آنهایی را بیابید که از قبل می‌شناختید. سپس صورتهای جدید را جستجو کنید. با این روش می‌توانید به زودی در شناخت آسمان و یافتن ستارگان و صورتهای فلکی مهارت کسب کنید.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

خوشه ستاره ای

مقدمه

خوشه ستارگان مجموعه‌ای از ستارگان است که با جاذبه گرانشی دو جانبه به یکدیگر پیوسته‌اند. ستارگان هر خوشه ، همزمان و از یک ابر غبار و گاز متولد شده‌اند و بنابراین سن و ترکیبشان مشابه است. ولی نوع این ستارگان متفاوت است، چون جرمهای متفاوتی دارند. این جرم است که چرخه حیاتی ستاره را تعیین می‌کند. دو نوع خوشه وجود دارند: کروی و باز. خوشه‌های کروی پیرترند و در هاله‌ای کروی پیرامون هسته کهکشان راه شیری قرار دارند، ولی خوشه‌های جوانتر باز ، در قرص کهکشان قرار گرفته‌اند.

img/daneshnameh_up/9/98/Khoshesetare.jpg

موقعیت خوشه‌ها
خوشه‌های کروی زمانی تشکیل شدند که کهکشان
ابری کروی بود. هنگامی که کهکشان ما به شکل قرص
در آمد، خوشه‌های کروی درون هاله‌ای ، پیرامون هسته
باقی ماندند سپس خوشه‌های باز در داخل قرص تشکیل شدند.

خوشه‌های باز

خوشه باز مجموعه ای از ستارگان سست پیوند است که تعدادشان از کمتر از صد ستاره تا بیش از چند هزار متغیر است. تقریباً 1200 خوشه باز شناخته شده در کهکشانمان وجود دارند که همگی در قرص کهکشان واقعند. معمولاً آنها چند سال نوری پهنا دارند و شامل ستارگان گروه اول اند که جوان و فوق العاده درخشان هستند. سرانجام ستارگان خوشه‌های باز بخاطر اختلالات گرانشی ناشی از سایر اجرام موجود در کهکشان از یکدیگر دور می‌شوند.

خوشه‌های کروی

خوشه کروی مجموعه ای از ستارگان فشرده به یکدیگر است که تعدادشان از دهها هزار تا صدها هزار ستاره متغیر است. خوشه های کروی معمولاً دایره ای شکل بوده و تقریباً 100 سال نوری پهنا دارد. ستارگانشان در مرکز خوشه متمرکز شده اند. تقریباً 150 خوشه کروی شناخته شده در کهکشان ما وجود دارد، که اکثرشان در هاله پیرامون هسته کهکشان قرار دارند. ستارگان خوشه های کروی، پیر و از ستارگان گروه دوم هستند.


خوشه ستاره‌ای پروین (هفت خواهران) قدمت این خوشه باز 50 میلیون سال است. با چشم غیر مسلح ، بصورت مجموعه ای از 6 یا 7 ستاره به نظر می‌آید تلسکوپ آشکار می‌کند که آن شامل صدها ستاره است.	ام13- در صورت فلکی هرکول عرض این خوشه 160 سال نوری است، شامل صدها هزار ستاره است که با جاذبه در کنار همدیگر نگه داشته شده‌اند. قدمت بسیاری از ستارگانش به 10 م%

عکاسی از خوشه‌های ستاره‌ای

در عکاسی از خوشه‌های ستاره‌ای عکاسی به دو روش Prime Focus و Eyepiece Projection از سایر روشها معقول‌تر و دقیق‌تر است. شما برای تهیه عکسهای زیبا از خوشه‌های ستاره‌ای به تلسکوپی که دارای موتور ردیاب است نیاز دارید. ابزار بعدی که مورد نیاز شما است، دوربین مکانیکی که دارای سرعت (B (Bulb یا دوربینهای دیجیتال از نوع DSLR که دارای سرعت M هستند. چون می‌توانید به مقدار مورد نیاز نور دهی کنید.

نکته بسیار مهم این است که اگر در شهرهای بزرگی مثل تهران عکاسی می‌کنید به علت آلودگی نوری زیاد سبب می‌شود تا محیط عکس شما کمی روشن‌تر از مناطق تاریک شود و برای رفع این مشکل باید با نرم افزارهایی از قبیل فوتوشاپ عکس خود را سیاه و سفید کنید. چون در ویرایش عکسهای نجومی که کار اصلی عکاسی است با مشکل روبرو می‌شوید. اگر از دوربینهای دیجیتال از نوعی که در بالا ذکر شد (DSLR) استفاده می‌کنید حتما توجه داشته باشید که از عکسی که از جرم مورد نظر گرفته‌اید باید عکس دیگری بگیرید که به اصطلاح Dark Frame نامیده می‌شود.

این فریم دیگری که گرفته می‌شود به این علت است که در دوربینهای دیجیتال از CCD استفاه می‌شود و CCD پس از گرم شدن شروع به ثبت کردن ستاره‌های مجازی در عکس شما می‌کند که آنها ستاره نیستند بلکه نویزهای ناشی از گرم شدن CCD است که امروزه در CCDهای پیشرفته در آنها از خنک کننده استفاده می‌شود.

چگونه Dark Frame بگیریم؟

فرض کنید شما از یک خوشه ستاره‌ای با یک دقیقه نور دهی در حساسیت 400 عکس را تهیه کرده‌اید. حالا درب دهانه تلسکوپ را می‌بندید و با همان مشخصات عکس قبلی (یک دقیقه و حساسیت 400) عکس می‌گیرید. این عکس را با عکس قبلی با نرم افزارهایی مثل Photoshop یا Registax ترکیب می‌کنید و می‌بینید که نویزها به حداقل رسیده‌اند.

