► •*♥*•◄ تاپیک جامع مقالات نجوم ► •*♥*•◄
- شروع کننده موضوع sharif
- تاریخ شروع
Sarp
مدیر بازنشسته
فيزيك درون سيارات
فيزيك درون سيارات
نوشته : سياوش ايران پور
اگر مايل نباشيم كه صريحا فيزيك درون سيارات را شاخه اى از ژئوفيزيك بدانيم لكن اين علم قرابت زيادى با ژئوفيزيك زمين سخت دارد.ژئو فيزيك معمولا به دو معناى عام و خاص به كار مى رود.به معناى عام ژئوفيزيك شامل مطالعه فيزيك زمين در كليه پديده هاى وابسته مى باشد.از اين رو هواشناسى و فيزيك جو،فيزيك اقيانوسها،مغناطيس كره زمين و پيرامون آن و ديناميك زمين را علاوه بر مطالعه پديده هاى درونى مورد مطالعه قرار مى دهد.
اما به معناى خاص ژئوفيزيك در موردپديده هاى فيزيكى درون زمين سخت سخن مى گويد و شامل شاخه هايى چون گرانى سنجي،لرزه شناسي،ژئوفيزيك، ژئو الكتريك،ژئوديناميك،فيزيك سنگ ،زمين گرمايى و.... مى شود.چنين تطابقى در مورد فيزيك سيارات نيز وجود دارد.فيزيك سيارات نيز به مفهوم كلى در مورد درون سيارات، اتمسفرومگنتوسفر آنها و نيز ديناميك سيارات(حركت هاى مدارى ،وضعي،تقديمى و...) سخن مى گويد.لكن مطالعه پديده هاى درون سيارات موضوع شاخه زمين شناسى سيارات(سياره شناسى )مى باشد و استفاده از روشهاى فيزيكى در شناخت اين پديده ها موضوع فيزيك درون سيارات است.در همة موارد فوق روش كار بر اندازه گيرى ميدان هاى فيزيكى (گراني،مغناطيسى و...) كار بر روى داده هاواطلاعات و تصحيح اندازه گيريها با توجه به دانسته هاى موجود و تجسس هاى آزمايشگاهى و نهايتا" تجزيه و تحليل هاى فيزيكى بنا شده است.مطالعه دقيق اين شاخه از نجوم،در وهله اول نيازمند شناخت نظريات مربوط به پيدايش منظومه شمسى است چرا كه نوع شكل گيرى وتكامل منظومه خورشيدى در ساختار اجرام موجود در آن دخيل بوده است.بخصوص مواد درون اين اجرام نتيجه نحوه تشكيل كل منظومه مى باشد.در يك تقسيم بندى غير دقيق مى توان موضوعات اصلى فيزيك درون سيارات را با عنوانهاى زير بيان نمود.
فيزيك مواد تشكيل دهنده :
مطالعه علت شكل گيرى سياره،ساختار مواد،كانى ها و سنگ هاى سطحى يا درونى سيارات يا عناصر و گازهاى تشكيل آنها. براى مثال تحقيق راجع به اين پرسش كه چرا سيارات خاكى چگالى و تركيب متفاوتى از سيارات مشترى گونه دارند. اين امر مسأله اختلاف در چگالى بين سيارات و نيز اختلاف چگالى بين عمق هاى يك سياره را نيز شامل مى شود.تصوير درونى از موادتشكيل دهنده براى زمين از مطالعه گسيل امواج زلزله ناشى ازتكتونيك صفحه اى آن استنباط شده است وبراى ماه از مطالعه لرزه هاى كوچك حاصل از برخورد سنگ هاى آسمانى و براى سيارات و اقمار از روى تخمين هايى كه از چگالى كلى سياره در دست است تصوير درونى شكل گرفته.
گرانى سنجي:
هدف از اين بخش مطالعات اندازه گيرى g (شتاب گرانش) براى سيارات است.
گرماى دروني:
مطالعه چشمه هاى گرمايى و گراديان گرما در اعماق سياره و علت آن كه عمدتا" با واپاشى هاى هسته اى ومواد راديواكتيو درون آنها مرتبط است و البته از ديدگاهى ديگر با گرماى اوليه سياره در حال شكل گيرى وانرژى حاصل از آن
ميدان مغناطيسى و الكتريكي:
مطالعه و اندازه گيرى بزرگى و جهت ميدان مغناطيسى درسيارات،دليل وجود آنها،نقش ديناميك چرخشى سياره و نيز جنس مواد درونى آن،تأثير آنها بر مگنتوسفر سيارات،القاى الكتريكى سطحى ناشى از ميدانهاى مغناطيسى و....
فيزيك درون سيارات
نوشته : سياوش ايران پور
اگر مايل نباشيم كه صريحا فيزيك درون سيارات را شاخه اى از ژئوفيزيك بدانيم لكن اين علم قرابت زيادى با ژئوفيزيك زمين سخت دارد.ژئو فيزيك معمولا به دو معناى عام و خاص به كار مى رود.به معناى عام ژئوفيزيك شامل مطالعه فيزيك زمين در كليه پديده هاى وابسته مى باشد.از اين رو هواشناسى و فيزيك جو،فيزيك اقيانوسها،مغناطيس كره زمين و پيرامون آن و ديناميك زمين را علاوه بر مطالعه پديده هاى درونى مورد مطالعه قرار مى دهد.
اما به معناى خاص ژئوفيزيك در موردپديده هاى فيزيكى درون زمين سخت سخن مى گويد و شامل شاخه هايى چون گرانى سنجي،لرزه شناسي،ژئوفيزيك، ژئو الكتريك،ژئوديناميك،فيزيك سنگ ،زمين گرمايى و.... مى شود.چنين تطابقى در مورد فيزيك سيارات نيز وجود دارد.فيزيك سيارات نيز به مفهوم كلى در مورد درون سيارات، اتمسفرومگنتوسفر آنها و نيز ديناميك سيارات(حركت هاى مدارى ،وضعي،تقديمى و...) سخن مى گويد.لكن مطالعه پديده هاى درون سيارات موضوع شاخه زمين شناسى سيارات(سياره شناسى )مى باشد و استفاده از روشهاى فيزيكى در شناخت اين پديده ها موضوع فيزيك درون سيارات است.در همة موارد فوق روش كار بر اندازه گيرى ميدان هاى فيزيكى (گراني،مغناطيسى و...) كار بر روى داده هاواطلاعات و تصحيح اندازه گيريها با توجه به دانسته هاى موجود و تجسس هاى آزمايشگاهى و نهايتا" تجزيه و تحليل هاى فيزيكى بنا شده است.مطالعه دقيق اين شاخه از نجوم،در وهله اول نيازمند شناخت نظريات مربوط به پيدايش منظومه شمسى است چرا كه نوع شكل گيرى وتكامل منظومه خورشيدى در ساختار اجرام موجود در آن دخيل بوده است.بخصوص مواد درون اين اجرام نتيجه نحوه تشكيل كل منظومه مى باشد.در يك تقسيم بندى غير دقيق مى توان موضوعات اصلى فيزيك درون سيارات را با عنوانهاى زير بيان نمود.
فيزيك مواد تشكيل دهنده :
مطالعه علت شكل گيرى سياره،ساختار مواد،كانى ها و سنگ هاى سطحى يا درونى سيارات يا عناصر و گازهاى تشكيل آنها. براى مثال تحقيق راجع به اين پرسش كه چرا سيارات خاكى چگالى و تركيب متفاوتى از سيارات مشترى گونه دارند. اين امر مسأله اختلاف در چگالى بين سيارات و نيز اختلاف چگالى بين عمق هاى يك سياره را نيز شامل مى شود.تصوير درونى از موادتشكيل دهنده براى زمين از مطالعه گسيل امواج زلزله ناشى ازتكتونيك صفحه اى آن استنباط شده است وبراى ماه از مطالعه لرزه هاى كوچك حاصل از برخورد سنگ هاى آسمانى و براى سيارات و اقمار از روى تخمين هايى كه از چگالى كلى سياره در دست است تصوير درونى شكل گرفته.
گرانى سنجي:
هدف از اين بخش مطالعات اندازه گيرى g (شتاب گرانش) براى سيارات است.
گرماى دروني:
مطالعه چشمه هاى گرمايى و گراديان گرما در اعماق سياره و علت آن كه عمدتا" با واپاشى هاى هسته اى ومواد راديواكتيو درون آنها مرتبط است و البته از ديدگاهى ديگر با گرماى اوليه سياره در حال شكل گيرى وانرژى حاصل از آن
ميدان مغناطيسى و الكتريكي:
مطالعه و اندازه گيرى بزرگى و جهت ميدان مغناطيسى درسيارات،دليل وجود آنها،نقش ديناميك چرخشى سياره و نيز جنس مواد درونى آن،تأثير آنها بر مگنتوسفر سيارات،القاى الكتريكى سطحى ناشى از ميدانهاى مغناطيسى و....
Sarp
مدیر بازنشسته
نحوه تشكيل منظومه شمسي
نحوه تشكيل منظومه شمسي
خورشيد ما كمي بيش از چهار و نيم ميليارد سال پيش تشكيل شده است. خورشيد ما نيز مثل هر ستاره ديگري در جهان به شكل توده در هم پيچيده اي از ابرهاي گازي كه عمدتا از هيدروژن و هليم تشكيل شده بود به وجود آمده اما خرده ريزه هايي كه از انفجار ساير ستاره ها باقي مانده بودند، غبارهاي بسيار ريز كيهاني كه از عناصر سنگين تر همانند كربن، اكسيژن، آلومينيوم، كلسيم و آهن تشكيل شده بودند، نيز در سرتاسر اين ابرها پراكنده بودند. اين ذرات گرد و غبار كه حتي از ذرات غباري كه لبه پنجره مي نشيند، كوچك تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابي خورشيدي عمل مي كند. ساير موارد از جمله يخ، دي اكسيد كربن منجمد، دور اين نقاط گردهم مي آيند و بدين ترتيب اين ذرات كم كم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامي به اندازه يك دانه شن، يك صخره و نهايتا يك تخته سنگ تبديل مي شوند. طي چند ميليون سال، تريليون ها تريليون قطعه يخي، سنگ ريزه و اجرام فلزي در اطراف خورشيد جوان گردهم مي آيند. طي ربع ميليارد سال بعد بسياري از اين اجسام در يكديگر ادغام شده و بدين شكل سيارات بزرگ ، اقمار، سيارك ها و اجرام موجود در كمربند كوئيپر به وجود مي آيند. (براي كسب اطلاعات بيشتر مي توانيد به مقاله tightening our kuiperbelt كه در شمار فوريه 2003 نشريه Natural History به چاپ رسيده است مراجعه كنيد.) اجرام كوچكتري كه حول خورشيد در حال چرخشند، طي مدت هاي طولاني كه از تشكيل آنها گذشته است، چندان تغيير نكرده اند.
بعضي وقت ها يكي از اين قطعات سرگردان كه باقيمانده هاي تشكيل سيارات محسوب مي شوند با سطح زمين برخورد مي كنند. هنگامي كه قطعات با زمين برخورد كنند، شهاب سنگ ناميده مي شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب ميزان جلب توجهشان قيمت گذاري مي كنند، اما اخترشناسان اين اجرام را با توجه به تاريخ شان ارزش گذاري مي كنند. همانطور كه سنگواره هاي گياهان و جانوران، داستان حيات در زمين را ثبت مي كنند، اين اجرام نيز داستان منظومه شمسي را در سال هاي اوليه آن ثبت كرده اند. بعضي اوقات نيز اين امكان وجود دارد كه از آنها براي بررسي تاريخ شكل گيري منظومه شمسي استفاده كنيم. در تحقيقات جديد كه توسط شوگوتاچيبانا (Shogo Tachibana) و گري هاس (gary Houss) در دانشگاه ايالتي آريزونا انجام شده است نيز دقيقا همين كار صورت گرفته است؛ يعني آنها با بررسي آهن راديواكتيو - يا به عبارت بهتر - تحقيق روي دوتا از قديمي ترين شهاب سنگ هاي شناخته شده، توانستند گام ديگري به شناخت حوادثي كه به تولد خورشيد منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمين راديواكتيو نيست، يا حداقل در حال حاضر راديواكتيو نيست. بيش از 90 درصد آهني كه در زندگي روزمره با آنها سروكار داريم، از جمله آهني كه در ساختمان ها به كار مي رود يا آهن موجود در كلم بروكسل و خون، حاوي 26 پروتون و 30 نوترون است. ساير اتم هاي آهن نيز حاوي 28، 31 يا 32 نوترون است. انواع مختلف يك عنصر كه ايزوتوپ ناميده مي شوند، توسط اختلافي كه در تعداد نوترون هاي هسته آنها وجود دارد، از يكديگر متمايز مي شوند، اما براي نامگذاري آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون هاي هسته ذكر مي شود؛ بنابراين انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 يا آهن 58 و غيره نامگذاري مي شود.
تمام اين ايزوتوپ هاي آهن از لحاظ راديواكتيوي پايدارند. ايزوتوپ هاي ديگري نيز از آهن وجود دارند اما پايدار نيستند. طي زمان اتم هاي سازنده ايزوتوپ هاي ناپايدار به طور خودبه خود ذرات زير اتمي را از هسته خود منتشر مي كنند. اين فرآيند (كه تلاشي هسته اي ناميده مي شود) باعث تغيير در تعداد پروتون ها و نوترون هاي موجود در هسته مي شود و بدين ترتيب يك ايزوتوپ به ايزوتوپ ديگر يا حتي به عنصر متفاوت ديگري تبديل مي شود. در نهايت نيز ايزوتوپ ناپايدار مورد نظر از بين مي رود. از سرعت تلاشي راديواكتيو مي توان به عنوان ساعتي براي تعيين زمان حوادث مهمي كه در تاريخ زمين يا منظومه شمسي روي داده است، استفاده كرد. حداقل به طور نظري، مي توان به اندازه گيري نسبت ايزوتوپ هاي راديواكتيو ويژه به محصولات پايداري كه طي تلاشي بعضي عناصر به وجود مي آيد، دريافت كه از زماني كه جسم آخرين بار از گونه هاي راديو اكتيو غني شده است، چه مدت زماني مي گذرد با توجه به اين نكته كه هركدام از ايزوتوپ هاي راديواكتيو با سرعت ثابتي كه ويژه آن ايزوتوپ است، تجزيه مي شود، سرعت تجزيه را مي توان بر حسب مفهوم «نيمه عمر بيان كرد. نيمه عمر نشان دهنده مدت زماني است كه طول مي كشد يك ايزوتوپ ويژه تجزيه شده و به ايزوتوپ پايدارتر خود تبديل شود. اندازه گيري هايي كه با استفاده از ايزوتوپ هاي با عمر كوتاه همانند كربن 14 كه داراي نيمه عمر حدود 700/5 سال است، مي تواند تاريخ آثار تمدن هاي اوليه بشري را كه در تحقيقات باستانشناسي به دست مي آيد، نشان دهد.
اما اندازه گيري هاي صورت گرفته توسط ايزوتوپ هاي با نيمه عمر طولاني تر، همانند اورانيم 238 كه نيمه عمري حدود 5/4 ميليارد سال دارد مي توانند تاريخ تشكيل صخره ها، سيارات و ستارگان را بيان كنند. آهن 60 كه ايزوتوپ راديواكتيو با نيمه عمر حدودا 5/1 ميليون سال است طي انفجارهايي كه در ستارگان بسيار سنگين يا ابر نواختر (Supernova) روي مي دهد، به وجود مي آيد. از آنجايي كه منشا اين ايزوتوپ منحصر به فرد است، مي توان از اين خاصيت مفيد براي درك رويدادهاي كيهاني استفاده كرد. تاجيبانا و هاس نسبت ايزوتوپي حدود ده نمونه كوچك كه از دو شهاب سنگ قديمي تهيه شده بود را اندازه گيري كردند. اين دو جرم كه به خاطر مكاني كه در آن يافت شده اند، بيشانبور و كريمكا ناميده مي شوند (اولي در هند و دومي در اوكراين به دست آمده اند) به دسته اي از اجرام تعلق دارند كه طي چند ميليون سال تولد خورشيد تشكيل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پيش از بين رفته و به كبالت 60 راديواكتيو تبديل شده است. كبالت 60 راديواكتيو هم به نوبه خود به اتم پايدار نيكل 60 تبديل شده است.
تاجيبانا و هاس با آزمايشاتي كه روي ذرات مواد معدني موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دريافتند مقدار اضافي قابل توجهي از نيكل 60 در نمونه موجود است كه اين نكته نشان دهنده آن است كه آهن 60 زماني در اين نمونه ها وجود داشته است. اين محققين با استفاده از ساير عناصر و ايزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاريخ آهن 60 را رديابي كرده و دريافتند كه در سحابي خورشيدي اوليه به ازاي هر يك ميليارد (109) اتم پايدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شايد اين عدد بسيار كوچك به نظر برسد اما بايد گفت اين عدد ده برابر نسبت ايزوتوپ هايي است كه فعلا در گازهاي بين ستاره اي كهكشان راه شيري وجود دارد. اين مقدار اضافي از آهن 60 درابتداي تشكيل منظومه شمسي رازهاي زيادي در مورد منشا كهكشان ما بيان مي دارد.
اخترشناسان مي دانند كه خورشيد از ابرگازي شكلي حاصل شده است. علاوه بر آن مي دانيم كه عاملي باعث شده است تا اين توده ابر به چنان چگالي براني برسد كه به تشكيل خورشيد منجر شده است. اما پرسش اين است كه آن حادثه اوليه چه بوده است؟ طبق مدلي كه پيش از اين ارائه شده است، امواج انفجار ناشي از ابر نواخترها مظنون اصلي اين رويداد است. ميزان آهن 60 موجود در اين دو شهاب سنگ قديمي دلايل جديدي در تأييد اين نظر فراهم مي كند. احتمالا لايه هاي در حال انبساط مواد ستاره اي كه حاوي اتم هاي آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته هاي اوليه ابرهاي خورشيدي را تشكيل دادند و به همين دليل حاوي اين ساعت هاي آهن راديواكتيو هستند. در همان زمان، نيروي اوليه لازم براي تشكيل خورشيد منظومه شمسي و نهايتا زمين فراهم شده است.
منبع :شرق و ملاصدرا
نحوه تشكيل منظومه شمسي
خورشيد ما كمي بيش از چهار و نيم ميليارد سال پيش تشكيل شده است. خورشيد ما نيز مثل هر ستاره ديگري در جهان به شكل توده در هم پيچيده اي از ابرهاي گازي كه عمدتا از هيدروژن و هليم تشكيل شده بود به وجود آمده اما خرده ريزه هايي كه از انفجار ساير ستاره ها باقي مانده بودند، غبارهاي بسيار ريز كيهاني كه از عناصر سنگين تر همانند كربن، اكسيژن، آلومينيوم، كلسيم و آهن تشكيل شده بودند، نيز در سرتاسر اين ابرها پراكنده بودند. اين ذرات گرد و غبار كه حتي از ذرات غباري كه لبه پنجره مي نشيند، كوچك تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابي خورشيدي عمل مي كند. ساير موارد از جمله يخ، دي اكسيد كربن منجمد، دور اين نقاط گردهم مي آيند و بدين ترتيب اين ذرات كم كم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامي به اندازه يك دانه شن، يك صخره و نهايتا يك تخته سنگ تبديل مي شوند. طي چند ميليون سال، تريليون ها تريليون قطعه يخي، سنگ ريزه و اجرام فلزي در اطراف خورشيد جوان گردهم مي آيند. طي ربع ميليارد سال بعد بسياري از اين اجسام در يكديگر ادغام شده و بدين شكل سيارات بزرگ ، اقمار، سيارك ها و اجرام موجود در كمربند كوئيپر به وجود مي آيند. (براي كسب اطلاعات بيشتر مي توانيد به مقاله tightening our kuiperbelt كه در شمار فوريه 2003 نشريه Natural History به چاپ رسيده است مراجعه كنيد.) اجرام كوچكتري كه حول خورشيد در حال چرخشند، طي مدت هاي طولاني كه از تشكيل آنها گذشته است، چندان تغيير نكرده اند.
بعضي وقت ها يكي از اين قطعات سرگردان كه باقيمانده هاي تشكيل سيارات محسوب مي شوند با سطح زمين برخورد مي كنند. هنگامي كه قطعات با زمين برخورد كنند، شهاب سنگ ناميده مي شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب ميزان جلب توجهشان قيمت گذاري مي كنند، اما اخترشناسان اين اجرام را با توجه به تاريخ شان ارزش گذاري مي كنند. همانطور كه سنگواره هاي گياهان و جانوران، داستان حيات در زمين را ثبت مي كنند، اين اجرام نيز داستان منظومه شمسي را در سال هاي اوليه آن ثبت كرده اند. بعضي اوقات نيز اين امكان وجود دارد كه از آنها براي بررسي تاريخ شكل گيري منظومه شمسي استفاده كنيم. در تحقيقات جديد كه توسط شوگوتاچيبانا (Shogo Tachibana) و گري هاس (gary Houss) در دانشگاه ايالتي آريزونا انجام شده است نيز دقيقا همين كار صورت گرفته است؛ يعني آنها با بررسي آهن راديواكتيو - يا به عبارت بهتر - تحقيق روي دوتا از قديمي ترين شهاب سنگ هاي شناخته شده، توانستند گام ديگري به شناخت حوادثي كه به تولد خورشيد منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمين راديواكتيو نيست، يا حداقل در حال حاضر راديواكتيو نيست. بيش از 90 درصد آهني كه در زندگي روزمره با آنها سروكار داريم، از جمله آهني كه در ساختمان ها به كار مي رود يا آهن موجود در كلم بروكسل و خون، حاوي 26 پروتون و 30 نوترون است. ساير اتم هاي آهن نيز حاوي 28، 31 يا 32 نوترون است. انواع مختلف يك عنصر كه ايزوتوپ ناميده مي شوند، توسط اختلافي كه در تعداد نوترون هاي هسته آنها وجود دارد، از يكديگر متمايز مي شوند، اما براي نامگذاري آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون هاي هسته ذكر مي شود؛ بنابراين انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 يا آهن 58 و غيره نامگذاري مي شود.
تمام اين ايزوتوپ هاي آهن از لحاظ راديواكتيوي پايدارند. ايزوتوپ هاي ديگري نيز از آهن وجود دارند اما پايدار نيستند. طي زمان اتم هاي سازنده ايزوتوپ هاي ناپايدار به طور خودبه خود ذرات زير اتمي را از هسته خود منتشر مي كنند. اين فرآيند (كه تلاشي هسته اي ناميده مي شود) باعث تغيير در تعداد پروتون ها و نوترون هاي موجود در هسته مي شود و بدين ترتيب يك ايزوتوپ به ايزوتوپ ديگر يا حتي به عنصر متفاوت ديگري تبديل مي شود. در نهايت نيز ايزوتوپ ناپايدار مورد نظر از بين مي رود. از سرعت تلاشي راديواكتيو مي توان به عنوان ساعتي براي تعيين زمان حوادث مهمي كه در تاريخ زمين يا منظومه شمسي روي داده است، استفاده كرد. حداقل به طور نظري، مي توان به اندازه گيري نسبت ايزوتوپ هاي راديواكتيو ويژه به محصولات پايداري كه طي تلاشي بعضي عناصر به وجود مي آيد، دريافت كه از زماني كه جسم آخرين بار از گونه هاي راديو اكتيو غني شده است، چه مدت زماني مي گذرد با توجه به اين نكته كه هركدام از ايزوتوپ هاي راديواكتيو با سرعت ثابتي كه ويژه آن ايزوتوپ است، تجزيه مي شود، سرعت تجزيه را مي توان بر حسب مفهوم «نيمه عمر بيان كرد. نيمه عمر نشان دهنده مدت زماني است كه طول مي كشد يك ايزوتوپ ويژه تجزيه شده و به ايزوتوپ پايدارتر خود تبديل شود. اندازه گيري هايي كه با استفاده از ايزوتوپ هاي با عمر كوتاه همانند كربن 14 كه داراي نيمه عمر حدود 700/5 سال است، مي تواند تاريخ آثار تمدن هاي اوليه بشري را كه در تحقيقات باستانشناسي به دست مي آيد، نشان دهد.
اما اندازه گيري هاي صورت گرفته توسط ايزوتوپ هاي با نيمه عمر طولاني تر، همانند اورانيم 238 كه نيمه عمري حدود 5/4 ميليارد سال دارد مي توانند تاريخ تشكيل صخره ها، سيارات و ستارگان را بيان كنند. آهن 60 كه ايزوتوپ راديواكتيو با نيمه عمر حدودا 5/1 ميليون سال است طي انفجارهايي كه در ستارگان بسيار سنگين يا ابر نواختر (Supernova) روي مي دهد، به وجود مي آيد. از آنجايي كه منشا اين ايزوتوپ منحصر به فرد است، مي توان از اين خاصيت مفيد براي درك رويدادهاي كيهاني استفاده كرد. تاجيبانا و هاس نسبت ايزوتوپي حدود ده نمونه كوچك كه از دو شهاب سنگ قديمي تهيه شده بود را اندازه گيري كردند. اين دو جرم كه به خاطر مكاني كه در آن يافت شده اند، بيشانبور و كريمكا ناميده مي شوند (اولي در هند و دومي در اوكراين به دست آمده اند) به دسته اي از اجرام تعلق دارند كه طي چند ميليون سال تولد خورشيد تشكيل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پيش از بين رفته و به كبالت 60 راديواكتيو تبديل شده است. كبالت 60 راديواكتيو هم به نوبه خود به اتم پايدار نيكل 60 تبديل شده است.
تاجيبانا و هاس با آزمايشاتي كه روي ذرات مواد معدني موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دريافتند مقدار اضافي قابل توجهي از نيكل 60 در نمونه موجود است كه اين نكته نشان دهنده آن است كه آهن 60 زماني در اين نمونه ها وجود داشته است. اين محققين با استفاده از ساير عناصر و ايزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاريخ آهن 60 را رديابي كرده و دريافتند كه در سحابي خورشيدي اوليه به ازاي هر يك ميليارد (109) اتم پايدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شايد اين عدد بسيار كوچك به نظر برسد اما بايد گفت اين عدد ده برابر نسبت ايزوتوپ هايي است كه فعلا در گازهاي بين ستاره اي كهكشان راه شيري وجود دارد. اين مقدار اضافي از آهن 60 درابتداي تشكيل منظومه شمسي رازهاي زيادي در مورد منشا كهكشان ما بيان مي دارد.
اخترشناسان مي دانند كه خورشيد از ابرگازي شكلي حاصل شده است. علاوه بر آن مي دانيم كه عاملي باعث شده است تا اين توده ابر به چنان چگالي براني برسد كه به تشكيل خورشيد منجر شده است. اما پرسش اين است كه آن حادثه اوليه چه بوده است؟ طبق مدلي كه پيش از اين ارائه شده است، امواج انفجار ناشي از ابر نواخترها مظنون اصلي اين رويداد است. ميزان آهن 60 موجود در اين دو شهاب سنگ قديمي دلايل جديدي در تأييد اين نظر فراهم مي كند. احتمالا لايه هاي در حال انبساط مواد ستاره اي كه حاوي اتم هاي آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته هاي اوليه ابرهاي خورشيدي را تشكيل دادند و به همين دليل حاوي اين ساعت هاي آهن راديواكتيو هستند. در همان زمان، نيروي اوليه لازم براي تشكيل خورشيد منظومه شمسي و نهايتا زمين فراهم شده است.
منبع :شرق و ملاصدرا
Sarp
مدیر بازنشسته
رابطه رياضي فاصله سيارات تا خورشيد
رابطه رياضي فاصله سيارات تا خورشيد
سال 1766 ميلادي، يوهان تيتوس منجم آلماني توانست رابطه ساده اي بيابد كه با استفاده از آن مي شد فاصله سيارات از خورشيد را بدست آورد. چند سال بعد نيز ديگر منجم هموطن او، يوهان الرت بُد، اين رابطه را مستقلا" دوباره كشف كرد.البته اين رابطه را هر دو از طريق بازي با اعداد بدست آوردند و بدست آوري آن رابطه پايه علمي نداشت. امروزه اين رابطه به رابطه تيتوس_بُد مشهور است. اين رابطه بدين صورت است:
رابطه رياضي فاصله سيارات تا خورشيد
سال 1766 ميلادي، يوهان تيتوس منجم آلماني توانست رابطه ساده اي بيابد كه با استفاده از آن مي شد فاصله سيارات از خورشيد را بدست آورد. چند سال بعد نيز ديگر منجم هموطن او، يوهان الرت بُد، اين رابطه را مستقلا" دوباره كشف كرد.البته اين رابطه را هر دو از طريق بازي با اعداد بدست آوردند و بدست آوري آن رابطه پايه علمي نداشت. امروزه اين رابطه به رابطه تيتوس_بُد مشهور است. اين رابطه بدين صورت است:
فاصله سياره از خورشيد(بر حسب فاصله متوسط زمين از خورشيد)=0.4+(0.3*n)
... , n = 0, 1, 2, 4, 8
اعدادبدست آمده با دقت خوبي با فاصله واقعي سيارات همخواني داشت:
سيارات ..................... عطارد. زهره .. زمين . مريخ . ؟؟؟ .. مشتری. زحل
جواب رابطه تيتوس_بُد ... 0.4 ... 0.7 ... 1.0 ... 1.6 ... 2.8 ... 5.2 ... 10
فاصله واقعي از خورشيد 0.39 . 0.72 .. 1.00 . 1.52 .. ؟؟؟؟ . 5.20 .. 9.54
براي فاصله 2.8 برابر فاصله زمين از خورشيد در آن زمان سياره اي يافت نشده بود. بسياري از اخترشناسان عقيده داشتند كه سياره اي كوچك در اين فاصله بين مريخ و مشتري وجود دارد كه كشف نشده است. جستجوي منظم نوار دايرِةالبروج براي يافت اين سياره مفقود از اواخر قرن هجدهم شروع شد و سرانجام در اولين روز قرن نوزدهم، يك منجم ايتاليايي به نام جوزپه پياتزي، موفق شد جسم كوچكي را در حدود اين فاصله از خورشيد بيابد كه آن را سِرِس ناميد. بعد از آن نيز اجرام ديگري با همين فاصله از خورشيد كشف شدند. اخترشناسان آن دوران اين نظريه را پيش كشيدند كه در آن فاصله از خورشيد، بجاي يك سياره، تعداد زيادي سيارك وجود دارد كه با كشف تعدادزيادي از اين سياكها در سالهاي بعد اين نظريه تاييد شد.در حقيقت رابطه تيتوس_بُد محرك اصلي كشف سياركها بود.
