Animparadise بهشت انیمه انیمیشن مانگا

 

 


دانلود زیر نویس فارسی انیمه ها  تبلیغات در بهشت انیمه

صفحه 2 از 13 نخستنخست 123412 ... آخرینآخرین
نمایش نتایج: از شماره 16 تا 30 , از مجموع 184

موضوع: نجوم

  1. #16
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    بارش شهابی چیست؟

    اغلب شهابهایی که در آسمان مشاهده می شوند، اتفاقی هستند. اینگونه شهابها، از نقطه خاصی در فضا نمی آیند و عامل بوجود آورنده آنها، ذرات ریز بین سیاره ای است که به طور پراکنده در فضا پخش شده اند. زمان وقوع شهابهای اتفاقی قابل پیش بینی نیست و رصد آنها کاملا تصادفی است. برخلاف اینگونه شهابها، گروه دیگری هستند که به صورت بارش شهابی (شهاب باران- رگبار شهابی)دیده می شوند.

    بارش شهابی هنگامی رخ می دهد که زمین از میان توده ای از ذرات فضایی عبور کند. در این هنگام، چون ذرات زیادی با جو زمین برخورد می کنند، در مدت کوتاهی تعداد زیادی شهاب می توان مشاهده کرد.

    بارش شهابی چیست؟

    بارشهای شهابی در مناطق مشخصی از آسمان مشاهده می شوند و در هر بارش شهابی، به نظر می رسد که تمام شهابها از یک نقطه بیرون می آیند. به عبارتی اگر از صحنه بارش شهابی فیلمی تهیه شود و سپس آن را به صورت معکوس نمایش دهیم این طور به نظر می رسد که تمام شهابها به سوی یک نقطه حرکت می کنند. این نقطه را کانون بارش یا نقطه نور باران می نامند.

    كانون بارش

    در هر سال چندین بارش شهابی رخ می دهد و هر کدام در قسمت خاصی اتفاق می افتند. بارشهای شهابی را از روی مکان کانون بارش نامگذاری می کنند به این ترتیب که یک حرف "ی" به آخر نام صورت فلکیی که کانون بارش در آن قرار دارد، اضافه می کنند. مانند: بارش شهابی اسدی، برساوشی، شلیاقی و ... اگر در صورت فلکی خاصی بیش از یک بارش اتفاق افتد، از نزدیکترین ستاره درخشان به کانون بارش استفاده می کنند. مانند بارش شهابی اتا-دلوی و دلتا-دلوی.

    با مثال ساده ای می توانید در یابید که چرا به نظر می رسد تمام شهابها از یک نقطه می آیند. به تصویر زیر نگاه کنید. تمام خطوط آن به نقطه واحدی در مرکز رسیده اند، با هم موازی هستند.

    خطوط موازی


    بارش شهابی هنگامی اتفاق می افتد که زمین از میان توده ای از ذرات بگذرد. این ذرات در مدارهایی موازی و نزدیک به هم به دور خورشید می گردند. وقتی که زمین از میان آنها عبور می کند، این ذرات به طور موازی به جو برخورد می کنند و ما اینطور تصور می کنیم که آنها از یک نقطه سرچشمه می گیرند.
    شهاب

    منشاء

    منشاء بسیاری از بارش های شهابی، دنباله دارها هستند. این صخره های یخی با حركت خود ذرات ریزی به جا می گذارند. با نزدیك شدن دنباله دار به خورشید تعداد ذرات به جا مانده افزایش می یابد. بنابراین مدار دنباله دار مملو از ذراتی می شود كه با همان سرعت دنباله دار و تقریبا" در همان مدار به دور خورشید گردش می كنند. به دلیل حركت متناوب زمین به دور خورشید ، سیاره ما در زمان مشخصی از سال به نزدیكی مدار دنباله دار می رسد و با برخورد به این ذرات بارش شهابی رخ می دهد.

    بارشهای شهابی هر سال تکرار می شوند. برای مثال، هر سال در بیستم مرداد، زمین از میان توده ای از ذرات، که از دنباله دار سویفت-تاتل به جای مانده اند عبور می کند و بارش شهابی بر ساوشی رخ می دهد. بارش برساوشی زیباترین و غنی ترین بارش شهابی است. در جدول زیر اسامی تعدادی از بارشهای شهابی مشهور به همراه ویژگی هایشان را مشاهده می کنید. زمان شروع بارش (ورود زمین به توده ذرات)، زمان اوج بارش (زمان رسیدن زمین به بخش متراکم) و زمان پایان بارش (خروج زمین از توده ذرات).



    شلیاقی 2 اردیبهشت

    اتا- دلوی 15 اردیبهشت

    دلتا – دلوی جنوبی 7 مرداد

    دلتا – دلوی شمالی 21 مرداد

    برساوشی 22 مرداد

    جباری 30 مهر

    ثوری جنوبی 12 آبان 2

    ثوری شمالی 22 آبان

    اسدی 26 آبان

    جوزایی 23 آذر

    دب اصغری 2 دی

    ربعی 13 دی



    معرفی چند بارش شهابی

    بارش های شهابی زیادی در طی سال اتفاق می افتد كه از این بین جند بارش شهابی به علت تعداد شهابها از اهمیت بیشتری بر خوردار هستند كه به معرفی آنها می پردازیم:



    بارش شهابی برساووشی

    بارش شهابی برساووشی یكی از معروفترین بارش های شهابی سالیانه است كه در2 2-21 مرداد به اوج فعالیت خود می رسد. شاید به جرات بتوان گفت كه بارش شهابی برساووشی، یكی از شورانگیزترین فستیوالهای سالیانه نجومی باشد كه در شب های گرم تابستان منجمان آماتور را گردهم می آورد. نخستین گزارشات رصد این بارش به بیش از 2000 سال پیش بر می گردد كه در شرق دور(چین،ژاپن و ...) ثبت شده است. دنباله دار منشاء بارش برساووشی دنباله دار سویفت-تاتل است كه در سال 1862 توسط لوییس سویفت از نیویورك و هورس تاتل از رصدخانه هاروارد كشف شد. چند سال پس از كشف این دنباله دار بود كه «شیاپارلی» با كمك محاسباتش نشان داد كه دنباله دار سویفت-تاتل منشاء بارش شهابی است. این اولین بار بود كه ارتباط بارش شهابی و دنباله دار به اثبات می رسید. افزایش فعالیت بارش برساووشی در سالهای 63-1861 تایید كننده این مطلب بود. دوره تناوب دنباله دار سویفت-تاتل حدود 130 سال است و آخرین بار در اوایل دهه 1990 به حضیض خود رسید و در سالهای 1992و 1991 نیز تعداد شهابهای بارش برساووشی بیش از حد معمول بودند. در زمان اوج این بارش شهابی در زیر آسمان تاریك در هر ساعت دهها شهاب قابل مشاهده خواهد بود.



    بارش شهابی اسدی

    ظهور چشمگیر بارش اسدی ۱۷۹۹ را بسیاری از دریانوردان و ساکنان قاره آمریکا رصد کردند. در سال۱۸۳۳نیز بارش اسدی شگفتی آفرید. در مدت چند ساعت تعداد شهاب ها به هزاران عدد در ساعت رسید . بطوریکه بسیاری تصور کردند،جهان به پایان رسیده است. در این سال رصدگران با مشاهده شهاب ها، کانون بارش را تشخیص دادند.

    در سال ۱۸۳۷ ، «هاینریش اولبرس» با بررسی بارش اسدی در دهه های گذشته ، دوره فعالیت آن را ۳۳ یا ۳۴ سال تعیین کرد. در روزهای پایانی سال۱۸۶۵ ، «ارنست تمپل » دنباله دار قدر ششمی را در دب اکبر کشف کرد. در ابتدای سال بعد تاتل(از رصدخانه هاروارد) نیز به طور مستقل موفق به کشف این دنباله دار شد. دنباله دار تمپل-تاتل در دوازدهم ژانویه ۱۸۶۶ به حضیض رسید. در سال های۱۸۹۹ و ۱۹۳۳ به رغم پیش بینی رگبار شهاب های اسدی فعالیت آن کم بود. امروزه می دانیم ، علت آن اثر اختلالات گرانشی سیاره های مشتری و زحل است که گاهی باعث دور شدن توده ذرات دنباله دار از مدار زمین می شود. بارش اسدی در سال۱۹۶۶ غوغایی آفرید. در مدت کوتاهی آسمان پر از شهاب شد. بطوریکه برخی از رصدگران در آمریکای شمالی از ظهور۳۰ شهاب در یک ثانیه خبر دادند !