چگونه عکس را فکوس (کانونی) کنیم؟

نکته دیگری که باید مورد توجه قرار گیرد فکوس کردن یا نقطه‌ای کردن ستاره است. دو راه وجود دارد: راه اول ساده‌تر است، به این صورت که ستاره‌ای پر نور را در ویزور دروبین خود که به تلسکوپ نصب شده قرار می‌دهید و سپس ان را آنقدر فکوس می‌کنید تا به صورت نقطه‌ای متمرکز در بیاید و بعد جرم مورد نظر را می‌گیرید و شروع به عکاسی می‌کنید. راه دوم کمی با دردسرتر ولی دقیقتر است، به این صورت که مقوایی به اندازه دهانه تلسکوپ می‌برید و دو طرف این مقوا را سوراخهایی به قطر یک سانتیمتر ایجاد می‌کنید و بر روی تلسکوپ قرار می‌دهید و در ویزور دوربین خود نگاه می‌کنید، اما در ویزور دو ستاره می‌بینید که باید آنقدر فکوس کنید تا دو ستاره بر هم منطبق شوند و بعد از جرم مورد نظر عکاسی می‌کنید.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

تاریخچه نجوم

ستاره شناسی ، علمی است که با مشاهده و توضیح وقایعی که در خارج از زمین و جو آن رخ می‌دهد سر و کار دارد. این علم منشا پیدایش و خواص فیزیکی و شیمیائی اشیائی که قابل مشاهده در آسمان بوده (و خارج زمین قرار دارند) و همینطور فرآیندهای منتجه از آنها را مطالعه می‌کند. در طی قسمتی از قرن بیستم ، ستاره شناسی به سه شاخه تقسیم شده بود: محاسبات نجومی ، مکانیک آسمانی و فیزیک نجومی. حالات برجسته متداول فیزیک نجومی در نامگذاری گروههای آموزشی دانشگاهی و موسسات درگیر با تحقیقات نجومی متجلی می‌شود:

قدیمیترین آنها بدون هیچ تغییری ، گروهها و موسسات ستاره شناسی می‌باشند، جدیدترین آنها به نگه داشتن فیزیک نجومی در نامشان تمایل دارند، برخی اوقات کلمه ستاره شناسی را برای تأکید بر طبیعت تحقیقاتشان ، در نامشان قرار نمی‌دهند. به علاوه ، تحقیقات فیزیک نجومی ، مخصوصا در فیزیک نجومی نظری ، را افرادی که پس زمینه فیزیک و ریاضی دارند می‌توانند انجام دهند.

ستاره شناسی از معدود علومی است که آماتورها هنوز در آن نقش فعالی دارند، خصوصا در کشف و مشاهده حوادث زودگذر. ستاره شناسی نباید با طالع بینی ، شبه علمی که با پیگرد مسیر اجرام آسمانی ، مبادرت به پیشگویی سرنوشت افراد می‌نماید اشتباه شود. این دو اگر چه در ریشه مشترکند، اما کاملا متفاوتند؛ ستاره شناسان روش علمی را پذیرفته‌اند، در حالیکه طالع بینها اینطور نیستند.

img/daneshnameh_up/3/32/PLANETLO.GIF

تقسیمات ستاره شناسی

ستاره شناسی به چند شاخه تقسیم می‌گردد. اولین تقسیم بندی بین ستاره شناسی نظری و ستاره شناسی شهودی می‌باشد. مشاهده گرها روشهای مختلفی را برای جمع آوری اطلاعات درباره حوادث بکار می‌برند، اطلاعاتی که بعدا توسط نظریه پردازان برای ایجاد تئوریها و مدلهایی ، برای شرح مشاهدات و پیش بینی حوادث جدید بکار می‌رود. حوزه‌های مطالعه همچنین به دو طریق دیگر تقسیم بندی می‌شوند: موضوعی ، که معمولا به منطقه فضا (مثلا ستاره شناسی کهکشانی) یا مسائل اشاره شده (مانند تشکیل ستاره یا کیهان شناسی) بستگی دارد؛ یا به روش مورد استفاده برای گرد آوری اطلاعات (بطور مبنائی ، چه ناحیه‌ای از طیف الکترومغناطیس استفاده می‌شود). در حالیکه تقسیم بندی اولیه به هر دوی مشاهده گر و نظریه پرداز مربوط می‌شود، دومی مربوط به مشاهده گرهاست(نه کاملا) ، چون نظریه پردازها سعی می‌کنند از اطلاعات موجود در تمامی طول موجها استفاده کنند و مشاهده گرها اغلب بیش از یک منطقه از طیف را مشاهده می‌کنند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

علم ستاره شناسی و تقسیمات آن

تقسیمات ستاره شناسی

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

اين مرد آفتاب مي خورد!

(نيكلاي دالگروكي) خود را (خورشيدخوار) مي‌نامد. او كه در ناحيه (دنپر) در كشور اوكراين زندگي مي‌كند تنها با اشعه و انرژي خورشيد زندگي مي‌كند. وقتي اين خبر را مي‌شنوم به نظرم باور نكردني مي‌رسد. يعني امكان دارد كه كسيغذا نخورد و انرژي لازم براي فعاليت‌هاي عادي روزانه را تنها از نور خورشيد كسب كند. تصميم گرفتم او را از نزديك ملاقات كنم و وضعيت او را دقيق‌تر ببينم. وقتي به دهكده محل زندگي او مي‌رسم مردي را مي‌بينم كه با پاي برهنه بر روي يك تخته چوب دراز در ايوان خانه خود ايستاده است. او پيراهني بلند به رنگ نارنجي روشن بر تن دارد كه نقش خورشيد بر روي سينه‌اش است. صورتش به زميني‌ها نمي‌ماند. او خيلي راحت راه مي‌رود و به نظر مي‌رسد نمي‌خواهد با زمين تماس پيدا كند. او نه گونه‌هاي فرو رفته‌اي دارد و نه چشم‌هاي گودافتاده‌اي و پوستش درست مثل پوست نوجوانان شاداب مي‌درخشد.مشخص است كه نيكلاي يك مصاحبه شونده شايسته و كارآزموده است. گويي عادت دارد كه با او مصاحبه كنند. يك گروه ژاپني همين چند روز پيش به دهكده آمده بود. آنها فيلمي درباره نيكلاي ساخته‌اند.