سال ها بعد نيز سياره اورانوس كشف شد كه فاصله اش با فاصله پيشبيني شده توسط رابطه تيتوس_بُد نيز مي خواند!(19.6 بنابر رابطه و 19.9 بنابر اندازه گيري). اما فاصله سيارات بعدي نپتون و پلوتو در اين رابطه صدق نمي كنند. امروزه نظريه اي كه به نظريه واهلش ديناميكي(Dynamical Relaxation) موسوم است توضيحي براي اين رابطه يافته است. بنا به اين نظريه، سيارات نخست در مدارات متفاوت تكوين يافتند؛ اما سپس به مداراتي منتقل شدند كه نيروهاي اغتشاشي گرانشي ديگر سيارات را به حداقل برسانند. نتيجه اين كار از نظر رياضي به روابطي شبيه رابطه تيتوس_بُد منجر مي شود.
منبع :www.astronomers.persianblog.com و ملاصدرا
Sarp
مدیر بازنشسته
پارادوكس اولبرس
پارادوكس اولبرس
پيش از اين كه پاسخي به اين سوال بدهيم ، اجازه بدهيد صورت مساله را يك بار ديگر ذكر كنيم، چرا آسمان شب تاريك است؟
اولين كسي كه جرات كرد اين سوال بظاهر بچگانه را بپرسد، فيزيكدان آلماني ، هاينريش ويلهلم اولبرس در سال 1823 بود. سوالي كه از آن پس به پارادوكس اولبرس معروف شد و سالها ذهن فيزيكدان ها و ستاره شناسان را به خود مشغول كرد؛ زيرا جواب سوال برخلاف صورت كودكانه اش ، اصلا مثل روز روشن نيست. ابتدا به نظر رسيد گرد و غبار بين ستاره ها مي تواند مساله را حل كند. اين مواد نور ستاره ها را جذب مي كنند و مانع رسيدن آنها به چشم ما مي شوند، اما مساله اينجاست كه جذب نور، سرانجام آنقدر دماي گردوغبار را بالا مي برد كه آن را به تابش و نورافشاني وامي دارد. توضيح دوم پاي انتقال به سرخ كهكشان ها و ستاره هاي دور را وسط كشيد. مي دانيم كه به دليل انبساط جهان ، همه كهكشان ها در حال دورشدن از ما هستند و اين باعث افزايش طول موج پرتوهاي تابيده از آنها يا به اصطلاح انتقال به سرخ نورشان مي شود. تحت تاثير اين انتقال ، بخش عمده اي از نور مرئي كهكشان هاي دور به نور مادون قرمز تبديل و غيرقابل رويت مي شود؛ اما نبايد فراموش كرد كه به همين ترتيب بخشي از پرتوهاي ماوراي بنفش نيز سر از طيف مرئي درمي آورند و اثربخشي اول را تقريبا خنثي مي كنند. بهترين توضيحي كه در حال حاضر براي اين پارادوكس وجود دارد، شامل 2 قسمت است:
بخش اول اين كه حتي اگر جهان ما بي نهايت بزرگ باشد، بي نهايت پير نيست. اين نكته از آن جهت اهميت دارد كه سرعت نور محدود است و ما هر اتفاق را تنها بعد از رسيدن نورش مي توانيم ببينيم. به عقيده بيشتر ستاره شناسان ، جهان بين 10 تا 15ميليارد سال عمر دارد. بنابراين بيشترين فاصله اي كه ما از آن نور دريافت مي كنيم بين 10 تا 15 ميليارد سال نوري است. حتي اگر ستاره ها يا كهكشان هايي در فاصله دورتر از اين وجود داشته باشد، چيز از آنها به چشم ما نمي رسد. بخش دوم جواب ، به اين واقعيت برمي گردد كه كهكشان ها، عمر لايتناهي ندارند. ستاره ها سرانجام تاريك مي شوند و اين اثر در كهشكشان هاي نزديك به خاطر فاصله نوري كوتاه تر زودتر قابل مشاهده است. برهم نهي اين دو عامل باعث مي شود كه ما هيچ وقت نتوانيم نور ستاره هاي دور و نزديك را همزمان در همه جهات ببينيم. نور دورترين ستاره ها هنوز به ما نرسيده است ، يا اگر برسد اين سفر اين قدر طول مي كشد كه تعدادي از اجرام نزديك در اين فاصله دار فاني را وداع مي گويند و خاموش مي شوند. اين از تاريك بودن شب. كسي نمي خواهد دليل روشن بودن روز را بداند؟
پارادوكس اولبرس
پيش از اين كه پاسخي به اين سوال بدهيم ، اجازه بدهيد صورت مساله را يك بار ديگر ذكر كنيم، چرا آسمان شب تاريك است؟
اولين كسي كه جرات كرد اين سوال بظاهر بچگانه را بپرسد، فيزيكدان آلماني ، هاينريش ويلهلم اولبرس در سال 1823 بود. سوالي كه از آن پس به پارادوكس اولبرس معروف شد و سالها ذهن فيزيكدان ها و ستاره شناسان را به خود مشغول كرد؛ زيرا جواب سوال برخلاف صورت كودكانه اش ، اصلا مثل روز روشن نيست. ابتدا به نظر رسيد گرد و غبار بين ستاره ها مي تواند مساله را حل كند. اين مواد نور ستاره ها را جذب مي كنند و مانع رسيدن آنها به چشم ما مي شوند، اما مساله اينجاست كه جذب نور، سرانجام آنقدر دماي گردوغبار را بالا مي برد كه آن را به تابش و نورافشاني وامي دارد. توضيح دوم پاي انتقال به سرخ كهكشان ها و ستاره هاي دور را وسط كشيد. مي دانيم كه به دليل انبساط جهان ، همه كهكشان ها در حال دورشدن از ما هستند و اين باعث افزايش طول موج پرتوهاي تابيده از آنها يا به اصطلاح انتقال به سرخ نورشان مي شود. تحت تاثير اين انتقال ، بخش عمده اي از نور مرئي كهكشان هاي دور به نور مادون قرمز تبديل و غيرقابل رويت مي شود؛ اما نبايد فراموش كرد كه به همين ترتيب بخشي از پرتوهاي ماوراي بنفش نيز سر از طيف مرئي درمي آورند و اثربخشي اول را تقريبا خنثي مي كنند. بهترين توضيحي كه در حال حاضر براي اين پارادوكس وجود دارد، شامل 2 قسمت است:
بخش اول اين كه حتي اگر جهان ما بي نهايت بزرگ باشد، بي نهايت پير نيست. اين نكته از آن جهت اهميت دارد كه سرعت نور محدود است و ما هر اتفاق را تنها بعد از رسيدن نورش مي توانيم ببينيم. به عقيده بيشتر ستاره شناسان ، جهان بين 10 تا 15ميليارد سال عمر دارد. بنابراين بيشترين فاصله اي كه ما از آن نور دريافت مي كنيم بين 10 تا 15 ميليارد سال نوري است. حتي اگر ستاره ها يا كهكشان هايي در فاصله دورتر از اين وجود داشته باشد، چيز از آنها به چشم ما نمي رسد. بخش دوم جواب ، به اين واقعيت برمي گردد كه كهكشان ها، عمر لايتناهي ندارند. ستاره ها سرانجام تاريك مي شوند و اين اثر در كهشكشان هاي نزديك به خاطر فاصله نوري كوتاه تر زودتر قابل مشاهده است. برهم نهي اين دو عامل باعث مي شود كه ما هيچ وقت نتوانيم نور ستاره هاي دور و نزديك را همزمان در همه جهات ببينيم. نور دورترين ستاره ها هنوز به ما نرسيده است ، يا اگر برسد اين سفر اين قدر طول مي كشد كه تعدادي از اجرام نزديك در اين فاصله دار فاني را وداع مي گويند و خاموش مي شوند. اين از تاريك بودن شب. كسي نمي خواهد دليل روشن بودن روز را بداند؟
منبع :جام جم و ملاصدرا
اقيانوس گازدار در زير قمر زحل!!!!!!!!!!!!!!!!!!!
اقيانوس گازدار در زير قمر زحل!!!!!!!!!!!!!!!!!!!
اقيانوس گازدار در زير قمر زحل!
داده‌هاي جديد فضاپيماي كاسيني ناسا در مورد آب‌هاي گازدار نشان داده كه انسلادوس، قمر زحل ممكن است از يك اقيانوس آب‌گازدار كه نشانه‌هايي از حيات دارد برخوردار باشد. به گزارش ايسنا، اين يافته‌ها مي‌تواند يخ‌فشان‌هاي وسيع روي سطح يخ‌بسته اين قمر را كه آب يخي را از ميان شكاف‌ها به فضا مي‌افشاند توضيح دهد. در حقيقت دانشمندان اخيرا دريافته‌اند كه قمر انسلادوس با آب‌فشان‌هايي پوشيده شده كه بخار آب، ذرات يخي و تركيبات آلي را به بيرون پرتاب مي‌كند.
بسياري از محققان بر اين عقيده‌اند كه اين يخ فشان‌ها نشانگر وجود يك واحد آبي زيرزميني هستند. تجهيزات كاسيني مشخص كرد كه گازهاي بيرون آمده از اين شكاف‌ها حاوي كربن، هيدرژن، اكسيژن،نيتروژن و ساير هيدروكربن‌ها هستند.
آخرين اندازه‌گيري‌هاي كاسيني كشف كرده كه دماي اطراف شكاف‌ها به ميزان 80 درجه سانتي‌گراد بوده كه به گفته دانشمندان ناسا آنقدر گرم هستند كه احتمالا در ابتدا آتش‌فشاني بوده‌اند. به گفته دانشمندان اين گرما بايد از مركز كره ريشه گرفته باشد كه يخ‌هاي زيرزميني را ذوب كرده و اقيانوسي زيرزميني به وجود آورده است. از طرفي آنها اظهار كردند كه اين آب به دليل داشتن گازهاي محلول، راه خود را به سمت سطح كره باز مي‌كند.
اقيانوس گازدار در زير قمر زحل!!!!!!!!!!!!!!!!!!!
اقيانوس گازدار در زير قمر زحل!
بسياري از محققان بر اين عقيده‌اند كه اين يخ فشان‌ها نشانگر وجود يك واحد آبي زيرزميني هستند. تجهيزات كاسيني مشخص كرد كه گازهاي بيرون آمده از اين شكاف‌ها حاوي كربن، هيدرژن، اكسيژن،نيتروژن و ساير هيدروكربن‌ها هستند.
آخرين اندازه‌گيري‌هاي كاسيني كشف كرده كه دماي اطراف شكاف‌ها به ميزان 80 درجه سانتي‌گراد بوده كه به گفته دانشمندان ناسا آنقدر گرم هستند كه احتمالا در ابتدا آتش‌فشاني بوده‌اند. به گفته دانشمندان اين گرما بايد از مركز كره ريشه گرفته باشد كه يخ‌هاي زيرزميني را ذوب كرده و اقيانوسي زيرزميني به وجود آورده است. از طرفي آنها اظهار كردند كه اين آب به دليل داشتن گازهاي محلول، راه خود را به سمت سطح كره باز مي‌كند.
آخرین ویرایش:
nasrin mansouri
عضو جدید
سلام
سلام
جالب بود
خوب شد دیگه باید جمع و جور کنیم بریم اونجا زندگی کنیم
سلام
جالب بود
خوب شد دیگه باید جمع و جور کنیم بریم اونجا زندگی کنیم
Andromeda Galaxy
عضو جدید
دليل روشن بودن روزچیه؟؟؟؟؟؟؟؟؟؟؟
مخسی پسرم
نام فضای پیمایی است که برای کاوش زحل به سمت آن پرتاب شد. نام این سفینه از اسم دومینیک کاسینی منجم ایتالیایی گرفته شده است.
اشنایی با مشتری دومین سیاره درخشان در آسمان
اشنایی با مشتری دومین سیاره درخشان در آسمان
وقتی از زمین رصد می کنیم، این سیاره نورانی تر از بیشتر ستاره ها دیده می شود. معمولا پس از سیاره ونوس، مشتری دومین سیاره درخشان در آسمان است.
مشتری پنجمین سیاره در منظومه شمسی می باشد. میانگین فاصله آن از خورشید معادل 778.570.000 کیلومتر یعنی بیش از پنج برابر فاصله زمین تا خورشید است. ستاره شناسان باستان این سیاره را به یاد پادشاه خدایان رومی، ژوپیتر نامیدند.
ستاره شناسان این سیاره را از طریق تلسکوپ های مستقر بر روی سیاره زمین و ماهواره های حول زمین مطالعه می کنند. به علاوه ایالات متحده 6 سفینه تحقیقاتی بدون سرنشین را به سوی مشتری ارسال کرده است.
ستاره شناسان در جولای 1994 شاهد رویداد منحصر به فردی در این سیاره بودند. برخورد 21 تکه از شهاب سنگ شومیکر-لوی 9 (Shoemaker-Levy 9) که به اتمسفر مشتری برخورد کرد. این برخورد منجر به وقوع انفجارهای مهیب و پراکندگی مقدار بسیار زیادی گرد و خاک در منطقه ای با وسعت بیشتر از قطر کره زمین گردید.
ویژگی های فیزیکی مشتری
مشتری یک گوی غول پیکر از گاز، مایع و مقدار بسیار ناچیزی سطح جامد می باشد. سطح این سیاره ترکیبی است از ابرهای متراکم و غلیظ قرمز، قهوه ای، زرد و سفید رنگ. این ابرها در مناطقی با رنگ روشن به نام حوزه و مناطقی با رنگ تیره به نام کمربند به شکل موازی با استوا به طور منظم دور سیاره چرخیده شده اند.
مدار و گردش
مشتری در مداری بیضی شکل به دور خورشید گردش می کند. یک دور کامل مشتری به دور خورشید معادل 4333 روز زمینی و یا تقریبا 12 سال زمینی می باشد.
مشتری علاوه بر گردش به دور خورشید، حول محور طولی خود نیز گردش می کند. زاویه این محور حدود 3 درجه می باشد.
مشتری سریع تر از دیگر سیارات به دور خود می چرخد. یک روز در مشتری معادل 9 ساعت و 56 دقیقه می باشد. دانشمندان نمی توانند سرعت گردش درون این غول گازی را به طور مستقیم اندازه گیری کنند. آنها نخست میانگین سرعت ابرهای قابل رویت این سیاره را محاسبه کردند.
مشتری امواج رادیویی از خود متساطع می کند که توسط تلسکوپ های مستقر در زمین نیز قابل ردیابی می باشد. دانشمندان با مطالعه این امواج سرعت گردش سیاره را محاسبه نمودند. قدرت این امواج طی یک الگوی ثابت که در هر 9 ساعت و 56 دقیقه تکرار می شود، تغییر می کند.
سرعت زیاد گردش مشتری باعث برآمدگی این سیاره در استوا و مسطح شدن قطبها گردیده است. قطر استوایی این سیاره 7 درصد بیش از قطر قطبی آن است.
جرم و چگالی
مشتری از دیگر سیارات منظومه شمسی سنگین تر است. جرم آن 318 بار بیشتر از جرم زمین می باشد. اگرچه این سیاره جرم زیادی دارد اما چگالی آن نسبتا کم است. میانگین چگالی این سیاره 33/1 گرم در هر سانتیمتر مکعب است یعنی اندکی بیش از چگالی آب.
چگالی مشتری 4/1 برابر چگالی زمین می باشد. به خاطر کم بودن چگالی این سیاره، ستاره شناسان بر این باورند که عناصر عمده این سیاره هیدروژن و هلیوم می باشند. از این رو این سیاره بیشتر به خورشید شبیه است تا به سیاره ای نظیر زمین.
هسته مشتری باید از عناصر سنگینی تشکیل شده باشد. احتمالا ترکیب بندی این عناصر نظیر ترکیب بندی عناصر هسته زمین است اما 20 تا 30 برابر سنگین تر.
نیروی جاذبه سطح مشتری 4/2 برابر جاذبه زمین است. به این ترتیب جسمی که در روی زمین 100 کیلوگرم است بر روی مشتری 240 کیلوگرم وزن خواهد داشت.
اتمسفر مشتری ترکیبی است از حدود 86 درصد هیدروژن، 14 درصد هلیوم و مقادیر کمی متان، بخار آمونیاک، آب، هیدروکربور اشباع نشده، اتان، ژرمانیوم و مونوکساید کربن. درصد هیدروژن یاد شده بر اساس تعداد مولکولهای این عنصر است نه بر اساس جرم کلی آن. دانشمندان این مقادیر را به کمک اندازه گیریهای تلسکوپی و اطلاعات سفینه ها محاسبه و به دست آورده اند.
این عناصر شیمیایی لایه های رنگارنگی از ابرها را در ارتفاعات مختلف شکل داده اند. بالا ترین لایه سفید رنگ از کریستالهای بخار آمونیاک یخ زده به وجود آمده است. لایه های پایین تر و تیره رنگ تر ابرها مناطق کمربندها را تشکیل داده اند. در پایین ترین لایه قابل رویت، ابرهای آبی رنگی وجود دارند. ستاره شناسان انتظار دارند که در عمق 70کیلومتری پایین تر از ابرهای آمونیاک، ابرهای آب را تشخیص دهند. البته تا کنون این ابرها در هیچ لایه ای کشف نشده اند.
بارزترین ویژگی سطح سیاره مشتری، یک نقطه قرمز بزرگ است. این نقطه حجم زیادی از گاز در حال دوران می باشد و شبیه به گردبادهای زمینیست. بزرگترین قطر این نقطه سه برابر قطر زمین طول دارد. رنگ این نقطه بین آجری و قهوه ای روشن در تغییر است. به ندرت این نقطه به طور کلی محو می شود. احتمالا وجود سولفور و فسفر در کریستالهای آمونیاک منجر به ایجاد چنین رنگی در این نقطه می گردد.
گوشه این نقطه عظیم الجثه با سرعتی معادل 360 کیلومتر در ساعت در حرکت است. فاصله این نقطه نسبت به استوا ثابت است ولی به آرامی به سمت غرب و شرق حرکت می کند.
حوزه ها، کمربندها و نقطه بزرگ قرمز نسبت به سیستم های چرخه ای زمین بسیار ثابت تر می باشند. از زمانیکه دانشمندان شروع به استفاده از تلسکوپ برای رصد آسمان کرده اند، ویژگی های مذکور تغییر ابعاد و رنگ داشته اند اما همچنان الگوی کلی خود را ثابت نگه داشته اند.
دما
دما در بالای ابرهای مشتری 145- درجه سانتیگراد است. اندازه گیریهایی که توسط دستگاههای اندازه گیری خاص به عمل آمده اند نشان می دهند که دمای این سیاره در زیر ابرها افزایش می یابد. دما در اعماق و در جاییکه فشار اتمسفر به حدود 10 برابر فشار جوی زمین می رسد، 21 درجه سانتیگراد یعنی دمای معمولی یک اتاق بر روی زمین است. این همان جائیست که می تواند گونه های زیستی احتمالی در سیاره غول پیکر مشتری را در خود جای دهد.
اگر گونه ای زیستی در این سیاره وجود داشته باشد باید گونه ای هوازی باشد چون در مشتری از سطح جامد خبری نیست. دانشمندان تا کنون هیچ نشانی از حیات در این سیاره نیز یافت نکرده اند.
نزدیک هسته، دما به شدت بالا می رود. دمای هسته مشتری حدود 24000 درجه سانتیگراد یعنی داغتر از سطح خورشید است!.
مشتری از زمانیکه تبدیل به سیاره شد تا کنون همچنان در حال از دست دادن گرما می باشد.
بیشتر ستاره شناسان معتقدند که خورشید، سیارات و همه اجرام موجود در منظومه شمسی از یک سحابی در حال گردش شکل گرفته اند.گرانش گازها و ذرات باعث متصل شدن و تبدیل آنها به ابرهای غلیظ و تکه هایی از مواد گردید. در حدود 6/4 بیلیون سال پیش، این مواد با یکدیگر فشرده شدند تا اجرام گوناگون منظومه شمسی شکل گیرد. فشار این مواد گرما تولید کرد.
مشتری نیز خارج از این بازی نبود. هنگامیکه این سیاره شکل می گرفت، در اثر فشار زیاد، به قدری حرارت تولید شد که حتی امروزه پرتوهای حرارتی که این سیاره به فضا متساطع می کند، دو برابر مقدار گرمائیست که از خورشید دریافت می نماید.
میدان مغناطیسی
مانند سیاره زمین و بسیاری از سیارات، مشتری نیز مانند یک آهن ربای غول آسا کار می کند. نیروی مغناطیسی آن، میدان مغناطیسی بزرگی پیرامون این سیاره ایجاد نموده است. قدرت این میدان 14برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین است.
بدون در نظر گرفتن قدرت میادین مغناطیسی لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی مشتری در منظومه شمسی قویترین می باشد.
دانشمندان هنوز به درستی دلیل پیدایش میدان مغناطیسی سیارات را نمی دانند. معتبرترین دلیل آن تا کنون حرکت ذرات باردار در مرکز سیارات می باشد.
اندازه بزرگ مشتری و حرکت سریع آن منجر به این شده است که میدان مغناطیسی این سیاره از زمین قوی تر باشد.
میدان مغناطیسی مشتری ذراتی چون الکترونها، پروتونها و دیگر ذرات بارداری را که در پرتوهای اطراف این سیاره وجود دارند به دام می اندازد. این ذرات به قدری قوی می باشند که می توانند به تجهیزات سفینه های تحقیقاتی اطراف این سیاره آسیب وارد نمایند.
در منطقه ای از فضا به نام مگنتوسفر، میدان مغناطیسی مشتری مانند یک سپر عمل می کند. این سپر سیاره را از بادهای خورشیدی، جریان مداومی از ذرات باردار، حفظ می نماید. بیشتر این ذرات الکترونها و پروتونهایی هستند که با سرعتی معادل 500 کیلومتر در ثانیه در حرکتند.
ذراتی که در دام میدان مغناطیسی مشتری می افتند، وارد مگنتوسفر و نزدیک قطبهای میدان مغناطیسی می شوند. در قسمتی از سیاره که پشت به خورشید است، مگنتوسفر به اندازه زیادی به سمت بیرون سیاره دچار کشیدگی می شود و اصطلاحا دم مغناطیسی را که حدود 700 میلیون کیلومتر طول دارد، تشکیل می دهد.
امواج رادیویی که از مشتری متساطع می شوند در دو شکل به تلسکوپهای رادیویی مستقر در زمین می رسند. انرژی رادیویی منقطع و پرتوهای متوالی. زمانیکه آیو (Io) ، نزدیکترین قمر مشتری از منطقه ای مشخص در میدان مغناطیسی این سیاره عبور می کند، امواج دریافتی توسط تلسکوپها به صورت پرتوهای رادیویی قدرتمند منقطعی می باشد.
اشنایی با مشتری دومین سیاره درخشان در آسمان
مشتری پنجمین سیاره در منظومه شمسی می باشد. میانگین فاصله آن از خورشید معادل 778.570.000 کیلومتر یعنی بیش از پنج برابر فاصله زمین تا خورشید است. ستاره شناسان باستان این سیاره را به یاد پادشاه خدایان رومی، ژوپیتر نامیدند.
ستاره شناسان این سیاره را از طریق تلسکوپ های مستقر بر روی سیاره زمین و ماهواره های حول زمین مطالعه می کنند. به علاوه ایالات متحده 6 سفینه تحقیقاتی بدون سرنشین را به سوی مشتری ارسال کرده است.
ستاره شناسان در جولای 1994 شاهد رویداد منحصر به فردی در این سیاره بودند. برخورد 21 تکه از شهاب سنگ شومیکر-لوی 9 (Shoemaker-Levy 9) که به اتمسفر مشتری برخورد کرد. این برخورد منجر به وقوع انفجارهای مهیب و پراکندگی مقدار بسیار زیادی گرد و خاک در منطقه ای با وسعت بیشتر از قطر کره زمین گردید.
ویژگی های فیزیکی مشتری
مشتری یک گوی غول پیکر از گاز، مایع و مقدار بسیار ناچیزی سطح جامد می باشد. سطح این سیاره ترکیبی است از ابرهای متراکم و غلیظ قرمز، قهوه ای، زرد و سفید رنگ. این ابرها در مناطقی با رنگ روشن به نام حوزه و مناطقی با رنگ تیره به نام کمربند به شکل موازی با استوا به طور منظم دور سیاره چرخیده شده اند.
مدار و گردش
مشتری در مداری بیضی شکل به دور خورشید گردش می کند. یک دور کامل مشتری به دور خورشید معادل 4333 روز زمینی و یا تقریبا 12 سال زمینی می باشد.
مشتری علاوه بر گردش به دور خورشید، حول محور طولی خود نیز گردش می کند. زاویه این محور حدود 3 درجه می باشد.
مشتری سریع تر از دیگر سیارات به دور خود می چرخد. یک روز در مشتری معادل 9 ساعت و 56 دقیقه می باشد. دانشمندان نمی توانند سرعت گردش درون این غول گازی را به طور مستقیم اندازه گیری کنند. آنها نخست میانگین سرعت ابرهای قابل رویت این سیاره را محاسبه کردند.
مشتری امواج رادیویی از خود متساطع می کند که توسط تلسکوپ های مستقر در زمین نیز قابل ردیابی می باشد. دانشمندان با مطالعه این امواج سرعت گردش سیاره را محاسبه نمودند. قدرت این امواج طی یک الگوی ثابت که در هر 9 ساعت و 56 دقیقه تکرار می شود، تغییر می کند.
سرعت زیاد گردش مشتری باعث برآمدگی این سیاره در استوا و مسطح شدن قطبها گردیده است. قطر استوایی این سیاره 7 درصد بیش از قطر قطبی آن است.
مشتری از دیگر سیارات منظومه شمسی سنگین تر است. جرم آن 318 بار بیشتر از جرم زمین می باشد. اگرچه این سیاره جرم زیادی دارد اما چگالی آن نسبتا کم است. میانگین چگالی این سیاره 33/1 گرم در هر سانتیمتر مکعب است یعنی اندکی بیش از چگالی آب.
چگالی مشتری 4/1 برابر چگالی زمین می باشد. به خاطر کم بودن چگالی این سیاره، ستاره شناسان بر این باورند که عناصر عمده این سیاره هیدروژن و هلیوم می باشند. از این رو این سیاره بیشتر به خورشید شبیه است تا به سیاره ای نظیر زمین.
هسته مشتری باید از عناصر سنگینی تشکیل شده باشد. احتمالا ترکیب بندی این عناصر نظیر ترکیب بندی عناصر هسته زمین است اما 20 تا 30 برابر سنگین تر.
نیروی جاذبه سطح مشتری 4/2 برابر جاذبه زمین است. به این ترتیب جسمی که در روی زمین 100 کیلوگرم است بر روی مشتری 240 کیلوگرم وزن خواهد داشت.
اتمسفر مشتری ترکیبی است از حدود 86 درصد هیدروژن، 14 درصد هلیوم و مقادیر کمی متان، بخار آمونیاک، آب، هیدروکربور اشباع نشده، اتان، ژرمانیوم و مونوکساید کربن. درصد هیدروژن یاد شده بر اساس تعداد مولکولهای این عنصر است نه بر اساس جرم کلی آن. دانشمندان این مقادیر را به کمک اندازه گیریهای تلسکوپی و اطلاعات سفینه ها محاسبه و به دست آورده اند.
این عناصر شیمیایی لایه های رنگارنگی از ابرها را در ارتفاعات مختلف شکل داده اند. بالا ترین لایه سفید رنگ از کریستالهای بخار آمونیاک یخ زده به وجود آمده است. لایه های پایین تر و تیره رنگ تر ابرها مناطق کمربندها را تشکیل داده اند. در پایین ترین لایه قابل رویت، ابرهای آبی رنگی وجود دارند. ستاره شناسان انتظار دارند که در عمق 70کیلومتری پایین تر از ابرهای آمونیاک، ابرهای آب را تشخیص دهند. البته تا کنون این ابرها در هیچ لایه ای کشف نشده اند.
بارزترین ویژگی سطح سیاره مشتری، یک نقطه قرمز بزرگ است. این نقطه حجم زیادی از گاز در حال دوران می باشد و شبیه به گردبادهای زمینیست. بزرگترین قطر این نقطه سه برابر قطر زمین طول دارد. رنگ این نقطه بین آجری و قهوه ای روشن در تغییر است. به ندرت این نقطه به طور کلی محو می شود. احتمالا وجود سولفور و فسفر در کریستالهای آمونیاک منجر به ایجاد چنین رنگی در این نقطه می گردد.
گوشه این نقطه عظیم الجثه با سرعتی معادل 360 کیلومتر در ساعت در حرکت است. فاصله این نقطه نسبت به استوا ثابت است ولی به آرامی به سمت غرب و شرق حرکت می کند.
حوزه ها، کمربندها و نقطه بزرگ قرمز نسبت به سیستم های چرخه ای زمین بسیار ثابت تر می باشند. از زمانیکه دانشمندان شروع به استفاده از تلسکوپ برای رصد آسمان کرده اند، ویژگی های مذکور تغییر ابعاد و رنگ داشته اند اما همچنان الگوی کلی خود را ثابت نگه داشته اند.
دما
دما در بالای ابرهای مشتری 145- درجه سانتیگراد است. اندازه گیریهایی که توسط دستگاههای اندازه گیری خاص به عمل آمده اند نشان می دهند که دمای این سیاره در زیر ابرها افزایش می یابد. دما در اعماق و در جاییکه فشار اتمسفر به حدود 10 برابر فشار جوی زمین می رسد، 21 درجه سانتیگراد یعنی دمای معمولی یک اتاق بر روی زمین است. این همان جائیست که می تواند گونه های زیستی احتمالی در سیاره غول پیکر مشتری را در خود جای دهد.
اگر گونه ای زیستی در این سیاره وجود داشته باشد باید گونه ای هوازی باشد چون در مشتری از سطح جامد خبری نیست. دانشمندان تا کنون هیچ نشانی از حیات در این سیاره نیز یافت نکرده اند.
نزدیک هسته، دما به شدت بالا می رود. دمای هسته مشتری حدود 24000 درجه سانتیگراد یعنی داغتر از سطح خورشید است!.
مشتری از زمانیکه تبدیل به سیاره شد تا کنون همچنان در حال از دست دادن گرما می باشد.
بیشتر ستاره شناسان معتقدند که خورشید، سیارات و همه اجرام موجود در منظومه شمسی از یک سحابی در حال گردش شکل گرفته اند.گرانش گازها و ذرات باعث متصل شدن و تبدیل آنها به ابرهای غلیظ و تکه هایی از مواد گردید. در حدود 6/4 بیلیون سال پیش، این مواد با یکدیگر فشرده شدند تا اجرام گوناگون منظومه شمسی شکل گیرد. فشار این مواد گرما تولید کرد.
مشتری نیز خارج از این بازی نبود. هنگامیکه این سیاره شکل می گرفت، در اثر فشار زیاد، به قدری حرارت تولید شد که حتی امروزه پرتوهای حرارتی که این سیاره به فضا متساطع می کند، دو برابر مقدار گرمائیست که از خورشید دریافت می نماید.
میدان مغناطیسی
مانند سیاره زمین و بسیاری از سیارات، مشتری نیز مانند یک آهن ربای غول آسا کار می کند. نیروی مغناطیسی آن، میدان مغناطیسی بزرگی پیرامون این سیاره ایجاد نموده است. قدرت این میدان 14برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین است.