    دنباله دار تمپل-تاتل در آخرین گذر خود در نهم اسفند۱۳۷۷ به حضیض مدارش رسید. در این سال اوج بارش ۲۰ ساعت زودتر از زمان پیش بینی شده ، یعنی در سپیده دم آبان اتفاق افتاد و بسیاری از رصدگران رصدگران از مشاهده آن محروم شدند. ولی آنهایی که یک روز زودتر به پیشواز رفته بودند. آذر گوی های بی نظیری را دیدند. «دیوید اشر» از رصدخانه آرماق در ایرلند در مقاله ای علت این اوج زودهنگام را برخورد زمین با رشته ای از ذراتی توصیف کرد که از گذر دنباله دار تمپل-تاتل در سال۱۳۳۳میلادی به جا مانده بودند! این توده دارای ذرات بزرگتری بود. در نتیجه تعداد آذر گوی های آن بیش از حد معمول گزارش شد .در سال ۱۳۷۸ بارش اسدی در۵:۳۰ صبح ۲۷ آبان با ZHR حدود۳۷۰۰ به اوج خود رسید. در این زمان کانون در ارتفاع زیادی قرار داشت و بسیاری از ساکنین خاور میانه توانستند شاهد این آتش بازی آسمانی باشند.



    رصد بارش شهابی


    اختر شناسان بارش های شهابی را با روش های مختلفی همچون رصد مرئی، رادیویی با تصویربرداری ویدئویی و حتی با تلسکوپ ( در برخی از بارش های کم شمار ) بررسی می کنند. با این روش ها ، تا کنون بیش از 50 بارش شهابی بررسی شده است. یکی از رایج ترین و کم هزینه ترین روش ها، رصد مرئی است ، یعنی تماشای مستقیم شهاب ها که به یکی از علاقه مندی های اصلی منجمان آماتور امروز تبدیل شده است. منجمان آماتور در به دست آوردن داده ها و اطلاعات در این زمینه نقش بسیار مؤثری دارند. داده هایی كه به وسیله ی آماتورها جمع آوری می شود، می تواند به اخترشناسان در درك بهتر از چگونگی پیدایش و تحول منظومه ی شمسی ، تكامل حیات كمك كند.

    امیر حسن زاده



    منابع:

    انجمن علمی پژوهشی نجم شمالhttp://www.nssra.ir


    ویرایش توسط alitopol : 09-06-2008 در ساعت 01:54 PM

  2. #17
    rock lee
    Guest

    پاسخ : نجوم

    قبلا مي كفتنتا ده سال ديكه خورشيد خاموش مي شه راسته؟

  3. #18
    Registered User Zabimaru آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Nov 2007
    محل سکونت
    Void
    نگارشها
    66

    Re: پاسخ : نجوم

    نقل قول نوشته اصلی توسط rock lee نمایش پست ها
    قبلا مي كفتنتا ده سال ديكه خورشيد خاموش مي شه راسته؟
    فکر نکنم به این زودی ها عمر خورشید تموم بشه.
    Now I know how the devil fell

  4. #19

    پاسخ : نجوم

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

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

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




    تقسیمات ستاره شناسی

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

    • اجرام آسمانی
    • تاریخچه نجوم
    • محاسبات نجومی: مطالعه مکان اشیاء در آسمان و تغییر مکان آنها، که سسیستم مختصات مورد استفاده و علم حرکت اجرام در کهکشان را تعیین می‌کند.
    • کیهان شناسی: مطالعه کیهان به عنوان یک کل و تکامل آن.
    • ستاره شناسی کهکشانی: مطالعه ساختمان و اجزاء کهکشان ما و سایر کهکشانها.
    • ستاره شناسی برون کهکشانی: مطالعه اجرام (عمدتا کهکشانها) خارج از کهکشان ما.
    • شکل گیری کهکشان و تکامل: مطالعه شکل گیری کهکشانها و تکامل آنها.
    • علوم سیاره‌ای: مطالعه سیارات منظومه شمسی.
    • ستاره شناسی ستاره‌ای: مطالعه ستارگان.
    • تکامل ستاره‌ای: مطال؍
    روشهای کسب اطلاعات

    در ستاره شناسی ، اطلاعات عمدتا از طریق یافتن و تجزیه تشعشع الکترو مغناطیس و فوتونها بدست می‌آید، اما اطلاعات هم چنین توسطتشعشعات کیهانی و نوترینوها و در آینده نزدیک ، با امواج جاذبه‌ای LIGO و LISA را ببینید، بدست می‌آید.

    ابزار ستاره شناسی

    • تلسکوپ
    • رایانه در نجوم
    • رصد خانه
    • رصد خانه فضایی
    تجهیزات فضایی

    • ایستگاه فضایی
    • شاتل فضایی
    • کاوشگر فضایی
    • ماهواره فضایی
    • موشک



  5. #20

    پاسخ : نجوم

    قوانین کپلر

    دید کلی

    در اوایل قرن هفدهم ، پیش از آنکه نیوتن قوانین حرکت خود را کشف کند، کپلر سه قانون اساسی خود را که برای توصیف حرکت سیارات بکار می‌رفت، اعلام کرد. کپلر این قوانین را از رصدهای دقیق و پر دامنه‌ای که تیکو براهه از حرکت سیارات انجام داده بود، استنتاج کرد. قوانین کپلر پایه و اساس قوانین نیوتن ومکانیک کلاسیک برای توضیح حرکات سیاره‌ای است.

    یوهانس کپلر (1630-1571) ، ستاره شناس آلمانی ، نشان داد که سیارات در مسیرهایی بیضوی حرکت می‌کنند و خورشید در یکی از کانونهای بیضی قرار دارد. پس از مشاهده مدار مریخ ، او همچنین نشان داد که خط فرضی میان سیاره و خورشید در زمانهای مساوی مناطق مساوی بیضی را قطع می‌کند، زیرا هنگامی که سیاره به خورشید نزدیکتر می‌شود، سریعتر حرکت می‌کند. بالاخره او نشان داد که چگونه زمان گردش سیاره در مدار خورشید (دوره تناوب مداری) با فاصله افزایش می‌یابد. این کشفها به قوانین حرکت سیاره‌ای کپلر معروف شدند.



    مناطق مساوی
    کپلر نشان داد که حرکت سیاره از نقطه A
    به B با حرکتش از C به D به یک اندازه است.
    مناطق آبی رنگ هم اندازه‌اند.



    قانون اول کپلر

    اگر حرکت یک سیاره را مد تظر قرار دهیم، ملاحظه می‌شود که تنها نیرویی که بر یک سیاره وارد می‌شود، نیروی گرانشی حاصل از خورشید و سیارات دیگر است، که مقدار این نیرو بر اساس قانون جهانی گرانشی تعیین می‌شود. همچنین می‌دانیم که نیروی گرانشی یک نیروی مرکزی متناسب با عکس مجذور فاصله است. لذا طبیعی است که مسیر حرکت باید به صورت مقاطع مخروطی باشد.

    حال اگر معادلات حرکت را نوشته و آنها دقیقا حل کنیم، ملاحظه می‌شود که مسیر حرکت بیضی شکل است، که مشخصات این بیضی از قبیل خروج از مرکز و پارامترهای دیگر قابل محاسبه است. بنابراین قانون اول کپلر به این صورت بیان می‌شود که سیارات در مدارهایی بیضی شکل حرکت می‌کنند که خورشید در یکی از کانونهای آن قرار دارد.
    قانون دوم کپلر

    دیدیم که نیروی وارد بر یک سیاره از نوع نیروهای مرکزی است. یک پیامد این قضیه را می‌توان این گونه بیان نمود که چون نیرو مرکزی است، لذا گشتاور نیروی وارده که برابر با تغییرات زمانیاندازه حرکت زاویه‌ای است باید صفر باشد. بنابراین اندازه حرکت زاویه‌ای مقدار ثابتی است. همچنین بقای اندازه حرکت زاویه‌ای بر قرار متضمن ثابت بودن خهت آن می‌باشد، لذا حرکت در یک صفحه خواهد بود. با استفاده از بقای اندازه حرکت زا ویه‌ای می‌توان سطح جاروب نشده بوسیله یک بردار شعاعی را که از خورشید تا سیاره امتداد دارد، بدست آورد.