مرد آفتاب خوار

خورشيد خوار

نيكلاي با لبخند مي‌گويد: اين كه چرا من خورشيدخوار شدم هيچ ارتباطي با پرداخت پول به سوپرماركت محله ندارد. اين فقط يك روش روحاني است. چرا در تمام اديان دنيا چندين روز به روزه‌داري اختصاص پيدا كرده است؟ اين به خاطر تزكيه روح و پاك‌سازي جسم است. براي اين‌كه انسان تشويق گردد كه بلندنظرانه‌تر به دور و بر خود فكر كند و از هوي و هوسهاي ظاهري و زودگذر رها شود.
خداحافظي با غذا يعني خداحافظي با بسياري از وابستگي‌هاي جسماني و شهواني. من به جاي غذاهاي معمولي انرژي فضا را مصرف مي‌كنم. البته قبل از اين‌كه غذا خوردن را كاملا كنار بگذارم، مدت چهارده سال متوالي روزه گرفتم. در آن زمان هم فقط سبزيجات، ميوه‌جات و خشكبار مي‌خوردم. بعد غذاهايم تبديل به مايعات شدند. يعني به جاي غذا، آب سبزيجات پخته، كاكائو و شكلات داغ مي‌خوردم. سپس يك روز مثل اين‌كه به من الهام شده باشد دريافتم كه بدون غذا هم مي‌توانم زندگي كنم. از آن زمان تا به حال رژيم سختي گرفته‌ام و تنها چيزي كه مي‌خورم چاي با عسل و كمي آب جوشيده است. من فقط آب شارژ شده مي‌خورم يعني درست يك دقيقه قبل از به جوش آمدن آن را سر مي‌كشم. حدودا روزي ده فنجان از اين آب مي‌نوشم. بقيه غذاي من از خورشيد و از فضا و محيط اطرافم به دست مي‌آيد. احساس مي‌كنم كه خونم دوباره جوان شده است.مي‌پرسم: (منظورتان اين است كه وقتي به خورشيد خيره مي‌شويد و ساعت‌ها به آن نگاه مي‌كنيد، احساس گرسنگي خود را از دست مي‌دهيد؟)

گرسنه ميشم
او مي‌گويد: (خيلي وقت است كه من ديگر احساس گرسنگي نمي‌كنم. خورشيد با انرژي خودش مرا شارژ مي‌كند. درست مثل اين‌كه من يك باتري هستم و شارژ مي‌شوم. به نظر من زماني مي‌رسد كه هر كسي توانايي آن را پيدا مي‌كند كه با انرژي خورشيدي ادامه حيات بدهد. درخت‌ها و گل‌ها به خاطر عمل فتوسنتز است كه وجود دارند. انسان هم جزيي از اين طبيعت است. وقتي كه انسان خود را از شر غذاي خشن معمولي برهاند، انرژي عظيم و قدرتمندي را در بدن خود كشف مي‌كند. اين همان انرژي است كه قبلا براي انجام هضم غذا از آن استفاده مي‌شد. در اين هنگام است كه انسان هم از نظر روحي و هم از نظر جسمي به سطحي كاملا متفاوت با گذشته مي‌رسد و پيشرفت مي‌كند.> آن روز، روز بيست و پنجم ماه آگوست سال 3002 بود. روزي را مي‌گويم كه نيكلاي تصميم گرفت طبق قانون گل‌ها زندگي كند. او بر روي ايوان خانه خود ايستاد و به اعضاي بدنش ياد داد كه روزي سه بار از خورشيد انرژي بگيرند و تنها با انرژي آسمان زندگي كنند. به مدت دو هفته بدنش ضعيف و ضعيف‌تر مي‌شد. در آن مدت نيكلاي خواب مي‌ديد كه نان و كره مي‌خورد و بر سر سفره‌هاي رنگين نشسته است. ولي ناگهان احساس گرسنگي در او از بين رفت. او نسبت به غذا بي‌تفاوت شده بود و ديگر علاقه‌اي به خوردن در خود نمي‌ديد. نيكلاي احساس مي‌كرد روحش كاملا آرامش يافته است. نيكلاي صد روز پس از شروع رژيم خورشيدي خود فقط هفت كيلو وزن كم كرده بود. او قبلا در ناحيه قلب و معده خود احساس درد مي‌كرد ولي حالا مي‌گويد كه با از دست دادن آن وزن اضافه، دردها نيز از بدنش بيرون رفته‌اند و او را رها كرده‌اند.

كهكشان‌هاي من
مي‌پرسم: (هدف اصلي و آرماني تو چيست؟ با اين كار مي‌خواهي بيشتر زندگي كني يا مي‌خواهي سالم بماني؟ فكر نمي‌كني قيمتي كه براي اين هدف مي‌پردازي خيلي گران باشد؟)پاسخ مي‌دهد: (يك خورشيدخوار، ماموريت دارد كه نور، خوبي و تزكيه نفس را براي مردم به ارمغان آورد. من به مردم كمك مي‌كنم قوي و شادمان باشند و بتوانند در اين دنياي وحشي دوام بياورند. من افكارم را به كهكشان‌هاي ديگر منعطف مي‌كنم.)
مي‌پرسم: (مطمئنيد كه در كارتان كلك نيست؟ نكند يواشكي ساندويچ همبرگر مي‌خوريد؟)
با آرامش لبخند مي‌زند و مي‌گويد: (من آماده‌ام و بسيار مشتاقم كه توانايي بدنم را به هر كس نشان دهم. هر كسي مي‌خواهد دكتر باشد يا دانشمند. بگوييد بيايند و روي من آزمايش كنند. از نظر من هيچ مشكلي وجود ندارد. ناراحت نمي‌شوم. آن تيم تلويزيوني ژاپني كه اينجا آمده بودند تا فيلمي درباره من بسازند، با خودشان چندين محقق و دانشمند به اينجا آورده بودند. دانشمنداني كه بر روي توانايي‌هاي پنهان بدن انسان تحقيق مي‌كردند. آنها از من خواستند كه يك سري آزمايشات كامل پزشكي انجام دهم. آنها چند روز در خانه من بودند و تمام كارها و حركات مرا لحظه به لحظه تحت نظر داشتند و فيلمبرداري مي‌كردند. تمام فعاليت‌هاي جزيي مرا هم تحت نظر داشتند. كارهايي مثل اين‌كه چطور صبح از خواب بيدار مي‌شوم، چطور دوچرخه‌ام را سوار مي‌شوم و به هواخوري مي‌روم، چطور در باغچه سبزيجاتم، كار مي‌كنم و سبزي مي‌چينم و چطور كمي خودم را خم و راست مي‌كنم و به اصطلاح ورزش مي‌كنم. آنها مي‌گفتند من براي خودم يك ركورد شخصي دارم. هيچكس مثل من روزي سيزده ساعت به خورشيد خيره نمي‌شود.>
مي‌پرسم: (نتيجه آزمايشات چه شد؟)