بدون در نظر گرفتن قدرت میادین مغناطیسی لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی مشتری در منظومه شمسی قویترین می باشد.
دانشمندان هنوز به درستی دلیل پیدایش میدان مغناطیسی سیارات را نمی دانند. معتبرترین دلیل آن تا کنون حرکت ذرات باردار در مرکز سیارات می باشد.
اندازه بزرگ مشتری و حرکت سریع آن منجر به این شده است که میدان مغناطیسی این سیاره از زمین قوی تر باشد.
میدان مغناطیسی مشتری ذراتی چون الکترونها، پروتونها و دیگر ذرات بارداری را که در پرتوهای اطراف این سیاره وجود دارند به دام می اندازد. این ذرات به قدری قوی می باشند که می توانند به تجهیزات سفینه های تحقیقاتی اطراف این سیاره آسیب وارد نمایند.
در منطقه ای از فضا به نام مگنتوسفر، میدان مغناطیسی مشتری مانند یک سپر عمل می کند. این سپر سیاره را از بادهای خورشیدی، جریان مداومی از ذرات باردار، حفظ می نماید. بیشتر این ذرات الکترونها و پروتونهایی هستند که با سرعتی معادل 500 کیلومتر در ثانیه در حرکتند.
ذراتی که در دام میدان مغناطیسی مشتری می افتند، وارد مگنتوسفر و نزدیک قطبهای میدان مغناطیسی می شوند. در قسمتی از سیاره که پشت به خورشید است، مگنتوسفر به اندازه زیادی به سمت بیرون سیاره دچار کشیدگی می شود و اصطلاحا دم مغناطیسی را که حدود 700 میلیون کیلومتر طول دارد، تشکیل می دهد.
امواج رادیویی که از مشتری متساطع می شوند در دو شکل به تلسکوپهای رادیویی مستقر در زمین می رسند. انرژی رادیویی منقطع و پرتوهای متوالی. زمانیکه آیو (Io) ، نزدیکترین قمر مشتری از منطقه ای مشخص در میدان مغناطیسی این سیاره عبور می کند، امواج دریافتی توسط تلسکوپها به صورت پرتوهای رادیویی قدرتمند منقطعی می باشد.
اقمار
مشتری 16 قمر با قطرهایی حداقل معادل 10 کیلومتر دارد. این سیاره همچنین دارای تعداد زیادی قمر کوچکتر می باشد. چهار قمر از بزرگترین اقمار مشتری به ترتیب فاصله از این سیاره عبارتند از آیو، اروپا، گانیمد (Ganymede) و کالیستو (Callisto). به این چهار قمر، اقمار گالیله ای می گویند. گالیله ستاره شناس ایتالیایی در سال 1610 به کمک یک تلسکوپ بدوی ساده توانست این چهار قمر را کشف نماید.
آیو آتشفشانهای فعال زیادی دارد که گازهایی شامل سولفور را به سطح این قمر می رانند. سطح زرد – نارنجی رنگ آیو احتمالا شامل مقادیر زیادی رسوب سولفور جامد است. اروپا با قطری معادل 3130 کیلومتر عنوان کوچکترین قمر گالیله ای را به خود اختصاص داده است. سطح اروپا مسطح، دارای شکاف و یخی می باشد.
بزرگترین قمر گالیله ای گانیمد، با قطری معادل 5268 کیلومتر است. گانیمد از سیاره عطارد بزرگتر است. کالیستو با قطر 4806 کیلومتر تنها کمی از عطارد کوچکتر است. به نظر می رسد که گانیمد و کالیستو دارای یخ و برخی مواد سنگی باشند. این دو قمر چاله های زیادی دارند.
بقیه اقمار مشتری از اقمار گالیله ای بسیار کوچکترند. آمالتیا (Amalthea) و هیمالیا بزرگترین اقمار غیر گالیله ای مشتری به حساب می آیند. بزرگترین قطر قمر سیب زمینی شکل آمالتیا تنها 262 کیلومتر است. قطر هیمالیا 170 کیلومتر است. بیشتر این اقمار توسط ستاره شناسان با تلسکوپ های بسیار بزرگ در روی زمین کشف شده اند.
حلقه ها
مشتری سه حلقه به دور استوای خود دارد. البته این حلقه ها نسبت به حلقه های زحل بسیار محو به نظر می رسند. این حلقه ها از ذرات غبار تشکیل شده اند. حلقه اصلی 30کیلومتر ضخامت و 6400 کیلومتر عرض دارد. این حلقه در درون مدار آمالتیا قرار گرفته است.
برخورد سنگ آسمانی شومیکر-لوی 9
در مارس 1993، ستاره شناسان اوگن شومیکر (Eugene Shoemaker)، کارولین شومیکر (Carolyn Shoemaker) و دیوید لوی (David H. Levy) سنگی را نزدیک مشتری کشف کردند. سنگی که بعدها شومیکر-لوی 9 نام گرفت، احتمالا یک بار به دور خورشید چرخیده و سپس توسط گرانش سیاره مشتری به سمت این سیاره کشیده شده است.
زمانیکه این سنگ کشف شد، خرد و 21 تکه شده بود. احتمالا تکه تکه شدن آن به هنگام نزدیک شدن به مشتری رخ داده بود.
محاسبات صورت گرفته بر اساس مکان سنگ و شتاب آن نشان داد که در جولای 1994 این تکه ها با مشتری برخورد خواهند نمود.
دانشمندان امیدوار بودند که با مشاهده این برخورد نکات جدید زیادی در مورد برخورد سنگهای آسمانی با سیارات به دست آورند.
همه ستاره شناسان در تاریخ پیش بینی شده تلسکوپ های خود را به سمت این سیاره نشانه گرفتند. حتی تلسکوپ قدرتمند هابل که در مدار زمین قرار دارد نیز به سمت این سیاره قرار گرفت همینطور سفینه کنترل از راه دور گالیلو که در مسیر خود به سمت مشتری قرار داشت. همگی منتظر رصد صحنه برخورد بودند.
تکه سنگها در منطقه ای که پشت به زمین و تلسکوپ هابل بود با سیاره برخورد کردند. البته کمتر از نیم ساعت به دلیل گردش وضعی مشتری محل اصابت قابل رصد بود. دانشمندان قطر بزرگترین تکه سنگ را بین 5/0 تا 4 کیلومتر تخمین زدند. این برخورد به طور مستقیم توسط گالیلو که 240 میلیون کیلومتر با مشتری فاصله داشت قابل رویت بود اما ایرادی که به بخشهای خاصی از تجهیزات این سفینه وارد آمد توانایی آن در ضبط و ارسال اطلاعات را به شدت کاهش داد.
این برخورد احتمالا به دلیل فشار زیاد، حرارت و پخش شدن سریع گازهای اتمسفر، منجر به وقوع انفجارهای بزرگی شد. این انفجارها ذرات غبار را در منطقه ای وسیع، بزرگتر از قطر کره زمین، پراکنده ساخت. این ذرات به تدریج در منطقه ای تیره و کدر از مواد پخش شدند و برای ماهها در بالای اتمسفر مشتری باقی ماندند.
اگر چنین برخوردی با زمین ایجاد می شد، غباری را ایجاد می نمود که می توانست جو را سرد و زمین را برای مدتها تاریک کند. به این صورت نسل بیشتر گونه های زیستی موجود در زمین از جمله انسانها و حیوانات منقرض می شد.
پرواز به مشتری
ایالات متحده تا کنون 6 سفینه را به سوی این سیاره ارسال نموده است: 1) پایونیر10، 2) پایونیر-زحل، 3) ویجر1 (Voyager)، 4) ویجر2، 5) یولیسس (Ulysses)، 6) گالیلو.
پایونیر 10 در سال 1972 ارسال شد و در تاریخ 3 دسامبر 1973 در فاصله 130000کیلومتری مشتری قرار گرفت. این سفینه تاثیر شدید کمربند پرتوهای مشتری بر روی سفینه ها را نشان داد. این سفینه همچنین وجود مقدار زیادی هیدروژن و هلیوم در جو این سیاره را گزارش نمود. به علاوه این سفینه مگنتوسفر عظیم این سیاره را کشف کرد.
پایونیر-زحل در دسامبر 1974 در فاصله 43.000 کیلومتری از این سیاره قرار گرفت. این سفینه تصاویری را در فاصله کم از مناطق قطبی سیاره تهیه کرد و اطلاعاتی درباره نقطه قرمز، میدان مغناطیسی و دمای اتمسفر مشتری جمع آوری نمود.
ویجر 1 و 2 به ترتیب در مارس و جولای 1979 نزدیک مشتری قرار گرفتند. این دو سفینه تجهیزات بسیار دقیق تری را با خود حمل می کردند و اطلاعات بیشتری را نیز به زمین ارسال نمودند. ستاره شناسان توانستند به کمک تصاویر تهیه شده توسط این دو سفینه اولین نقشه دقیق از اقمار گالیله ای را تهیه کنند. ویجرها همچنین توانستند آتشفشانهای سولفوری آیو، وقوع رعد و برق در ابر های مشتری و الگوی گردش ابرها را کشف نمایند.
یولیسس در اکتبر 1990 ارسال و در فوریه 1992 از کنار مشتری عبور نمود. آژانس فضایی اروپا این سفینه را بیشتر به منظور مطالعه مناطق قطبی خورشید ساخته بود. دانشمندان از نیروی فراوان گرانش مشتری استفاده کردند تا بتوانند این سفینه را در مدار درست خود برای مطالعه قطبهای خورشید قرار دهند. هنگامیکه یولیسس از کنار مشتری عبور نمود، اطلاعاتی را جمع آوری نمود که ثابت می کرد تاثیر بادهای خورشیدی بر روی مگنتوسفر این سیاره بسیار بیش از آن است که قبلا تصور می شده است.
گالیلو سفر طولانی خود را از اکتبر 1989 آغاز کرد. این سفینه در جولای 1995 کاوشگری را رها کرد. در دسامبر 1995 کاوشگر وارد اتمسفر مشتری شد، به درون آن نفوذ کرد و اندازه گیری مقدار آب و دیگر مواد شیمیایی در اتمسفر سیاره را آغاز نمود. در دسامبر 1995، گالیله به مداری حول مشتری پیوست. در طی سالها، این سفینه اتمسفر مشتری را تحت نظر گرفت و به مشاهده اقمار گالیله ای آن پرداخت.
ماموریت گالیلو یکبار در سال 1997 و بار دیگر در سال 1999 تمدید شد. در نهایت سوخت این سفینه به پایان رسید و مدیران پروژه در سال 2003 برای جلوگیری از برخورد سفینه با قمر اروپا، گالیلو را در درون مشتری منهدم کردند. مشاهدات گالیلو از قمر اروپا وجود احتمالی اقیانوسی در زیر سطح و وجود احتمالی حیات در این قمر را نشان می دهند.
مشتری 16 قمر با قطرهایی حداقل معادل 10 کیلومتر دارد. این سیاره همچنین دارای تعداد زیادی قمر کوچکتر می باشد. چهار قمر از بزرگترین اقمار مشتری به ترتیب فاصله از این سیاره عبارتند از آیو، اروپا، گانیمد (Ganymede) و کالیستو (Callisto). به این چهار قمر، اقمار گالیله ای می گویند. گالیله ستاره شناس ایتالیایی در سال 1610 به کمک یک تلسکوپ بدوی ساده توانست این چهار قمر را کشف نماید.
آیو آتشفشانهای فعال زیادی دارد که گازهایی شامل سولفور را به سطح این قمر می رانند. سطح زرد – نارنجی رنگ آیو احتمالا شامل مقادیر زیادی رسوب سولفور جامد است. اروپا با قطری معادل 3130 کیلومتر عنوان کوچکترین قمر گالیله ای را به خود اختصاص داده است. سطح اروپا مسطح، دارای شکاف و یخی می باشد.
بزرگترین قمر گالیله ای گانیمد، با قطری معادل 5268 کیلومتر است. گانیمد از سیاره عطارد بزرگتر است. کالیستو با قطر 4806 کیلومتر تنها کمی از عطارد کوچکتر است. به نظر می رسد که گانیمد و کالیستو دارای یخ و برخی مواد سنگی باشند. این دو قمر چاله های زیادی دارند.
بقیه اقمار مشتری از اقمار گالیله ای بسیار کوچکترند. آمالتیا (Amalthea) و هیمالیا بزرگترین اقمار غیر گالیله ای مشتری به حساب می آیند. بزرگترین قطر قمر سیب زمینی شکل آمالتیا تنها 262 کیلومتر است. قطر هیمالیا 170 کیلومتر است. بیشتر این اقمار توسط ستاره شناسان با تلسکوپ های بسیار بزرگ در روی زمین کشف شده اند.
مشتری سه حلقه به دور استوای خود دارد. البته این حلقه ها نسبت به حلقه های زحل بسیار محو به نظر می رسند. این حلقه ها از ذرات غبار تشکیل شده اند. حلقه اصلی 30کیلومتر ضخامت و 6400 کیلومتر عرض دارد. این حلقه در درون مدار آمالتیا قرار گرفته است.
برخورد سنگ آسمانی شومیکر-لوی 9
در مارس 1993، ستاره شناسان اوگن شومیکر (Eugene Shoemaker)، کارولین شومیکر (Carolyn Shoemaker) و دیوید لوی (David H. Levy) سنگی را نزدیک مشتری کشف کردند. سنگی که بعدها شومیکر-لوی 9 نام گرفت، احتمالا یک بار به دور خورشید چرخیده و سپس توسط گرانش سیاره مشتری به سمت این سیاره کشیده شده است.
زمانیکه این سنگ کشف شد، خرد و 21 تکه شده بود. احتمالا تکه تکه شدن آن به هنگام نزدیک شدن به مشتری رخ داده بود.
محاسبات صورت گرفته بر اساس مکان سنگ و شتاب آن نشان داد که در جولای 1994 این تکه ها با مشتری برخورد خواهند نمود.
دانشمندان امیدوار بودند که با مشاهده این برخورد نکات جدید زیادی در مورد برخورد سنگهای آسمانی با سیارات به دست آورند.
همه ستاره شناسان در تاریخ پیش بینی شده تلسکوپ های خود را به سمت این سیاره نشانه گرفتند. حتی تلسکوپ قدرتمند هابل که در مدار زمین قرار دارد نیز به سمت این سیاره قرار گرفت همینطور سفینه کنترل از راه دور گالیلو که در مسیر خود به سمت مشتری قرار داشت. همگی منتظر رصد صحنه برخورد بودند.
تکه سنگها در منطقه ای که پشت به زمین و تلسکوپ هابل بود با سیاره برخورد کردند. البته کمتر از نیم ساعت به دلیل گردش وضعی مشتری محل اصابت قابل رصد بود. دانشمندان قطر بزرگترین تکه سنگ را بین 5/0 تا 4 کیلومتر تخمین زدند. این برخورد به طور مستقیم توسط گالیلو که 240 میلیون کیلومتر با مشتری فاصله داشت قابل رویت بود اما ایرادی که به بخشهای خاصی از تجهیزات این سفینه وارد آمد توانایی آن در ضبط و ارسال اطلاعات را به شدت کاهش داد.
این برخورد احتمالا به دلیل فشار زیاد، حرارت و پخش شدن سریع گازهای اتمسفر، منجر به وقوع انفجارهای بزرگی شد. این انفجارها ذرات غبار را در منطقه ای وسیع، بزرگتر از قطر کره زمین، پراکنده ساخت. این ذرات به تدریج در منطقه ای تیره و کدر از مواد پخش شدند و برای ماهها در بالای اتمسفر مشتری باقی ماندند.
اگر چنین برخوردی با زمین ایجاد می شد، غباری را ایجاد می نمود که می توانست جو را سرد و زمین را برای مدتها تاریک کند. به این صورت نسل بیشتر گونه های زیستی موجود در زمین از جمله انسانها و حیوانات منقرض می شد.
پرواز به مشتری
ایالات متحده تا کنون 6 سفینه را به سوی این سیاره ارسال نموده است: 1) پایونیر10، 2) پایونیر-زحل، 3) ویجر1 (Voyager)، 4) ویجر2، 5) یولیسس (Ulysses)، 6) گالیلو.
پایونیر 10 در سال 1972 ارسال شد و در تاریخ 3 دسامبر 1973 در فاصله 130000کیلومتری مشتری قرار گرفت. این سفینه تاثیر شدید کمربند پرتوهای مشتری بر روی سفینه ها را نشان داد. این سفینه همچنین وجود مقدار زیادی هیدروژن و هلیوم در جو این سیاره را گزارش نمود. به علاوه این سفینه مگنتوسفر عظیم این سیاره را کشف کرد.
پایونیر-زحل در دسامبر 1974 در فاصله 43.000 کیلومتری از این سیاره قرار گرفت. این سفینه تصاویری را در فاصله کم از مناطق قطبی سیاره تهیه کرد و اطلاعاتی درباره نقطه قرمز، میدان مغناطیسی و دمای اتمسفر مشتری جمع آوری نمود.
ویجر 1 و 2 به ترتیب در مارس و جولای 1979 نزدیک مشتری قرار گرفتند. این دو سفینه تجهیزات بسیار دقیق تری را با خود حمل می کردند و اطلاعات بیشتری را نیز به زمین ارسال نمودند. ستاره شناسان توانستند به کمک تصاویر تهیه شده توسط این دو سفینه اولین نقشه دقیق از اقمار گالیله ای را تهیه کنند. ویجرها همچنین توانستند آتشفشانهای سولفوری آیو، وقوع رعد و برق در ابر های مشتری و الگوی گردش ابرها را کشف نمایند.
یولیسس در اکتبر 1990 ارسال و در فوریه 1992 از کنار مشتری عبور نمود. آژانس فضایی اروپا این سفینه را بیشتر به منظور مطالعه مناطق قطبی خورشید ساخته بود. دانشمندان از نیروی فراوان گرانش مشتری استفاده کردند تا بتوانند این سفینه را در مدار درست خود برای مطالعه قطبهای خورشید قرار دهند. هنگامیکه یولیسس از کنار مشتری عبور نمود، اطلاعاتی را جمع آوری نمود که ثابت می کرد تاثیر بادهای خورشیدی بر روی مگنتوسفر این سیاره بسیار بیش از آن است که قبلا تصور می شده است.
گالیلو سفر طولانی خود را از اکتبر 1989 آغاز کرد. این سفینه در جولای 1995 کاوشگری را رها کرد. در دسامبر 1995 کاوشگر وارد اتمسفر مشتری شد، به درون آن نفوذ کرد و اندازه گیری مقدار آب و دیگر مواد شیمیایی در اتمسفر سیاره را آغاز نمود. در دسامبر 1995، گالیله به مداری حول مشتری پیوست. در طی سالها، این سفینه اتمسفر مشتری را تحت نظر گرفت و به مشاهده اقمار گالیله ای آن پرداخت.
ماموریت گالیلو یکبار در سال 1997 و بار دیگر در سال 1999 تمدید شد. در نهایت سوخت این سفینه به پایان رسید و مدیران پروژه در سال 2003 برای جلوگیری از برخورد سفینه با قمر اروپا، گالیلو را در درون مشتری منهدم کردند. مشاهدات گالیلو از قمر اروپا وجود احتمالی اقیانوسی در زیر سطح و وجود احتمالی حیات در این قمر را نشان می دهند.
منبع
aneshema.com
aneshema.com
ایستگاه فضایی بین المللی در یک نگاه
ایستگاه فضایی بین المللی در یک نگاه
ایستگاه فضایی بین المللی یک ماهواره مسکونی بسیار عظیم در فضا است که با همکاری بیش از پانزده کشور از سراسر جهان در حال تکمیل می باشد.نخستین قطعات این ایستگاه در سال ۱۹۹۸ میلادی به فضا پرتاب شد و نزدیک به دو سال بعد، دو فضا نورد روسی و همچنین یک کیهان نورد آمریکایی به عنوان خدمه اولیه ایستگاه شروع به کار نمودند.ایستگاه فضایی در مداری به ارتفاع ۴۰۰ کیلومتری از سطح زمین در گردش است،همچنین گستره مداری آن از عرض جغرافیایی ۵۲ درجه شمالی تا ۵۲ درجه جنوبی افزایش می یابد. این ایستگاه از ۸ بخش اصلی استوانه ای تشکیل می شود که از آن ها تحت عنوان اتاقک (قسمتی از سفینه فضایی) نیز یاد می شود.هر اتاقک به صورت جداگانه از زمین به ایستگاه فضایی انتقال می یابد.قطعات پس از انتقال توسط فضانوردان و کیهان نوردان برای تکمیل به یکدیگر متصل می شوند. ۸ صفحه خورشیدی با تولید بیش از ۱۰۰ کیلو وات برق وظیفه تامین نیروی الکتریکی را ایستگاه را بر عهده دارند.این صفحات بر روی بر روی سوله ای تمام فلزی با طولی در حدود ۱۰۹ متر نصب شده اند.
«نمایی از دو بخش اصلی ایستگاه فضایی بین المللی که در سال ۱۹۹۸ پس از انتقال به فضا توسط فضانوردان آمریکایی و روسی به هم متصل شده است»
ایالات متحده و روسیه مشترکاً و به طور عمده وظیفه تامین قطعات و تجهیزات ایستگاه فضایی را بر عهده دارند .کانادا نیز در این راستا بازوی روبوتی برای ایستگاه طراحی کرد که در سال ۲۰۰۱ بر روی آن نصب شد.آژانس فضایی اروپا به همراه دیگر کشور ها مانند ژاپن برای تکمیل ایستگاه همکاری می کنند.به تازگی برزیل نیز توافق نامه ای را با ایالات متحده در جهت تامین تجهیزات برای ایستگاه فضایی امضا کرده،مشروط بر آن که فضانوردان برزیلی هم بتوانند با کسب اجازه از آمریکا و همچنین با استفاده تجهیزات فضایی این کشور فضانوردان برزیلی را به ایستگاه ارسال نماید.
نمایی خیالی از نمونه تکمیل شده ایستگاه فضایی بین المللی
چنین بر آورد می شود تا تکمیل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به بیش از ۸۰ پرواز توسط شاتل های فضایی آمریکا به همراه راکت های روسیه نیاز باشد.در این بین آژانس فضایی اروپا به همراه کشور ژاپن قصد دارند تا با استفاده از راکت های Ariane ۵ and Japan’s و H-۲A booster rockets پرواز هایی که با هدف حمل تجهیزات به ایستگاه فضایی صورت می گیرد را سرعت بخشند.پیش از این تصور می شد که ایستگاه در سال ۲۰۰۶ میلادی تکمیل شود،اما به علت مخارج بسیار بالا که به طور غیر قابل پیش بینی افزایش می یابد،تکمیل ایستگاه به سال های آینده موکول می شود.
ایستگاه فضایی به عنوان یک رصد خانه،آزمایشگاه و کارگاه فضایی محیطی بسیار مناسب برای فعالیت فضانوردان و کیهان نوردان از سراسر جهان خواهد بود.
اهداف و ماموریت ها
خدمه حاضر در ایستگاه با همکاری دانشمندان روی زمین با استفاده از سیستم های رادیویی، دست به آزمایش های فضایی خواهند زد.برخی از این آزمایشات به بررسی تاثیر شرایط متفاوت فضا نسبت به زمین،از جمله بی وزنی بر روی انسان است.علاوه بر ان آزمایشاتی در زمینه های گوناگون شیمی مانند بررسی کریستال های پروتیین صورت خواهد گرفت.کریستال هایی که در فضا رشد می کنند نسبت به نمونه های زمینی از نقص کم تری برخوردارند،در نتیجه این فرایند آنالیز آنها نیز با سهولت بیشتری صورت می پذیرد.با بهره گیری از این داده ها در تحقیقات پزشکی، می توان دریافت که کدام نوع از کریستال ها برای تولید انبوه در زمین مناسب تر هستند.
از دیگر مزایای ایستگاه فضای بین المللی می توان به این موضوع اشاره کرد که کلیه تجهیزات فقط برای یک بار به ایستگاه حمل می شوند.علاوه بر این کیهان نوردان و یا فضانوردان قادرند بار ها و بارها از ایستگاه استفاده نمایند.همچنین دانشمندان می توانند با استفاده از داده هایی که از نتایج تحقیقات در ایستگاه حاصل می آید، با سرعت بیشتری پژوهش های خود را در زمین را پی گیری و یا اصلاح نمایند.ایستگاه فضایی بین المللی برای مدت ۱۵ سال استفاده مفید طراحی شده است اما اگر بخش ها ،قطعات و یا تجهیزات آن در بازه های زمانی منظم مورد بررسی و یا تعمیر قرار بگیرند می توان برای دهه ها از آن استفاده نمود.
تاریخچه
ایستگاه فضایی بین المللی نهمین ایستگاه قابل سکونت در مدار است.نخستین ایستگاه فضایی توسط اتحاد جماهیر شوروی با عنوان سالیوت و پس از آن ایستگاه فضایی اسکای لب توسط ایالت متحده در دهه ۱۹۷۰ میلادی به فضا پرتاب شدند.
در سال ۱۹۸۶میلادی شوروی شروع به راه اندازی ایستگاه فضایی میر نمود.این نخستین ایستگاهی بود که در آن از اتاقک استفاده می شد.در این هنگام شوروی با استفاده از راکت های سایوز که ضریب امنیتی بسیار بالایی دارند و از لحاظ اقتصادی نیز بسیار به صرفه هستند توانست تجهیزات و همچنین خدمه را به ایستگاه فضایی میر منتقل نماید.در سال ۱۹۹۱ میلادی همزمان با فروپاشی اتحاد جماهیر شوروی ،در عملیات اجرای میر وقفه صورت گرفت به طوری که دانشمندان از ادامه کار باز مانند و این پروژه عظیم متوقف گردید.سرانجام در سال ۲۰۰۱ میلادی روسیه این ایستگاه را از مدار زمین خارج نمود و میر به سوی زمین سقوط کرد و منهدم شد.
در دهه ۱۹۹۰ میلادی روسیه اقدام به ساخت ایستگاه فضایی میر ۲ نمود.در همین زمان ایالات متحده به همراه کانادا ، آژانس فضایی اروپا و ژاپن تصمیم گرفتند تا پروژه ساخت ایستگاه فضایی تحت عنوان آزادی در شراکت را عملی نمایند.اما سرانجام با توجه به کمبود های مالی ، آمریکا ضمن توافق با روسیه در سال ۱۹۹۳ میلادی اقدام به ساخت ایستگاهی مشترک با نام ایستگاه فضایی بین المللی نمود.
برای ساخت ایستگاه شاتل های سازمان فضایی ناسا به طور پیوسته از سال ۱۹۹۵ تا سال ۱۹۹۸ میلادی به ایستگاه فضایی میر پرتاب می شدند. در این هنگام فضانوردان ایالات متحده برای انجام تحقیقات به مدت شش ماه تمام وقت خود را در میر گذراندند.
یکی از مهم ترین دلایلی تاخیر در ساخت ایستگاه فضایی، عدم پرداخت هزینه ساخت و ساز ، توسط دولت روسیه بود.در نهایت در نوامبر سال ۱۹۹۸ میلادی روسیه با استفاده از راکت پروتن،نخستین بخش(اتاقک) از ایستگاه را به مدار زمین انتقال داد.این بخش Zarya نام داشت که در زبان روسی به معنای طلوع خورشید است.قطعه بعدی Unityنام داشت که ساخت ایالات متحده بود و در دسامبر همان سال با شاتل فضایی Endeavour به فضا پرتاب شد و به بخش نخست متصل گردید. Unity شامل ۸ دریچه می شد که یکی از آنها به Zarya و بقیه دریچه های آن برای اتصال به سایر اتاقک ها تعبیه شده بود.
نمایی از بخش های Zarya و Unity
در ژوییه سال ۲۰۰۰ میلادی راکت پروتن در پروازی دیگر بخش Zvezda (ستاره) یا اتاقک خدمات را به ایستگاه انتقال داد. Zvezda از قسمت هایی همچون اتاق کار و استراحت برای فضانوردان و خدمه تشکیل می شد.در اکتبر همان سال ایالات متحده شاتل فضایی دیسکاوری را به سوی ایستگاه فضایی پرتاب کرد. دیسکاوری در طی این ماموریت قطعات و تجهیزات زیادی را با خود حمل می نمود که از مهمترین آنها می توان به بست های صفحات خورشیدی و یک ابزار اتصال دهنده با نام PMA اشاره کرد.با استفاده از این ابزار، سکوی ایستگاه فضایی برای ارتباط مکانیکى آن با شاتل های فضایی به بهره برداری رسید. نخستین خدمه تمام وقت ایستگاه فضایی با نام Expedition One در نوامبر سال ۲۰۰۰ میلادی توسط راکت سایوز به ایستگاه انتقال یافتند.فرمانده ویلیام شفرد به همراه دو کیهان نورد دیگر به نام های یوری جدزینکو و سرگیی کریکالو این گروه سه نفره را تشکیل می دادند.حدود یک ماه بعد آمریکا به همراه شاتل Endeavour صفحات خورشیدی ساخت خود را برای تکمیل صفحات متصل به اتاقک ها به مدار ارسال کرد.
ایالات متحده توسط شاتل آتلانتیس در فوریه سال ۲۰۰۱ میلادی نخستین آزمایشگاه فضایی خود را تحت عنوان سرنوشت Destiny Laboratory به ایستگاه فضایی فرستاد و پس از گذشت چند ماه این آزمایشگاه تحقیقات خود را شروع نمود.در همان سال اتاقک های airlock (محفظه هایی که هوا به داخل آنها نفوذ نمی کند) و همچنین سکوی ارتباطی دیگری توسط روسیه و آمریکا به ایستگاه اضافه گردید.
نخستین توریست فضایی دنیس تیتو که یک مشاور در بخش سرمایه گذاری نیز بود در آوریل سال ۲۰۰۱ میلادی در ماموریت جایگزینی سایوز با صرف هزینه بسیار زیاد، پس از گذراندن دوره آموزشی و آماده سازی شش ماهه در مسکو به ایستگاه فضایی سفر کرد و پس از گذشت شش روز به زمین باز گشت.پس از او یک تاجر از آفریقای جنوبی با نام مارک شاتلورت به عنوان دومین گردش گر فضایی در آوریل سال ۲۰۰۲ میلادی در ماموریتی مشابه به ایستگاه انتقال یافت.پس از آن ماموریت های سایوز به انتقال فضانوردان منتخب آژانس فضایی اروپا اختصاص یافت.
مراحل بعدی تکمیل ایستگاه فضایی به افزایش توان الکتریکی آن و همچنین ایجاد شرایطی مناسب برای خدمه مربوط می شد.در این صورت فضانوردان بیشتری(شش یا هفت نفر) می توانستند به طور تمام وقت و در بازه های زمانی طولانی مدت به فعالیت خود ادامه دهند.
ایالات متحده برای افزایش تعداد خدمه ایستگاه و همچنین ساخت هواپیمای گریز (برای بازگشت اضطراری به گنجایش ۶ نفر ) برنامه ریزی نمود. اما دیری نپایید که آمریکا متوجه شد میزان هزینه های تکمیل ایستگاه پنج میلیارد دلار بیشتر از بودجه در نظر گرفته شده برای این کار است.در نتیجه در طی تصمیمی که به شدت توسط آژانس فضایی اروپا و ژاپن مورد مخالف قرار گرفت،ساخت هواپیمای گریز و همچنین افزایش تعداد خدمه ایستگاه فضایی را لغو کرد.
