Animparadise بهشت انیمه انیمیشن مانگا

 

 


دانلود زیر نویس فارسی انیمه ها  تبلیغات در بهشت انیمه

صفحه 3 از 13 نخستنخست 12345 ... آخرینآخرین
نمایش نتایج: از شماره 31 تا 45 , از مجموع 184

موضوع: نجوم

  1. #31

    پاسخ : نجوم

    راز های پنهان کهکشان "چشم شیطان"M64))



    کهکشانی که می بینید در نوع خودش بی نظیره! با همه فرق داره و اون قدر جالبه که از بین بقیه برای کار اول انتخاب شده. لیاقتش رو داره! چون با این که آقای مسیه ی مشهور اون رو توی قرن هجدهم میلادی رصد کرد و اسمش رو گذاشت ""M64 و حتی خیلی از آماتورها هم توی تلسکوپ هاشون باهاش ملاقات کردن، اما تونسته رازهای پنهانش رو حدود دو قرن مخفی نگه داره!!
    به هر حال هر علاقه مند به نجوم رو که چه عرض کنم، هر کسی رو متعجب می کنه.
    برای شروع، بهتره یه آشنایی کلی باهاش پیدا کنین:
    این کهکشان قشنگ منطقه ی وسیعی از غبار های تیره رنگ داره که در حال جذب شدن به سمت هسته ی درخشانش هستن و به همین دلیل بهش می گن کهکشان "چشم سیاه" و یا "چشم شیطان".
    ·
    ·اگه می خواین "M64"رو که به "NGC 4826" هم معروفه رصد کنین، باید توی صورت فلکی "گیسوان برنیکه" دنبالش بگردین.

    شکل زیر اونو توی صورت فلکیش نشون می ده ( البته تقریبـا!!) که با قدر ظاهری 9.30
    می درخشه
    ·"چشم شیطان" حدود هفده میلیون سال نوریاز زمین عزیزمون فاصله داره و پهنای اون هم 7400 سال نوریه.
    و اینک... قسمت هیجان انگیز داستان....
    ·این کهکشان خارق العاده،به خاطر بر خورد بین دو کهکشانه که خارق العاده شده و این برخورد باعث شده که نوع حرکتش با همه ی کهکشان های مارپیچ دیگه متمایز باشه. اولش همه فکر می کردن که در"M64"هم - مثل اغلب کهکشان های فرفره مانند دیگه - همه ی ستاره ها در جهت عقربه های ساعت به دور مرکز کهکشان می چرخن، اما در اواخر قرن بیستم (1990) مطالعات بیش تر نشون داد که همه اشتباه می کردن!
    تنها گازها و ستاره های منطقه ی درونی هستن که در جهت عقربه های ساعت می چرخن نه گازهای میان ستاره ای منطقه ی بیرونی! اون ها در خلاف جهت عقربه های ساعت حرکت می کنن!! ( یه بار دیگه به عکس سمت راست نگاه کنین! مثل یه اتوبان دو طرفه می مونه! )
    منجم ها می گن این چرخش عجیب و شگفت انگیز وقتی شکل گرفته که M64 در حال جذب کردن یه کهکشان ماهواره ای بوده که قبلا باهاش برخورد کرده (شاید بیش تر از یه میلیارد سال پیش).
    البته از اون کهکشان بی چاره چیز زیادی باقی نمونده اما حرکت رو به عقب گاز های منطقه ی بیرونی از نشانه های این برخورده.
    ·در ناحیه ی مرزی دو حرکت متضاد، قسمتی خالی وجود داره که متراکم و منبسط شده و در نتیجه محل تولد ستاره های جوان زیادیه که اون ها رو می تونید به صورت نقطه های آبی رنگ توی عکس پیدا کنید.اون هاله های صورتی رنگ هم مولکول های هیدروژن برانگیخته* شده هستن.

    *توضیح این که: ستاره های جوان و آبی با تاباندن اشعه ی فرابنفش به اطراف، هیدروژن های دور و برشون رو برانگیخته می کنن؛ یعنی تنها الکترون اتم هیدروژن با دریافت انرژی از اشعه ی فرابنفش، از هسته ی اتم دورتر شده و هنگام برگشتن به جای اولش، اون انرژی رو به صورت نور صورتی آزاد می کنه.