غيرعادي نيستم
مي‌خندد: (نتايج نشان داد كه من انسان سالمي هستم و هيچ چيز غيرعادي در بدن من ديده نمي‌شود.) نمي‌دانم

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

دوشنبه چهاردهم آبان 1386

هند

معرفی کامل کشور هند را در ادامه ببینید

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

ادامه

یخکوه

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد.

پرش به: ناوبری, جستجو

عکس مونتاژشده برای نشان دادن این که یخکوه‌ها در زیر آب چگونه دیده می‌شوند.

یخکوه یا کوه یخی، تودهٔ یخی است که از انتهای یک یخچال یا کنارهٔ یک منطقهٔ یخی جدا شده و روی آب دریا شناور شده باشد. هنگامی که زبانهٔ یک یخچال وارد دریا می‌شود، زیر آن رفته رفته شسته شده و به آسانی از بدنهٔ اصلی جدا می‌شود.

جنوبگان و گرینلند یکی از مهم‌ترین خاستگاه‌های یخهای شناور هستند.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

پامپا

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد.

زمین‌های پامپا در گِرَن آلتیپلانیسی در آرژانتین.

پامپا (یا پامپاس) واژه‌ای اسپانیایی و به مفهوم علفزار معتدله‌ای در امریکای جنوبی است که از رشته کوه‌های آند تا اقیانوس اطلس گسترده شده است. ناحیه پامپا جنوبی‌ترین بخش برزیل، کل کشور اروگوئه و بخش شرق مرکزی آرژانتین را دربرمی گیرد. بخش غربی پامپا را پامپای خشک می‌‌نامند که بیابانی پهناور را دربرگرفته و بخش شرقی آن که مرطوب است را پامپای شرقی نام گذارده اند. پامپای شرقی دارای بارندگی زیاد و علف‌های بلند است و شباهت زیادی به استپ‌های روسیه دارد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

جف راسكين، طراح كامپيوتر Mac، در سن 61 سالگي درگذشت

آقاي جف راسكين، متخصص رابط هاي كامپيوتري و كسيكه پروژه مكينتاش را براي شركت كامپيوتري اپل راه اندازي كرد روز شنبه در سن 61 سالگي دارفاني را وداع گفت .

به گزارش بخش خبر شبكه http://www.IRITN.com ،به نقل از News.com به گفته خانواده آقاي راسكين، جف كه رابط Human را نيز طراحي كرده است به علت بيماري سرطان در منزل خود درگذشت.
راسكين در ماه ژانويه سال 1978 به عنوان كارمند شماره 31 به شركت اپل پيوست. كامپيوتر مكينتاش در سال 1984 راه اندازي شد اما راسكين بدليل يك اختلاف از پيش طراحي شده با استيوجانر شركت اپل را در سال 1982 ترك كرد.
راسكين در دهه 1970 به عنوان استاديار دانشگاه كاليفرنيا در سان ديه گو و پژوهشگر ناظر در آزمايشگاه هوش مصنوعي استند فورد شد و ويدر دهه 1970 براي اولين بار از مركز تحقيقاتي پالو آلتو كه Xerox PARC نام داشت ديدن كرد.
از قرار معلوم راسكين بعد از اينكه جابز تمام توان خود را صرف پروژه مكينتاش كرد،شركت اپل را ترك كرد. راسكين پس از ترك اپل كامپيوتر Canon Cat را طراحي كرد، كامپيوتر كوچكي مجهز به واسط كاربر مبتني بر متن كه نه از موس استفاده مي كرد و از آيكون و تصاوير گرافيكي.
بعضي از افراد زندگي كوتاه اين كامپيوتر بدليل بازاريابي ضعيف بخش Canon آمريكا مي دانند.
در سالهاي بعدتر، راسكين روي سيستم The Humane Environ Ment كار كرد،سيستمي كه مفاهيم واسط كاربري وي را با عناصر اپن سورس در يك واسط كاربري Zooming ادغام كرد.
راسكين موفق به كسب درجه كارشناسي در رشته رياضيات و فلسفه از دانشگاه نيويورك و درجه فوق ليسانس در علوم كامپيوتري از دانشگاه پنسيلوانيا شد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

هکر عاشق محکوم شد!

یک مهندس فنی کامپیوتر پس از هک کردن حساب کاربری پست الکترونیک معشوقه سابق خود و پاک کردن نامه‌های رقیب جدید عشقی خود دستگیر و محکوم شد.

به گزارش بخش خبر شبكه فن آوري اطلاعات ايران، از خبرگزاري سلام، اما هنری گریفس معتقد است که او پس از هک کردن حساب پست الکترونیک معشوقه‌اش در مارس 2003 تنها نامه‌های رقیب عشقی خود را می‌خوانده و به هیچ وجه آنها را پاک نکرده است.

وی که 39 سال دارد در سال 2004 به علت دسترسی غیرمجاز به اطلاعات شخصی دیگران محکوم شد؛ اما دادگاهی در استرالیا امروز به دفاعیات گریفس گوش داد. وی در دفاعیاتش گفت که درصدد ایجاد یک رابطه مجدد عاطفی با این زن که به «ل» معروف است بوده و با چک کردن emeilهای او می‌خواسته از وضعیتش مطمئن شود؛ اما در همین حال از رابطه او با فرد جدید مطلع شده است.