    بنابراین قانون دوم کپلر را می‌توان به این صورت بیان کرد که سطح جاروب شده بوسیله بردار شعاعی خورشید تا سیارات در زمانهای مساوی ، یکسان است. در واقع می‌توان گفت که قانون دوم کپلر نتیجه‌ای از قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای است.
    قانون سوم کپلر

    گفتیم که مسیر حرکت سیارات به دور خورشید، مسیرهای بیضی شکل هستند. هر بیضی به وسیله قطر و خروج از مرکز شناخته می شود . حال اگر بتوانیم دوره تناوب حرکت سیاره را برحسب فطر بزگ بیضی پیدا کنیم، ملاحظه می کنیم مربع دوره تناوب حرکت سیاره با توان سوم با مکعب نصف قطر بزرگ بیضی متناسب است. این بیان به عنوان قانون سوم کپلر معروف است و به این صورت بیان می‌شود که مربع زمان تناوب چرخش سیارات به دور خورشید با مکعب نصف محور بزرگ بیضی متناسب است.
    رابطه قوانین کپلر و قوانین نیوتن

    قوانین کپلر را به راحتی می‌توان از قوانین حرکت نیوتن وقانون جهانی گرانشی وی بدست آورد. مسئله عکس یعنی استنتاج قوانین نیرو از قوانین کپلر و قانون حرکت ، مسئله ساده‌تری است و از نظر تاریخی اهمیت بسیاری دارد. چون از این راه بود که نیوتن قانون گرانشی را نتیجه گرفت.
    انحراف از قوانین کپلر

    با در نظر گرفتن این حقیقت که مسئله نیروی مرکزی ، نوعی آرمان سازی مسئله فیزیکی واقعی است، لذا انتظار داریم که حرکات سیارات اندک انحرافی از قوانین کپلر داشته باشند. اول اینکه فرض کرده‌ایم که خورشید ساکن باشد، حال آنکه در واقع ، در اثر جاذبه سیارات ، باید حرکت لنگی وار خفیفی داشته باشد. این اثر حتی در مورد سیارات بزرگ ناچیز است و بوسیله روشهای قابل تصحیح می‌باشد.

    دوم اینکه سیاره‌ای مانند زمین ، علاوه بر کشش خورشید تحت تأثیر نیروی جاذبه سیارات دیگر نیز قرار دارد. از آنجا که جرم حتی سنگینترین سیارات فقط چند درصد جرم خورشید است، این نیروی جاذبه موجب می‌شود که انحرافات کوچک ، ولی قابل اندازه گیری از قوانین کپلر ایجاد گردد. این انحرافات را می‌توان حساب کرد و با رصدهای دقیق به خوبی توافق دارد. در واقع برخی از سیارات مانند نپتون و پلوتون بخاطر همین اثری که بر حرکت سیارات دیگر داشتند، کشف شدند.
    کاربرد قوانین کپلر

    با استفاده از قوانین کپلر می‌توان مدار حرکت سفینه‌های فضایی را پیشگویی نمود. به این مشخصات مداری را که سفینه پیرامون خورشید خواهد پیمود با استفاده از محاسبات ریاضی تعیین می‌شود. البته این مسئله را در مورد اجرام سماوی مانند سیارات نیز می‌توان انجام داد.

  6. #21

    پاسخ : نجوم

    نقل قول نوشته اصلی توسط rock lee نمایش پست ها
    قبلا مي كفتنتا ده سال ديكه خورشيد خاموش مي شه راسته؟
    نه دوست من اينطور كه قبلا توي يك كتاب مي خوندم خورشيد اگه اشتباه نكنم6/5 ميليارد سال ديگه نابود ميشه;)
    حالا من در موردش اطلاعات دقيق ميزارم

  7. #22
    Registered User Seto Kaiba آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    بی خانمان
    نگارشها
    406

    پاسخ : نجوم

    خورشید زمانی خاموش میشه که خدا بخواد ماها نمیتونیم قضاوت کنیم

    یوسف گمگشته باز به کنعان اید غم مخور
    --------------------------------------------کلبه ی احزان شود روزی گلستان غم مخور
    الا یا ایها الساقی ادرکاسا وناولها
    ----------------------------------که عشق اسان نمود اول ولی افتاد مشکل ها

    از خواهرای گلم سارا والهام و عسل ودکتر جان بابته همه چیز ممنونم(و همینطور میس میم)
    از برادرانه گلم همینطور رضا وناصر وفرزاد وعلی (وینسنت والنتاین)

  8. #23
    rock lee
    Guest

    پاسخ : نجوم

    زبونم بند اومد
    جي كار كنم حرف حساب كه شاخ ودم نداره

  9. #24
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    تعیین دقیق زمان مرگ خورشید
    براساس گزارش ساینس دیلی، چرخه حیات خورشید در حدود 13 میلیارد سال تخمین زده شده که تاکنون پنج میلیارد سال آن سپری شده است و هنوز پنج ملیارد سال دیگر باقی مانده است که این ستاره وارد فاز پایانی حیات خود شود.
    گروهی از ستاره شناسان انگلیسی موفق شدند با حداکثر دقت، زمان فاجعه کیهانی و نابودی خورشید را برابر با 6/7 میلیارد سال آینده تعیین کنند.

    به گزارش خبرگزاری مهر، این فرضیه که خورشید در پایان حیات خود تبدیل به یک کره آتشین بزرگ می شود و نیروی جاذبه آن به حدی می رسد که تمام اجرام آسمانی پیرامون خود از جمله سیاره زمین را به طرف خود جذب می کند و در خود می بلعد از مدتها قبل مطرح بود.
    اکنون ستاره شناسان دانشگاه ساسکس انگلیس موفق شدند با بیشترین ضریب دقت، زمان پایان عمر خورشید را 6/7 میلیارد سال دیگر تعیین کنند.
    براساس گزارش ساینس دیلی، چرخه حیات خورشید در حدود 13 میلیارد سال تخمین زده شده که تاکنون پنج میلیارد سال آن سپری شده است و هنوز پنج ملیارد سال دیگر باقی مانده است که این ستاره وارد فاز پایانی حیات خود شود.
    خورشید نیز همانند تمام ستارگان به خاطر فرایندهای گداختگی که در هسته اش برقرار است، حامل اتمهای هیدروژن است که می توانند اتمهای هلیم را شکل دهند. این مکانیزم در فشار و چگالی بسیار زیاد و در هسته خورشیدی انجام می شود و میزان زیادی انرژی آزاد می کند که این انرژی حیات سیاره زمین را تضمین کرده است.
    این درحالی است که هیدروژن هسته مصرف می شود و با گذشت زمان خورشید به مرور سوختن خود را آغاز خواهد کرد و این فرایند سوزاندن را به لایه های بالاتر از هسته خواهد رساند.
    به گفته رابرت اسمیت ستاره شناس و سرپرست این تیم تحقیقاتی با نزدیکی به پایان عمر این ستاره، فشار باد خورشیدی می تواند به حدی برسد که زمین را به راحتی به طرف خورشید جذب کند مگر آنکه با استفاده از تجهیزات تکنولوژیکی که امروز هنوز به آنها دسترسی نیست، انسانهای دنیای آینده مدار زمین را تغییر دهند و این سیاره را از نیروی جاذبه خورشید و فشار این بادها دور کنند.