  2. #32
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    تحلیلی بر نظریه های تشکیل ابرنواختر

    ابر نواختر
    ستارگان نواختر
    در سال 1592 ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود. تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت. بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.
    ابر نواخترها
    قابل توجه‌ترین نواختری که پس از اختراع تلسکوپ ظاهر شد ستاره‌ای بود که ارنست هارویک (Ernest Hanwrg) اخترشناس آلمانی ، در سال 1885 در کهکشان امراة المسلسه کشف کرد و به آن نام امراة المسلسه S داده شد. اگر این ستاره کمی روشن بود، با چشم غیر مسلح نیز دیده می‌شد. در آن زمان کسی نمی‌دانست که کهکشان مزبور چقدر دور است یا چقدر بزرگ است. اما پس از نتیجه گیریهای هابل درباره فاصله این کهکشان ، ناگهان روشنایی نواختری که در سال 1885 ظاهر شده بود، اخترشناسان را دچار حیرت کرد. این نو اختر می‌بایست 10000 برابر روشن‌تر از نواختران معمولی باشد. این یک ابر نواختر (Super nova) بود.
    تفاوت بین یک نواختر و یک ابر نواختر
    رفتار فیزیکی ابر نواختران آشکارا با رفتار فیزیکی نواختران متفاوت است و اخترشناسان به بررسی جزئیات طیفهای آنها مشتاقند. اشکال اصلی این است که ابر نواختران کمیاب هستند. به عقیده تسویکی ، در هر هزار سال بطور متوسط سه ابر نواختر در کهکشان ظاهر می‌شود. روشنایی یک ابر نواختر (با قدرمطلقهایی از مرتبه 14- و بطور تصادفی 17-) فقط می‌تواند نتیجه یک انفجار کامل یعنی تکه تکه شدن یک ستاره ، باشد.
    زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از 10 برابر جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می‌یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره ، درخشنده‌تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار ، هسته‌ای با 1.4 الی 3 جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می‌شود و ستاره نوترونی تشکیل می‌دهد. اگر جرم هسته از 3 برابر جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می‌دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.
    انفجار ابر نواختران
    انرژی که از انفجار هر ابر نواختر آزاد می‌شود، می‌تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابر نواخترها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره‌ای منتشر می‌کنند تا در آنجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتمهای کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده‌اند.
    ابرنواخترهای دور دست
    ابرنواخترهای دور دست نشانه‌هایی از تاریخ عالم را موجب می‌شوند. تئوری گرانشی انیشتین به ما می‌گوید که انبساط عالم به آرامی رو به کاهش است. اما دلیل چیست؟ متأسفانه ما نمی‌توانیم برای سالها منتظر بمانیم و دوباره نگاه کنیم. تغییر به شکل نامحسوسی بیش از زندگی یک فرد می‌باشد. اما یک روش جدید هیجان انگیز توسعه یافته است و موجب نتایجی عجیب شده که نظریات ما را درباره جهان بالا و پایین می‌کند!
    راز در استفاده از یک تلسکوپ به مثابه یک ماشین زمان است. ما آینده نزدیک را نظاره می‌کنیم؛ گذشته را می‌بینیم؛ زیرا که فواصل در فضا بسیار عظیم هستند، بطوری که می‌تواند میلیونها سال برای رسیدن نور به ما طول بکشد. ما عالم را آنطور که بوده می‌بینیم نه آنطور که هست.
    رصد ابرنواخترهای دور دست
    اخترشناسان توانایی رصد انفجار ستارگانی که ابر نواختر نامیده می‌شوند را در کهکشانهای دور داشته‌اند. بوسیله اندازه گیری رنگ این ابرنواخترها ما می‌توانیم یگوییم آنها با چه سرعتی از ما دور می‌شوند. و بوسیله اندازه گیری روشنایی آنها می‌توانیم بگوییم که چقدر از ما دور هستند. بوسیله رصد ابرنواخترها در فواصل گوناگون و همینطور زمانهای گوناگون در گذشته ، اخترشناسان می‌توانند یک مدرک شناسایی از اینکه عالم با چه سرعتی در زمانهای دور منبسط می‌شده بسازند. به دور از منظره عادی که عالم به تدریج سرعتش کم می‌شود، نتایج دو گروه از دانشمندان به نظر می‌رسد که انبساط در حال افزایش را نشان می‌دهد. اما چرا؟
    یک توضیح این است که فضا خود ممکن است دارای یک شکل از انرژی باشد. نظریه گرانشی انیشتین نشان داد که اگر فضا خودش دارای انرژی باشد، بایستی انبساط عالم با سرعت بالا باشد. اما هیچکس نمی‌داند این شکل جدید رمز آلود انرژی چیست؟
    چشم انداز بحث
    نتایج ابرنواختر هنوز بحث انگیز هستند. زیرا آنها توضیح دیگری برای اینکه چرا ابرنواخترها بیش از حد دور به نظر می‌رسند هستند. برای مثال بین کهکشانها می‌توانست غبار باشد که نور این ابر نواخترها را کاهش می‌دهد. اما اگر نتایج درست باشند، یک چالش مهم در درک ما از عالم ارائه خواهد کرد.