پلیس با مراجعه به منزل گریفس اسناد چاپ شده این نامه‌ها را پیدا کرده است. وی در صورت محکومیت به حداکثر 10 سال زندان محکوم خواهد شد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

سوال عجیب

بد نیست بفهمیم ببینیم چند درصد افراد گروه روانی هستند

یک تست روانشناسی

سوالی رو که در پایین متن مشاهده می کنید و یک تست روانشانی است . متن را با دقت بخوانید تک تک کلمات در جواب نهایی تاثیر دارند :

یک زن در مراسم ختم مادر خود ، مردی را می بیند که قبلا او را نمی شناخت. او با خود اندیشید که این مرد بسیار جذاب است. او با خود گفت او همان مرد رویایی من است
و در همان جا عاشق او می شود .اما هیچگاه از او تقاضای شماره نمی کند و دیگر آن مرد را نمی بیند. چند روز بعد او خواهر خود را می کشد .

به نظر شما انگیزه ی او از قتل خواهر خود چه بوده است ؟

چند دقیقه با خود فکر کنید و جواب های خود را یادداشت کنید. بعد برا یافتن پاسخ صحیح به پايين صفحه مراجعه کنید.
.

و اما پاسخ :

ان زن امید داشت که در مراسم ختم خواهرش شاید ان مرد را دوباره ببنید .
اگر توانستيد به این سوال پاسخ صحیح بدهید احتمالا شما یک بیمار روانی یا psychopath هستید .

یکی از بزگترین روانشناسان امریکایی این تست را بر روی افراد زیادی انجام داد تا به این نتیجه برسد که چه کسانی پاسخ صحیح می دهند .

نکته ی جالب این كه اکثر قاتل های سریالی به راحتی و سرعت توانستند جواب صحیح بدهند.

بنابراین اگر پاسخ شما صحیح بود احتمالا شما یکی از قاتل های سریالی آینده خواهید بود ..

مطلب از : آقای شکوهی

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

نوکیا مدل N95 با گنجایش ذخیره سازی 8 گیگا بایت اطلاعات وارد بازار جهانی می شود!

نوکیا مدل N95 خود را با گنجایش ذخیره سازی 8 گیگا بایت اطلاعات وارد بازار جهانی می کند که قابل ذکر است یک حافظه 8GB قابلیت ذخیره 20 ساعت فیلم و یا قطعه 6000 موزیک را دارد.در ضمن این گوشی قابلیت های دیگری از جمله خوش دست بودن و محیطی کاملا کاربر پسند به همراه دسترسی به صدها هزار قطعه موزیک و بازی های مختلف از جمله FIFA 2007 و Asphalt 3: Street Rules را دارا می باشد که این خود یکی دیگر از مزایای آن به حساب می آید. نوکیا مدل N95 با گنجایش ذخیره سازی 8 گیگا بایت اطلاعات وارد بازار جهانی می شود.

در این مدل نوکیا N95 8GB"" یک دوربین 5 megapixel به همراه Carl Zeiss optics, 2.8″ که باعث افزایش کیفیت عکس و از بین رفتن نویز تصاویر میشود بکار رفته همچنین کیفیت فیلم برداری دوربین QVGA با اندازه (240* 320) می باشد.

ازدیگر امکانات این گوشی GPS,WLAN, HSDPA میباشد.

یکی از نوآوری های جدیدی که در این مدل به چشم می خورد کی پد دو طرفه آن میباشد

که این امکانات در کل باعث قرار گیری این مدل در زمره ی بهترین ها می باشد.

بخشی از صحبتهای Jonas Geust رئیس بخش رسانه ای نوکیا"نوکیای ما سری N مدلی توسعه یافته می باشد که با افزودن جذابیت و کارایی و عملکرد خوب با یک شیوه جدید آماده حضوری قوی در دنیای الکترونیک میباشد,نوکیای جدید دارای ساختاری شخصی و به همان اندازه نیرومند و قوی میباشد, و ما با افزایش قابل توجه سایز صفحه نمایش و استفاده از یک GPS قوی و بهبود توانایی های باتری آن,یکی از بهترین های گوشی های دنیا را به ارمقان آوردیم. امیدواریم با به کار گیری این امکانات در این گوشی بتوانیم موجب خوشی و لذت بردن شما دوستان را از تکنولوژی روز فراهم آورده باشیم"

از خصوصیات GPS مورد استفاده در این مدل گوشی توانایی تلفن در پشتیبانی محلی و متصل به نقشه های نوکیا و ارائه دسترسی به امکانات در بیش از 150 کشور دنیا می باشد.

این GPS با محیطی کاربر پسند در گردش بخصوص در مسیر و یا تعیین محل کردن خدمات با در برداشتن محل خدمات ,رستوران ها , هتل و یا استراحت گاه ها و پوشش بیش از 15 میلیون نشانه خدمات مختلف(چیزی شبیه به نشانه های خدماتی گوگل ارث) و راهنما شهری و راهنما ی سخنگو ی هدایت ابزاری قوی برای گردش به حساب می آید.ولی برای دسترسی به این امکانات صاحب گوشی ملزم به پرداخت مقداری هزینه می باشد.

برآورد میشود گوشی N95 8GB قیمتی بالق بر 560 یورو داشته باشد.

این گوشی بزودی وارد بازار جهانی و آماده استفاده ی کاربران قرار می گیرد.

منبع : English Explanations

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

الکترون

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد.

پرش به: ناوبری, جستجو

شماتیک برداری پراشیدگی الکترون

الکترونذره بنیادی پایداری با بار الکتریکی منفی 1.602X10-19 کولن و جرم در حال سکون 9.109X10-31 کیلوگرم. الکترونها در همه اتمها حضور دارند و در لایه‌های خاصی به دور هسته اتم می چرخند.