    این هم یه مقاله مربوط به این موضوع

    زمان مرگ خورشید تعیین شد


    گروهی از ستاره شناسان انگلیسی موفق شدند با حداکثر دقت، زمان فاجعه کیهانی و نابودی خورشید را برابر با ۷.۶ میلیارد سال آینده تعیین کنند. طبق محاسبات آنها خورشيد حدود ‌۷.۶ ميليارد سال آينده زمين را تبخير خواهد كرد مگر اينكه مدار سياره ما تغيير كند.




    این فرضیه که خورشید در پایان حیات خود تبدیل به یک کره آتشین بزرگ می شود و نیروی جاذبه آن به حدی می رسد که تمام اجرام آسمانی پیرامون خود از جمله سیاره زمین را به طرف خود جذب می کند و در خود می بلعد از مدتها قبل مطرح بود.

    اکنون ستاره شناسان دانشگاه ساسکس انگلیس موفق شدند با بیشترین ضریب دقت، زمان پایان عمر خورشید را ۷.۶ میلیارد سال دیگر تعیین کنند.

    براساس گزارش ساینس دیلی، چرخه حیات خورشید در حدود ۱۳ میلیارد سال تخمین زده شده که تاکنون پنج میلیارد سال آن سپری شده است و هنوز پنج ملیارد سال دیگر باقی مانده است که این ستاره وارد فاز پایانی حیات خود شود.

    خورشید نیز همانند تمام ستارگان به خاطر فرایندهای گداختگی که در هسته اش برقرار است، حامل اتمهای هیدروژن است که می توانند اتمهای هلیم را شکل دهند. این مکانیزم در فشار و چگالی بسیار زیاد و در هسته خورشیدی انجام می شود و میزان زیادی انرژی آزاد می کند که این انرژی حیات سیاره زمین را تضمین کرده است.

    این درحالی است که هیدروژن هسته مصرف می شود و با گذشت زمان خورشید به مرور سوختن خود را آغاز خواهد کرد و این فرایند سوزاندن را به لایه های بالاتر از هسته خواهد رساند.

    به گفته رابرت اسمیت ستاره شناس و سرپرست این تیم تحقیقاتی با نزدیکی به پایان عمر این ستاره، فشار باد خورشیدی می تواند به حدی برسد که زمین را به راحتی به طرف خورشید جذب کند مگر آنکه با استفاده از تجهیزات تکنولوژیکی که امروز هنوز به آنها دسترسی نیست، انسانهای دنیای آینده مدار زمین را تغییر دهند و این سیاره را از نیروی جاذبه خورشید و فشار این بادها دور کنند.

    طبق اظهارات اخترشناسان، انبساط تدريجی خورشيد باعث خواهد شد كه دمای سطح زمين افزايش پيدا كند؛ به اين ترتيب اقيانوس‌ها تبخير خواهند شد و اتمسفر با بخار آب كه يك گاز گلخانه‌يی بسيار تاثيرگذار است، انباشته خواهد شد. در نهايت، اقيانوس‌ها جوشيده و خشك می‌شوند و بخار آب به درون فضا خواهد گريخت. با اين روند تا حدود يك ميليارد سال بعد، زمين بسيار داغ، خشك و توپی غير قابل سكونت خواهد بود.
    منبع: جام‌جم




  10. #25

    پاسخ : نجوم

    ستاره دنباله‌دار هالی

    یشتر مردم ستاره دنباله دار را تکه‌ای غبار آلود در آسمان تصور می‌کنند. ابتدا ستاره دنباله دار به صورت جسم تار و مه آلودی در آسمان می‌شود و به آرامی در میان ستارگان حرکت می‌کند و درخشانتر می‌گردد، سپس دوباره کم نور می‌شود و ناپدید می‌گردد. از تکه غبار آلود به تدریج دنباله‌ای خارج می‌شود که در جهت مخالف راستای خورشید کشیده شده است. همچنان که ستاره دنباله دار درخشانتر می‌شود، دم آن نیز درازتر می‌شود، بطوری که گاهی تا دور دستهای آسمان امتداد می‌یابد. سپس دنباله کوتاه و ناپدید می‌شود.

    "دنباله" فقط یکی از ویژگیهای متعدد ستاره دنباله دار است. مردم در قدیم تصور می‌کرده‌اند که ستاره دنباله دار سر زنی است که موهای بلند او به عقب کشیده شده است. و در واقع نام ستاره دنباله دار از واژه‌ای یونانی به معنای "مو" گرفته شده است.


    ستاره‌های دنباله دار بزرگ

    ستاره های دنباله دار نیز مانند شهابوارها از لحاظ اندازه و شکل متفاوتند. برخی از ستاره‌های دنباله دار کاملا بزرگند. در سال 1811 ستاره دنباله دار عظیمی در آسمان ظاهر شد که سر آنرا ابری از غبار تشکیل می‌داد که از خورشید بزرگتر بود و طول دنباله آن به میلیونها کیلومتر می‌رسید. دنباله آن فقط از غبار پراکنده بسیار ناچیزی تشکیل شده بود، ولی باشکوه به نظر می‌رسید.

    ستاره‌های دنباله دار بزرگ دیگری در سالهای 1861 و 1882 و 1910 ظاهر شدند. ستاره‌های دنباله داری که در سالهای 1861 و 1910 ظاهر شدند دارای دنباله‌ای بودند که نیمی از آسمان را فرا گرفته بود. از سال1910 به بعد چند ستاره دنباله دار درخشان دیده شده است، ولی هیچ یک از آنها مانند غولهای قبل از 1910 نبودند. در واقع انسانهایی که اکنون زندگی می‌کنند به زحمت ستاره دنباله دار حقیقی باشکوهی را دیده‌اند.
    دنباله دار هالی

    پس از انکه ایزاک نیوتن در سال 1687 قانون جاذبه را کشف کرد، دوستش ادموند هالی به ستاره‌های دنباله دار علاقمند شد. در سال 1682 ستاره دنباله داری در آسمان ظاهر شد که همان مسیر ستاره‌های دنباله دار سالهای 1531 و 1607 را طی کرد. هالی با استفاده از قانون جاذبه نشان داد آنچه ستاره دنباله‌دار به نظر رسیده است در واقع یک ستاره دنباله دار بوده است که در مداری طولانی گرد خورشید دور می‌زند و تقریبا هر 76 سال یکبار ظاهر می‌شود.

    او پیش بینی کرد که ستاره دنباله دار مزبور در سال 1758بر خواهد گشت و در همان مسیر معمول آسمان را طی خواهد کرد. پیش بینی هالی تقریبا درست بود. در سال 1759 ستاره دنباله دار مزبور باز گشت و در نتیجه به ستاره دنباله دار هالی معروف شد. از آن زمان تا کنون ستاره مزبور در سالهای 1835 و 1910 و 1986 ظاهر شده است. هالی یک ستاره دنباله دار با دوره تناوب کوتاه است که بین مدار سیارات عطارد و زهره ، و در دورترین فاصله ، در فراسوی مدار نپتون قرار می‌گیرد. هالی تنها ستاره دنباله داری است که از هسته‌اش عکسبرداری شده است.

    در سال 1986، پنج فضا پیما به مطالعه این ستاره پرداختند، و یکی از آنها به نام جوتو توانست عکس واضحی از هسته آن بگیرد. پهنای سر ، گیسو ، ستاره دنباله دار هالی هنگام نزدیک شدن به خورشید چند صد هزار کیلومتر و طول دنباله‌ها چندین میلیون کیلومتر است. هسته ستاره دنباله دار هالی ، جسمی تیره رنگ به شکل سیب زمینی و به ابعاد 16 در 8 کیلومتر (10 در 5 مایل) می‌باشد.







  11. #26

    پاسخ : نجوم

    تاریخچه نجوم

    نجوم مطالعه مواد و مقدمه‌ای است درباره فرآیند بوجود آمدن آنچه در آنسوی جو زمین است که این جهان ، آسمان و گوی آسمان را از اتمهای کوچک تا گیتی وسیع شامل می‌شود. منجمان اجرام آسمانی مانند سیارات ، ستاره‌ها ، ستاره‌های دنباله دار ، کهکشانها ، سحابیها و مواد بین کهکشانها را مطالعه می‌کنند. برای اینکه چگونگی تشکیل شدن ، چگونگی بوجود آمدن و منسب هر کدام را مشخص می‌کنند و اینکه چگونه بر یکدیگر تأثیر می‌گذارند و چه اتفاقی ممکن است برای آنها بیفتد.