نمایی از ایستگاه فضایی
در سال ۲۰۰۲ میلادی ایستگاه فضایی با ۳ خدمه کماکان به کار خود ادامه می داد.شاتل ها فضایی هر چهار یا پنج ماه یک بار خدمه ایستگاه را جایگزین می کردند.کیهان نوردان روسی نیز توسط فضا پیما های سایوز هر شش ماه یک بار به ایستگاه فضایی ارسال می شدند.علاوه بر آن راکت های سایوز طوری طراحی شده بودند که در زمان اضطراری همچون یک کپسول نجات عمل می کردند.با گذشت زمان میزان تولید نیروی برق ایستگاه نیز به صورت کند افزایش می یافت.
در فوریه سال ۲۰۰۳ میلادی شاتل کلمبیا پس از پایان ماموریت خود در هنگام بازگشت به زمین در یک حادثه غم بار نابود شد و تمامی هفت سر نشین آن جان خود را از دست دادند. پس از آن ایالات متحده برای مدت چند سال کلیه ماموریت های شاتل فضایی به ایستگاه را برای حفظ جان فضانوردان لغو کرد. سرانجام در سال ۲۰۰۵ میلادی شاتل دیسکاوری سفری آزمایشی به ایستگاه انجام داد و پس از موفقیت این پرواز، برای اجرای ماموریت اس.تی.اس ۱۲۱ دیسکاوری برای بار دیگر در ژوییه سال ۲۰۰۶ میلادی به ایستگاه متصل گردید.شاتل فضایی آتلانتیس نیز سپتامبر همان سال به منظور تکمیل مراحل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به مدار زمین پرتاب شد.این در حالی است که پرواز راکت های سایوز به ایستگاه فضایی همچنان ادامه دارد.برای تکمیل ایستگاه فضایی نمی توان تاریخ خاصی تعیین کرد، به خصوص با وجود مشکلات و کمبود های مالی کشور هایی که وظیفه تامین تجهیزات آن را بر عهده دارند.همه ما امیدواریم تا این ایستگاه هر چه زودتر به بهره برداری برسد تا دانشمندان، فضانوردان و کیهان نوردان بتوانند فاز جدیدی از فعالیت های خود را در زمین و فضا آغاز کنند.
ایستگاه فضایی بین المللی در یک نگاه
ایستگاه فضایی بین المللی یک ماهواره مسکونی بسیار عظیم در فضا است که با همکاری بیش از پانزده کشور از سراسر جهان در حال تکمیل می باشد.نخستین قطعات این ایستگاه در سال ۱۹۹۸ میلادی به فضا پرتاب شد و نزدیک به دو سال بعد، دو فضا نورد روسی و همچنین یک کیهان نورد آمریکایی به عنوان خدمه اولیه ایستگاه شروع به کار نمودند.ایستگاه فضایی در مداری به ارتفاع ۴۰۰ کیلومتری از سطح زمین در گردش است،همچنین گستره مداری آن از عرض جغرافیایی ۵۲ درجه شمالی تا ۵۲ درجه جنوبی افزایش می یابد. این ایستگاه از ۸ بخش اصلی استوانه ای تشکیل می شود که از آن ها تحت عنوان اتاقک (قسمتی از سفینه فضایی) نیز یاد می شود.هر اتاقک به صورت جداگانه از زمین به ایستگاه فضایی انتقال می یابد.قطعات پس از انتقال توسط فضانوردان و کیهان نوردان برای تکمیل به یکدیگر متصل می شوند. ۸ صفحه خورشیدی با تولید بیش از ۱۰۰ کیلو وات برق وظیفه تامین نیروی الکتریکی را ایستگاه را بر عهده دارند.این صفحات بر روی بر روی سوله ای تمام فلزی با طولی در حدود ۱۰۹ متر نصب شده اند.
«نمایی از دو بخش اصلی ایستگاه فضایی بین المللی که در سال ۱۹۹۸ پس از انتقال به فضا توسط فضانوردان آمریکایی و روسی به هم متصل شده است»
ایالات متحده و روسیه مشترکاً و به طور عمده وظیفه تامین قطعات و تجهیزات ایستگاه فضایی را بر عهده دارند .کانادا نیز در این راستا بازوی روبوتی برای ایستگاه طراحی کرد که در سال ۲۰۰۱ بر روی آن نصب شد.آژانس فضایی اروپا به همراه دیگر کشور ها مانند ژاپن برای تکمیل ایستگاه همکاری می کنند.به تازگی برزیل نیز توافق نامه ای را با ایالات متحده در جهت تامین تجهیزات برای ایستگاه فضایی امضا کرده،مشروط بر آن که فضانوردان برزیلی هم بتوانند با کسب اجازه از آمریکا و همچنین با استفاده تجهیزات فضایی این کشور فضانوردان برزیلی را به ایستگاه ارسال نماید.
نمایی خیالی از نمونه تکمیل شده ایستگاه فضایی بین المللی
چنین بر آورد می شود تا تکمیل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به بیش از ۸۰ پرواز توسط شاتل های فضایی آمریکا به همراه راکت های روسیه نیاز باشد.در این بین آژانس فضایی اروپا به همراه کشور ژاپن قصد دارند تا با استفاده از راکت های Ariane ۵ and Japan’s و H-۲A booster rockets پرواز هایی که با هدف حمل تجهیزات به ایستگاه فضایی صورت می گیرد را سرعت بخشند.پیش از این تصور می شد که ایستگاه در سال ۲۰۰۶ میلادی تکمیل شود،اما به علت مخارج بسیار بالا که به طور غیر قابل پیش بینی افزایش می یابد،تکمیل ایستگاه به سال های آینده موکول می شود.
ایستگاه فضایی به عنوان یک رصد خانه،آزمایشگاه و کارگاه فضایی محیطی بسیار مناسب برای فعالیت فضانوردان و کیهان نوردان از سراسر جهان خواهد بود.
اهداف و ماموریت ها
خدمه حاضر در ایستگاه با همکاری دانشمندان روی زمین با استفاده از سیستم های رادیویی، دست به آزمایش های فضایی خواهند زد.برخی از این آزمایشات به بررسی تاثیر شرایط متفاوت فضا نسبت به زمین،از جمله بی وزنی بر روی انسان است.علاوه بر ان آزمایشاتی در زمینه های گوناگون شیمی مانند بررسی کریستال های پروتیین صورت خواهد گرفت.کریستال هایی که در فضا رشد می کنند نسبت به نمونه های زمینی از نقص کم تری برخوردارند،در نتیجه این فرایند آنالیز آنها نیز با سهولت بیشتری صورت می پذیرد.با بهره گیری از این داده ها در تحقیقات پزشکی، می توان دریافت که کدام نوع از کریستال ها برای تولید انبوه در زمین مناسب تر هستند.
از دیگر مزایای ایستگاه فضای بین المللی می توان به این موضوع اشاره کرد که کلیه تجهیزات فقط برای یک بار به ایستگاه حمل می شوند.علاوه بر این کیهان نوردان و یا فضانوردان قادرند بار ها و بارها از ایستگاه استفاده نمایند.همچنین دانشمندان می توانند با استفاده از داده هایی که از نتایج تحقیقات در ایستگاه حاصل می آید، با سرعت بیشتری پژوهش های خود را در زمین را پی گیری و یا اصلاح نمایند.ایستگاه فضایی بین المللی برای مدت ۱۵ سال استفاده مفید طراحی شده است اما اگر بخش ها ،قطعات و یا تجهیزات آن در بازه های زمانی منظم مورد بررسی و یا تعمیر قرار بگیرند می توان برای دهه ها از آن استفاده نمود.
تاریخچه
ایستگاه فضایی بین المللی نهمین ایستگاه قابل سکونت در مدار است.نخستین ایستگاه فضایی توسط اتحاد جماهیر شوروی با عنوان سالیوت و پس از آن ایستگاه فضایی اسکای لب توسط ایالت متحده در دهه ۱۹۷۰ میلادی به فضا پرتاب شدند.
در سال ۱۹۸۶میلادی شوروی شروع به راه اندازی ایستگاه فضایی میر نمود.این نخستین ایستگاهی بود که در آن از اتاقک استفاده می شد.در این هنگام شوروی با استفاده از راکت های سایوز که ضریب امنیتی بسیار بالایی دارند و از لحاظ اقتصادی نیز بسیار به صرفه هستند توانست تجهیزات و همچنین خدمه را به ایستگاه فضایی میر منتقل نماید.در سال ۱۹۹۱ میلادی همزمان با فروپاشی اتحاد جماهیر شوروی ،در عملیات اجرای میر وقفه صورت گرفت به طوری که دانشمندان از ادامه کار باز مانند و این پروژه عظیم متوقف گردید.سرانجام در سال ۲۰۰۱ میلادی روسیه این ایستگاه را از مدار زمین خارج نمود و میر به سوی زمین سقوط کرد و منهدم شد.
در دهه ۱۹۹۰ میلادی روسیه اقدام به ساخت ایستگاه فضایی میر ۲ نمود.در همین زمان ایالات متحده به همراه کانادا ، آژانس فضایی اروپا و ژاپن تصمیم گرفتند تا پروژه ساخت ایستگاه فضایی تحت عنوان آزادی در شراکت را عملی نمایند.اما سرانجام با توجه به کمبود های مالی ، آمریکا ضمن توافق با روسیه در سال ۱۹۹۳ میلادی اقدام به ساخت ایستگاهی مشترک با نام ایستگاه فضایی بین المللی نمود.
برای ساخت ایستگاه شاتل های سازمان فضایی ناسا به طور پیوسته از سال ۱۹۹۵ تا سال ۱۹۹۸ میلادی به ایستگاه فضایی میر پرتاب می شدند. در این هنگام فضانوردان ایالات متحده برای انجام تحقیقات به مدت شش ماه تمام وقت خود را در میر گذراندند.
یکی از مهم ترین دلایلی تاخیر در ساخت ایستگاه فضایی، عدم پرداخت هزینه ساخت و ساز ، توسط دولت روسیه بود.در نهایت در نوامبر سال ۱۹۹۸ میلادی روسیه با استفاده از راکت پروتن،نخستین بخش(اتاقک) از ایستگاه را به مدار زمین انتقال داد.این بخش Zarya نام داشت که در زبان روسی به معنای طلوع خورشید است.قطعه بعدی Unityنام داشت که ساخت ایالات متحده بود و در دسامبر همان سال با شاتل فضایی Endeavour به فضا پرتاب شد و به بخش نخست متصل گردید. Unity شامل ۸ دریچه می شد که یکی از آنها به Zarya و بقیه دریچه های آن برای اتصال به سایر اتاقک ها تعبیه شده بود.
نمایی از بخش های Zarya و Unity
در ژوییه سال ۲۰۰۰ میلادی راکت پروتن در پروازی دیگر بخش Zvezda (ستاره) یا اتاقک خدمات را به ایستگاه انتقال داد. Zvezda از قسمت هایی همچون اتاق کار و استراحت برای فضانوردان و خدمه تشکیل می شد.در اکتبر همان سال ایالات متحده شاتل فضایی دیسکاوری را به سوی ایستگاه فضایی پرتاب کرد. دیسکاوری در طی این ماموریت قطعات و تجهیزات زیادی را با خود حمل می نمود که از مهمترین آنها می توان به بست های صفحات خورشیدی و یک ابزار اتصال دهنده با نام PMA اشاره کرد.با استفاده از این ابزار، سکوی ایستگاه فضایی برای ارتباط مکانیکى آن با شاتل های فضایی به بهره برداری رسید. نخستین خدمه تمام وقت ایستگاه فضایی با نام Expedition One در نوامبر سال ۲۰۰۰ میلادی توسط راکت سایوز به ایستگاه انتقال یافتند.فرمانده ویلیام شفرد به همراه دو کیهان نورد دیگر به نام های یوری جدزینکو و سرگیی کریکالو این گروه سه نفره را تشکیل می دادند.حدود یک ماه بعد آمریکا به همراه شاتل Endeavour صفحات خورشیدی ساخت خود را برای تکمیل صفحات متصل به اتاقک ها به مدار ارسال کرد.
ایالات متحده توسط شاتل آتلانتیس در فوریه سال ۲۰۰۱ میلادی نخستین آزمایشگاه فضایی خود را تحت عنوان سرنوشت Destiny Laboratory به ایستگاه فضایی فرستاد و پس از گذشت چند ماه این آزمایشگاه تحقیقات خود را شروع نمود.در همان سال اتاقک های airlock (محفظه هایی که هوا به داخل آنها نفوذ نمی کند) و همچنین سکوی ارتباطی دیگری توسط روسیه و آمریکا به ایستگاه اضافه گردید.
نخستین توریست فضایی دنیس تیتو که یک مشاور در بخش سرمایه گذاری نیز بود در آوریل سال ۲۰۰۱ میلادی در ماموریت جایگزینی سایوز با صرف هزینه بسیار زیاد، پس از گذراندن دوره آموزشی و آماده سازی شش ماهه در مسکو به ایستگاه فضایی سفر کرد و پس از گذشت شش روز به زمین باز گشت.پس از او یک تاجر از آفریقای جنوبی با نام مارک شاتلورت به عنوان دومین گردش گر فضایی در آوریل سال ۲۰۰۲ میلادی در ماموریتی مشابه به ایستگاه انتقال یافت.پس از آن ماموریت های سایوز به انتقال فضانوردان منتخب آژانس فضایی اروپا اختصاص یافت.
مراحل بعدی تکمیل ایستگاه فضایی به افزایش توان الکتریکی آن و همچنین ایجاد شرایطی مناسب برای خدمه مربوط می شد.در این صورت فضانوردان بیشتری(شش یا هفت نفر) می توانستند به طور تمام وقت و در بازه های زمانی طولانی مدت به فعالیت خود ادامه دهند.
ایالات متحده برای افزایش تعداد خدمه ایستگاه و همچنین ساخت هواپیمای گریز (برای بازگشت اضطراری به گنجایش ۶ نفر ) برنامه ریزی نمود. اما دیری نپایید که آمریکا متوجه شد میزان هزینه های تکمیل ایستگاه پنج میلیارد دلار بیشتر از بودجه در نظر گرفته شده برای این کار است.در نتیجه در طی تصمیمی که به شدت توسط آژانس فضایی اروپا و ژاپن مورد مخالف قرار گرفت،ساخت هواپیمای گریز و همچنین افزایش تعداد خدمه ایستگاه فضایی را لغو کرد.
نمایی از ایستگاه فضایی
در سال ۲۰۰۲ میلادی ایستگاه فضایی با ۳ خدمه کماکان به کار خود ادامه می داد.شاتل ها فضایی هر چهار یا پنج ماه یک بار خدمه ایستگاه را جایگزین می کردند.کیهان نوردان روسی نیز توسط فضا پیما های سایوز هر شش ماه یک بار به ایستگاه فضایی ارسال می شدند.علاوه بر آن راکت های سایوز طوری طراحی شده بودند که در زمان اضطراری همچون یک کپسول نجات عمل می کردند.با گذشت زمان میزان تولید نیروی برق ایستگاه نیز به صورت کند افزایش می یافت.
در فوریه سال ۲۰۰۳ میلادی شاتل کلمبیا پس از پایان ماموریت خود در هنگام بازگشت به زمین در یک حادثه غم بار نابود شد و تمامی هفت سر نشین آن جان خود را از دست دادند. پس از آن ایالات متحده برای مدت چند سال کلیه ماموریت های شاتل فضایی به ایستگاه را برای حفظ جان فضانوردان لغو کرد. سرانجام در سال ۲۰۰۵ میلادی شاتل دیسکاوری سفری آزمایشی به ایستگاه انجام داد و پس از موفقیت این پرواز، برای اجرای ماموریت اس.تی.اس ۱۲۱ دیسکاوری برای بار دیگر در ژوییه سال ۲۰۰۶ میلادی به ایستگاه متصل گردید.شاتل فضایی آتلانتیس نیز سپتامبر همان سال به منظور تکمیل مراحل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به مدار زمین پرتاب شد.این در حالی است که پرواز راکت های سایوز به ایستگاه فضایی همچنان ادامه دارد.برای تکمیل ایستگاه فضایی نمی توان تاریخ خاصی تعیین کرد، به خصوص با وجود مشکلات و کمبود های مالی کشور هایی که وظیفه تامین تجهیزات آن را بر عهده دارند.همه ما امیدواریم تا این ایستگاه هر چه زودتر به بهره برداری برسد تا دانشمندان، فضانوردان و کیهان نوردان بتوانند فاز جدیدی از فعالیت های خود را در زمین و فضا آغاز کنند.
asghar rahmati
عضو جدید
شفق قطبی
شفق قطبی
شفق قطبی
شفق قطبی (aurora) که به آن سپیده قطبی و نور قطبی هم می‌گویند یکی از پدیده‌های جوی بسیار زیبای کره زمین است. نورهایی بسیار زیبا و خیره‌کننده که در آسمان حرکت میکنند و معمولا شکل‌های منحنی‌مانندی
دارند.آسمان تابان میشود و نقش‌هایی با رنگ‌ها و شکل‌های گوناگون در آن دیده میشود. این نقش و نگارهای رنگین گاهی دارای شکل کمان یکنواخت است، گاهی ساکن است و گاهی تپنده. گاهی متشکل از شمار
زیادی پرتو است با طول موج‌های متفاوت که مانند پرده‌ها و نوارها در آسمان بازی میکنند و پیچ و تاب می‌خورند. رنگ درخشنده نورهای از سبز مایل به زرد به سرخ و بنفش مایل به خاکستری تغییر میکند.
زیبایی شفق، پدیده‌ای که برخی قبایل کانادایی به آن رقص ارواح می‌گویند، چشم هر ناظری را به آسمان خیره میکند.
این نورهای طبیعی زیبا که در عرض‌های جغرافیایی نزدیک به قطب دیده می شوند، در سپیده‌دم قطبی قابل مشاهده هستند.
هر چقدر به قطب شمال نزدیک شوید با توجه به مجاورت با قطب مغناطیسی شمالی زمین احتمال بیشتری برای دیدن شفق قطبی وجود دارد. شهرهای شمالی کانادا که بسیار نزدیک به قطب شمال هستند و ایسلند
مناطقی مناسب برای رویت این پدیده‌اند.
شفق‌های قطبی در نزدیکی قطب مغناطیسی شمالی ممکن است خیلی بالا باشد ولی در افق شمالی به صورت سبز بر افروخته و در صورت طلوع خورشید به صورت قرمز کمرنگ دیده میشوند. از ماه سپتامبر تا اکتبر و
همچنین از مارس تا آوریل بیشترین احتمال دیده این پدیده وجود دارد.
در قطب جنوب نیز این پدیده اتفاق می‌افتد ولی فقط در جنوبی‌ترین عرض جغرافیایی قابل رویت است و گاهی اوقات در آمریکای جنوبی و استرالیا شفق مشاهده میشود.
سپیده قطبی چگونه به وجود می‌آید؟
طبیعت و علت شفق قطبی زمان درازی به کلی پوشیده مانده بود و قرن‌ها بود که در مورد این پدیده خیال‌پردازی می شد.
اسکیموهای ساکن در مناطق مختلف افسانه‌های جالبی در مورد سپیده قطبی داشتند.
گروهی معتقد بودند روح انسان‌های خوب پس از مرگ به منطقه‌ای از آسمان می‌رود که شفق قطبی در آن وجود دارد؛ جایی که پر از نور و شادی است، از سرما و کولاک خبری نیست و شکار حیوانات در آن منطقه بسیار
آسان است!گروهی دیگر اعتقاد داشتند شفق نتیجه توپ‌بازی ارواح انسانها در آسمان با جمجمه شیر‌ماهی است و جریان‌های نور نشان دهنده کشمکش ارواح است!
سرخپوستان کانادای شرقی و جنوب آلاسکا هم شفق قطبی را ارواح رقصان انسانها در آسمان می‌دانستند . در این میان گروهی از سرخپوستان شفق را نشانه جنگ و طاعون می‌دانستند و عده‌ای در میان اسکیمو‌ها
برای دفاع از خود در برابر شفق باخود چاقو حمل می‌کردند.
اما گذشته از همه این افسانه‌ها، تحقیقات علمی در مورد سپیده قطبی از قرن 18 میلادی آغاز شد و در طول این سالها نظریه‌ها در مورد این پدیده طبیعی به تدریج کامل شد. نظریه‌هایی که از انتشار تعداد رصد‌های شفق
قطبی، تهیه نقشه فراوانی شفق در مناطق مختلف کره زمین، ثبت زمان وقوع این پدیده، اندازه‌گیری فاصله وقوع شفق از سطح زمین و ... آغاز شد و به بیان تئوری‌هایی در مورد چرایی این پدیده انجامید.
کریستین بیرکلند نروژی از نخستین افرادی بود که با یک آزمایش علمی پدیده شفق قطبی را شبیه‌سازی کرد. بیرکلند یک توپ مغناطیسی را که نماد زمین است در یک جعبه شیشه‌ای خلا آویزان کرد و پرتوهای الکترونی را
به آن تاباند . او از این آزمایش نتیجه گرفت که یک دسته پرتو الکترونی که در مسیر راست به طرف زمین می‌آیند به دو قطب مغناطیسی آن متمایل می شوند و دو حلقه نورانی در قطبها به وجود می‌آورند.
آزمایش بیرکلند این تئوری را پدید آورد که شفق قطبی هم می‌تواند از راهی مشابه این به وجود آید: « الکترونها از لکه‌های خورشیدی سطح خورشید خارج میشوند و به سمت زمین می‌آیند و توسط میدان مغناطیسی
زمین به طرف نواحی قطبی هدایت میشوند و شفق مرئی را ایجاد میکنند.»
این تئوری به مرور توسط محققان دیگر تکمیل شد. آلفون فیزیکدان سوئدی محققی بود که نظریه ارتباط میان طوفان‌های خورشیدی و شفق قطبی را مطرح کرد.
همیشه پای یک خورشید در میان استامروزه فرضیه مورد تایید محققان در مورد پدیده شفق قطبی به چند عامل وابسته است: خورشید و میدان مغناطیسی آن، بادهای خورشیدی و جریان پلاسما، میدان مغناطیسی زمین
و جو زمین.
مطالعات و مشاهدات نشان میدهند که شدت میدان مغناطیسی خورشید در لکه‌های خورشیدی (نقاط تاریک بر سطح خورشید که دمایشان از دمای سایر نقاط سطح خورشید کمتر است و کمتر تابش میکنند) تقریبا هزار
برابر شدت میدان مغناطیسی در سایر نقاط است . بنابراین میتوان نتیجه گرفت که اختلالات میدان مغناطیسی خورشید عامل شکل گیری لکه‌ها است.
تعداد لکه‌های سطح خورشید به طور متناوب تغییر میکند. تعداد لکه‌ها تقریبا هر 11 سال ماکزیمم میشود . این دوره 11 ساله را چرخه لکه خورشیدی می‌نامند.
زمانی که تعداد لکه‌های خورشیدی ماکزیمم است فعالیت سطح خورشید بیشتر است، در این حالت خورشید را خورشید فعال می‌نامند. برعکس هنگامی که تعداد لکه‌های خورشیدی مینیمم است فعالیت خورشید کاهش
پیدا میکند و خورشید آرام است.
چرخه لکه خورشیدی رابطه نزدیکی با شفق قطبی دارد: شدت شفق قطبی هم مانند تعداد لکه‌های خورشیدی تقریبا هر سال یکبار ماکزیمم میشود . با مقایسه نمودار فراوانی لکه‌های خورشیدی و شفق قطبی میتوان
به همزمان بودن مینیمم و ماکزیمم‌شان پی برد بنابراین دیگر تردیدی در دخالت خورشید در شفق قطبی باقی نمی‌ماند.
از سوی دیگر تاج خورشیدی که دمای آن 2 میلیون درجه کلوین است به طور پیوسته جریانی از پلاسمای داغ و رقیق را در همه جهات در منظومه شمسی می‌پراکند. پلاسما، گازی است که از ذرات مثبت و منفی مانند
الکترون و پروتون تشکیل شده است. به این پلاسمای داغ و رقیق که از خورشید به اطراف جریان مییابد باد خورشیدی می‌گویند. شدت باد خورشیدی زمانی که خورشید فعال است افزایش مییابد. بادهای خورشیدی دائما
در اطراف زمین در جریان اند و میتوان گفت زمین در پلاسما غوطه‌ور است.
بادهای خورشیدی میدان مغناطیسی خورشید را در سراسر منظومه شمسی گسترش میدهند.
برخورد ذرات باردار پلاسمای خورشیدی با اتم‌ها و مولکولهای جو زمین در لایه یونسفر جو موجب پدید آمدن شفق قطبی میشود.
با برخورد ذرات بادهای خورشیدی به مولکولهای جو ، مولکولهای جو تحریک میشوند و انرژی دریافت میکنند . الکترونها کمی پس از برانگیخته شدن دوباره به حالت پایدار بر می‌گردند و انرژی اضافه را به صورت تابش‌های
مرئی یا نامرئی آزاد میکنند.
تابش‌های مرئی شفق از روی زمین به راحتی قابل رویت هستند اما تابش‌های X و فرابنفش باید از فضا دیده شوند چون جو زمین بسیاری از تابش‌ها را جذب میکند.
رنگهای متنوع شفق قطبی هم مربوط به تحریک شدن مولکولهای متفاوت موجود در جو زمین است. همانطور که میدانید نیتروژن و اکسیژن بیشترین قسمت جو زمین را تشکیل داده‌اند. رنگهای قرمز و سبز در شفق
قطبی نتیجه تحریک شدن اکسیژن و رنگهای بنفش و آبی نتیجه تحریک شدن نیتروژن هستند.
به این ترتیب هر سال ایالت آلاسکای آمریکا و همچنین شمال‌غربی کانادا میزبان گردشگران زیادی است که به دنبال شفق قطبی راهی این مناطق میشوند.
مشاهده پیوست 98732
مشاهده پیوست 98733
شفق قطبی
شفق قطبی
شفق قطبی (aurora) که به آن سپیده قطبی و نور قطبی هم می‌گویند یکی از پدیده‌های جوی بسیار زیبای کره زمین است. نورهایی بسیار زیبا و خیره‌کننده که در آسمان حرکت میکنند و معمولا شکل‌های منحنی‌مانندی
دارند.آسمان تابان میشود و نقش‌هایی با رنگ‌ها و شکل‌های گوناگون در آن دیده میشود. این نقش و نگارهای رنگین گاهی دارای شکل کمان یکنواخت است، گاهی ساکن است و گاهی تپنده. گاهی متشکل از شمار
زیادی پرتو است با طول موج‌های متفاوت که مانند پرده‌ها و نوارها در آسمان بازی میکنند و پیچ و تاب می‌خورند. رنگ درخشنده نورهای از سبز مایل به زرد به سرخ و بنفش مایل به خاکستری تغییر میکند.
زیبایی شفق، پدیده‌ای که برخی قبایل کانادایی به آن رقص ارواح می‌گویند، چشم هر ناظری را به آسمان خیره میکند.
این نورهای طبیعی زیبا که در عرض‌های جغرافیایی نزدیک به قطب دیده می شوند، در سپیده‌دم قطبی قابل مشاهده هستند.
هر چقدر به قطب شمال نزدیک شوید با توجه به مجاورت با قطب مغناطیسی شمالی زمین احتمال بیشتری برای دیدن شفق قطبی وجود دارد. شهرهای شمالی کانادا که بسیار نزدیک به قطب شمال هستند و ایسلند
مناطقی مناسب برای رویت این پدیده‌اند.
شفق‌های قطبی در نزدیکی قطب مغناطیسی شمالی ممکن است خیلی بالا باشد ولی در افق شمالی به صورت سبز بر افروخته و در صورت طلوع خورشید به صورت قرمز کمرنگ دیده میشوند. از ماه سپتامبر تا اکتبر و
همچنین از مارس تا آوریل بیشترین احتمال دیده این پدیده وجود دارد.
در قطب جنوب نیز این پدیده اتفاق می‌افتد ولی فقط در جنوبی‌ترین عرض جغرافیایی قابل رویت است و گاهی اوقات در آمریکای جنوبی و استرالیا شفق مشاهده میشود.
سپیده قطبی چگونه به وجود می‌آید؟
طبیعت و علت شفق قطبی زمان درازی به کلی پوشیده مانده بود و قرن‌ها بود که در مورد این پدیده خیال‌پردازی می شد.
اسکیموهای ساکن در مناطق مختلف افسانه‌های جالبی در مورد سپیده قطبی داشتند.
گروهی معتقد بودند روح انسان‌های خوب پس از مرگ به منطقه‌ای از آسمان می‌رود که شفق قطبی در آن وجود دارد؛ جایی که پر از نور و شادی است، از سرما و کولاک خبری نیست و شکار حیوانات در آن منطقه بسیار
آسان است!گروهی دیگر اعتقاد داشتند شفق نتیجه توپ‌بازی ارواح انسانها در آسمان با جمجمه شیر‌ماهی است و جریان‌های نور نشان دهنده کشمکش ارواح است!
سرخپوستان کانادای شرقی و جنوب آلاسکا هم شفق قطبی را ارواح رقصان انسانها در آسمان می‌دانستند . در این میان گروهی از سرخپوستان شفق را نشانه جنگ و طاعون می‌دانستند و عده‌ای در میان اسکیمو‌ها
برای دفاع از خود در برابر شفق باخود چاقو حمل می‌کردند.
اما گذشته از همه این افسانه‌ها، تحقیقات علمی در مورد سپیده قطبی از قرن 18 میلادی آغاز شد و در طول این سالها نظریه‌ها در مورد این پدیده طبیعی به تدریج کامل شد. نظریه‌هایی که از انتشار تعداد رصد‌های شفق
قطبی، تهیه نقشه فراوانی شفق در مناطق مختلف کره زمین، ثبت زمان وقوع این پدیده، اندازه‌گیری فاصله وقوع شفق از سطح زمین و ... آغاز شد و به بیان تئوری‌هایی در مورد چرایی این پدیده انجامید.
کریستین بیرکلند نروژی از نخستین افرادی بود که با یک آزمایش علمی پدیده شفق قطبی را شبیه‌سازی کرد. بیرکلند یک توپ مغناطیسی را که نماد زمین است در یک جعبه شیشه‌ای خلا آویزان کرد و پرتوهای الکترونی را
به آن تاباند . او از این آزمایش نتیجه گرفت که یک دسته پرتو الکترونی که در مسیر راست به طرف زمین می‌آیند به دو قطب مغناطیسی آن متمایل می شوند و دو حلقه نورانی در قطبها به وجود می‌آورند.
آزمایش بیرکلند این تئوری را پدید آورد که شفق قطبی هم می‌تواند از راهی مشابه این به وجود آید: « الکترونها از لکه‌های خورشیدی سطح خورشید خارج میشوند و به سمت زمین می‌آیند و توسط میدان مغناطیسی
زمین به طرف نواحی قطبی هدایت میشوند و شفق مرئی را ایجاد میکنند.»