فهرست مندرجات

[مخفی شود]

[ویرایش] سیر تحولی و رشد

در نظریه‌های دالتون و و نظریه‌های یونانیان ، اتمها کوچکترین اجزای ممکن ماده بودند. اما در اواخر سده نوزدهم کم کم معلوم شد که اتم خود از ذراتی کوچکتر ترکیب یافته است. این تغییر دیدگاه ، نتیجه آزمایشهایی بود که با الکتریسیته به عمل آمد. در 1807 - 1808 شیمیدان انگلیسی همفری دیوی با تجزیه مواد مرکب توسط الکتریسیته ، پنج عنصر پتاسیم ، سدیم ، کلسیم ، استرونسیم و باریم را کشف کرد و دیوی با این کار به این نتیجه رسید که عناصر با جاذبه‌هایی که ماهیتا الکتریکی هستند بهم وصل می‌شوند.

در سال 1833 - 1832 مایکل فارادی مجموعه آزمایشهای مهمی در زمینه برقکافت شیمیایی انجام داد. در فرآیند برقکافت ، مواد مرکب بوسیله الکتریسیته تجزیه می‌شوند. فارادی رابطه بین مقدار الکتریسیته مصرف شده و مقدار ماده مرکب تجزیه شده را بررسی کرد و فرمول قوانین برقکافت را بدست آورد. بر مبنای کار فارادی ، جرج جانستون استونی در سال 1874 به طرح این مسأله پرداخت که: واحدهای بار الکتریکی با اتمها پیوستگی دارند. او در سال 1891 این واحد را الکترون نامید.

در سالهای پایانی سده نوزدهم میلادی بیشتر فیزیکدانان به این باور رسیدند که الکتریسته به دو صورت ظاهر می‌شود: یکی به صورت الکترون با جرم 9.109534X10-31 کیلو گرم و بار منفی 1.602X10-19 کولن و دیگری به صورت پروتون با جرم 1.672623X10-27 کیلو گرم و بار 1.602177X-19 اعتقاد بر این بود که اتمها (و در نتیجه مولکولها) از ترکیب الکترونها و پروتونها شکل می‌گیرد. در اوایل دهه 1930 معلوم شد که همه اتمها (بجز هیدروژن) از پروتونهای مثبت و نوترونهای خنثی و با جرم 1.675X10-27 و بدون بار الکتریکی مثبت تشکیل می‌شود. همچنینی کشف شد که الکترون مثبت (یا پوزیترون) نیز با جرمی برابر با جرم الکترون و باری برابر با بار الکترون ولی با علامت مثبت (دست کم به صورت لحظه‌ای) وجود دارد.

[ویرایش] ساختار اتم الکترونی

چنانچه گفته شد اتمها از ترکیب الکترونها و پروتونها شکل گرفته‌اند و هسته اتمها نیز از پروتونهای مثبت و نوترونهای خنثی تشکیل شده است. به این ترتیب ، اتم خنثی هسته‌ای با بار مثبت دارد که با الکترونهای (منفی) احاطه شده است. اندازه هسته در هر اتم از مرتبه حدود 10/1 اندازه‌ اتم است. بقیه حجم اتم را الکترونهای مداری در اشغال خود دارند.

[ویرایش] انتقال الکترونها

در رسانای الکتریسته (که معمولا از جنس فلزند) ، مسیرهایی برای انتقال سریع الکترونها وجود دارد. یونها (اتمها و مولکولهای با بار الکتریکی مثبت یا منفی در محلولها) نیز می‌توانند رساننده الکتریسته باشند. الکتریسته می‌تواند در هوا یا گازهای دیگر نیز منتقل شود، این انتقال یا به صورت جرقه‌ای است که چشمه‌ای با ولتاژ زیاد (چند هزار ولت به ازای هر سانتیمتر فاصله) آن را در فشار جو بوجود می‌آورد. و یا در فشار کم نظیر آنچه در لامپهای نئونی روی می‌دهد به صورت تخلیه الکتریکی است.

[ویرایش] گسیل الکترون

فلزات داغ الکترونهای فراوانی گسیل می‌کنند که آنها را می‌توان در خلأ خوب به صورت پرتوهای کاتدی شتاب داد. این پرتوهای تولید شده در لامپ کاتدی را می‌توان به کمک میدانهای الکتریکی و مغناطیسی فلوئورتاب کانونی کرد. لامپهایی که بر این اساس کار می‌کنند در میکروسکوپهای الکترونی ، صفحه‌های نمایشی رایانه‌ها و همچنین در تلویزیونها کاربرد دارد.

بر اثر کوششهایی که برای عبور جریان برق در خلا به عمل آمد ، یولیوس پلوکر در 1859 پرتوهای کاتدی را کشف کرد. موضوع از این قرار بود که دو الکترود در یک لوله شیشه‌ای وارد کردند و پس از مسدود کردن لوله ، هوای آنرا تقریبا بطور کامل بیرون کشیدند. وقتی یک ولتاژ زیاد بین دو الکترود برقرار گردید، از الکترود منفی که کاتد نامیده می‌شود پرتوهایی گسیل یافت. این پرتوها بار منفی دارند، بر خط راست سیر می‌کنند و بر دیواره مقابل کاتد موجب تلألو می‌شوند. لامپهای تصویری که در صفحه تلویزیون و صفحه نمایشهای کامپیوتری بکار می‌روند. لوله‌های پرتو کاتدی جدیدی هستند، در این لامپها پرتوها بر صفحه‌ای متمرکز می‌شوند. این صفحه با موادی پوشیده شده‌ که هنگام برخورد با تابش پرتوها درخشش ایجاد می‌کنند.