    بخشی از جهان ما ، زمین و آنچه در آن اتفاق می‌افتد اختر شناسی را شامل می‌شود، در واقع زمین آزمایشگاه ماست و هر چه که درباره جهان می‌دانیم از آنچه از زمین می‌توانیم ببینیم و دریابیم و یا تصور کنیم سرچشمه گرفته است.


    چگونه علم نجوم بوجود آمد؟

    قبل از اختراع تلسکوپ ، در نزدیکی قرن هفدهم ، نجوم بر مبنای مشاهده با چشم غیر مسلح پایه گذاری شده بود. در ابتدا مردم از محل ستاره‌ها و سیارات در آسمان نقشه تهیه می‌کردند. متمدن ترینها برای نقشه برداری آسمان نظام داشتند و می‌دانیم که امروزه نجوم از نظریات یونانیان باستان سرچشمه می‌گیرد. در سال 150 میلادی یک منجم و ریاضیدان یونانی به نام کلودیوس بطلمیوس یک رساله درباره علم نجوم نوشت. او در آن 48 گروه ستاره‌ای که صورت فلکی نامیده می‌شدند را فهرست کرد ، مانند جبار ، برساووش و ... که بیشتر از اسامی اساطیر گرفته شده‌اند.

    همانطور که ما هنگام نگاه کردن به ابرها ، آنها را به اشکالی از اجسام آشنا تصور می‌کنیم، همانگونه بطلمیوس در گروهبندی ستارگان اشکال آشنا را مشاهده کرد. همچنین بطلمیوس متوجه شد که به نظر ستارگان در سرتاسر آسمان حرکت می‌کنند، او گفت که تمام اجرام آسمانی به دور زمین که مرکز جهان بی‌حرکت ایستاده حرکت می‌کنند. این نظریه علمی برای قرنها پذیرفته شده بود. تئوری بطلمیوس راجع به جهان طرح زمین مرکز نامیده شد، زیرا در آن زمین در مرکز عالم قراردارد.
    چه موقع کشف شد که زمین بدور خورشید می‌چرخد؟

    قبول این واقعیت مدتها طول کشید. در سال 1543 میلادی یک منجم لهستانی به نام نیکلاس کوپرنیک De Revolutionibus را منتشر کرد که مشخص می‌کرد سیارات به دور خورشید گردش می‌کنند، اما نظریه او با تعلیمات کلیسای کاتولیک مغایرت داشت و کلیسا قدرتمندترین سازمان اجتماعی و سیاسی آن زمان بود. عقیده‌هایی مانند طرح خورشید مرکزی که در جهان تفکر بدیع بودند سزاوار کیفر مرگ بودند.

    بنابراین اگر هم تعدادی دیگر از منجمان طرح کپرنیک را می‌پذیرفتند از تصدیق کردن آن هراس داشتند. در سال 1632 گالیلئو گالیله ، یکی از برجسته‌ترین منجمان در طول تاریخ ، سرانجام یک کتاب در حمایت از نظریه کپرنیک منتشر کرد. کلیسای کاتولیک روم گالیله را برای محاکمه بخاطر بدعت گذارن احضار کرد و این منجم برای برگشتن از حرفش یا مرگ حق انتخاب داشت. گالیله دست از عقیده خود کشید اما کلیسا از پذیرفته شدن طرح خورشید در عرف نمی‌توانست جلوگیری کند (در سال 1992کلیسای کاتولیک روم رسما با گالیله و کپرنیک موافقت کرد).




    منجمان چگونه سریعا یک ستارهرا از دیگران تشخیص می‌دهند؟

    منجمان علاوه بر نقشه موقعیت ستارگان در آسمان تعیین کردند که کدام ستاره از دیگر ستارگان پر نورتر است. یک منجم یونانی به نام هیپارکوس جد بطلمیوس ابتدا ستارگان را بر اساس روشنایی‌اشان طبقه بندی کرد. او شش طبقه روشنایی را با قدرشان لیست کرد (قدر یعنی درخشش یک ستاره که بر روی زمین نمایان می‌شود. قدر یک ستاره تا حد زیادی در تعیین اینکه چقدر از زمین فاصله دارد موثر است)، هیپارکوس 20 ستاره از قدر اول را طبقه بندی کرد و ستارگان ضعیف یعنی آنهایی که با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند را در شش قدر طبقه بندی کرد.
    نقش گالیلئو گالیله

    گالیله در پیزای ایتالیا در 1564 در اواسط دوره رنسانس متولد شد. گالیله فقط اولین کسی که تلسکوپ را روی ستارگان متمرکز کرد نبود، او همچنین دیدگاه متفاوتی نسبت به جهان ایجاد کرد. گالیله استاد نجوم ، ریاضی ، فیزیک ، فلسفه و تبلیغات بود . تصور او (و احتمالا واقعیت) از یک نبوغ ذاتی بود: زیرک ، شوخ و اما زننده بود. مردم مهم انجمن او را جستجو می‌کردند، تا وقتی که کار منفور و خطرناک حمایت از دیدگاه خورشید مرکزی کپرنیک راجع به منظومه شمسی را در کارهایش انتشار داد:






    ما این حقیقت را پذیرفتیم که خورشید در مرکز منظومه شمسی است و ما ممکن است گفته باشیم (هرکس می‌داند که خورشید به دور زمین می چرخد و فقط تعداد کمی دانشمند دیوانه فکر می‌کنند غیر از این است). در سال 1543 نیکولاس کوپرنیکوس رساله پیشنهادی‌اش را که تمام سیارات به انظام زمین به دور خورشید می‌چرخند منتشر کرد. این پیشرفت غیر منتظره برای عده‌ای بطور محرمانه خوشایند بود، برای قدرتمندترین دولت اروپا در آن زمان (کلیسای کاتولیک روم) در وضع موجود مسلما منفعتی وجود داشت. با این همه عقاید نظام و توانایی‌اش رویه زمین مرکزی در جهان باقی ماند.

    گالیله بطور آشکارا از دیدگاه جهانی کپرنیک در مقابل کلیسا حمات کرد. روش رهبر کلیسا با دیگر بدعت گذاران نادیده گرفتن آنها یا آسیب رساندن به آنها با برخی شرایط بود. اما کلیسا نمی‌توانست گالیله را نادیده بگیرد. در سال 1634 گالیله به دادگاه کلیسا آورده شد و ادعا کرد که دست از عقاید بدعت گذارانه‌اش درباره منظومه شمسی برداشته است. روبرو شدن با شکنجه و مرگ ، گالیه را وادار به تسلیم شدن کرد. او هنگامی که اتاق محاکمه را ترک کرد زیر لب گفت بی اعتنا به آنچه مجبور به گفتن شده بود ادعا کرد که زمین هنوز به دور خورشید می‌چرخد. گالیله بقیه عمر خود را در زیر شیروانی خانه‌ای تا سال 1642 گذراند 355 سال بعد در سال1992 کلیسا رسما طرح کپرنیک را در مورد منظومه شمسی پذیرفت.

  12. #27

    پاسخ : نجوم

    سیارکها



    سیارك ها سیاره هایی در ابعاد كوچك هستند. جنس آنها از سنگ یا فلز است. آنها در واقع قطعاتی از پس مانده های شكل گیری منظومه شمسی هستند. منظومه شمسی حدود 6/4 میلیارد سال قبل تشكیل شده است. بیشتر سیارك ها در منطقه ای بین مریخ و مشتری به دور خورشید می گردند. این منطقه كمربند سیارك ها نام دارد. تعداد خیلی كمی ازسیارك ها خیلی به خورشید نزدیكند. هیچ كدام از سیارك ها جو ندارند.