این تئوری به مرور توسط محققان دیگر تکمیل شد. آلفون فیزیکدان سوئدی محققی بود که نظریه ارتباط میان طوفان‌های خورشیدی و شفق قطبی را مطرح کرد.
همیشه پای یک خورشید در میان استامروزه فرضیه مورد تایید محققان در مورد پدیده شفق قطبی به چند عامل وابسته است: خورشید و میدان مغناطیسی آن، بادهای خورشیدی و جریان پلاسما، میدان مغناطیسی زمین
و جو زمین.
مطالعات و مشاهدات نشان میدهند که شدت میدان مغناطیسی خورشید در لکه‌های خورشیدی (نقاط تاریک بر سطح خورشید که دمایشان از دمای سایر نقاط سطح خورشید کمتر است و کمتر تابش میکنند) تقریبا هزار
برابر شدت میدان مغناطیسی در سایر نقاط است . بنابراین میتوان نتیجه گرفت که اختلالات میدان مغناطیسی خورشید عامل شکل گیری لکه‌ها است.
تعداد لکه‌های سطح خورشید به طور متناوب تغییر میکند. تعداد لکه‌ها تقریبا هر 11 سال ماکزیمم میشود . این دوره 11 ساله را چرخه لکه خورشیدی می‌نامند.
زمانی که تعداد لکه‌های خورشیدی ماکزیمم است فعالیت سطح خورشید بیشتر است، در این حالت خورشید را خورشید فعال می‌نامند. برعکس هنگامی که تعداد لکه‌های خورشیدی مینیمم است فعالیت خورشید کاهش
پیدا میکند و خورشید آرام است.
چرخه لکه خورشیدی رابطه نزدیکی با شفق قطبی دارد: شدت شفق قطبی هم مانند تعداد لکه‌های خورشیدی تقریبا هر سال یکبار ماکزیمم میشود . با مقایسه نمودار فراوانی لکه‌های خورشیدی و شفق قطبی میتوان
به همزمان بودن مینیمم و ماکزیمم‌شان پی برد بنابراین دیگر تردیدی در دخالت خورشید در شفق قطبی باقی نمی‌ماند.
از سوی دیگر تاج خورشیدی که دمای آن 2 میلیون درجه کلوین است به طور پیوسته جریانی از پلاسمای داغ و رقیق را در همه جهات در منظومه شمسی می‌پراکند. پلاسما، گازی است که از ذرات مثبت و منفی مانند
الکترون و پروتون تشکیل شده است. به این پلاسمای داغ و رقیق که از خورشید به اطراف جریان مییابد باد خورشیدی می‌گویند. شدت باد خورشیدی زمانی که خورشید فعال است افزایش مییابد. بادهای خورشیدی دائما
در اطراف زمین در جریان اند و میتوان گفت زمین در پلاسما غوطه‌ور است.
بادهای خورشیدی میدان مغناطیسی خورشید را در سراسر منظومه شمسی گسترش میدهند.
برخورد ذرات باردار پلاسمای خورشیدی با اتم‌ها و مولکولهای جو زمین در لایه یونسفر جو موجب پدید آمدن شفق قطبی میشود.
با برخورد ذرات بادهای خورشیدی به مولکولهای جو ، مولکولهای جو تحریک میشوند و انرژی دریافت میکنند . الکترونها کمی پس از برانگیخته شدن دوباره به حالت پایدار بر می‌گردند و انرژی اضافه را به صورت تابش‌های
مرئی یا نامرئی آزاد میکنند.
تابش‌های مرئی شفق از روی زمین به راحتی قابل رویت هستند اما تابش‌های X و فرابنفش باید از فضا دیده شوند چون جو زمین بسیاری از تابش‌ها را جذب میکند.
رنگهای متنوع شفق قطبی هم مربوط به تحریک شدن مولکولهای متفاوت موجود در جو زمین است. همانطور که میدانید نیتروژن و اکسیژن بیشترین قسمت جو زمین را تشکیل داده‌اند. رنگهای قرمز و سبز در شفق
قطبی نتیجه تحریک شدن اکسیژن و رنگهای بنفش و آبی نتیجه تحریک شدن نیتروژن هستند.
به این ترتیب هر سال ایالت آلاسکای آمریکا و همچنین شمال‌غربی کانادا میزبان گردشگران زیادی است که به دنبال شفق قطبی راهی این مناطق میشوند.
مشاهده پیوست 98732
مشاهده پیوست 98733
asghar rahmati
عضو جدید
آندرومدا چیست؟
آندرومدا چیست؟
آندرومدا چیست؟
نزدیک ترین کهکشان مارپیچی که شبیه کهکشان ماست آندرومدا نام دارد. حتی در شرایط رصدی متوسط هم میتوان آن را همچون ابری مه آلود از گاز و غبار دید. در یکی از خبرهای اخیر ناسا درباره اش چنین
آمده: ((... کهکشان آندرومدا را اخترشناس ایرانی، عبدالرحمن صوفی، به نام «ابر کوچک» می شناخته و در سال 964 میلادی در کتابش «صورالکواکب» به آن اشاره کرده است. احتمالا این اخترشناس ایرانی
آن را در سال 905 میلادی رصد کرده است...))
آندرومدا به سبب نزدیکی اش به ما، از هر کهکشان دیگری در عالم بیشتر بررسی شده است، چون به ما امکان میدهد که همه ویژگی های کهکشان خودمان را، که به سبب وجود غبار میان ستاره ای نمی بینیم،
در آن بررسی کنیم. برخی از این ویژگی ها به این شرح اند: ساختار مارپیچی، خوشه های کروی و باز ستاره ای، ماده میان ستاره ای، سحابی های سیاره نما، بقایای انفجارهای ابرنواختری، هسته کهکشان،
کهکشان های همراه و بسیاری دیگر.
نخستین شرح از آندرومدا، که آن را ابری از گاز معرفی کرده، در کتاب صورالکواکب، نوشته اخترشناس ایرانی، عبدالرحمن صوفی، در سال 964 میلادی آمده است. نخستین شرح از رصد تلسکوپی آن را سیمون
ماریوس در سال 1612 ارائه کرد. شارل مِسیه، بی خبر از کشف صوفی و ماریوس، آن را به نام M31 در فهرست بزرگ سحابی هایش آورد.
سال ها به غلط تصور می شد که (( سحابی بزرگ آندرومدا)) یکی از نزدیکترین سحابی ها به ماست. البته، اخترشناس شهیر انگلیسی، سر ویلیام هرشل، کاشف سیاره اورانوس، نخستین بار به درستی آندرومدا
را نزدیکترین ((جهان جزیره ای))، همچون راه شیری، لقب داد. اما به اشتباه تخمین زد که فاصله آندرومدا (( نباید بیش از 2000 برابر فاصله ستاره شباهنگ (1700 سال نوری) باشد))؛ و قطرش را 850 برابر فاصله شباهنگ
و ضخامتش را 155 برابر این فاصله تخمین زد. این ابعاد بسیار بیشتر از ابعاد واقعی اند، البته به نظر می رسد که علت بیشتر در کم تخمین زدن فاصله شباهنگ از سوی هرشل بوده است. امروزه میدانیم که فاصله آندرومدا
از ما حدود 9/2 میلیون سال نوری، قطرش حدود 200 هزار سال نوری و ضخامتش 1000 سال نوری است.
در سال 1912، وی.ام.سلیفر، از رصد خانه لاول، سرعت شعاعی ((سحابی)) آندرومدا را اندازه گرفت و متوجه شد که این سرعت - 266 کیلومتر بر ثانیه در حال نزدیک شدن به ما – بیشترین سرعتی است که تا به حال
برای این سحابی اندازه گیری شده بود. همین، نشانه ای از ماهیت فراکهکشانی آندرومدا بود. اما، این ویلیام هاگینس، پیشگام طیف سنجی، بود که متوجه تفاوت طیفی سحابی های گازی و کهکشان ها شد؛ طیف
سحابی ها دارای خطوط جذبی و طیف کهکشان ها پیوسته است.
در سال 1923، ادوین هابل نخستین ستاره متغیر قیفاووسی را در کهکشان آندرومدا یافت. بنابراین، فاصله میان کهکشانی و ماهیت کهکشانی 31M را مشخص کرد. اما محاسبه اش از فاصله آندرومدا با ضریبی
حدود 2 خطا داشت؛ خطایی که تا سال 1953 مشخص نشد.
کهکشان راه شیری و آندرومدا در کنار هم یکی از با شکوه ترین مخلوقات عالم، یک جفت کهکشان مارپیچی، را تشکیل میدهد. بسیاری از مارپیچی ها جفت اند، اما اغلب نامتقارن اند؛ یعنی یکی خیلی بزرگتر از
دیگری است. آنها در جهت های مخالف هم می چرخند؛ یعنی یکی در جهت چرخش عقربه های ساعت و دیگری در خلاف جهت چرخش عقربه های ساعت. این چرخش نشان دهنده این حقیقت است که آنها تقریبا
هم زمان با هم از دو گرداب گاز اولیه بسیار نزدیک هم متولد شده اند؛ نه اینکه به صورت جداگانه شکل گرفته و در مسیرشان اتفاقی به هم برخورده باشند.
شباهت ها بین این دو کهکشان بسیارند. هر دو بازوهای پر غباری دارند که از نور میلیاردها ستاره تازه متولد شده، از جمله خورشید ما، روشن شده اند. بازوها به صفحه ای متصلند که از میلیاردها ستاره، از انواع
گوناگون، تشکیل شده است. در مرکز هردو برجستگی درخشانی دیده میشود که شامل یک سیاهچاله ، هاله ای از ستاره های ریز نقش سفید پیر ( بقایای ستاره های خورشید – مانند مُرده) ، و ازدحامی از ستاره های
تازه کشف شده ریز نقش قهوه ای (ستاره هایی که برای به راه انداختن واکنش های هسته ای به حد کافی بزرگ نیستند) است. در اطراف هردو کهکشان دو کهکشان کوچکتر اما مهم، به اضافه چندین کهکشان کم
اهمیت تر ، به صورت قمر در گردش اند. حتی زاویه تمایل صفحه هردو کهکشان نسبت به دیگری یکسان است؛ به گونه ای که ساکنان آندرومدا از راه شیری همان صحنه ای را می بینند که ما از آندرومدا می بینیم.
البته با این همه، عارضه ای در تصاویر اخیر نمای نزدیک تلسکوپ هابل از آندرومدا دیده شده که هنوز در راه شیری کشف نشده است. در این تصاویر دو هسته دیده می شود، که شاید بتوان آن را چنان تعبیر کرد که
آندرومدا ، در گذشته، کهکشان کوچکی را، که با آن برخورد کرده جذب کرده (بلعیده) است. این نشانه ای از وقوع برخوردها در نخستین روزهای شکل گیری گروه محلی کهکشان ها می باشد؛ گروه محلی از 21 کهکشان ؛
شامل راه شیری و آندرومدا، تشکیل شده است. شاید هم اصلا چنین شُبهه ای به خاطر وجود ابری از غبار تیره باشد که در میان هسته آندرومدا قرار دارد و باعث شده ما بخشی از آن را نبینیم.
نخستین ابرنواختر خارج از کهکشان ما ، در 20 اوت سال 1885، به کمک چندین رصدخانه، در آندرومدا کشف شد. پیش از محو شدن ابرنواختر، در فوریه سال 1890، فقط یک اخترشناس متوجه اهمیت آن شد.
آندرومدا و راه شیری با سرعت 80 کیلومتر بر ثانیه در حال نزدیک شدن به یکدیگرند و حدود 12 میلیارد سال دیگر به هم میرسند. اما، همین طور که به هم نزدیک و نزدیکتر میشوند، در حدود 2 میلیارد سال دیگر، منظره
در آسمان هرکدام باید تماشایی تر شود، چون هرکدام بزرگتر و درخشان تر در آسمان دیگری دیده میشوند. ادغام نهایی آنها منجر به تولد یک کهکشان بیضوی میشود.
آندرومدا چیست؟
آندرومدا چیست؟
نزدیک ترین کهکشان مارپیچی که شبیه کهکشان ماست آندرومدا نام دارد. حتی در شرایط رصدی متوسط هم میتوان آن را همچون ابری مه آلود از گاز و غبار دید. در یکی از خبرهای اخیر ناسا درباره اش چنین
آمده: ((... کهکشان آندرومدا را اخترشناس ایرانی، عبدالرحمن صوفی، به نام «ابر کوچک» می شناخته و در سال 964 میلادی در کتابش «صورالکواکب» به آن اشاره کرده است. احتمالا این اخترشناس ایرانی
آن را در سال 905 میلادی رصد کرده است...))
آندرومدا به سبب نزدیکی اش به ما، از هر کهکشان دیگری در عالم بیشتر بررسی شده است، چون به ما امکان میدهد که همه ویژگی های کهکشان خودمان را، که به سبب وجود غبار میان ستاره ای نمی بینیم،
در آن بررسی کنیم. برخی از این ویژگی ها به این شرح اند: ساختار مارپیچی، خوشه های کروی و باز ستاره ای، ماده میان ستاره ای، سحابی های سیاره نما، بقایای انفجارهای ابرنواختری، هسته کهکشان،
کهکشان های همراه و بسیاری دیگر.
نخستین شرح از آندرومدا، که آن را ابری از گاز معرفی کرده، در کتاب صورالکواکب، نوشته اخترشناس ایرانی، عبدالرحمن صوفی، در سال 964 میلادی آمده است. نخستین شرح از رصد تلسکوپی آن را سیمون
ماریوس در سال 1612 ارائه کرد. شارل مِسیه، بی خبر از کشف صوفی و ماریوس، آن را به نام M31 در فهرست بزرگ سحابی هایش آورد.
سال ها به غلط تصور می شد که (( سحابی بزرگ آندرومدا)) یکی از نزدیکترین سحابی ها به ماست. البته، اخترشناس شهیر انگلیسی، سر ویلیام هرشل، کاشف سیاره اورانوس، نخستین بار به درستی آندرومدا
را نزدیکترین ((جهان جزیره ای))، همچون راه شیری، لقب داد. اما به اشتباه تخمین زد که فاصله آندرومدا (( نباید بیش از 2000 برابر فاصله ستاره شباهنگ (1700 سال نوری) باشد))؛ و قطرش را 850 برابر فاصله شباهنگ
و ضخامتش را 155 برابر این فاصله تخمین زد. این ابعاد بسیار بیشتر از ابعاد واقعی اند، البته به نظر می رسد که علت بیشتر در کم تخمین زدن فاصله شباهنگ از سوی هرشل بوده است. امروزه میدانیم که فاصله آندرومدا
از ما حدود 9/2 میلیون سال نوری، قطرش حدود 200 هزار سال نوری و ضخامتش 1000 سال نوری است.
در سال 1912، وی.ام.سلیفر، از رصد خانه لاول، سرعت شعاعی ((سحابی)) آندرومدا را اندازه گرفت و متوجه شد که این سرعت - 266 کیلومتر بر ثانیه در حال نزدیک شدن به ما – بیشترین سرعتی است که تا به حال
برای این سحابی اندازه گیری شده بود. همین، نشانه ای از ماهیت فراکهکشانی آندرومدا بود. اما، این ویلیام هاگینس، پیشگام طیف سنجی، بود که متوجه تفاوت طیفی سحابی های گازی و کهکشان ها شد؛ طیف
سحابی ها دارای خطوط جذبی و طیف کهکشان ها پیوسته است.
در سال 1923، ادوین هابل نخستین ستاره متغیر قیفاووسی را در کهکشان آندرومدا یافت. بنابراین، فاصله میان کهکشانی و ماهیت کهکشانی 31M را مشخص کرد. اما محاسبه اش از فاصله آندرومدا با ضریبی
حدود 2 خطا داشت؛ خطایی که تا سال 1953 مشخص نشد.
کهکشان راه شیری و آندرومدا در کنار هم یکی از با شکوه ترین مخلوقات عالم، یک جفت کهکشان مارپیچی، را تشکیل میدهد. بسیاری از مارپیچی ها جفت اند، اما اغلب نامتقارن اند؛ یعنی یکی خیلی بزرگتر از
دیگری است. آنها در جهت های مخالف هم می چرخند؛ یعنی یکی در جهت چرخش عقربه های ساعت و دیگری در خلاف جهت چرخش عقربه های ساعت. این چرخش نشان دهنده این حقیقت است که آنها تقریبا
هم زمان با هم از دو گرداب گاز اولیه بسیار نزدیک هم متولد شده اند؛ نه اینکه به صورت جداگانه شکل گرفته و در مسیرشان اتفاقی به هم برخورده باشند.
شباهت ها بین این دو کهکشان بسیارند. هر دو بازوهای پر غباری دارند که از نور میلیاردها ستاره تازه متولد شده، از جمله خورشید ما، روشن شده اند. بازوها به صفحه ای متصلند که از میلیاردها ستاره، از انواع
گوناگون، تشکیل شده است. در مرکز هردو برجستگی درخشانی دیده میشود که شامل یک سیاهچاله ، هاله ای از ستاره های ریز نقش سفید پیر ( بقایای ستاره های خورشید – مانند مُرده) ، و ازدحامی از ستاره های
تازه کشف شده ریز نقش قهوه ای (ستاره هایی که برای به راه انداختن واکنش های هسته ای به حد کافی بزرگ نیستند) است. در اطراف هردو کهکشان دو کهکشان کوچکتر اما مهم، به اضافه چندین کهکشان کم
اهمیت تر ، به صورت قمر در گردش اند. حتی زاویه تمایل صفحه هردو کهکشان نسبت به دیگری یکسان است؛ به گونه ای که ساکنان آندرومدا از راه شیری همان صحنه ای را می بینند که ما از آندرومدا می بینیم.
البته با این همه، عارضه ای در تصاویر اخیر نمای نزدیک تلسکوپ هابل از آندرومدا دیده شده که هنوز در راه شیری کشف نشده است. در این تصاویر دو هسته دیده می شود، که شاید بتوان آن را چنان تعبیر کرد که
آندرومدا ، در گذشته، کهکشان کوچکی را، که با آن برخورد کرده جذب کرده (بلعیده) است. این نشانه ای از وقوع برخوردها در نخستین روزهای شکل گیری گروه محلی کهکشان ها می باشد؛ گروه محلی از 21 کهکشان ؛
شامل راه شیری و آندرومدا، تشکیل شده است. شاید هم اصلا چنین شُبهه ای به خاطر وجود ابری از غبار تیره باشد که در میان هسته آندرومدا قرار دارد و باعث شده ما بخشی از آن را نبینیم.
نخستین ابرنواختر خارج از کهکشان ما ، در 20 اوت سال 1885، به کمک چندین رصدخانه، در آندرومدا کشف شد. پیش از محو شدن ابرنواختر، در فوریه سال 1890، فقط یک اخترشناس متوجه اهمیت آن شد.
آندرومدا و راه شیری با سرعت 80 کیلومتر بر ثانیه در حال نزدیک شدن به یکدیگرند و حدود 12 میلیارد سال دیگر به هم میرسند. اما، همین طور که به هم نزدیک و نزدیکتر میشوند، در حدود 2 میلیارد سال دیگر، منظره
در آسمان هرکدام باید تماشایی تر شود، چون هرکدام بزرگتر و درخشان تر در آسمان دیگری دیده میشوند. ادغام نهایی آنها منجر به تولد یک کهکشان بیضوی میشود.
asghar rahmati
عضو جدید
سرنوشت خورشید
سرنوشت خورشید
سرنوشت خورشید
خورشید سرانجام به پایان سوخت هسته ای اش می رسد و حدود 5/4 میلیارد سال دیگر می میرد. البته داستان مرگ خورشید از یک سری وقایع تشکیل شده است که ابتدا خورشید را به غول سرخ، سپس به ریز نقش
سفید، و در نهایت به یک ستاره ریز نقش سیاه تبدیل می کند. این فرآیند 5/3 میلیارد سال دیگر آغاز میشود؛ وقتی که هلیم در هسته خورشید شروع به همجوشی و تولید کربن میکند و خورشید شروع به انبساط میکند.
پیش بینی وضع آب و هوای زمین در آن زمان داغ، درخشان و مه آلود خواهد بود؛ زمانی که خورشید همچون غولی در آسمان بزرگ و بزرگتر می شود. زمانی که خورشید دو سومِ آسمان را پوشانده، دمای چند هزار
درجه ای روی زمین مدت هاست که جوّ و اقیانوس هایش را تبخیر کرده است. سرانجام، لایه خارجی خورشید، عطارد، زهره، زمین و حتی مریخ را در کام خود فرو میبرد و با جذب حرارت از مرکزش 3000 بار درخشان
تر میشود. در این زمان خورشید به یک ستاره غول پیکر تبدیل گشته است.
وقتی هلیم به پایان برسد هسته کربن – اکسیژن هم غیر فعال می شود و مرگ غول سرخ آغاز میشود. البته هسته، دو سومِ جرم ستاره را در بر دارد، هنوز داغ است و اطرافش را دو پوسته از مواد اصلی خورشید،
یعنی هیدروژن و هلیم دست نخورده، فرا گرفته است. حاصل فعالیت این پوسته ها حرکت تَپ وار (pulsation) سطح خورشید است که هر تَپ حدود یک سال طول می کشد. وقتی سطح با هر تَپ منبسط و خشک
میشود هیدروژن و هلیم رابه صورت ((بادی)) که با سرعت حدود 16 کیلومتر در ثانیه میوزد، در فضا منتشر می کند. این فرآیند چندین هزار سال طول می کشد تا هر دو پوسته در فضا پراکنده شوند و هسته
کربن – اکسیژن چگال خورشید بی حفاظ و عریان باقی بماند. پوسته های فوران شده سحابی سیاره نمای در حال انبساطی را شکل می دهند. در طی 20000 سال بعد دمای سطحی هسته عریان شده
از 11000 درجه به حدود 25000 درجه افزایش میابد. البته، اندازه اش خیلی بزرگتر از زمین نخواهد بود. پرتو فرابنفش تابش شده از هسته عریان، که سریع تر از گازهای سحابی حرکت میکند، به سحابی میرسد
و آن را همچون حباب فلورسنت روشن میکند.
در همین حال، بادی پُر سرعت با جرم بسیار کم اما مقدار زیادی انرژی با سرعت حدود 1500 کیلومتر در ثانیه وزیدن می گیرد. این باد هم به شدت با سحابی تصادف می کند و ابرهای درخشان متعددی را شکل میدهد
که با رنگ های قرمز،سبز و آبی که حاصل حرارت دیدن گازهای هیدروژن، اکسیژن و هلیم اند میدرخشند. در این زمان اندازه سحابی به هزار برابر اندازه منظومه شمسی ما رسیده است. این نمایش آسمانی شکل ها
و رنگهای معرکه فقط حدود ده هزار سال ادامه می یابد.
در سالهای بعد، بیرون ریزی گاز و انرژی از ستاره غول سرخ متوقف می شود و فقط هسته داغ باقی می ماند. این هسته، که در این مرحله ستاره ریز نقش سفید نامیده میشود، به تدریج سرد و سرانجام محو و تبدیل
به کره ای تاریک و مرده از مواد می شود که ستاره ریز نقش سیاه نامیده می شود. این مرحله آخر سرد شدن آن قدر طولانی است که هنوز عمر عالم به جایی نرسیده است که ریز نقش سیاهی زده شده باشد.
اما تصاویری که تلسکوپ فضایی هابل گرفته نشان می دهد که کهکشان راه شیری پر از ریز نقش سفید و ستاره های غول سرخ است.
اما سرنوشتی کاملا متفاوت در انتظار ستاره هایی است که جرمشان بیش از 6 برابر جرم خورشید است. فرآیند مرگ آنها مشابه به ستاره مادر است، یعنی آنها در انفجار اَبَرنواَختر ناگهان می میرند. تنها تفاوت
در آن چیزی است که از ستاره مرده بر جای می ماند. هسته ستاره هایی با جرم 6 تا 12 برابر جرم خورشید، پس از پرتاب بیشتر مواد لایه خارجی جوّشان به فضا، به ستاره نوترونی تبدیل می شود. ستاره نوترونی
جسمی بسیار چگال و بسیار کوچک – با قطر چند کیلومتر – است که از بسته های بسیار به هم فشرده نوترون تشکیل شده است و هر قاشق چایخوری از آن صدها میلیون تن وزن دارد. این ستاره خیلی سریع به
دور خود می چرخد - حدود 1 تا 10 بار در هر ثانیه - چون قانون بقای اندازه حرکت زاویه ای آن را ملزم می کند که اندازه حرکت زاویه ای ستاره اصلی را حفظ کند. پس، چون قطر به شدت کاهش یافته، سرعت گردشی
ستاره به شدت افزایش می یابد؛ درست مثل اسکیت بازی که هرچه دست های بازش را به بدنش نزدیک تر میکند سریعتر دور خودش می چرخد.
چرخش سریع ستاره نوترونی به همراه میدان مغناطیسی قوی اش آن را به یک ژنراتور قدرتمند الکتریکی تبدیل می کند که همچون تیرکمانی قادر است ذرات ریز اتمی را تا انرژی های چند میلیون ولت شتاب دهد و با
سرعت تقریبا نصف سرعت نور در فضا پراکنده کند. وقتی این باد به گازهای سحابی اطراف می وزد الکترون ها و پوزیترون ها (پاد ماده الکترون) به دور خطوط میدان مغناطیسی می پیچند و انرژی از خود ساطع می کنند
که شکل های درخشان و متغیری از نور در مرکز سحابی می سازند. این نور سپس گاز و غبار سازنده سحابی، که در آن زمان تا چند سال نوری گسترده شده است، را روشن می کند.
جالب است بدانید که بر خلاف ستاره ای عادی، مواد خارج شده از ستاره نوترونی در همه جهت ها در فضا پراکنده نمی شوند و در عوض ، همگی در دو پرتو تابش الکترومغناطیس متمرکزند که به طور مداوم از قطب های
ستاره ساطع می شوند و قسمتی هم به صورت بادی از استوای تَپ اختر می وزد. این خروجی انرژی همان است که ستاره نوترونی را درخشان نگه می دارد که به تدریج انرژی چرخشی اش را کاهش میدهد و در بازه
زمینی حدود هزاران سال چرخش ستاره را کُند میکند. اگر زمین اتفاقی در امتداد تابش یکی از این دو پرتو باشد می توانیم ستاره نوترونی را به صورت نقطه نورانی دائمی در آسمان آشکار کنیم، در غیر این صورت
نمی توانیم مگر اینکه میدان مغناطیسی اش با محور چرخشش هم خط نباشد. در این صورت دو پرتو دائم تابش الکترو مغناطیس مسیری دایره ای را در آسمان طی می کنند (درست مثل چراغ فانوس دریایی ).
اگر پرتو تابش در مسیر خط دید ما قرار بگیرد میتوانیم آن را همچون تابشی کوتاه اما سروقت در طول موج رادیویی، مرئی و پرتو ایکس آشکار کنیم. این جرم ستاره تَپ اختر (pulsar) نامیده میشود. بسامد این تَپ ها
آنقدر منظم است که وقتی تَپ اخترها در سال 1967 کشف شدند اخترشناسان تصور کردند این علائم را موجودات هوشمند فرازمینی ساخته و فرستاده اند و تَپ اخترها را LGM ، مخفف آدم کوچولوهای سبز
رنگ (Little Green Men) نامیدند.
اگر ستاره بیش از 12 برابر خورشید جرم داشته باشد، هسته فرو ریزش بر سر خودش را ادامه میدهد تا جایی که کِشش گرانشی آنقدر قوی میشود که هیچ چیز، حتی نور، نمیتواند از دامش بگریزد.
این جسم سیاهچاله (black hole) نامیده میشود.
چون سحابی سیاره نما (planetary nebulae) از لایه های خارجی جوّ ستاره شکل گرفته، پُر از اکسیژنی است که در عمر ستاره در مرکز آن تولید شده است. بنابراین، مقدار زیادی از انرژی تابش فرابنفش
اَبَرنواَختر به نور مرئی سبزی تبدیل میشود – طول موج یون های اکسیژن – که چنان شدتی دارد که صدها میلیون سال نوری دورتر قابل آشکار سازی است.
با اینکه انفجار اَبَر نواَختری در گروه کهکشان های راه شیری، همچون اَبَرنواَختر SN87 – که 167 هزار سال پیش در کهکشان اقماری ما و ابر بزرگ ماژلان، رخ داد و نورش نخستین بار در سال 1987 به ما رسید– را
میتوان با چشم غیر مسلح دید، خود سحابی فقط با تلسکوپ دیده میشود و ما از موقعیت نور مرئی اَبَرنواَختر درمی یابیم که کجا دنبال آن بگردیم.
روشی که با آن سحابی های دور دست، که انفجار اَبَرنواَختری شان بدون جلب توجه ما رخ میدهد،را آشکار می کنند شیوه فنّی بسیار هوشمندانه ای به نام تصویر برداری روی باند/خارجباند (on band/ off band) است
که اخترشناسان رصدخانه های ملی اختر شناسی مرئی در توسان آریزونا آن را ابداع کردند. در این روش از کهکشان دور دست دو تصویر، یکی در باند تاریک طول موج حدود اکسیژن و دیگری خارج از این محدوده،
می گیرند و در کامپیوتر روی هم می اندازند و برنامه کامپیوتری بین دو تصویر زیر و رو در رفت و آمد است. چون سحابی سیاره نما فقط در تصویر باند اکسیژن ظاهر میشود، روی صفحه کامپیوتر نقاط چشمک زنی
دیده میشود. اخترشناسان با بهره گیری از این فن، بیشتر از 141 سحابی سیاره نما در کهکشان M86 در خوشه سنبل یافته بودند.
سرنوشت خورشید
سرنوشت خورشید
خورشید سرانجام به پایان سوخت هسته ای اش می رسد و حدود 5/4 میلیارد سال دیگر می میرد. البته داستان مرگ خورشید از یک سری وقایع تشکیل شده است که ابتدا خورشید را به غول سرخ، سپس به ریز نقش
سفید، و در نهایت به یک ستاره ریز نقش سیاه تبدیل می کند. این فرآیند 5/3 میلیارد سال دیگر آغاز میشود؛ وقتی که هلیم در هسته خورشید شروع به همجوشی و تولید کربن میکند و خورشید شروع به انبساط میکند.
پیش بینی وضع آب و هوای زمین در آن زمان داغ، درخشان و مه آلود خواهد بود؛ زمانی که خورشید همچون غولی در آسمان بزرگ و بزرگتر می شود. زمانی که خورشید دو سومِ آسمان را پوشانده، دمای چند هزار
درجه ای روی زمین مدت هاست که جوّ و اقیانوس هایش را تبخیر کرده است. سرانجام، لایه خارجی خورشید، عطارد، زهره، زمین و حتی مریخ را در کام خود فرو میبرد و با جذب حرارت از مرکزش 3000 بار درخشان
تر میشود. در این زمان خورشید به یک ستاره غول پیکر تبدیل گشته است.