در اواخر سده نوزدهم ، پرتوهای کاتدی بطور وسیعی مورد بررسی قرار گرفت. آزمایشهای متعدد دانشمندان به این نتیجه انجامید که پرتوهای مذکور جریانی از ذرات بار دار منفی است که حرکتی سریع دارند. این ذرات همانطور که استونی پیشنهاد کرده بود الکترون نامیده شد. این الکترونها که از فلز کاتد ناشی می‌شوند همواره یکسانند و به جنس فلز بستگی ندارند. چون بارهای ناهمنام یکدیگر را جذب می کنند، جریان الکترونهایی که پرتوی کاتدی را بوجود می‌آورند هرگاه از میان دو صفحه با بارهای مخالف بگذرند به طرف صفحه‌ای که بار مثبت دارد کشیده می‌شوند. بنابراین پرتوهای کاتدی در یک میدان الکتریکی از مسیر عادی مستقیم خود منحرف می‌شوند. درجه این اختلاف به دو عامل بستگی دارد:

انحراف بطور مستقیم با اندازه بار ذره تغییر می‌کند. ذره‌ای که بار بیشتری دارد بیشتر از ذره‌ای که بار کمتری دارد منحرف می‌شود. انحراف بطور معکوس با جرم ذره تغییر می‌کند. ذره‌ای با جرم بزرگتر کمتر از ذره‌ای با جرم کوچکتر منحرف می‌شود.

[ویرایش] انواع الکترونها

[ویرایش] الکترون آزاد

الکترونی که از اتم جدا شده و به آن بستگی ندارد. الکترونهای بیرونی‌ترین لایه‌های اتمهای فلزات بستگی کمتری نسبت به اتمهای خود دارند و با گرفتن انرژی کوچکی از این اتمها کنده می‌شوند و به شکل توده‌ای از ابر یا گاز ، شبکه‌های اتمی فلزات را در بر می‌گیرند. هنگامی که الکترونهای آزاد در میدان الکتریکی قرار گیرند، جریان الکتریکی بوجود می‌آید.

[ویرایش] الکترون اوژه

الکترون اوژه نوعی الکترون آزاد است که از اتم یا یون گسیل می‌شود. الکترون اوژه از بازآرایی الکترونهای مقید از اتم یا یون اولیه سرچشمه می‌گیرد. این بازآیی از واکنش الکترون - الکترون که مولد نیروی دافعه است و می‌تواند بر نیروی جاذبه ناشی از برهمکنش الکترون - هسته فایق آید، صورت می‌گیرد. با آن همه بازآیی یاد شده تنها هنگامی می‌تواند رخ دهد که حداقل جای یک الکترون در تراز انرژی معین اتم یا یون اولیه خاصی باشد و در تراز با انرژی بیشتر از انرژی تهی جا حداقل دو الکترون وجود داشته باشد، یکی از الکترونهای تراز بالاتر به تراز دارای تهی جا سقوط می‌کند و الکترون دیگر به صورت الکترون آزاد از اتم خارج می‌شود.

[ویرایش] الکترون ظرفیت یا الکترون والانس

هر یک از الکترونهای لایه خارجی اتم که در ایجاد پیوندهای شیمیایی شرکت می‌کنند.

[ویرایش] الکترون رسانش

اتمهای هر فلزی با پیوندهای کووالانسی که راستای کاملا مشخص ندارند و میان چندین اتم پخش شده‌اند، به همدیگر مقید هستند. بنابراین الکترونهایی که قیدشان در ضعیفترین حد است (الکترون ظرفیت) می‌توانند در سراسر فلز حرکت کنند. این الکترونهای متحرک که الکترون رسانش نامیده می‌شود در خواص الکترونی و انتقال گرما در فلزها دخالت دارد.

[ویرایش] نکات دیگر

خواص الکترونی: وقتی یک میدان الکتریکی خارجی به فلز اعمال می‌شود الکترونهای رسانش شروع به شتاب گرفتن می‌کنند. اما برخورد این الکترونها با ناخالصیها به فوتونها ، ناکاملیهای شبکه ، حرکتشان را کند می‌کند، این فرآیند منجر به حالتی مانا می‌شوند که در آن سرعت سوق برای الکترون رسانش عبارت است از: v = -eET/m

که در آن e بار الکترون ، E میدان الکتریکی ، T زمان میانگین بین برخورد (یا زمان واهلش) و m جرم الکترون است.

سرعت سوق الکترون: میانگین سرعتی که با آن الکترونها یا یونها ، بر اثر میدان الکتریکی در ماده‌ای رسانا یا نیم رسانا جابجا می‌شوند. نیم رساناهای خالص و آلاییده دارای حاملهای (الکترونها و حفره‌های رسانش) آزادی هستند که تحت تأثیر میدان الکتریکی ممکن است در داخل جسم جابجا شوند. تعداد الکترونها و حفره‌ها به جنس نیم رسانا و میزان و نوع آلایش و دمای آن بستگی دارد. اما در هر نیم رسانای قابل استفاده این تعداد معمولا بین 1022 تا 1026 الکترون یا حفره در هر متر مکعب است. در غیاب میدان الکتریکی این حاملها در جهت کاتوره‌ای در جسم حرکت می‌کنند و بنابراین جریان الکتریکی خالص بوجود نمی‌آورند.

هر گاه میدان الکتریکی برقرار شود، بر حاملها نیروی الکتریکی وارد می‌شود و در جهت نیرو به آنها شتاب داده می‌شود، که این امر به ایجاد جریان الکتریکی می‌انجامد. اما حاملها با اتمها و نقص بلور ، مانند ناخالصیها و دررفتگیها نیز برهمکنش و برخورد نیز دارند و این برخوردها سبب میشوند سرعت الکترون کاتوره‌ای شود. به این ترتیب الکترونها و حفره‌ها در جهت نیروی الکتریکی دارای سرعت متوسطی هستند. و این سرعت متوسط یا سرعت سوق با توازن بین نیروی الکتریکی در زمان T فاصله زمانی میانگین بین برخوردها مشخص می‌شود.

سرعت برخورد برابر است با Vp = eTE/m که در آن ، E میدان الکتریکی اعمال شده بر حسب ولتمتر را ، e بار الکترون و *m جرم مؤثر حامل است.