    كمربند سیاركی
    كمربند سیاركی مثل یك شیرینی بزرگ حلقوی و توخالی ست. این كمربند بین مدارهای مریخ و مشتری قرار دارد و سیارك ها در آن به دور خورشید می گردند. این كمربند بیشتر به مریخ نزدیك است تا به مشتری. به این ترتیب بیشتر سیارك ها كه در این كمربند قرار دارند 186 میلیون تا 370 میلیون مایل یا 300 میلیون تا 600 میلیون كیلومتر یا 2 تا 4 AU از خورشید فاصله دارند. سیارك ها در كمربند سیاركی به دور خورشید می گردند. بعضی از آنها یك مدار بیضی ملایم دارند و هنگام گردش در مدارشان, از داخل مدار زمین و یا حتی ناهید می گذرند. بعضی از آنها روی یك مسیر دایره ای ازمیان سیاره های خارجی تر عبور می كنند.
    سیارك ها در مدارهای بیضی شكل دور خورشید می گردند. حالا اگر جاذبه سیاره غول آسای مشتری و یا برخورد اتفاقی با مریخ یا سیارك دیگری رخ دهد، آنها به بیرون از كمربند سیاركی هل داده می شوند و به سوی فضای اطراف مدار سیارات پرتاب می شوند. برای مثال ماه های مریخ، فوبوس و دیموس، ممكن است از سیارك هایی باشند كه در مدار مریخ گیر افتاده اند.

    تعداد سیارك های كمربند سیارك ها
    دانشمندانی كه درباره فضاهای خارجی تر مطالعه می كنند حدس می زنند كه بین 30000 تا 40000 سیارك در كمربند سیاركی وجود داشته باشد كه بیش از 5/0 مایل یا یك كیلومتر قطر دارند. حدود سه هزار سیارك فهرست شده اند. تعداد خیلی بیشتری سیارك های كوچكتر هم وجود دارد. اولین و بزرگ ترین سیاركی كه كشف شده "كرس" نام دارد. این سیارك اولین بار به وسیله ستاره شناس ایتالیایی جوزپه پیازی در سال 1801 كشف شد.






    بزرگ ترین سیارك
    كرس بزرگترین سیارك در كمربند سیارك هاست. این سیارك در مقایسه با سیارك های دیگر به قدری بزرگ است كه تخمین زده می شود جرمش یك سوم جرم همه 3000 سیارك طبقه بندی شده باشد. كرس حدود 578 مایل یا 930 كیلومتر قطر دارد.

    اندازه سیارك ها
    كمربند سیاركی بیش از 200 سیارك دارد كه بیشتر از 60 مایل یا 100 كیلومتر قطر دارند. دانشمندان تخمین می زنند كه بیش از 750000 سیارك در كمربند است كه قطر آنها بزرگ تر از 5/3 مایل یا یك كیلومتر است. میلیون ها سیارك كوچك تر هم وجود دارد. ستاره شناسان چندین سیارك بزرگ تر پیدا كرده اند كه سیارك های كوچك تری دور آنها می گردند.
    به این ترتیب سیارك ها اندازه های متنوعی دارند. چنان كه گفتیم بزرگ ترین سیارك یعنی كرس(Ceres) حدود 600 مایل یا 970 كیلومتر قطر دارد. كرس اولین سیارك شناخته شده است. یكی از كوچك ترین سیارك ها به نام (1991باBA) فقط 20 پا یا شش متر قطر دارد. بیشتر سیارك ها كمتر از 18 مایل یا 30 كیلومتر قطر دارند.

    منشأ سیارك ها
    ستاره شناسان دقیقاً نمی دانند سیارك ها چگونه تشكیل شده اند. آنها برای تشكیل سیارك ها دو امكان در نظر می گیرند. بعضی ها فكر می كنند زمانی سیاره ای بین مدارهای مریخ و مشتری وجود داشته. آن سیاره منهدم می شود و سیارك ها را تشكیل می دهد. دیگران فكر می كنند كه به اندازه كافی سنگ و دیگر مواد بین مریخ و مشتری وجود داشته تا یك سیاره دیگر را تشكیل دهد. اما به جای تشكیل یك سیاره مواد به كمربندی از اشیاء سنگی یعنی كمربند سیاركی تبدیل شده اند.




    جنس سیارك ها
    ستاره شناسان سیارك ها را به دو گروه تقسیم بندی می كنند. گروه اول بیشتر از كربن ساخته شده اند. كربن یك ماده نرم و سیاه است كه به وفور روی زمین یافت می شود. سیارك های دسته دوم از نظر داشتن مواد معدنی غنی هستند. این سیارك ها از مواد معدنی كه به وسیله خورشید گرم شده اند به وجود آمده اند.

    سیارك ها می توانند ماه شوند
    سیارك ها می توانند بر اثر كشش جاذبه ای یك سیاره به خارج از مدار خورشیدیشان كشیده شوند و به جای این كه به دور خورشید بگردند دور سیاره بگردند.ستاره شناسان عقیده دارند كه دو تا از ماه های مریخ, فوبوس و دیموس سیارك های به دام افتاده توسط مریخ هستند.

  13. #28

    پاسخ : نجوم

    تولد اولین ستاره
    تا کنون تصور می شده است غبارهای کیهانی که ذرات بنیادین ستاره ها ,سیارات, بدن ما و کلیه موجودات زنده را تشکیل می دهند ,حاصل انفجارات عظیم و ناگهانی ستاره های غول آسا ی در حال مرگ هستند. اما ظاهرا این انفجارات _ که ابرنواختر _ خوانده می شوند نمی توانند عامل بوجود آمدن تمامی غبارهای کیهانی باشند ,چرا که مشاهدات صورت گرفته بااسپیتزر گویای این احتمال است که منشا غبار های اولیه برای ایجاد ستاره های پر جرم تر مرگ ستاره های کم جرم تر است .

    اگرچه پدیده ای کم اهمیت تر از ابرنواخترها عامل تشکیل ستاره ها شناخته شده است اما نباید این نکته را ار نظر دور داشت که شناخت منشا اصلی غبار ها ما را در شناخت چگونگی شکل گیری ستا ره ها و منظومه های خورشیدی یاری می کند .

    کشف غبارهای کیهانی در اعماق خوشه کروی M15 موجب شگفتی بسیاری شد.این خوشه کروی حاصل تجمع صد ها هزاران ستاره است که تولدشان به 12.5 بیلیون سال پیش و شاید هم به روزهای آغازین تولد کهکشان راه شیری ما بر می گردد.ستاره های M15 از بسیاری جهات مشابه خورشید ما هستند البته برخی از آنها در حال گذراندن مراحل پایانی حیات خود هستند ,چیزی که خورشید ما نیز روزی تجربه خواهد کرد ,در این حالت ستاره ها به غول های سرخ تبدیل می شوند. با مشاهده دقیق تر M15مشخص شد که عامل ایجاد غبارها در این خوشه کروی غولهای سرخ آن هستند که با ایجاد باد های شدید ذرات غبار را در فضا پراکنده می سازند.



    شگفت انگيز ترين نكته راجع به اين كشف مقدار انبوه غبار هايي است كه درM15 تشكيل شده اند.برای توضیح این مساله باید دانست که ستاره هاي این خوشه کروی حاوي مقدار خيلي كمي فلز هستند (در اختر شناسي اصطلاح "فلزات" به عناصري اطلاق می شود كه سنگين تر از هيدروژن و هليوم باشند )در حالیکه برای تشكيل هسته ذرات بسيار كوچك در سيليكون ها و ساير عناصري كه با تجمعشان ذرات غبار راتشكيل دهند وجود فلزاتی همچون کربن اکسیژن و نیتروژن لازم است.اما ستاره هاي پيرترM15 که شايد شبيه اولين ستاره هاي موجود در جهان باشند عموما حاوی عناصر هيدروژن و هليوم هستند كه هنوز به گونه اي تر كيب نشده اند كه عناصر بسيار سنگين تر فلزي را تشكيل دهند.در ستاره ها با مقادير بيشتري از عناصر سنگین ,كربن و اكسيژن در لايه سطحی ستاره با هم تركيب مي شوند تا گاز مونواكسيد كربن را تشكيل دهند .اما M15 فاقد عناصر سنگین به میزان کافی است و به خاطر كمبود اكسيژن كربن ها آزاد مي مانند و ذرات غبار راتشكيل مي دهند.در واقع این عامل موجب افزایش مقدار غبار ها در این خوشه کروی شده است.