وقتی هلیم به پایان برسد هسته کربن – اکسیژن هم غیر فعال می شود و مرگ غول سرخ آغاز میشود. البته هسته، دو سومِ جرم ستاره را در بر دارد، هنوز داغ است و اطرافش را دو پوسته از مواد اصلی خورشید،
یعنی هیدروژن و هلیم دست نخورده، فرا گرفته است. حاصل فعالیت این پوسته ها حرکت تَپ وار (pulsation) سطح خورشید است که هر تَپ حدود یک سال طول می کشد. وقتی سطح با هر تَپ منبسط و خشک
میشود هیدروژن و هلیم رابه صورت ((بادی)) که با سرعت حدود 16 کیلومتر در ثانیه میوزد، در فضا منتشر می کند. این فرآیند چندین هزار سال طول می کشد تا هر دو پوسته در فضا پراکنده شوند و هسته
کربن – اکسیژن چگال خورشید بی حفاظ و عریان باقی بماند. پوسته های فوران شده سحابی سیاره نمای در حال انبساطی را شکل می دهند. در طی 20000 سال بعد دمای سطحی هسته عریان شده
از 11000 درجه به حدود 25000 درجه افزایش میابد. البته، اندازه اش خیلی بزرگتر از زمین نخواهد بود. پرتو فرابنفش تابش شده از هسته عریان، که سریع تر از گازهای سحابی حرکت میکند، به سحابی میرسد
و آن را همچون حباب فلورسنت روشن میکند.
در همین حال، بادی پُر سرعت با جرم بسیار کم اما مقدار زیادی انرژی با سرعت حدود 1500 کیلومتر در ثانیه وزیدن می گیرد. این باد هم به شدت با سحابی تصادف می کند و ابرهای درخشان متعددی را شکل میدهد
که با رنگ های قرمز،سبز و آبی که حاصل حرارت دیدن گازهای هیدروژن، اکسیژن و هلیم اند میدرخشند. در این زمان اندازه سحابی به هزار برابر اندازه منظومه شمسی ما رسیده است. این نمایش آسمانی شکل ها
و رنگهای معرکه فقط حدود ده هزار سال ادامه می یابد.
در سالهای بعد، بیرون ریزی گاز و انرژی از ستاره غول سرخ متوقف می شود و فقط هسته داغ باقی می ماند. این هسته، که در این مرحله ستاره ریز نقش سفید نامیده میشود، به تدریج سرد و سرانجام محو و تبدیل
به کره ای تاریک و مرده از مواد می شود که ستاره ریز نقش سیاه نامیده می شود. این مرحله آخر سرد شدن آن قدر طولانی است که هنوز عمر عالم به جایی نرسیده است که ریز نقش سیاهی زده شده باشد.
اما تصاویری که تلسکوپ فضایی هابل گرفته نشان می دهد که کهکشان راه شیری پر از ریز نقش سفید و ستاره های غول سرخ است.
اما سرنوشتی کاملا متفاوت در انتظار ستاره هایی است که جرمشان بیش از 6 برابر جرم خورشید است. فرآیند مرگ آنها مشابه به ستاره مادر است، یعنی آنها در انفجار اَبَرنواَختر ناگهان می میرند. تنها تفاوت
در آن چیزی است که از ستاره مرده بر جای می ماند. هسته ستاره هایی با جرم 6 تا 12 برابر جرم خورشید، پس از پرتاب بیشتر مواد لایه خارجی جوّشان به فضا، به ستاره نوترونی تبدیل می شود. ستاره نوترونی
جسمی بسیار چگال و بسیار کوچک – با قطر چند کیلومتر – است که از بسته های بسیار به هم فشرده نوترون تشکیل شده است و هر قاشق چایخوری از آن صدها میلیون تن وزن دارد. این ستاره خیلی سریع به
دور خود می چرخد - حدود 1 تا 10 بار در هر ثانیه - چون قانون بقای اندازه حرکت زاویه ای آن را ملزم می کند که اندازه حرکت زاویه ای ستاره اصلی را حفظ کند. پس، چون قطر به شدت کاهش یافته، سرعت گردشی
ستاره به شدت افزایش می یابد؛ درست مثل اسکیت بازی که هرچه دست های بازش را به بدنش نزدیک تر میکند سریعتر دور خودش می چرخد.
چرخش سریع ستاره نوترونی به همراه میدان مغناطیسی قوی اش آن را به یک ژنراتور قدرتمند الکتریکی تبدیل می کند که همچون تیرکمانی قادر است ذرات ریز اتمی را تا انرژی های چند میلیون ولت شتاب دهد و با
سرعت تقریبا نصف سرعت نور در فضا پراکنده کند. وقتی این باد به گازهای سحابی اطراف می وزد الکترون ها و پوزیترون ها (پاد ماده الکترون) به دور خطوط میدان مغناطیسی می پیچند و انرژی از خود ساطع می کنند
که شکل های درخشان و متغیری از نور در مرکز سحابی می سازند. این نور سپس گاز و غبار سازنده سحابی، که در آن زمان تا چند سال نوری گسترده شده است، را روشن می کند.
جالب است بدانید که بر خلاف ستاره ای عادی، مواد خارج شده از ستاره نوترونی در همه جهت ها در فضا پراکنده نمی شوند و در عوض ، همگی در دو پرتو تابش الکترومغناطیس متمرکزند که به طور مداوم از قطب های
ستاره ساطع می شوند و قسمتی هم به صورت بادی از استوای تَپ اختر می وزد. این خروجی انرژی همان است که ستاره نوترونی را درخشان نگه می دارد که به تدریج انرژی چرخشی اش را کاهش میدهد و در بازه
زمینی حدود هزاران سال چرخش ستاره را کُند میکند. اگر زمین اتفاقی در امتداد تابش یکی از این دو پرتو باشد می توانیم ستاره نوترونی را به صورت نقطه نورانی دائمی در آسمان آشکار کنیم، در غیر این صورت
نمی توانیم مگر اینکه میدان مغناطیسی اش با محور چرخشش هم خط نباشد. در این صورت دو پرتو دائم تابش الکترو مغناطیس مسیری دایره ای را در آسمان طی می کنند (درست مثل چراغ فانوس دریایی ).
اگر پرتو تابش در مسیر خط دید ما قرار بگیرد میتوانیم آن را همچون تابشی کوتاه اما سروقت در طول موج رادیویی، مرئی و پرتو ایکس آشکار کنیم. این جرم ستاره تَپ اختر (pulsar) نامیده میشود. بسامد این تَپ ها
آنقدر منظم است که وقتی تَپ اخترها در سال 1967 کشف شدند اخترشناسان تصور کردند این علائم را موجودات هوشمند فرازمینی ساخته و فرستاده اند و تَپ اخترها را LGM ، مخفف آدم کوچولوهای سبز
رنگ (Little Green Men) نامیدند.
اگر ستاره بیش از 12 برابر خورشید جرم داشته باشد، هسته فرو ریزش بر سر خودش را ادامه میدهد تا جایی که کِشش گرانشی آنقدر قوی میشود که هیچ چیز، حتی نور، نمیتواند از دامش بگریزد.
این جسم سیاهچاله (black hole) نامیده میشود.
چون سحابی سیاره نما (planetary nebulae) از لایه های خارجی جوّ ستاره شکل گرفته، پُر از اکسیژنی است که در عمر ستاره در مرکز آن تولید شده است. بنابراین، مقدار زیادی از انرژی تابش فرابنفش
اَبَرنواَختر به نور مرئی سبزی تبدیل میشود – طول موج یون های اکسیژن – که چنان شدتی دارد که صدها میلیون سال نوری دورتر قابل آشکار سازی است.
با اینکه انفجار اَبَر نواَختری در گروه کهکشان های راه شیری، همچون اَبَرنواَختر SN87 – که 167 هزار سال پیش در کهکشان اقماری ما و ابر بزرگ ماژلان، رخ داد و نورش نخستین بار در سال 1987 به ما رسید– را
میتوان با چشم غیر مسلح دید، خود سحابی فقط با تلسکوپ دیده میشود و ما از موقعیت نور مرئی اَبَرنواَختر درمی یابیم که کجا دنبال آن بگردیم.
روشی که با آن سحابی های دور دست، که انفجار اَبَرنواَختری شان بدون جلب توجه ما رخ میدهد،را آشکار می کنند شیوه فنّی بسیار هوشمندانه ای به نام تصویر برداری روی باند/خارجباند (on band/ off band) است
که اخترشناسان رصدخانه های ملی اختر شناسی مرئی در توسان آریزونا آن را ابداع کردند. در این روش از کهکشان دور دست دو تصویر، یکی در باند تاریک طول موج حدود اکسیژن و دیگری خارج از این محدوده،
می گیرند و در کامپیوتر روی هم می اندازند و برنامه کامپیوتری بین دو تصویر زیر و رو در رفت و آمد است. چون سحابی سیاره نما فقط در تصویر باند اکسیژن ظاهر میشود، روی صفحه کامپیوتر نقاط چشمک زنی
دیده میشود. اخترشناسان با بهره گیری از این فن، بیشتر از 141 سحابی سیاره نما در کهکشان M86 در خوشه سنبل یافته بودند.
asghar rahmati
عضو جدید
ایستگاه های فضایی
ایستگاه های فضایی
ایستگاه های فضایی
ایستگاههای فضایی به دور زمین می چرخند و برای هفته ها یا ماهها محل کار و زندگی فضانوردان هستند ایستگاه فضایی تمام نیازهای خدمه را برآورده می کند تا به هنگام انجام آزمایش زنده و سالم بمانند
باله های خورشیدی بزرگ برق تولید و دیواره ها و سپرهای مخصوص دما را مطلوب و خدمه را از تشعشع و قطعات سرگردان فضایی مصون نگه می دارند بار اندازه ها به سفینه های تدارکاتی ارسالی از زمین امکان
می دهند که محموله شان را تخلیه کنند.
اولین ایستگاه فضایی جهان سالیوت 1 در سال 1971 پرتاب شد این اولین ایستگاه از 7 ایستگاهی بود که اتحاد جماهیر شوروی سابق در مدار زمین مستقر کرد و کیهان نوردان سفینه سایوز به استثنای سالیوت 2 در
همگی آنها ساکن شدند با گذشت زمان طول اقامت آنها از چند هفته به 6 ماه افزایش یافت سالیوت 6 و 7 یک بار اندازه اضافه داشتند تا کیهان نوردان بتوانند با خدمه دیدار کنند و سفینه تدارکاتی پروگرس بتواند آذوقه
بیشتری از زمین بیاورد.
سالیوت 1
تاریخ پرتاب: آوریل 1971
اقامت در مدار:6 ماه
اقامت کیهان نوردان:یک بار به مدت 22 روز.سه کیهان نورد به نام گرگوری دوبرفولسکی، ویکتور پاتسایف، و ولادیسلا ولکوف درخلال اقامتشان اولین پژوهش ها درباره گیاه شناسی فضایی را انجام دادند. هر سه درمرحله
بازگشت این ماموریت رکوردشکنشان کشته شدند. تحقیق نشان داد که شیر فلکه معیوب باعث تراکم زدایی سریع هوای کپسول سالیوت شده و کیهان نوردان درونش را خفه کرده است. برخلاف فضانوردان آپولو این خدمه
لباسهای مخصوص فشار هوا نپوشیده بودند، در این صورت ممکن بود زنده بمانند.سالیوت 1 به هنگام بازگشت به جو زمین بر فراز اقیانوس آرام سوخت.
کیهان نوردانی که درون سالیوت 1 خفه شدند
اتاق کنترل سالیوت 1
سالیوت 2
تاریخ پرتاب: آوریل 1973
اقامت در مدار:2 ماه
اقامت کیهان نوردان:بی سرنشین ایستگاه به مجرد پرتاب قطعاتش را یکی پس از دیگری از دست داد و 2 ماه بعد که به جو زمین بازگشت سوخت.
اتاق کنترل سالیوت 2
سالیوت 3
تاریخ پرتاب: ژوئن 1974
اقامت در مدار:7 ماه
اقامت کیهان نوردان:یکبار به مدت 14 روزآمریکا مشکوک بودکه سالیوت 3 ماموریتی نظامی دارد و تدابیر شدید امنیتی پرتاب این ایستگاه این ظن را تقویت می نمود. گزارشهای بعدی نشان داد که 2خدمه آن، پاول پایوویچ
ویوری آریتوخین احتمالا 2 هفته اقامت خود در مدار را به نقشه برداری دقیق از تاسیسات نظامی آمریکا سپری کرده اند، هرچندکه جزئیات این گزارشها نادرست است. سالیوت3، هفت ماه بعد از پرتاب در جو زمین سوخت.
سالیوت 4
تاریخ پرتاب: دسامبر 1974
اقامت در مدار:2سال و یک ماه
اقامت کیهان نوردان:2 اقامت، یکی 30 روز و دیگری 63 روز درخلال این اقامتها برنامه بلند پروازانه ای از آزمایشها ورصدهای خورشیدی، سیاره ای و ستاره ای انجام شد. این ایستگاه در بازگشت منهدم شد.
سالیوت 5
تاریخ پرتاب: ژوئن 1976
اقامت در مدار:13 ماه
اقامت کیهان نوردان:2 اقامتیکی 63 روز و دیگری 17 روزخدمه سالیوت 5 مقدار آلودگی ذرات معلق در جو زمین را مطالعه نمودند و اثرات بی وزنی را بر ماهی باردار بررسی کردند.آنها همچنین درباره پرورش بلور آزمایشهایی
انجام دادند و با موفقیت بدون استفاده از پمپ ، ماده محرکه ایستگاه رادر فضا تعویض کردند. این ایستگاه در بازگشت سوخت.
سالیوت 6
تاریخ پرتاب: سپتامبر 1977
اقامت در مدار:4 سال
اقامت کیهان نوردان:11 اقامت کوتاه(معمولا به مدت یک هفته) و 5 اقامت بلند ( که بیشترین آن 184 روز طول کشید.) با 2 کوره مخصوص سالیوت 6 در شرایط جاذبه خفیف مواد نیمه هادی ساخته شد. گاهی اوقات خدمه
می توانستند با سبزیجات پرورش یافته در باغچه کوچک ایستگاه به غذایشان تنوع ببخشند. سالیوت 6 در سال 1986 به هنگام بازگشت به زمین سوخت.
سالیوت 7
تاریخ پرتاب: آوریل 1982
اقامت در مدار:8 سال و 8 ماه
اقامت کیهان نوردان:سالیوت 7 به مدت 4 سال پذیرای 10 خدمه بود. طولانی ترین اقامت آنها 236 روز بود و در این مدت آزمایشهای مفصلی بر روی سیستم عضلات قلب انجام شد. در خلال یک راهپیمایی فضایی، بااستفاده
از دستگاه جوش، ایستگاه تعمیر شد. سالیوت 7 به هنگام بازگشت به زمین در سال 1991 سوخت.
اولین ایستگاه فضایی آمریکا به نام اسکای لاب در 14 مه 1973 پرتاب شد دقایقی بعد از پرتاب سپر ضد شهابواره و یکی از باله های خورشیدی آن بر اثر فشار هوا کنده شد خدمه اولیه اسکای لاب خسارت وارده را به گونه ای
تعمیر نمودند که این ایستگاه فضایی قابل سکونت شد در سال بعد سه خدمه هر کدام به مدت 28 59 و 84 روز در آن اقامت کردند اسکای لاب در سال 1979 به زمین سقوط کرد اکثر بخشهای آن به هنگام ورود به جو منهدم شدند
ولی برخی از قطعاتش در استرالیا افتادند خوشبختانه کسی در این سقوط آسیب ندید.
ساخت یک ایستگاه فضایی بین المللی با مشارکت آمریکا٬ روسیه٬ کانادا و ژاپن از سال 1997 شروع شده است این ایستگاه موسوم به آلفا ظرف مدت 5 سال در فضا مونتاژ می شود این عملیات با پرتاب یک مرکز کنترل
ساخت روسیه آغاز شده است ایستگاه آلفا علاوه بر کاربردهای علمی و تحقیقاتی توقفگاهی برای مسافرت فضایی به مریخ خواهد بود.
قبل از پیدایش ایستگاه های فضایی سفینه های سایوز فقط در مدار زمین می چرخیدند اولین سایوز، سایوز 1 در سوم آوریل 1967 پرتاب شد. یک ملاقات فضایی میان آن و سایوز 2 ترتیب داده شد ولی برای سایوز 1 مشکلات
فنی پیش آمد و پرتاب سایوز 2 لغو شد. در خلال بازگشت به جو زمین، بندهای چتر سایوز 1 درهم گره خوردند. در نتیجه این سفینه به زمین اصابت کرد و ولادیمیر کوماروف فضانورد را کشت.
سفینه های فضایی سایوز کیهان نوردان روس را به فضا می برند و برمی گردانند سه خدمه آن در بخش میانی سفینه که سپر حرارتی دارد مسافرت می کنند زیرا به هنگام بازگشت به جو زمین باید دمای زیادی تحمل کنند
در قسمت جلو واحد مداری حامل غذا و آذوقه است واحد تجهیزات در عقب حاوی موتور اصلی موتورهای موشکی بازگشت و تجهیزات مخابراتی و کنترل است.
ایستگاه های فضایی
ایستگاه های فضایی
ایستگاههای فضایی به دور زمین می چرخند و برای هفته ها یا ماهها محل کار و زندگی فضانوردان هستند ایستگاه فضایی تمام نیازهای خدمه را برآورده می کند تا به هنگام انجام آزمایش زنده و سالم بمانند
باله های خورشیدی بزرگ برق تولید و دیواره ها و سپرهای مخصوص دما را مطلوب و خدمه را از تشعشع و قطعات سرگردان فضایی مصون نگه می دارند بار اندازه ها به سفینه های تدارکاتی ارسالی از زمین امکان
می دهند که محموله شان را تخلیه کنند.
اولین ایستگاه فضایی جهان سالیوت 1 در سال 1971 پرتاب شد این اولین ایستگاه از 7 ایستگاهی بود که اتحاد جماهیر شوروی سابق در مدار زمین مستقر کرد و کیهان نوردان سفینه سایوز به استثنای سالیوت 2 در
همگی آنها ساکن شدند با گذشت زمان طول اقامت آنها از چند هفته به 6 ماه افزایش یافت سالیوت 6 و 7 یک بار اندازه اضافه داشتند تا کیهان نوردان بتوانند با خدمه دیدار کنند و سفینه تدارکاتی پروگرس بتواند آذوقه
بیشتری از زمین بیاورد.
سالیوت 1
تاریخ پرتاب: آوریل 1971
اقامت در مدار:6 ماه
اقامت کیهان نوردان:یک بار به مدت 22 روز.سه کیهان نورد به نام گرگوری دوبرفولسکی، ویکتور پاتسایف، و ولادیسلا ولکوف درخلال اقامتشان اولین پژوهش ها درباره گیاه شناسی فضایی را انجام دادند. هر سه درمرحله
بازگشت این ماموریت رکوردشکنشان کشته شدند. تحقیق نشان داد که شیر فلکه معیوب باعث تراکم زدایی سریع هوای کپسول سالیوت شده و کیهان نوردان درونش را خفه کرده است. برخلاف فضانوردان آپولو این خدمه
لباسهای مخصوص فشار هوا نپوشیده بودند، در این صورت ممکن بود زنده بمانند.سالیوت 1 به هنگام بازگشت به جو زمین بر فراز اقیانوس آرام سوخت.
کیهان نوردانی که درون سالیوت 1 خفه شدند
اتاق کنترل سالیوت 1
سالیوت 2
تاریخ پرتاب: آوریل 1973
اقامت در مدار:2 ماه
اقامت کیهان نوردان:بی سرنشین ایستگاه به مجرد پرتاب قطعاتش را یکی پس از دیگری از دست داد و 2 ماه بعد که به جو زمین بازگشت سوخت.
اتاق کنترل سالیوت 2
سالیوت 3
تاریخ پرتاب: ژوئن 1974
اقامت در مدار:7 ماه
اقامت کیهان نوردان:یکبار به مدت 14 روزآمریکا مشکوک بودکه سالیوت 3 ماموریتی نظامی دارد و تدابیر شدید امنیتی پرتاب این ایستگاه این ظن را تقویت می نمود. گزارشهای بعدی نشان داد که 2خدمه آن، پاول پایوویچ
ویوری آریتوخین احتمالا 2 هفته اقامت خود در مدار را به نقشه برداری دقیق از تاسیسات نظامی آمریکا سپری کرده اند، هرچندکه جزئیات این گزارشها نادرست است. سالیوت3، هفت ماه بعد از پرتاب در جو زمین سوخت.
سالیوت 4
تاریخ پرتاب: دسامبر 1974
اقامت در مدار:2سال و یک ماه
اقامت کیهان نوردان:2 اقامت، یکی 30 روز و دیگری 63 روز درخلال این اقامتها برنامه بلند پروازانه ای از آزمایشها ورصدهای خورشیدی، سیاره ای و ستاره ای انجام شد. این ایستگاه در بازگشت منهدم شد.
سالیوت 5
تاریخ پرتاب: ژوئن 1976
اقامت در مدار:13 ماه
اقامت کیهان نوردان:2 اقامتیکی 63 روز و دیگری 17 روزخدمه سالیوت 5 مقدار آلودگی ذرات معلق در جو زمین را مطالعه نمودند و اثرات بی وزنی را بر ماهی باردار بررسی کردند.آنها همچنین درباره پرورش بلور آزمایشهایی
انجام دادند و با موفقیت بدون استفاده از پمپ ، ماده محرکه ایستگاه رادر فضا تعویض کردند. این ایستگاه در بازگشت سوخت.
سالیوت 6
تاریخ پرتاب: سپتامبر 1977
اقامت در مدار:4 سال
اقامت کیهان نوردان:11 اقامت کوتاه(معمولا به مدت یک هفته) و 5 اقامت بلند ( که بیشترین آن 184 روز طول کشید.) با 2 کوره مخصوص سالیوت 6 در شرایط جاذبه خفیف مواد نیمه هادی ساخته شد. گاهی اوقات خدمه
می توانستند با سبزیجات پرورش یافته در باغچه کوچک ایستگاه به غذایشان تنوع ببخشند. سالیوت 6 در سال 1986 به هنگام بازگشت به زمین سوخت.
سالیوت 7
تاریخ پرتاب: آوریل 1982
اقامت در مدار:8 سال و 8 ماه
اقامت کیهان نوردان:سالیوت 7 به مدت 4 سال پذیرای 10 خدمه بود. طولانی ترین اقامت آنها 236 روز بود و در این مدت آزمایشهای مفصلی بر روی سیستم عضلات قلب انجام شد. در خلال یک راهپیمایی فضایی، بااستفاده
از دستگاه جوش، ایستگاه تعمیر شد. سالیوت 7 به هنگام بازگشت به زمین در سال 1991 سوخت.
اولین ایستگاه فضایی آمریکا به نام اسکای لاب در 14 مه 1973 پرتاب شد دقایقی بعد از پرتاب سپر ضد شهابواره و یکی از باله های خورشیدی آن بر اثر فشار هوا کنده شد خدمه اولیه اسکای لاب خسارت وارده را به گونه ای
تعمیر نمودند که این ایستگاه فضایی قابل سکونت شد در سال بعد سه خدمه هر کدام به مدت 28 59 و 84 روز در آن اقامت کردند اسکای لاب در سال 1979 به زمین سقوط کرد اکثر بخشهای آن به هنگام ورود به جو منهدم شدند
ولی برخی از قطعاتش در استرالیا افتادند خوشبختانه کسی در این سقوط آسیب ندید.
ساخت یک ایستگاه فضایی بین المللی با مشارکت آمریکا٬ روسیه٬ کانادا و ژاپن از سال 1997 شروع شده است این ایستگاه موسوم به آلفا ظرف مدت 5 سال در فضا مونتاژ می شود این عملیات با پرتاب یک مرکز کنترل
ساخت روسیه آغاز شده است ایستگاه آلفا علاوه بر کاربردهای علمی و تحقیقاتی توقفگاهی برای مسافرت فضایی به مریخ خواهد بود.
قبل از پیدایش ایستگاه های فضایی سفینه های سایوز فقط در مدار زمین می چرخیدند اولین سایوز، سایوز 1 در سوم آوریل 1967 پرتاب شد. یک ملاقات فضایی میان آن و سایوز 2 ترتیب داده شد ولی برای سایوز 1 مشکلات
فنی پیش آمد و پرتاب سایوز 2 لغو شد. در خلال بازگشت به جو زمین، بندهای چتر سایوز 1 درهم گره خوردند. در نتیجه این سفینه به زمین اصابت کرد و ولادیمیر کوماروف فضانورد را کشت.
سفینه های فضایی سایوز کیهان نوردان روس را به فضا می برند و برمی گردانند سه خدمه آن در بخش میانی سفینه که سپر حرارتی دارد مسافرت می کنند زیرا به هنگام بازگشت به جو زمین باید دمای زیادی تحمل کنند
در قسمت جلو واحد مداری حامل غذا و آذوقه است واحد تجهیزات در عقب حاوی موتور اصلی موتورهای موشکی بازگشت و تجهیزات مخابراتی و کنترل است.
آخرین ویرایش:
asghar rahmati
عضو جدید
سیستم نامگذاری ستارگان
سیستم نامگذاری ستارگان
سیستم نامگذاری ستارگان
برای مثال با جستجویی ساده درآثار تاریخی به داستان ها و افسانه های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار دست خواهید یافت که به دوران سامری ها ، روم باستان و بسیاری
تمدن های دیگر باز می گردد .
در این مقاله سعی میشود تا ضمن بررسی تاریخچه نامگذاری ستاره ها به روشهای نامگذاری و قواعد مرتبت با آن بپردازیم .نام برخی از ستارگان از کجا آمده است ؟ با مراجعه به
کتاب ها ومنابع نجومی به نام هایی برای ستارگان برمی خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی گنجد نام بسیاری از ستاره ها به نحوی با نام صورت فلکی خود
در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی “دم” همان ستاره ای است که در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد . گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی
خود آن ستاره می باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد . برای مثال سیروس به معنی داغ و سوزانمی باشد . با این ترتیب این نام ، لایق درخشان ترین ستاره
آسمان می باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام صورت فلکی خود (کلب اکبر ) در آن موجود نمی باشد .
به ندرت نام های شگفت انگیز در میان نام ها 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 ستاره ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می شده است . ترجمه این کلمه را میدانید ؟ Nihal در اصطلاح به معنی " شتر ها عطش و تشنگی خود را رفع
میکنند" است . به نظر شما دلیل این نامگذاری چیست ؟
نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف "ال" که در جلوی آنها می آید شناخته میشوند مانند Algol(که دارای ریشه فارسی است!)
بسیار از این نام ها در زمان های مختلف به شکل های گوناگون آمده اند و گاهی "ال " از این نام های حذف شده است مانند همین ستاره Algol که در برهه ای از تاریخ با نام
Ghoul خوانده شده است .
برخی دیگر از نام ها دارای ریشه های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می باشند . در این میان گاه با نام های بر خواهیم خورد که دارای ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری
آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی می شوند .
در بخش اول این مقاله به بررسی سیستم های نامگداری می پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده می شوند .
بخش اول
سیستم نام گذاری بایر Bayer
در سال 1603 میلادی Johann Bayer (1572-1625) وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود بر اساس اطلاعات و دیتا های منجم دانمارکی تیکو براهه
Tycho Brahe (1546-1601) یکی از منسجم ترین اطلس های آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد .
این اطلس حاوی 51 جدول می باشد که 48 جدول آن هرکدام 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 نیکره جنوبی آسمان کشف شده بود اختصاص یافت 2 جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره
سماوی اختصاص داده شد .
بایر ستاره های هر صورت فلکی(تنها ستارگانی که با چشم برهنه دیده می شد ) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی کرد .سپس به هر یک از ستاره ها 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 به جز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود ) به
هر یک از ستاره های باقیمانده نسبت داد .
سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد . برای مثال نام درخشان ترین 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 نام های π1- π6 Orionis تصحیح شده اند .
سیستم نام گذاری Flamsteed
سیستم نامگداری بایر محدودیت هایی داشت . از آن جمله می توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد . مشکلی که بیش از این مسئله به چشم می خورد ،
دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم برهنه به سختی دیده می شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره ها را
دشوار می ساخت .
John Flamsteed منجم درباری انگلیسی در نامه ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن شد. او در این نامه پیشنهاد کرد که به جای
حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و به جای 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 غربی ترین ستاره هر صورت فلکی با شماره 1 مشخص شود و اولین ستاره ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره 2 مشخص شود و به
همین ترتیب تا شرقی ترین ستاره آن صورت فلکی .
برای مثال غربی ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام 1 قنطورس مشخص شد .
به این ترتیب می توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده ای از سیستم بایر بود .
انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم به خوبی دیده می شد معتبر دانست .به همین دلیل بسیاری از ستارگان
که با چشم برهنه دیده می شود نامهای متفاوتی دارد برای مثال Deneb و Alpha Cygniو 50 Cygni همگی نام های یک ستاره می باشند .
بخش دوم
نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان
با ورود دروبین های نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد .دروبین های نجومی دنیایی نو از ستارگان را به منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده ای جدید
برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می شد . در همین موقع بود که انجمن منجمین و ستارشناسان تعداد انبوهی از کاتالوگ های 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 به خصوص میل هر ستاره را و گروهی
دیگر تاریخ کشف آن ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگی های ستاره را معیار قرار دادند . این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین اسم متفاوت یافت می
شد و این خود کار را دشوار تر 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 می دهند .مولفه های 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 نام گذاری میشوند . برای مثال Alpha Librae یک مجموعه دوتای با مولفه های تمیزپذیر است . مولفه غربی این مجموعه
1 Alpha- و مولفه شرقی Alpha-2 نام میگیرد . در اینگونه مجموعه ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر خواهند رفت.
در سیستم های چندتایی (یا همان سیستم های دوتایی ) هنگامی که مولفه های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش مولفه ها معیار نام گذاری است به این ترتیب
که ستاره ای که پرنور ترین ستاره و مولفه 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 مولفه “A” و کوتوله سفید همدم آن عنوان “B” را به خود میگیرد .
نامگذاری ستارگان متغیر
نام گذاری این ستارگان را می توان بر اساس همان طرح مورد تائید انجمن ستارشناسان انجام داد اما دلایل تاریخی حاکی از آن است که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر
خواهد کرد . بدین منظور برای نام گذاری 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 نامگداری نشده باشد با حرفR 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 می گیرد . 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 می دهیم 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 . اینقدر این کار را ادامه می
دهیم تا با QZ برسیم . تا انجا 334 ستاره نامگذاری شده است . برای ادامه از حرفV به همراه یک شماره که از 335 شروع می شود کار را دنبال میکینیم . برای مثال
V335 , V336,… به 2 نکته در این نامگذاری توجه کنید.اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچ گاه در این نامگذاری حرف دوم بالاتر از حرف اول
(در ترتیب الفبا ) نمی باشد . یعنی هیچ گاه به عنوان مثالBA یا CB یا SR یا ... نداریم .
سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگ های 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 روشن تر از 10 گردآوری شده
است . این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره ها میباشد و فهرستی نیز بر اساس همین موقعیت در این کاتالوگ موجود می باشد . 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 بالارونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می باشد . برای
مثال BD+31o216 به معنی 216 ستاره در محدوده میل +31 و 32 + می باشد .BD محدوده میل بین +90 تا +22 را پوشش میدهد .
CD) Cordoba Durchmusterung) و CPD)Cape Photographic Durchmusterung)کار مشابهی را برای مناطق جنوبی تر انجام می دهند .
The Bright Star Catalog
ستارگان درخشان تر از قدر 6.5 با شماره ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می یابد مشخص می شود . پیشوند HR و یا BS در جلوی این شماره نوشته می شود . برای مثال
HR1099
The Henry Draper Catalog
در این کاتالوگ ستارگان درخشان تر از قدر 8.5 و کمی ضعیف تر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری میشوند . برای مثال HD183143
ستارگان دوتایی در کاتالوگ ها
ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگداری می شوند . ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا به وسیله شماره آنها در هر یک از کاتالوگ های
the Burnham Double Star catalog (BDS)
Washington Double Star catalog
Aitken Double Star catalog (ADS)
نامگذاری مولفه های اصلی مجموعه های دوتایی همان طور 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 داری موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است . سنسور های راهبری تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار میکند و
هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است ستارگان این مجموعه ستارگان درخشانی نمی باشند و دارای قدری در حدود 13 می باشند.آسمان توسط این ستارگان به
قسمت های مختلف تقسیم می شود و ستارگان در هر یک از این منطقه ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند .
برای مثال : GSC 4068/1167
کاتالوگ های اجرام غیرستاره ای
کاتالوگ های دیگری نیز موجود می باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره ای 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
اشاره کرد .
سخن آخر
در اینجا برخی از کاتالوگ های شاخص مورد بررسی مقدماتی قرار گرفت با این حال توجه داشته باشید که برای استفاده از هر کاتالوگ،راهنمای آن بهترین مرجع شما می باشد .
برخی از کاتالوگ ها حاوی اطلاعات دیگری مانند سرعت ویژه ، رده طیفی و اطلاعات دیگر می باشد و هر کاتالوگ سیستم کدگذاری منحصر به خود را دارد که در قسمت راهنما ،
توضیحات و اساس آن را در خواهید یافت .
81928691619152851291291851
سیستم نامگذاری ستارگان
سیستم نامگذاری ستارگان
برای مثال با جستجویی ساده درآثار تاریخی به داستان ها و افسانه های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار دست خواهید یافت که به دوران سامری ها ، روم باستان و بسیاری
تمدن های دیگر باز می گردد .
در این مقاله سعی میشود تا ضمن بررسی تاریخچه نامگذاری ستاره ها به روشهای نامگذاری و قواعد مرتبت با آن بپردازیم .نام برخی از ستارگان از کجا آمده است ؟ با مراجعه به
کتاب ها ومنابع نجومی به نام هایی برای ستارگان برمی خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی گنجد نام بسیاری از ستاره ها به نحوی با نام صورت فلکی خود
در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی “دم” همان ستاره ای است که در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد . گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی
خود آن ستاره می باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد . برای مثال سیروس به معنی داغ و سوزانمی باشد . با این ترتیب این نام ، لایق درخشان ترین ستاره
آسمان می باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام صورت فلکی خود (کلب اکبر ) در آن موجود نمی باشد .
به ندرت نام های شگفت انگیز در میان نام ها 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 ستاره ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می شده است . ترجمه این کلمه را میدانید ؟ Nihal در اصطلاح به معنی " شتر ها عطش و تشنگی خود را رفع
میکنند" است . به نظر شما دلیل این نامگذاری چیست ؟
نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف "ال" که در جلوی آنها می آید شناخته میشوند مانند Algol(که دارای ریشه فارسی است!)
بسیار از این نام ها در زمان های مختلف به شکل های گوناگون آمده اند و گاهی "ال " از این نام های حذف شده است مانند همین ستاره Algol که در برهه ای از تاریخ با نام
Ghoul خوانده شده است .
برخی دیگر از نام ها دارای ریشه های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می باشند . در این میان گاه با نام های بر خواهیم خورد که دارای ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری
آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی می شوند .
در بخش اول این مقاله به بررسی سیستم های نامگداری می پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده می شوند .
بخش اول
سیستم نام گذاری بایر Bayer
در سال 1603 میلادی Johann Bayer (1572-1625) وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود بر اساس اطلاعات و دیتا های منجم دانمارکی تیکو براهه
Tycho Brahe (1546-1601) یکی از منسجم ترین اطلس های آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد .
این اطلس حاوی 51 جدول می باشد که 48 جدول آن هرکدام 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 نیکره جنوبی آسمان کشف شده بود اختصاص یافت 2 جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره
سماوی اختصاص داده شد .
بایر ستاره های هر صورت فلکی(تنها ستارگانی که با چشم برهنه دیده می شد ) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی کرد .سپس به هر یک از ستاره ها 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 به جز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود ) به
هر یک از ستاره های باقیمانده نسبت داد .
سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد . برای مثال نام درخشان ترین 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 نام های π1- π6 Orionis تصحیح شده اند .
سیستم نام گذاری Flamsteed
سیستم نامگداری بایر محدودیت هایی داشت . از آن جمله می توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد . مشکلی که بیش از این مسئله به چشم می خورد ،
دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم برهنه به سختی دیده می شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره ها را
دشوار می ساخت .
John Flamsteed منجم درباری انگلیسی در نامه ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن شد. او در این نامه پیشنهاد کرد که به جای
حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و به جای 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 غربی ترین ستاره هر صورت فلکی با شماره 1 مشخص شود و اولین ستاره ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره 2 مشخص شود و به
همین ترتیب تا شرقی ترین ستاره آن صورت فلکی .
برای مثال غربی ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام 1 قنطورس مشخص شد .
به این ترتیب می توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده ای از سیستم بایر بود .
انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم به خوبی دیده می شد معتبر دانست .به همین دلیل بسیاری از ستارگان
که با چشم برهنه دیده می شود نامهای متفاوتی دارد برای مثال Deneb و Alpha Cygniو 50 Cygni همگی نام های یک ستاره می باشند .
بخش دوم
نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان
با ورود دروبین های نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد .دروبین های نجومی دنیایی نو از ستارگان را به منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده ای جدید
برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می شد . در همین موقع بود که انجمن منجمین و ستارشناسان تعداد انبوهی از کاتالوگ های 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 به خصوص میل هر ستاره را و گروهی
دیگر تاریخ کشف آن ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگی های ستاره را معیار قرار دادند . این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین اسم متفاوت یافت می
شد و این خود کار را دشوار تر 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 می دهند .مولفه های 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 نام گذاری میشوند . برای مثال Alpha Librae یک مجموعه دوتای با مولفه های تمیزپذیر است . مولفه غربی این مجموعه
1 Alpha- و مولفه شرقی Alpha-2 نام میگیرد . در اینگونه مجموعه ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر خواهند رفت.
در سیستم های چندتایی (یا همان سیستم های دوتایی ) هنگامی که مولفه های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش مولفه ها معیار نام گذاری است به این ترتیب
که ستاره ای که پرنور ترین ستاره و مولفه 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 مولفه “A” و کوتوله سفید همدم آن عنوان “B” را به خود میگیرد .
نامگذاری ستارگان متغیر
نام گذاری این ستارگان را می توان بر اساس همان طرح مورد تائید انجمن ستارشناسان انجام داد اما دلایل تاریخی حاکی از آن است که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر
خواهد کرد . بدین منظور برای نام گذاری 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 نامگداری نشده باشد با حرفR 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 می گیرد . 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 می دهیم 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 . اینقدر این کار را ادامه می
دهیم تا با QZ برسیم . تا انجا 334 ستاره نامگذاری شده است . برای ادامه از حرفV به همراه یک شماره که از 335 شروع می شود کار را دنبال میکینیم . برای مثال
V335 , V336,… به 2 نکته در این نامگذاری توجه کنید.اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچ گاه در این نامگذاری حرف دوم بالاتر از حرف اول
(در ترتیب الفبا ) نمی باشد . یعنی هیچ گاه به عنوان مثالBA یا CB یا SR یا ... نداریم .
سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگ های 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 روشن تر از 10 گردآوری شده
است . این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره ها میباشد و فهرستی نیز بر اساس همین موقعیت در این کاتالوگ موجود می باشد . 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 بالارونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می باشد . برای
مثال BD+31o216 به معنی 216 ستاره در محدوده میل +31 و 32 + می باشد .BD محدوده میل بین +90 تا +22 را پوشش میدهد .
CD) Cordoba Durchmusterung) و CPD)Cape Photographic Durchmusterung)کار مشابهی را برای مناطق جنوبی تر انجام می دهند .
The Bright Star Catalog
ستارگان درخشان تر از قدر 6.5 با شماره ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می یابد مشخص می شود . پیشوند HR و یا BS در جلوی این شماره نوشته می شود . برای مثال
HR1099
The Henry Draper Catalog
در این کاتالوگ ستارگان درخشان تر از قدر 8.5 و کمی ضعیف تر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری میشوند . برای مثال HD183143
ستارگان دوتایی در کاتالوگ ها
ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگداری می شوند . ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا به وسیله شماره آنها در هر یک از کاتالوگ های
the Burnham Double Star catalog (BDS)
Washington Double Star catalog
Aitken Double Star catalog (ADS)
نامگذاری مولفه های اصلی مجموعه های دوتایی همان طور 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 داری موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است . سنسور های راهبری تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار میکند و
هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است ستارگان این مجموعه ستارگان درخشانی نمی باشند و دارای قدری در حدود 13 می باشند.آسمان توسط این ستارگان به
قسمت های مختلف تقسیم می شود و ستارگان در هر یک از این منطقه ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند .
برای مثال : GSC 4068/1167
کاتالوگ های اجرام غیرستاره ای
کاتالوگ های دیگری نیز موجود می باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره ای 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
اشاره کرد .
سخن آخر
در اینجا برخی از کاتالوگ های شاخص مورد بررسی مقدماتی قرار گرفت با این حال توجه داشته باشید که برای استفاده از هر کاتالوگ،راهنمای آن بهترین مرجع شما می باشد .
برخی از کاتالوگ ها حاوی اطلاعات دیگری مانند سرعت ویژه ، رده طیفی و اطلاعات دیگر می باشد و هر کاتالوگ سیستم کدگذاری منحصر به خود را دارد که در قسمت راهنما ،
توضیحات و اساس آن را در خواهید یافت .
81928691619152851291291851
آخرین ویرایش:
asghar rahmati
عضو جدید
خورشید ستاره ای بی همتا
خورشید ستاره ای بی همتا
خورشید ستاره ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش میگذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتاً از گازهای هلیم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 4/1 میلیونبوده و همچنین 750 برابر
جرم تمام سیاراتی است که بدورش می چرخند. در هسته خورشید، جرم توسط واکنشهای هسته ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسیته نوعی انرژی هستند، می شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده وباعث
درخشنگی خورشید می گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته اند نیز گرمایشان را از این انرژی می گیرند. مواد تشکیل دهنده خورشید حال گازی دارند،
بنابر این خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می شوند.
اما چنین به نظر می رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد چرا که بیشتر نوری که به زمین می رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید
شناخته شده است.بالای سطح خورشید، کروموسفر (رنگین کره) و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می دهند. مرکز خورشید مانند کوره ای هسته ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتی
گراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی اش(160) برابر آب می باشد. تحت چنین شرایطی هسته های اتم هیدروژن با هم ترکیب شده و تبدیل به هسته های هلیوم می شوند. در این حین، 7/0 درصد جرم ترکیب شده،
تبدیل به انرژی می شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می شوند، 9/3 میلیون تن به انرژی تبدیل می شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر
نامنظم 2 میلیون سال طول می کشد 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 می رسد.
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. زبانه حلقوی در شکل پایین، خطوط میدان مغناطیسی، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973، یک
زبانه خورشیدی000/588 کیلومتر (000/365مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه های خورشیدی رخ می دهند. شعله های خورشیدی، جرقه هایی از انرژی هستند که عمر چند
ساعته دارند، این شعله ها هنگامی بوجود می آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه های خورشیدی، فوارنهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند.
میدان مغناطیسی خورشید می تواند زبانه های حلقوی را هفته ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.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 می آورند.این ذرات در همان مسیرهایی میدان مغناطیسی خورشید حرکت میکنند، و از آنجا که دارای بار الکتریکی
هستند منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می کنند.
ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام
جرم خورشید را در فضای بین سیاره ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است. حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق
قطبی آن چرخیده و این امر باعث می شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه های خورشیدی، شعله ها و زبا نه های
خورشیدی می شوند. این فعالیتها، بخصوص لکه های خورشیدی، چرخه ای 11 ساله دارند. 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 فشاردمای آنرا افزایش خواهد داد.
هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته ای در پوسته، باعث انبساط لایه های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می کند و آنها را در بر می گیرد.
انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می شود. سپس، لایه های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره ای تشکیل
خواهند داد. هسته نیزبصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت.پس می توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید، مرگ زمین فرا می رسد .
81928691619152851291291851
خورشید ستاره ای بی همتا
خورشید ستاره ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش میگذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتاً از گازهای هلیم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 4/1 میلیونبوده و همچنین 750 برابر
جرم تمام سیاراتی است که بدورش می چرخند. در هسته خورشید، جرم توسط واکنشهای هسته ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسیته نوعی انرژی هستند، می شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده وباعث
درخشنگی خورشید می گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته اند نیز گرمایشان را از این انرژی می گیرند. مواد تشکیل دهنده خورشید حال گازی دارند،
بنابر این خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می شوند.
اما چنین به نظر می رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد چرا که بیشتر نوری که به زمین می رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید
شناخته شده است.بالای سطح خورشید، کروموسفر (رنگین کره) و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می دهند. مرکز خورشید مانند کوره ای هسته ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتی
گراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی اش(160) برابر آب می باشد. تحت چنین شرایطی هسته های اتم هیدروژن با هم ترکیب شده و تبدیل به هسته های هلیوم می شوند. در این حین، 7/0 درصد جرم ترکیب شده،
تبدیل به انرژی می شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می شوند، 9/3 میلیون تن به انرژی تبدیل می شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر
نامنظم 2 میلیون سال طول می کشد 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 می رسد.
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. زبانه حلقوی در شکل پایین، خطوط میدان مغناطیسی، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973، یک
زبانه خورشیدی000/588 کیلومتر (000/365مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه های خورشیدی رخ می دهند. شعله های خورشیدی، جرقه هایی از انرژی هستند که عمر چند
ساعته دارند، این شعله ها هنگامی بوجود می آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه های خورشیدی، فوارنهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند.
میدان مغناطیسی خورشید می تواند زبانه های حلقوی را هفته ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.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 می آورند.این ذرات در همان مسیرهایی میدان مغناطیسی خورشید حرکت میکنند، و از آنجا که دارای بار الکتریکی
هستند منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می کنند.
ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام
جرم خورشید را در فضای بین سیاره ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است. حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق
قطبی آن چرخیده و این امر باعث می شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه های خورشیدی، شعله ها و زبا نه های
خورشیدی می شوند. این فعالیتها، بخصوص لکه های خورشیدی، چرخه ای 11 ساله دارند. 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 فشاردمای آنرا افزایش خواهد داد.
هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته ای در پوسته، باعث انبساط لایه های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می کند و آنها را در بر می گیرد.
انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می شود. سپس، لایه های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره ای تشکیل
خواهند داد. هسته نیزبصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت.پس می توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید، مرگ زمین فرا می رسد .
81928691619152851291291851
asghar rahmati
عضو جدید
انفجار سیاه چاله ها
انفجار سیاه چاله ها
انفجار سیاه چاله ها
روی هم رفته، اگر نور نتواند بگریزد و اگر چیزی نتواند سریعتر از نور حرکت کند،آنوقت هیچ نمی تواند که از سیاهچاله گریز کند. این نظرها دوام یافت تا آنکه به کوششهایی برای سازگار کردن چند نظریه از بنیادی ترین نظریات فیزیک
رخ داد ( نظریه ها : نسبیت خاص و عام اینشتن و نظریه کوانتومی ) رمبش ستارگان پرجرم را به آنچه امروزه اساسا به صورت سیاهچاله ها تائید شده است، پیشگویی می کند.همین نظریه گرانش را به شیوه ای بسیار متفاوت
با شیوه کلاسیک نیوتون توصیف می کند.
اما هنوز کسی نتوانسته است وحدتی میان مفهوم گرانی و مکانیک کوانتومی بر قرار کند.
مکانیک کوانتومی رفتار ذرات و انرژی ها را در مقیاس اتمی و زیراتمی توصیف می کند.
اما چگونه نظریه ای درباره عالم خرد می تواند با اجسام بزرگی مانند سیاهچاله ارتباط داشته باشد؟
شخصی به نام استیون هاوکینگ که فعالیت وی در زمینه اختر فیزیک نظری است چنین رابطه ای را برقرار کرد.
اظهار نظر هاوکینگ این بود که فشار بی حد مربوط به تولد عالم به آسانی میتوانسته است سیاهچاله هایی به کوچکی 0.00001 گرم جرم و شعاع شوارتز شیلد 10 به توان 33- ایجاد کرده باشد. اما ابعاد عالی تر شامل جرم 10 به
توان 15 و شعاع 10 به توان 13- شوارتز شیلد خواهد بود.قطعا این ابعاد به مکانیک کوانتومی نیاز دارد.
هاوکینگ معادلات نسبیت عام را برای این سیاهچاله 10 به توان 15 گرمی حل کرد.او با شگفتی تمام ملاحظه کرد که حل معادلات او نیز خلق و گسیل ذرات و تابش از چنین شیئی را پیش بینی می کند.در واقع همان طیف از ذرات را
پیش بینی می کند که ممکن است از شی داغی با 120 میلیارد کلوین صادر شود.
به نظر می رسد که دو اصل مهم در مورد سیاهچاله ها نقض شده است :
اینکه چیزی از هسته سیاهچاله نمی گریزد و دمای آنها تقریبا صفر مطلق است. تناقض آشکار بود اما با همه اینها، همان معادلات برای سیاهچاله ای با 3 جرم خورشیدی دمای 0.00001 کلوین و گریزناپذیری ذرات از چنین ستاره ای
را پیش بینی می کرد.موفقیت، با بازشناسی این امر که سیاهچاله های کوچک متفاوتند، حاصل شد.
اگر سیاهچاله های کوچکی وجود داشته باشند و اگر آنها ذرات و تابش را آنطور که پیش بینی شده گسیل کنند، در آنصورت به تدریج ضعیف و محو می شوند ( جرم از دست میدهند ).اما
این تضعیف شدن فقط این فرآیند را تسریع خواهد کرد، زیرا دماها افزایش خواهند داشت،که سرانجام به انفجاری معادل 10 میلیون میلیون بمب هیدروژنی می انجامد.قطعا چنین رویدادی
به سهولت مشاهده پذیر خواهد شد، اما توزیع تین اشیا ممکن است آشکار سازی را دشوارتر کند اما برنامه های شاتل های فضایی می تواند در آینده این مشکل را حل کند.
81928691619152851291291851
انفجار سیاه چاله ها
انفجار سیاه چاله ها
روی هم رفته، اگر نور نتواند بگریزد و اگر چیزی نتواند سریعتر از نور حرکت کند،آنوقت هیچ نمی تواند که از سیاهچاله گریز کند. این نظرها دوام یافت تا آنکه به کوششهایی برای سازگار کردن چند نظریه از بنیادی ترین نظریات فیزیک
رخ داد ( نظریه ها : نسبیت خاص و عام اینشتن و نظریه کوانتومی ) رمبش ستارگان پرجرم را به آنچه امروزه اساسا به صورت سیاهچاله ها تائید شده است، پیشگویی می کند.همین نظریه گرانش را به شیوه ای بسیار متفاوت
با شیوه کلاسیک نیوتون توصیف می کند.
اما هنوز کسی نتوانسته است وحدتی میان مفهوم گرانی و مکانیک کوانتومی بر قرار کند.
مکانیک کوانتومی رفتار ذرات و انرژی ها را در مقیاس اتمی و زیراتمی توصیف می کند.
اما چگونه نظریه ای درباره عالم خرد می تواند با اجسام بزرگی مانند سیاهچاله ارتباط داشته باشد؟
شخصی به نام استیون هاوکینگ که فعالیت وی در زمینه اختر فیزیک نظری است چنین رابطه ای را برقرار کرد.
اظهار نظر هاوکینگ این بود که فشار بی حد مربوط به تولد عالم به آسانی میتوانسته است سیاهچاله هایی به کوچکی 0.00001 گرم جرم و شعاع شوارتز شیلد 10 به توان 33- ایجاد کرده باشد. اما ابعاد عالی تر شامل جرم 10 به
توان 15 و شعاع 10 به توان 13- شوارتز شیلد خواهد بود.قطعا این ابعاد به مکانیک کوانتومی نیاز دارد.
هاوکینگ معادلات نسبیت عام را برای این سیاهچاله 10 به توان 15 گرمی حل کرد.او با شگفتی تمام ملاحظه کرد که حل معادلات او نیز خلق و گسیل ذرات و تابش از چنین شیئی را پیش بینی می کند.در واقع همان طیف از ذرات را
پیش بینی می کند که ممکن است از شی داغی با 120 میلیارد کلوین صادر شود.
به نظر می رسد که دو اصل مهم در مورد سیاهچاله ها نقض شده است :
اینکه چیزی از هسته سیاهچاله نمی گریزد و دمای آنها تقریبا صفر مطلق است. تناقض آشکار بود اما با همه اینها، همان معادلات برای سیاهچاله ای با 3 جرم خورشیدی دمای 0.00001 کلوین و گریزناپذیری ذرات از چنین ستاره ای
را پیش بینی می کرد.موفقیت، با بازشناسی این امر که سیاهچاله های کوچک متفاوتند، حاصل شد.
اگر سیاهچاله های کوچکی وجود داشته باشند و اگر آنها ذرات و تابش را آنطور که پیش بینی شده گسیل کنند، در آنصورت به تدریج ضعیف و محو می شوند ( جرم از دست میدهند ).اما
این تضعیف شدن فقط این فرآیند را تسریع خواهد کرد، زیرا دماها افزایش خواهند داشت،که سرانجام به انفجاری معادل 10 میلیون میلیون بمب هیدروژنی می انجامد.قطعا چنین رویدادی
به سهولت مشاهده پذیر خواهد شد، اما توزیع تین اشیا ممکن است آشکار سازی را دشوارتر کند اما برنامه های شاتل های فضایی می تواند در آینده این مشکل را حل کند.
81928691619152851291291851
asghar rahmati
عضو جدید
کیهان شناسی در هزاره نو
کیهان شناسی در هزاره نو
ما اكنون در ميان انقلابى از دانسته هايمان پيرامون سر منشاء تكامل جهان هستيم. انقلابى كه هم از نظريه هاى جديد و هم از تكنولوژى پيشرفته تغذيه مى كند. تلسكوپ هاى فضايى اى كه از آن سوى طيف الكترومغناطيسى
جهان را زيرنظر دارند، تلسكوپ هاى عظيم زمينى، ابررايانه ها و شتاب دهنده هاى ذرات اتمى و حتى تلسكوپ هاى زيرزمينى، همگى نقش مهمى را در اين زمينه ايفا مى كنند. به مدد نظريه نسبيت عام اينشتين و فيزيك نوين
ذرات مى توان با اطمينان بيشترى تاريخ كيهان را از زمان تركيب ذرات بنيادى، كه در يك ميكرو ثانيه بعد از پيدايش جهان به وجود آمدند، بررسى كرد.
بعد از چند دهه تلاش و كوشش ما نتوانسته ايم ويژگى اساسى جهان خودمان را شناسايى كنيم. در توافق نظر جديد، كه در يك دهه قبل به سختى قابل تصور بود،بيشتر كيهان شناسان عمر جهان را ۷/۱۳ ميليارد سال مى دانند
و عقيده دارند كه جهان تخت است (يعنى از هندسه اقليدسى تبعيت مى كند، با خطوط موازى كه دربى نهايت هم موازى مى مانند و زواياى داخلى مثلث كه مجموعاً ۱۸۰ درجه هستند). نظريه هاى جديد كيهان شناسى، تعدادى
از مشكلاتى را كه به مدت چند دهه مطرح بوده اند حل مى كنند. معروف ترين اين معضلات اين بود كه جهان، جوان تر از ستاره هايى كه در آن قراردارند به نظر مى آمد .
برابرى اندازه گيرى هاى مستقل با مقادير كليدى مانند ثابت هابل نيز از موضوعات مهم كيهان شناسى هستند. بيشتر ماده كهكشان هيچ نورى از خود منتشر نمى كند و برخلاف ماده كه براى ما آشناتر و ملموس تر است،از نوترون
و پروتون تشكيل نشده. به نظر مى آيد اين ماده سياه عجيب كه ۳۰ درصد از كل جرم _ انرژى جهان را تشكيل مى دهد، از نوعى ذره بنيادى تشكيل شده كه كمى بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتى شگفت آورتر از اين،
دوسوم از جرم - انرژى كيهان است كه از انرژى تاريك اسرارآميز تشكيل شده، كه باعث سرعت يافتن گسترش جهان مى شود.
• ساختار انفجار بزرگ
اساس دريافت ذهنى ما از تكامل جهان، مدل انفجار بزرگ است كه بر پايه نظريه نسبيت عام اينشتين و رصدهاى ادوين هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثر متقابل تئورى و رصد در اينجا اهميت خاصى دارد. در ساختار نسبيت
عام فضا و زمان مى توانند بپيچند، خم شوند و كشيده شوند. به وسيله رصد نيز گسترش جهان به خوبى رؤيت شده البته اين گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براين، ميل به
قرمز (redshif) نور ساطع شده از كهكشان هاى دوردست، با اثر دوپلر، كه در اثر حركت در ميان فضا به وجود مى آيد توجيه نشده، بلكه به عنوان نتيجه گسترش فضا كه باعث كشيدگى طول موج فوتون ها راهى زمين مى شود،
توضيح داده شده است.
(پديده ميل به قرمز در اثر كشيده شدن فوتون هاى رسيده به زمين از يك كهكشان دوردست ظاهر مى شود كه باعث شكافته شدن خطوط جذبى در طيف كهكشان و تمايل آن به طيف هاى قرمزتر نورمريى _ در مقايسه با ستارگان
كهكشان راه شيرى - مى شود.) ميل به قرمز يك كهكشان دوردست مستقيماً نشان مى دهد جهان از زمانى كه نور آن كهكشان را ترك كرده است چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر ميل به قرمز(Z)+۱ است. به طور مثال دورترين
كوازار شناخته شده ميل به قرمز zبرابر۴/۶ دارد. يعنى حجمى از فضا كه درزمان ترك نور از كوازار يك ميليون سال نورى پهنا داشته، اكنون ۴/۷ ميليون سال نورى است!
نظام انفجار بزرگ بسيارى از ويژگى هاى اصلى جهان امروز را در خودجاى مى د هد - البته همه آنها را توضيح نمى دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمينه كيهانى و برآمدگى هاى موجود در ماده آغازين كه ساختارهاى
بزرگ آشكار امروزى را پديد آورده اند. در سال ۱۹۸۰ فيزيكدانى به نام آلن اچ - گروت نظريه اى ارائه كرد به نام تورم. بعدها ديگران نيز توضيحاتى به اين نظريه افزودند. اين تئورى كه نشات گرفته از فيزيك كاربردى ذرات است، مهمترين
ويژگى هاى جهان امروز را توضيح مى دهد. در تئورى تورم قسمت هاى كوچك كيهان اوليه به طور تصاعدى گسترش پيدا كردند و قسمتى از فضا را كه ما امروزه مى بينيم، صاف تر كردند. مانند وقتى كه بيشتر بادكردن يك بادكنك
باعث مى شود قسمت كوچكى روى سطح آن صاف تر به نظر برسد.
گفته مى شود دليل اصلى جريان يافتن اين گسترش انرژى پتانسيلى وابسته به انرژى فرضى به نام inflaton است، اين انرژى پتانسيل inflatin است كه حرارت چشمگير انفجار بزرگ را فراهم كرده در حين پديده inflaton نوسانات
كوانتومى در مقياس هاى زيراتمى به وسيله گسترشى مهيب به اندازه هاى نجومى مى رسند. اين بزرگ تر شدن ها در ساليان دراز بعدى به همراه گرانش رشد كردند و در نهايت به پيدايش كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى
كنونى انجاميدند. از نظريه تورم مى توان سه نتيجه گيرى كرد: ۱- فضا بايد در لبه مريى آن صاف به نظر برسد. ۲- توزيع ماده در مقياس هاى نجومى بايد منشاء كوانتومى داشته باشد. ۳- فضا را بايد پس زمينه اى از امواج گرانشى
فرا گرفته باشد، كه به وسيله نوسانات كوانتومى بعد از ۱۰به توان ۳۲ - ثانيه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پيش بينى نخست اكنون با اندازه گيرى هايى كه روى CMBR انجام مى شود ديده شده اند (و سومى نيز احتمالاً در
آينده اى نه چندان دور با اندازه گيرى ها به اثبات خواهد رسيد). اكنون به بحث درباره گسترش جهان مى پردازيم.
• گسترش جهان
در سال ۱۹۲۹ ادوين هابل و ميلتون هوماسون، فاصله چند كهكشان نزديك را اندازه گيرى كردند و رابطه ميان فاصله و سرعت عقب نشينى آنها را به دست آوردند (كه وقتى كهكشانى با سرعتى كمتر از كسرى از سرعت نور از ما
دور مى شود، اين رابطه با ميل به قرمز آن متناسب است). اين مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعت گسترش جهان امروز را اندازه گيرى مى كند. تعيين دقيق فواصل كهكشانى به طرز شگفت آورى سخت است و
پيچيدگى هاى زيادى مزاحم تلاش براى مشخص كردن (HO) مى شود. اكنون با استفاده از پيشرفت ها و ابزار پيچيده و به مدد روش هاى متعدد و متفاوت اندازه گيرى، بر مقدارى براى اين ثبات اتفاق نظر شده است.
فواصل دقيق كهكشانى در مقياس هاى دور كه به وسيله بخشى از پروژه كليدى هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتى از سرفصل هاى مدنظر فريدمن (freedman) مدير اين پروژه را تشكيل مى دهد .با آشكارسازى و
اندازه گيرى ستاره هاى متغير (Cepheid) در ۲۴ كهكشان مارپيچى، هابل محققان اين پروژه را قادر كرد تا ۵ روش تنظيم شده، به عنوان دومين شاخص فاصله، براى فواصل بيش از يك ميليارد سال نورى، به دست آوردند. چنين
فواصلى به خوبى در مسير رصدى هابل قرار دارند. جايى كه اثر مخرب اجتماع كهكشان هاى پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثير محسوسى در اندازه گيرى ها ندارند. با تركيب هر پنج تكنيك، مقدار ۷۲ كيلومتر در ثانيه، در
مگاپارسك - با خطايى حدود ۱۰ درصد _ براى ثابت هابل به دست آمد.