[ویرایش] اسپین الکترون

اسپین یکی از ویژگیهای درونی ذرات است. اسپین خاصیتی است که به غیر صفر بودن تکانه زاویه‌ای ذره ساکن مربوط می‌شود، اینکه الکترونها دارای اسپین هستند از اهمیت خاصی برخوردار است. اسپین الکترون در شیمی و در جنبه‌هایی از رفتار ماده معمولی ، بویژه در پدیده‌های مغناطیسی نقش اساسی ایفا می‌کند. الکترون حامل اسپین 2/1 هسته و این بدان معنی است که برای الکترون ساکن اندازه گیری تکانه زاویهای نسبت به یک محور مفروض به یکی از دو نتیجه ممکن ħ/2 ± می‌انجامد ħ = h/2π ثابت کاهیده پلانک است.

اسپین الکترون دو پیامد نیزدیکی دارد: یکی اینکه الکترونها را به صورت آهنربایی میکروسکوپیکی در می‌آورد، که هم میدان مغناطیسی تولید می‌کنند و هم در برابر میدان مغناطیسی واکنش نشان می‌دهند. دیگر اینکه یک درجه آزادی داخلی نمی‌توانند حالت کوانتمی یکسان داشته باشند و این خاصیتی است به فرمیون بودن الکترونها مربوط می‌شود. پراش الکترون فیزیک کلاسیک ، الکترونها را ذراتی در نظر می‌گیرد با جرم و بار معین ، برهمکنش الکترون با میدانهای الکتریکی و مغناطیسی را می‌توان بر حسب حرکت ذره توضیح داد. آزمایشهای اولیه با لامپ پرتوی کاتودی که باریکه الکترون را فراهم می‌آورد، نشان داد که اجسام کوچکی که در لامپ قرار داده شوند روی پرده فسفری سایه واضح می‌اندازند. این آزمایش با تصویر کلاسیکی الکترون به صورت ذره کاملا سازگار است.

طول موج دوبروی الکترونی با انرژی 10000v یعنی الکترونی که با پتانسیل 1000v شتاب گرفته باشد، برابر 4X10<-11 متر است. چون این مقدار بسیار کوچکتر از اندازه جسم است، اثر پراش بسیار کوچکتر از آن است که دیده شود. بلافاصله بعد از اینکه دوبروی اظهار نظر کرد که ماده باید خواص موجی از خود نشان دهد، والتر الساسر اعلام کرد که پراش الکترونها باید در سطح بلور قابل مشاهده باشد.

عضویت در جذابترین گروه اینترنتی در ایران

سامان

یکشنبه سیزدهم آبان 1386

راز گوگل فاش شد؛ بر خلاف باور عموم GPhone یک موبایل نیست!

wli

سامان

wli

http://wli.blogfa.com

ما ایران را دوست داریم | We Love Iran

ما ایران را دوست داریم | We Love Iran

ما ایران را دوست داریم | We Love Iran

ما ایران را دوست داریم | We Love Iran

آیا ستاره‌ها زنده‌اند؟!

غول سرخ خورشید

خورشید کوتوله

زمین سوگوار

مقدمه

نظرات استاد هاوکینگ

کدامیک از مدلهای فریدمان تصویر واقعی جهان ماست؟

"Big Crunch"

نظریات قرآن

محل وقوع این حادثه کجاست و از کجا آغاز خواهد شد؟

نتیجه

مقدمه

سرانجام جهان

شواهدی در اثبات انفجار بزرگ

عالم در ابتدا چگونه به نظر می‌آمد؟

مرحله اول (صفر تا 43-10 ثانیه)

مرحله دوم (43-10 تا 32-10 ثانیه)

مرحله سوم (از 32-10 ثانیه تا 6-10 ثانیه)

مرحله چهارم (از 6-10 ثانیه تا 3-10 ثانیه)

مرحله پنجم (3-10 ثانیه تا 100 ثانیه)

مرحله ششم (از 100 ثانیه تا 30 دقیقه)

مرحله هفتم (از 30 دقیقه تا یک میلیون سال پس از خلقت)

مرحله هشتم (از یک میلیون سال پس از خلقت تا امروز)

نگاه اجمالی

شراره خورشید

موقعیت شفق

کمربندهای وان آلن

زبانه خورشید

فعالیت تاج خورشید

مقدمه

انسانهای اولیه و انرژی خورشیدی

کاربردهای انرژی خورشیدی

مشکلات استفاده از انرژی خورشیدی

انرژی خورشیدی و مسائل زیست محیطی

ابزارهای مورد استفاده

مقدمه

تحول ستارگان

مرحله هلیوم سوزی

نام تعدادی از غولهای سرخ

مقدمه

عصر تاریکی جهان فرا می‌رسد!!

سعی در یافتن اسرار جهان

عصر تاریکی در تاریخ کیهانشناسی

یافتن شاهدان دوران "عصر تاریکی"

تهیه تصاویر از آسمان شب به کمک کهکشان "لالا"

انتقال به سرخ

مقدمه

نظریات

ویژگیهای باد خورشیدی

دید کلی

مرگ خورشید

انسان و قهوه خورشیدی

روشهای احیا خورشید

احیاگرهای فرازمینی

احیاگری باستانی

دیدکلی

واکنش گرما هسته‌ای

زنجیر پروتون – پروتون

مراحل مختلف زنجیره پروتون - پروتون

مرحله اول

مرحله دوم

مرحله سوم

نوترینو حاصل در مرحله اول

چرخه کربن

فرآیند غالب در خورشید

تاریخچه

قسمتهای مختلف کلف خورشیدی

ویژگیها

طبقه بندی

کلفها و چرخش خورشید

لکهای خورشیدی و نیروی مغناطیسی

علت سردی و تاریکی کلفها

مرحله اول (صفر تا ^43-10 ثانیه)

مرحله دوم (^43-10 تا ^32-10 ثانیه)

مرحله سوم (از ^32-10 ثانیه تا ^6-10 ثانیه)

مرحله چهارم (از ^6-10 ثانیه تا ^3-10 ثانیه)

مرحله پنجم (^3-10 ثانیه تا 100 ثانیه)