    در ادامه بررسی های انجام شده بر روي اين خوشه كروي مشخص شد که اگرچه ستاره های کوچک و کم جرم از حیث داشتن عناصر سنگین غنی نیستند اما همین ستا ره ها ی کم جرم هنگامی به غول های سرخ تبدیل شوند ,می توانند بخوبی غبار تولید کنند. پس این احتمال وجود خواهد داشت که غبار های حاصله با گاز های بین ستاره ای ترکیب شوند تا ستا ره ها و سیارات جدیدی را تشکیل دهند یعنی تقریبا همان چیزی که در حدود 13 بیلیون سال پیش رخ داد.

  14. #29

    پاسخ : نجوم

    چرا ستاره ها می درخشن
    درخشندگی درخشندگی يك ستاره (يا هر چيز ديگري در آسمان) قدر ناميده مي‌شود. شما با اين اصطلاح زياد مواجه خواهيد شد. روش قدرسنجي حدود ۲۱۰۰ سال پيش آغاز شد، يعنی زمانی كه ستاره‌شناس يوناني، ابرخُس، ستاره‌ها را به‌رده‌های درخشندگی تقسيم كرد و پُرنورترين ستاره‌ها را «قدر اول» ناميد كه به‌سادگي، «بزرگترين» معني مي‌دهد. ستاره‌هايی را كه كمی كم‌نورتر بودند، «قدر دوم» ناميد، يعني دومين مرتبه بزرگی و به‌همين ترتيب تا كم‌نورترين ستاره‌هايي كه مي‌توانست ببيند و آنها را قدر ششم ناميد.
    با اختراع تلسكوپ، رصدگران مي‌توانستند ستاره‌های حتی كم‌نورتر را هم ببينند. به‌اين‌گونه قدرهاي ۷، ۸، و ۹ هم اضافه شدند. امروز دوربين‌هاي دوچشمي مي‌توانند ستاره‌هايي از قدر ۹ و تلسكوپ‌های ۶ اينچ آماتوري قدرهاي ۱۲ و ۱۳ را هم نشان دهند. تلسكوپ فضايي هابل ستارگانی از قدر ۳۰ را هم ديده كه تقريباً ۱۰ ميليارد بار كم‌نورتر از كم‌نورترين ستاره‌هايی هستند كه با چشم غيرمسلح قابل مشاهده‌اند.
    در سوی ديگر اين مقياس، به‌نظر مي‌آيد كه بعضی از ستاره‌های قدر اول ابرخس، بسيار پُرنورتر از بقيه هستند. براي اصلاح اين موضوع، اين مقياس حالا اعداد منفي را هم دربر مي‌گيرد. وِگا (Vega) از قدر صفر و شباهنگ، پُرنورترين ستاره آسمان از قدر ۴/۱– مي‌درخشند. زهره حتي از اين هم درخشان‌تر است و معمولاً از قدر ۴- مي‌درخشد. ماه كامل هم از قدر ۱۳- و خورشيد هم از قدر ۲۷- مي‌درخشد

  15. #30

    پاسخ : نجوم

    نظریه انفجار بزرگ(1)

    نظریه مهبانگ (بیگ بنگ)
    نظریه مهبانگ (بیگ بنگ) یک مدل کیهانشناسی از عالم است که بر بوجود آمدن گیتی در 13.5 میلیارد سال پیش از یک حالت بسیار داغ و چگال اشاره دارد. این نظریه از قانون هابل و اصل انتظام گیتی نتیجه میشود.
    مشاهدات اخترشناسان نشان میدهد که عالم از یک حالت نخستین با چگالی و دمای هنگفت انبساط یافته است.
    به طور کلی فیزیک دانان چیزی درباره پیش از مهبانگ نمیدانند. یکی از پیامدهای منطقی مهبانگ این است که شرایط جهان کنونی متفاوت از گذشته و آینده آن باشد. با استفاده از همین مدل ژرژ گاموف توانست در سال 1948 وجود تابش زمینه کیهانی ( ریز موجهای زمینه کیهانی) را پیشگویی کند. تابش زمینه کیهانی در دهه 1960 کشف شد و موجب شد که نظریه مهبانگ نسبت به رقیب اصلی خود، "حالت ایستا " پیشی بگیرد.

    سرگذشت کلی کیهان
    بر پایه ی اندازه گیری انبساط جهان با به کار گیری ابرنواخترهای گونه ی Ia، ‌اندازه گیری توده های ریز موج های زمینه ی کیهانی و اندازه گیری چگونگی ارتباط میان کهکشان ها، عمر جهان 0.2± 13.7 میلیارد سال برآورد شده است.
    جهان آغازین پر بود از چگالی انرژی بسیار زیاد و باور نکردنی و نیز فشار و دمای بسیار بالا که کاملا همگن بوده است. این گوی بسیار داغ، منبسط و سرد شد و به سمت طی کردن فازهای مختلف پیش رفت که شبیه به میعان گاز و یا یخ بستن آب هنگام سرد شدن بود ولی مرتبط با ذرات بنیادین.
    حدود 10^-38 ثانیه پس از آغاز، طی کردن یک فاز موجب شد که جهان رشدی بالا را در طی دوره ای با نام "تورم کیهانی" تجربه کند. پس از آن که تورم از ادامه باز ایستاد، اجزای ماده ی سازنده ی جهان به شکل نوعی پلاسما بودند و ذرات سازنده به طور نسبی حرکت می کردند. هنگامی که جهان رشد تا این اندازه را ادامه داد دما افت کرد. در یک دمای معین، طی یک گذار تا کنون ناشناخته با نام baryogenesis، کوارک ها و گلواُن ها ترکیب شدند و تبدیل به ذرات سنگین (باریون هایی ) مانند پروتون ها و نوترون ها شدند، به گونه ای که عدم تقارن میان ماده و پادماده را در پی داشت. باز هم در دماهای پایین تر طی کردن فازهای دیگرعدم تقارن بیشتری را در پی داشتند و قانون های فیزیکی و ذرات بنیادین را به شکل کنونی آن ها درآوردند. پس از آن برخی از پروتون ها و نوترون ها ترکیب شدند تا دوتریوم ها و هلیوم نوکلئی های این جهان را در فرآیندی که Big Bang nucleosynthesis نامیده می شود ایجاد کنند. هنگامی که جهان سرد شد، رفته رفته ماده از حرکت نسبی باز ایستاد. پس از حدود 300.000 سال، الکترون ها و پروتون ها در اتم ها (اغلب هیدروژن) ترکیب شدند؛ از این رو پرتو (تابش) از ماده جدا شد و بی هیچ ممانعتی در فضا به راهش ادامه داد. این پرتوی باستانی همان "تابش زمینه کیهانی" است.
    در زمان های بعد ناحیه های چگال تر، مواد نزدیک را به شیوه ی گرانشی جذب کردند و بدین گونه چگالتر شدند و ابرهای گازی، کهکشان ها و ساختار های دیده شدنی جهان امروزی شکل گرفتند. جزئیات این فرآیند به مقدار و گونه ی ماده ی جهان وابسته است. سه گونه ی ممکن با نام های "ماده ی تاریک سرد"، "ماده ی تاریک داغ" و "ماده ی باریونی" شناخته شده هستند. بهترین اندازه گیری های انجام شده ( توسط WMAP ) نشان می دهد که شکل غالب ماده در جهان "ماده ی تاریک سرد" است. دو گونه ی دیگر کم تر از 20% از کل ماده ی جهان را تشکیل می دهند.
    به نظر می رسد که جهان امروز به تسلط یک شکل رازآلود از انرژی با نام "انرژی تاریک" درآمده است. کمابیش 70% از انرژی جهان امروزی از این گونه ی انرژی است. این بخش از ساختمان جهان با ویژگی های آشکار شده ی انبساط جهان شناسایی شده است.
    همه ی این مشاهده ها در مدل ΛCDM گنجانده شده اند که یک مدل ریاضی از مهبانگ با شش مشخصه است. رازها هنگامی بسته تر به نظر می آیند که به آغاز نزدیکتر می شویم، یعنی زمانی که انرژی های ذره از آن چه امروزه با آزمایش به دست می آید بسیار بیشتر بوده است. هم اکنون هیچ مدل فیزیکی قابل توجهی برای ده به توان منفی سی و سه ثانیه ی آغازین جهان نداریم. برای حل این مشکل به یک نظریه ی گرانش کوانتومی نیاز است. فهم این دوره از تاریخ جهان یکی از بزرگ ترین مساله های حل نشده ی فیزیک است.