در حالى كه پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل ۵۵۰ كيلومتر در ثانيه در مگاپارسك بود. از آنجا كه اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابل رابطه عكس دارند. رشدى كه اين مقدار اصلاح شده براى جهان قابل
رؤيت نشان مى دهد هشت برابر گسترشى است كه قبلاً براى جهان اندازه گرفته شده بود. گروه هاى نجومى ديگرى هم با ثابت هابلى كه اين پروژه به دست آورد موافقت كردند. پس مى توان گفت يكى از پارامترهاى مهم
كيهان شناسى بالاخره تعيين شده است.
• سن جهان شتابدار ما
ثابت هابل مى تواند زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد و اندازه قسمتى از جهان را كه براى ما قابل رؤيت است، تعيين كند. مدت زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد، به سرعت گسترش كنونى جهان ونيز سرعت گسترش آن
درگذشته بستگى دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد يافتن جهان راكند مى كند - مانند توپى كه وقتى به آسمان پرتاب مى شود نيروى جاذبه زمين سرعتش را كم مى كند- دانشمندان چند دهه است كه براى يافتن اين
شتاب منفى تلسكوپ هايشان را به انتهاى محدوده جهان قابل رؤيت نشانه رفته اند. اين افراد اميدوارند با اندازه گرفتن ميزان كندشدن گسترش جهان، سرنوشت آن را مشخص كنند. آيا اين كند شدن براى معكوس كردن گسترش
و در نتيجه جمع شدن دوباره جهان كافى است؟ نشانه هاى به دست آمده از رصدها و تئورى هاى نظرى ۵سال اخير، كيهان شناسان را به اين تفكر سوق داده كه جهان از ماده اى با چگالى بحرانى Critical density تشكيل
شده است.
پارامترى كه مى تواند گسترش جهان را بدون اينكه جمع شدن دوباره اش را تسريع بخشد، آهسته كند. اين نظريه يك تناقض به وجود مى آورد. سنى كه با تركيب اندازه ثابت هابل و اين ميل به قرمز براى جهان تخمين زده مى شد
۹ ميليارد سال بود، در حالى كه پيرترين ستارگان در كهكشان راه شيرى ۱۴-۱۳ ميليارد ساله اند! در دهه ۱۹۹۰ با به كارگيرى تركيبى از تكنولوژى (دوربين هاى CCD ۱۰۰مگا پيكسلى) و يك شاخص دقيق در فاصله اى دور
(ابرنواخترهاى نوع Ia) بالاخره شتاب منفى جهان اندازه گيرى شد. اما اين به معنى پيدا كردن اين شتاب منفى نبود! چراكه در سال ۱۹۹۸ دو گروه به رهبرى لارنس بروكلى و سالپرلماتد پى بردند كه نور ابرنواخترهايى كه در فاصله
چندين ميليارد سال نورى قرار دارند، كمتر از مقدارى است كه براى جهانى باشتاب منفى و با چگالى بحرانى صدق مى كند. نتيجه تلويحى اين كشف غيرمنتظره اين بود:
گسترش جهان در حقيقت در حال سرعت گرفتن است. با اينكه غبار بين كهكشانى و تكامل ابرنواختر هم مى تواند باعث اين كاهش نورشود، آزمايشات زيادى تاثير اين پارامترها را برروى كم شدن نور اين ابرنواخترها رد كرده اند.
ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتى كه قدرت جاذبه با مجموع چگالى ماده در جهان و فشارى كه از هر سانتيمتر مكعب به وجود مى آيد نسبت مستقيم دارد، مى توان اين كشف را با نظريه اينشتين توجيه كرد.
فشار منفى عظيم موجود در جهان (چيزى كه كيهان شناسان به آن خاصيت كشسانى فضا - زمان مى گويند) مى تواند اثر دافعه گرانشى ايجاد كند، كه اين براى سرعت بخشيدن به گسترش جهان كافى است. رصد ابرنواخترها
مداركى مبنى بر وجود ماهيتى كشسان و عجيب به دست مى دهد كه آن را انرژى تاريك ناميده اند. انرژى تاريك كه تا يك دهه قبل از طرف بيشتر كيهان شناسان رد مى شد، اكنون به نظر مى رسد كه بيش از دوسوم ذخيره
جرم _ انرژى كيهانى را تشكيل مى دهد.
اين كشف شگفت آور باعث شد كه كيهان شناسان در تفكرشان در مورد سرنوشت نهايى جهان تغييراتى دهند. اگر جهان تنها از ماده تشكيل شده بود، سرنوشت آن تنها از روى انحناى فضايى آن قابل تشخيص دادن بود. يك
جهان بسته (كه داراى انحناى مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو مى ريزد. در حالى كه يك جهان تخت يا باز ( كه داراى انحناى منفى است) تا ابد گسترش مى يابد. البته انرژى تاريك هر دو احتمال _ گسترش ابدى و فروريزى
نهايى - را براى جهان ظاهراً تخت ما پيش بينى مى كند.
در اينجا هندسه جهان ديگر به پيش بينى سرانجام آن كمكى نمى كند. تا وقتى كه انرژى تاريك كاملاً شناخته شود، پايان كار جهان ما بلاتكليف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا ۳۰ ميليارد سال ديگر به سريع تر شدن خود
ادامه دهد، آسمان از كهكشان خالى خواهدشد(به جز چند كهكشان در خوشه كهكشانى سنبله). درحالى كه گرانش جاذبه اى ماده عمدتاً سياه جهان، گسترش آن را كندتر مى كند، گرانش دفعى (شتاب منفى) كه در اثر انرژى
سياه به وجود آمده سعى در سرعت بخشيدن به آن را دارد. بنابراين اندازه گيرى مقادير انرژى و ماده تاريك به ما اجازه مى دهد فيلم كيهانى را تا زمان به وجود آمدن آن عقب ببريم و زمان شروع آن را دريابيم .براى جهان مطلوب
امروزى- جهانى تخت با ثابت هابل ۷۱ تا ۷۲ و نسبت ماده تاريك به انرژى سياه سه به هشت - زمان انفجار بزرگ حدود ۵/۱۳ ميليارد سال پيش است كه البته ۱۰ درصد احتمال خطا براى آن در نظر گرفته مى شود.
روش هاى ديگر اندازه گيرى عمده جهان نيز اين رقم را تاييد مى كنند. بهترين اين روش ها، روشى است كه در آن عمر پيرترين ستارگان راه شيرى كه در خوشه هاى كروى قرار دارند، اندازه گيرى مى شود. مدل هاى اخير كامپيوترى
عمرى حدود ۵/۱۲ ميليارد سال را براى ستارگان موجود در اين خوشه ها تخمين مى زنند. (باز هم با خطاى ده درصد) پيدايش اين ستارگان قديمى بيشتر از يك ميليارد سال طول نكشيده است كه با اضافه كردن اين مقدار به عمر
ستارگان نتيجه اى با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهان به دست مى آيد. از كرونومترهاى كيهانى ديگر مانند كوتوله هاى سفيد و ايزوتوپ هاى راديواكتيو نيز نتايج مشابهى به دست آمده است.
• آرايش شبكه اى از ماده سياه، با ستارگان
يكى از ويژگى هاى دور از انتظار جهان بدون شك اين واقعيت تامل برانگيز است كه ستارگان حدود يك درصد از كل ذخيره جرم - انرژى آن را تشكيل مى دهند (و حتى كسرى كمتر از ذخيره ماده آن را) در حالى كه يك چهارم كل
جرم - انرژى كيهانى را ماده تشكيل مى دهد، بيشتر آن تاريك است و وجودش تنها از آثار گرانشى آن قابل دريافت است. ماهيت اين ماده تاريك هنوز ناشناخته مانده، گرچه ما مدارك محكمى داريم مبنى براينكه قسمت اعظم
اين ماده نمى تواند از پروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزاى تشكيل دهنده هسته اتم كه جمعاً باريون ناميده مى شوند.)
در حقيقت كيهان شناسان توانسته اند با وزن كردن كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى شواهد محكمى براى اينگونه ناشناخته ماده فراهم كنند. امروزه ماده باريونى اشكال مختلفى به خود مى گيرد _ از ابرهاى سازنده
ستارگان گرفته تا سياهچاله ها - گرچه بررسى واكنش هاى هسته اى انفجار بزرگ، به ما اجازه مى دهد شرح و مقدار نسبتاً دقيقى از زمان هاى پيشين كه ساختار جهان ساده تر بود به دست آوريم اما آمارگيرى دقيق از مواد
باريونى در جهان امروزى هنوز نيمه تمام مانده است.
مثلاً ميزان فراوانى دوتريم _ايزوتوپى ناپايدار و سنگين از هيدروژن كه تنها در انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالى كلى ماده باريونى كيهانى بستگى دارد. با اندازه گيرى مقدار دوتريم در ابرهاى گازى نخستين و به مددنظريه
واكنش هسته اى انفجار بزرگ، كيهان شناسان نتيجه گرفته اند كه ماده معمولى تنها چهار درصد از چگالى بحرانى را تشكيل مى دهد كه البته اين از مقدار ماده اى كه در ستارگان ديده مى شود، بسيار كمتر است. اندازه گيرى
مقادير CMBRنيز نتايج مشابهى را نشان مى دهند.
منجمان براين باورند كه ماده عادى غيرقابل رؤيت كه حدود سه چهارم محتواى كل ماده باريونى را تشكيل مى دهد، به وفور و به صورت گاز گرم درميان كهكشان ها قرار دارد. در كل مقدار ماده _ باريونى و غيرباريونى كه بيشتر آن
نيز تاريك است _ هشت برابر بيشتر از ماده باريونى است. تصويرى گرافيكى كه از حضور ماده تاريك تهيه شده، از رصدهاى خوشه هاى كهكشانى اى كه در اثر گرانش، نور كهكشان هاى دور دست تر از خودشان را منحرف و تشديد
مى كنند، به دست آمده است. منجمان همچنين توانسته اند مقادير چشمگيرى از ماده غيرقابل رؤيت را با اندازه گرفتن سرعت هاى ستارگان درميان كهكشان ها و سرعت كهكشان ها درميان خوشه هاى كهكشانى، شناسايى
كنند. بدون وجود ماده تاريك غيرقابل رؤيت، اين اجرام پرسرعت بايد مدت ها پيش متفرق مى شدند.
همچنين اندازه گيرى دماى گاز ميان خوشه ها كه چند ميليون درجه دما دارند، اشعه ايكس ساطع مى كنند و بيشتر ماده معمولى ميان كهكشانى را تشكيل مى دهند، مى تواند عمق پتانسيل گرانشى به وجود آمده در اثر ماده
تاريك را تعيين كند. به علاوه مقدار گاز ميان يك خوشه كهكشانى رامى توان به وسيله انحراف كوچكى كه در تشعشع مايكروويو پس زمينه كيهانى (CMBR) به وجود مى آورد، به دست آورد.
81928691619152851291291851
کیهان شناسی در هزاره نو
ما اكنون در ميان انقلابى از دانسته هايمان پيرامون سر منشاء تكامل جهان هستيم. انقلابى كه هم از نظريه هاى جديد و هم از تكنولوژى پيشرفته تغذيه مى كند. تلسكوپ هاى فضايى اى كه از آن سوى طيف الكترومغناطيسى
جهان را زيرنظر دارند، تلسكوپ هاى عظيم زمينى، ابررايانه ها و شتاب دهنده هاى ذرات اتمى و حتى تلسكوپ هاى زيرزمينى، همگى نقش مهمى را در اين زمينه ايفا مى كنند. به مدد نظريه نسبيت عام اينشتين و فيزيك نوين
ذرات مى توان با اطمينان بيشترى تاريخ كيهان را از زمان تركيب ذرات بنيادى، كه در يك ميكرو ثانيه بعد از پيدايش جهان به وجود آمدند، بررسى كرد.
بعد از چند دهه تلاش و كوشش ما نتوانسته ايم ويژگى اساسى جهان خودمان را شناسايى كنيم. در توافق نظر جديد، كه در يك دهه قبل به سختى قابل تصور بود،بيشتر كيهان شناسان عمر جهان را ۷/۱۳ ميليارد سال مى دانند
و عقيده دارند كه جهان تخت است (يعنى از هندسه اقليدسى تبعيت مى كند، با خطوط موازى كه دربى نهايت هم موازى مى مانند و زواياى داخلى مثلث كه مجموعاً ۱۸۰ درجه هستند). نظريه هاى جديد كيهان شناسى، تعدادى
از مشكلاتى را كه به مدت چند دهه مطرح بوده اند حل مى كنند. معروف ترين اين معضلات اين بود كه جهان، جوان تر از ستاره هايى كه در آن قراردارند به نظر مى آمد .
برابرى اندازه گيرى هاى مستقل با مقادير كليدى مانند ثابت هابل نيز از موضوعات مهم كيهان شناسى هستند. بيشتر ماده كهكشان هيچ نورى از خود منتشر نمى كند و برخلاف ماده كه براى ما آشناتر و ملموس تر است،از نوترون
و پروتون تشكيل نشده. به نظر مى آيد اين ماده سياه عجيب كه ۳۰ درصد از كل جرم _ انرژى جهان را تشكيل مى دهد، از نوعى ذره بنيادى تشكيل شده كه كمى بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتى شگفت آورتر از اين،
دوسوم از جرم - انرژى كيهان است كه از انرژى تاريك اسرارآميز تشكيل شده، كه باعث سرعت يافتن گسترش جهان مى شود.
• ساختار انفجار بزرگ
اساس دريافت ذهنى ما از تكامل جهان، مدل انفجار بزرگ است كه بر پايه نظريه نسبيت عام اينشتين و رصدهاى ادوين هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثر متقابل تئورى و رصد در اينجا اهميت خاصى دارد. در ساختار نسبيت
عام فضا و زمان مى توانند بپيچند، خم شوند و كشيده شوند. به وسيله رصد نيز گسترش جهان به خوبى رؤيت شده البته اين گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براين، ميل به
قرمز (redshif) نور ساطع شده از كهكشان هاى دوردست، با اثر دوپلر، كه در اثر حركت در ميان فضا به وجود مى آيد توجيه نشده، بلكه به عنوان نتيجه گسترش فضا كه باعث كشيدگى طول موج فوتون ها راهى زمين مى شود،
توضيح داده شده است.
(پديده ميل به قرمز در اثر كشيده شدن فوتون هاى رسيده به زمين از يك كهكشان دوردست ظاهر مى شود كه باعث شكافته شدن خطوط جذبى در طيف كهكشان و تمايل آن به طيف هاى قرمزتر نورمريى _ در مقايسه با ستارگان
كهكشان راه شيرى - مى شود.) ميل به قرمز يك كهكشان دوردست مستقيماً نشان مى دهد جهان از زمانى كه نور آن كهكشان را ترك كرده است چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر ميل به قرمز(Z)+۱ است. به طور مثال دورترين
كوازار شناخته شده ميل به قرمز zبرابر۴/۶ دارد. يعنى حجمى از فضا كه درزمان ترك نور از كوازار يك ميليون سال نورى پهنا داشته، اكنون ۴/۷ ميليون سال نورى است!
نظام انفجار بزرگ بسيارى از ويژگى هاى اصلى جهان امروز را در خودجاى مى د هد - البته همه آنها را توضيح نمى دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمينه كيهانى و برآمدگى هاى موجود در ماده آغازين كه ساختارهاى
بزرگ آشكار امروزى را پديد آورده اند. در سال ۱۹۸۰ فيزيكدانى به نام آلن اچ - گروت نظريه اى ارائه كرد به نام تورم. بعدها ديگران نيز توضيحاتى به اين نظريه افزودند. اين تئورى كه نشات گرفته از فيزيك كاربردى ذرات است، مهمترين
ويژگى هاى جهان امروز را توضيح مى دهد. در تئورى تورم قسمت هاى كوچك كيهان اوليه به طور تصاعدى گسترش پيدا كردند و قسمتى از فضا را كه ما امروزه مى بينيم، صاف تر كردند. مانند وقتى كه بيشتر بادكردن يك بادكنك
باعث مى شود قسمت كوچكى روى سطح آن صاف تر به نظر برسد.
گفته مى شود دليل اصلى جريان يافتن اين گسترش انرژى پتانسيلى وابسته به انرژى فرضى به نام inflaton است، اين انرژى پتانسيل inflatin است كه حرارت چشمگير انفجار بزرگ را فراهم كرده در حين پديده inflaton نوسانات
كوانتومى در مقياس هاى زيراتمى به وسيله گسترشى مهيب به اندازه هاى نجومى مى رسند. اين بزرگ تر شدن ها در ساليان دراز بعدى به همراه گرانش رشد كردند و در نهايت به پيدايش كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى
كنونى انجاميدند. از نظريه تورم مى توان سه نتيجه گيرى كرد: ۱- فضا بايد در لبه مريى آن صاف به نظر برسد. ۲- توزيع ماده در مقياس هاى نجومى بايد منشاء كوانتومى داشته باشد. ۳- فضا را بايد پس زمينه اى از امواج گرانشى
فرا گرفته باشد، كه به وسيله نوسانات كوانتومى بعد از ۱۰به توان ۳۲ - ثانيه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پيش بينى نخست اكنون با اندازه گيرى هايى كه روى CMBR انجام مى شود ديده شده اند (و سومى نيز احتمالاً در
آينده اى نه چندان دور با اندازه گيرى ها به اثبات خواهد رسيد). اكنون به بحث درباره گسترش جهان مى پردازيم.
• گسترش جهان
در سال ۱۹۲۹ ادوين هابل و ميلتون هوماسون، فاصله چند كهكشان نزديك را اندازه گيرى كردند و رابطه ميان فاصله و سرعت عقب نشينى آنها را به دست آوردند (كه وقتى كهكشانى با سرعتى كمتر از كسرى از سرعت نور از ما
دور مى شود، اين رابطه با ميل به قرمز آن متناسب است). اين مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعت گسترش جهان امروز را اندازه گيرى مى كند. تعيين دقيق فواصل كهكشانى به طرز شگفت آورى سخت است و
پيچيدگى هاى زيادى مزاحم تلاش براى مشخص كردن (HO) مى شود. اكنون با استفاده از پيشرفت ها و ابزار پيچيده و به مدد روش هاى متعدد و متفاوت اندازه گيرى، بر مقدارى براى اين ثبات اتفاق نظر شده است.
فواصل دقيق كهكشانى در مقياس هاى دور كه به وسيله بخشى از پروژه كليدى هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتى از سرفصل هاى مدنظر فريدمن (freedman) مدير اين پروژه را تشكيل مى دهد .با آشكارسازى و
اندازه گيرى ستاره هاى متغير (Cepheid) در ۲۴ كهكشان مارپيچى، هابل محققان اين پروژه را قادر كرد تا ۵ روش تنظيم شده، به عنوان دومين شاخص فاصله، براى فواصل بيش از يك ميليارد سال نورى، به دست آوردند. چنين
فواصلى به خوبى در مسير رصدى هابل قرار دارند. جايى كه اثر مخرب اجتماع كهكشان هاى پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثير محسوسى در اندازه گيرى ها ندارند. با تركيب هر پنج تكنيك، مقدار ۷۲ كيلومتر در ثانيه، در
مگاپارسك - با خطايى حدود ۱۰ درصد _ براى ثابت هابل به دست آمد.
در حالى كه پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل ۵۵۰ كيلومتر در ثانيه در مگاپارسك بود. از آنجا كه اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابل رابطه عكس دارند. رشدى كه اين مقدار اصلاح شده براى جهان قابل
رؤيت نشان مى دهد هشت برابر گسترشى است كه قبلاً براى جهان اندازه گرفته شده بود. گروه هاى نجومى ديگرى هم با ثابت هابلى كه اين پروژه به دست آورد موافقت كردند. پس مى توان گفت يكى از پارامترهاى مهم
كيهان شناسى بالاخره تعيين شده است.
• سن جهان شتابدار ما
ثابت هابل مى تواند زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد و اندازه قسمتى از جهان را كه براى ما قابل رؤيت است، تعيين كند. مدت زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد، به سرعت گسترش كنونى جهان ونيز سرعت گسترش آن
درگذشته بستگى دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد يافتن جهان راكند مى كند - مانند توپى كه وقتى به آسمان پرتاب مى شود نيروى جاذبه زمين سرعتش را كم مى كند- دانشمندان چند دهه است كه براى يافتن اين
شتاب منفى تلسكوپ هايشان را به انتهاى محدوده جهان قابل رؤيت نشانه رفته اند. اين افراد اميدوارند با اندازه گرفتن ميزان كندشدن گسترش جهان، سرنوشت آن را مشخص كنند. آيا اين كند شدن براى معكوس كردن گسترش
و در نتيجه جمع شدن دوباره جهان كافى است؟ نشانه هاى به دست آمده از رصدها و تئورى هاى نظرى ۵سال اخير، كيهان شناسان را به اين تفكر سوق داده كه جهان از ماده اى با چگالى بحرانى Critical density تشكيل
شده است.
پارامترى كه مى تواند گسترش جهان را بدون اينكه جمع شدن دوباره اش را تسريع بخشد، آهسته كند. اين نظريه يك تناقض به وجود مى آورد. سنى كه با تركيب اندازه ثابت هابل و اين ميل به قرمز براى جهان تخمين زده مى شد
۹ ميليارد سال بود، در حالى كه پيرترين ستارگان در كهكشان راه شيرى ۱۴-۱۳ ميليارد ساله اند! در دهه ۱۹۹۰ با به كارگيرى تركيبى از تكنولوژى (دوربين هاى CCD ۱۰۰مگا پيكسلى) و يك شاخص دقيق در فاصله اى دور
(ابرنواخترهاى نوع Ia) بالاخره شتاب منفى جهان اندازه گيرى شد. اما اين به معنى پيدا كردن اين شتاب منفى نبود! چراكه در سال ۱۹۹۸ دو گروه به رهبرى لارنس بروكلى و سالپرلماتد پى بردند كه نور ابرنواخترهايى كه در فاصله
چندين ميليارد سال نورى قرار دارند، كمتر از مقدارى است كه براى جهانى باشتاب منفى و با چگالى بحرانى صدق مى كند. نتيجه تلويحى اين كشف غيرمنتظره اين بود:
گسترش جهان در حقيقت در حال سرعت گرفتن است. با اينكه غبار بين كهكشانى و تكامل ابرنواختر هم مى تواند باعث اين كاهش نورشود، آزمايشات زيادى تاثير اين پارامترها را برروى كم شدن نور اين ابرنواخترها رد كرده اند.
ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتى كه قدرت جاذبه با مجموع چگالى ماده در جهان و فشارى كه از هر سانتيمتر مكعب به وجود مى آيد نسبت مستقيم دارد، مى توان اين كشف را با نظريه اينشتين توجيه كرد.
فشار منفى عظيم موجود در جهان (چيزى كه كيهان شناسان به آن خاصيت كشسانى فضا - زمان مى گويند) مى تواند اثر دافعه گرانشى ايجاد كند، كه اين براى سرعت بخشيدن به گسترش جهان كافى است. رصد ابرنواخترها
مداركى مبنى بر وجود ماهيتى كشسان و عجيب به دست مى دهد كه آن را انرژى تاريك ناميده اند. انرژى تاريك كه تا يك دهه قبل از طرف بيشتر كيهان شناسان رد مى شد، اكنون به نظر مى رسد كه بيش از دوسوم ذخيره
جرم _ انرژى كيهانى را تشكيل مى دهد.
اين كشف شگفت آور باعث شد كه كيهان شناسان در تفكرشان در مورد سرنوشت نهايى جهان تغييراتى دهند. اگر جهان تنها از ماده تشكيل شده بود، سرنوشت آن تنها از روى انحناى فضايى آن قابل تشخيص دادن بود. يك
جهان بسته (كه داراى انحناى مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو مى ريزد. در حالى كه يك جهان تخت يا باز ( كه داراى انحناى منفى است) تا ابد گسترش مى يابد. البته انرژى تاريك هر دو احتمال _ گسترش ابدى و فروريزى
نهايى - را براى جهان ظاهراً تخت ما پيش بينى مى كند.
در اينجا هندسه جهان ديگر به پيش بينى سرانجام آن كمكى نمى كند. تا وقتى كه انرژى تاريك كاملاً شناخته شود، پايان كار جهان ما بلاتكليف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا ۳۰ ميليارد سال ديگر به سريع تر شدن خود
ادامه دهد، آسمان از كهكشان خالى خواهدشد(به جز چند كهكشان در خوشه كهكشانى سنبله). درحالى كه گرانش جاذبه اى ماده عمدتاً سياه جهان، گسترش آن را كندتر مى كند، گرانش دفعى (شتاب منفى) كه در اثر انرژى
سياه به وجود آمده سعى در سرعت بخشيدن به آن را دارد. بنابراين اندازه گيرى مقادير انرژى و ماده تاريك به ما اجازه مى دهد فيلم كيهانى را تا زمان به وجود آمدن آن عقب ببريم و زمان شروع آن را دريابيم .براى جهان مطلوب
امروزى- جهانى تخت با ثابت هابل ۷۱ تا ۷۲ و نسبت ماده تاريك به انرژى سياه سه به هشت - زمان انفجار بزرگ حدود ۵/۱۳ ميليارد سال پيش است كه البته ۱۰ درصد احتمال خطا براى آن در نظر گرفته مى شود.
روش هاى ديگر اندازه گيرى عمده جهان نيز اين رقم را تاييد مى كنند. بهترين اين روش ها، روشى است كه در آن عمر پيرترين ستارگان راه شيرى كه در خوشه هاى كروى قرار دارند، اندازه گيرى مى شود. مدل هاى اخير كامپيوترى
عمرى حدود ۵/۱۲ ميليارد سال را براى ستارگان موجود در اين خوشه ها تخمين مى زنند. (باز هم با خطاى ده درصد) پيدايش اين ستارگان قديمى بيشتر از يك ميليارد سال طول نكشيده است كه با اضافه كردن اين مقدار به عمر
ستارگان نتيجه اى با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهان به دست مى آيد. از كرونومترهاى كيهانى ديگر مانند كوتوله هاى سفيد و ايزوتوپ هاى راديواكتيو نيز نتايج مشابهى به دست آمده است.
• آرايش شبكه اى از ماده سياه، با ستارگان
يكى از ويژگى هاى دور از انتظار جهان بدون شك اين واقعيت تامل برانگيز است كه ستارگان حدود يك درصد از كل ذخيره جرم - انرژى آن را تشكيل مى دهند (و حتى كسرى كمتر از ذخيره ماده آن را) در حالى كه يك چهارم كل
جرم - انرژى كيهانى را ماده تشكيل مى دهد، بيشتر آن تاريك است و وجودش تنها از آثار گرانشى آن قابل دريافت است. ماهيت اين ماده تاريك هنوز ناشناخته مانده، گرچه ما مدارك محكمى داريم مبنى براينكه قسمت اعظم
اين ماده نمى تواند از پروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزاى تشكيل دهنده هسته اتم كه جمعاً باريون ناميده مى شوند.)
در حقيقت كيهان شناسان توانسته اند با وزن كردن كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى شواهد محكمى براى اينگونه ناشناخته ماده فراهم كنند. امروزه ماده باريونى اشكال مختلفى به خود مى گيرد _ از ابرهاى سازنده
ستارگان گرفته تا سياهچاله ها - گرچه بررسى واكنش هاى هسته اى انفجار بزرگ، به ما اجازه مى دهد شرح و مقدار نسبتاً دقيقى از زمان هاى پيشين كه ساختار جهان ساده تر بود به دست آوريم اما آمارگيرى دقيق از مواد
باريونى در جهان امروزى هنوز نيمه تمام مانده است.
مثلاً ميزان فراوانى دوتريم _ايزوتوپى ناپايدار و سنگين از هيدروژن كه تنها در انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالى كلى ماده باريونى كيهانى بستگى دارد. با اندازه گيرى مقدار دوتريم در ابرهاى گازى نخستين و به مددنظريه
واكنش هسته اى انفجار بزرگ، كيهان شناسان نتيجه گرفته اند كه ماده معمولى تنها چهار درصد از چگالى بحرانى را تشكيل مى دهد كه البته اين از مقدار ماده اى كه در ستارگان ديده مى شود، بسيار كمتر است. اندازه گيرى
مقادير CMBRنيز نتايج مشابهى را نشان مى دهند.
منجمان براين باورند كه ماده عادى غيرقابل رؤيت كه حدود سه چهارم محتواى كل ماده باريونى را تشكيل مى دهد، به وفور و به صورت گاز گرم درميان كهكشان ها قرار دارد. در كل مقدار ماده _ باريونى و غيرباريونى كه بيشتر آن
نيز تاريك است _ هشت برابر بيشتر از ماده باريونى است. تصويرى گرافيكى كه از حضور ماده تاريك تهيه شده، از رصدهاى خوشه هاى كهكشانى اى كه در اثر گرانش، نور كهكشان هاى دور دست تر از خودشان را منحرف و تشديد
مى كنند، به دست آمده است. منجمان همچنين توانسته اند مقادير چشمگيرى از ماده غيرقابل رؤيت را با اندازه گرفتن سرعت هاى ستارگان درميان كهكشان ها و سرعت كهكشان ها درميان خوشه هاى كهكشانى، شناسايى
كنند. بدون وجود ماده تاريك غيرقابل رؤيت، اين اجرام پرسرعت بايد مدت ها پيش متفرق مى شدند.
همچنين اندازه گيرى دماى گاز ميان خوشه ها كه چند ميليون درجه دما دارند، اشعه ايكس ساطع مى كنند و بيشتر ماده معمولى ميان كهكشانى را تشكيل مى دهند، مى تواند عمق پتانسيل گرانشى به وجود آمده در اثر ماده
تاريك را تعيين كند. به علاوه مقدار گاز ميان يك خوشه كهكشانى رامى توان به وسيله انحراف كوچكى كه در تشعشع مايكروويو پس زمينه كيهانى (CMBR) به وجود مى آورد، به دست آورد.
81928691619152851291291851
Similar threads
Similar threads
-
-
► •*♥*•◄ تحقق رویای بازگشت به ماه تا سال 2012 ► •*♥*•◄
- شروع شده توسط *** s.mahdi ***
- پاسخ ها: 0
-
► •*♥*•◄ مطالعه سطح مریخ به کمک شیشه رنگین ► •*♥*•◄
- شروع شده توسط *** s.mahdi ***
- پاسخ ها: 0
-
► •*♥*•◄ متهمان تازه نابودی میدان مغناطیسی مریخ ► •*♥*•◄
- شروع شده توسط *** s.mahdi ***
- پاسخ ها: 0
-
► •*♥*•◄ طلوع دو خورشید در آسمان زمین در سال 2012 ► •*♥*•◄
- شروع شده توسط *** s.mahdi ***
- پاسخ ها: 1