    شواهد رصدی
    در کل گفته می شود که نظریه مهبانگ را سه اصل مشاهداتی استوار ساخته اند:
    1. قانون انبساط هابل (Hubble-type expansion) که دامنه مشاهداتی آن اثر دوپلر و انتقال موج به سمت قرمز از سوی کهکشان هاست.
    2. اندازه گیری های دقیق تابش زمینه کیهانی (ریز موج زمینه ی کیهانی)
    3. فراوانی عنصرهای سبک

    قانون انبساط هابل
    مشاهده کهکشان ها و اختروش های (کوازار ها) دور نشان می دهد که طیف این اجرام انتقال به سرخ دارد یعنی نور گسیل شده از آن ها به طول موج های بلندتر منتقل می شود. هنگامی که سرعت این اجسام متناسب با فاصله آنها مطرح شد یک رابطه خطی با عنوان قانون هابل فرمول بندی شد:
    V = H*d
    که در آن V سرعت کهکشان یا یک جرم دور دیگر است، d فاصله ناظر تا جرم و H ثابت هابل است که توسط ردیاب WMAP برابر با 4±71 km/s/Mpc اندازه گیری شده است.
    مشاهده قانون هابل را می توان به دو صورت تفسیر کرد. یکی از آن دو می گوید که ما در کانون گسترش کهکشان ها هستیم، موقعیتی که ناهماهنگ با اصل کوپرنیک پذیرفته شده و مسلم است. تفسیر دوم می گوید که جهان در همه جا یکنواخت گسترش می یابد. پیش از آن که هابل مشاهده ها و بررسی هایش را انجام دهد، این گونه انبساط کیهانی به خوبی در زمینه ی نسبیت عام با زبان ریاضی گسترش یافته بود.

    تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی
    نظریه ی مهبانگ وجود تابش زمینه ی کیهانی (CMB) را که آمیخته ای از فوتون های گسیل شده است را پیش بینی می کند. پیش از شکل گیری اتم ها، تابش در یک فرایند که پراکندگی (Compton) نام دارد، به طور پیوسته جذب و گسیل می شد. جهان آغازین برای آشکار کردن بسیار تیره است. به هر جهت، خنک شدن به دلیل انبساط جهان موجب شد که دما تا کمتر از 3000 کلوین کاهش یابد، دمایی که در آن الکترون ها و هسته ها در هم آمیختند تا اتم ها را شکل دهند و پلاسمای بسیار کهن به یک گاز خنثی مبدل شد.
    از آن جا که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، تابش از این زمان گستره ی تابش یک جسم سیاه را داشته و تا به امروز آزادانه در فضا در حرکت است و نیز در حال گرایش به سرخ به دلیل انبساط کیهان. این عامل، دمای بالای گستره ی تابش جسم سیاه را کم می کند. این تابش باید در هر نقطه از جهان و از هر سو رویت پذیر باشد.
    در سال 1964 میلادی، «آرنو پنزاس» (Arno Penzias ) و «رابرت ویلسون» (Robert Wilson) هنگام انجام کار، با به کار گیری یک گیرنده نوین، ریز موج های تابش زمینه کیهانی را یافتند. یافته ی آن ها تاییدی استوار برای پیشگویی های CMB به ارمغان آورد. – تابش همگن و سازگار با گستره ی تابش جسم سیاه در دمای 3 کلوین شناخته شد. – بنابراین، کفه ترازو به سود نظریه مهبانگ سنگین تر شد و مهبانگ استوارتر گردید. آنها برای یافته شان جایزه ی نوبل را به دست آوردند.
    ناسا، در سال 1989 میلادی، ماهواره ی کاوشگر زمینه کیهانی (COBE) را پرتاب کرد و نخستین یافته های آن در سال 1990 میلادی منتشر شد که سازگار با پیشگویی های نظریه مهبانگ، (با توجه به CMB)، بودند. COBE تابشی معادل با تابش جسم سیاه در دمای 2.726 کلوین را یافت و همگن بودن آن با CMB را مشاهده کرد. در دهه ی 90 میلادی، با کمک شمار بسیاری از آزمایش های انجام شده در زمین، ناهمگنی های CMB بیش از پیش بررسی شد و با کمک اندازه گیری مقدار زاویه ای آنها در جهان از نظر هندسی به گونه ای کمابیش تخت نشان داده شد.
    در آغاز سال 2003 میلادی، دست آورد های ماهواره ریز موج ویلکینسون (WMAP) منتشر شد و در آن زمان بیشترین مقادیر دقیق برای برخی از مشخصه های انتظام گیتی محاسبه شد. همچنین، این ماهواره چندین مدل تورم کیهانی معین را رد کرد، ولی در کل دست آورد ها سازگار با نظریه ی تورم بودند.

    فراوانی عنصرهای نخستین
    با به کار گیری نظریه مهبانگ، امکان محاسبه فراوانی هلیوم 4، هلیوم 3، دوتریوم و لیتیوم 7 در جهان نسبت به مقدار هیدروژن معمولی وجود دارد. همه فراوانی ها به یک مشخصه بستگی دارند: نسبت فوتون ها به باریون ها (ذرات سنگین). نسبت های پیش بینی شده، بر حسب جرم، از این قرارند:
    Α) بیست و پنج صدم برای He چهار نسبت به H
    B) ده به توان منفی سه برایH2 نسبت به H
    C) ده به توان منفی چهار برای 3He نسبت به H
    D) ده به توان منفی نه برای Li7 نسبت به H
    فراوانی های اندازه گیری شده، همگی با نسبت باریون به فوتون که پیش بینی می شد، سازگارند. این که نظریه ی مهبانگ تنها توضیح شناخته شده برای فراوانی های نسبی عنصرهای سبک است، گواهی استوار بر درستی این نظریه است. در حقیقت، هیچ مدرکی جز نظریه مهبانگ وجود ندارد که بتواند فراوانی عناصر فوق و نحوه تکوین آنها را پیش بینی کند.

    پراکندگی و فرضیه ی تکامل کهکشانی
    مشاهدات موشکافانه از بررسی شکل و پراکندگی کهکشان ها و اختروش ها (Quasars) گواهی استوار برای مهبانگ به ارمغان آورده اند. آمیزه ای از مشاهدات و نظریات پیش بینی می کنند که در آغاز عالم اختروش ها و کهکشان ها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ شکل گرفتند و پس از آن زمان ساختارهای بزرگ تر همچون خوشه ها و ابر خوشه های کهکشانی شکل می گیرند.
    کهکشان های دور از ما پیر هستند و در نخستین لحظات عالم پدید آمده اند و کهکشان هایی که به تازگی شکل گرفتند به طور برجسته و آشکار متفاوت از کهکشان هایی هستند که در همان فاصله ها ولی کمی پس از مهبانگ شکل گرفتند. این مشاهده ها شناسه هایی استوار در برابر مدل «حالت ایستا» هستند. مشاهده های پراکندگی (توزیع) شکل گیری ستاره ها، کهکشان هاو اختروش ها و نیز در مقیاس های بزرگتر با همانندسازی های شکل گیری ساختار مهبانگ در جهان سازگارند.

Tags for this Thread

علاقه مندی ها (Bookmarks)

علاقه مندی ها (Bookmarks)

قوانین ارسال

  • شما نمیتوانید موضوع جدیدی ارسال کنید
  • شما امکان ارسال پاسخ را ندارید
  • شما نمیتوانید فایل پیوست در پست خود ضمیمه کنید
  • شما نمیتوانید پست های خود را ویرایش کنید
  •  
بهشت انیمه انیمیشن مانگا کمیک استریپ