  3. #33
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    ستاره های بزرگی که زود می میرند

    آیا نظریه های موجود درباره شکل گیری انفجارهای ابرنواختری قابل استنادند یا باید درباره آنها تجدیدنظر کرد؟ علل تعدد نظریه برای این پدیده ها کج فهمی علمی است یا ریشه بنیادی دارد؟ اینها پرسش هایی است که سعی داریم در ادامه به آنها پاسخ دهیم.
    انفجار های ابرنواختری به دو دسته کلی تقسیم می شود. بیشتر این انفجارها از نوع دوم محسوب می شود که ستاره مادر آنها دارای جرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آنکه زندگی کوتاه تری نسبت به دیگر ستارگان دارند، مراحل تکامل شان نیز با سرعت بیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگ شان فرا می رسد، موجب انفجار هسته یی می شود که اخترشناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود می سازد و فرصتی را برای آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، فراهم می کند. وقتی تمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید، هسته شان متلاشی می شود و نیروی گرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستاره و سرانجام انفجار لایه های بیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره یی نوترونی یا یک سیاهچاله غول پیکر از خود باقی می گذارد. اما گونه اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده می شود، نسبت به انواع دیگر اجداد متفاوتی دارد که معمولاً از یک کوتوله سفید بسیار پیر و دارای ابعادی حدود هسته خورشید ما یا دیگر ستارگان جوان تشکیل می شود. این ابرنواخترها که در بیشتر موارد از عنصرهای کربن و اکسیژن ساخته شده است، در واقع از همجوشی هسته یی هیدروژن و هلیم در روزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شود. مواد در این کوتوله ها تحت نیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فراغلیظ یا انحطاط می رسد که در واقع کوچک ترین حالت مشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در این حالت انرژی کوانتومی ذرات نیز در مقدار کمینه خود قرار می گیرد. در همین رابطه پروفسور «سوبراهمانیان چاندراسخار» (که نام رصدخانه پرتو ایکس ناسا «چاندرا» از نام او گر فته شده است) ثابت کرد که بیشترین فشار متقابل در برابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود، دارای یک بیشینه است. این حد که بعدها به حد انحطاط چاندراسخار معروف شد، نشان داد که بیشترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند تحمل کند ۴۴/۱ برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی در حدود ۵/۰ الی ۶/۰ برابر جرم خورشید ما را دارند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کار افتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سرد کوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چندتایی کوتوله ها مشاهده شده است، کمی متفاوت است.
    اگر یکی از همدم ها به اندازه یی بزرگ باشد که شرایطش به حد چاندراسخار نزدیک شده باشد، دما و چگالی اش با سرعت قابل توجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه کربن- کربن می شود. در همین هنگام همدم ستاره که تاکنون تاثیر قابل توجهی در روند زندگی ستاره نداشته است، با تبدیل شدن به یک غول سرخ یا ستاره یی ابرپرجرم، خود را برای مراحل پایانی زندگی آماده می کند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ستاره را به کلی دستخوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عنصرهای سنگین تری مثل سیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شوند و همین تعدد عنصرهای تشکیل دهنده، ستاره یی را که به سمت ابرنواختر نوع یک حرکت می کرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده این منظومه ها مطرح شده است، اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه حل این مساله نیز روشن شد.
    همان طور که گفتیم ستاره همدم، هیدروژن و احتمالاً هلیم خود را طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله سفید منتقل می کند. بعد از گذشت زمانی نسبتاً طولانی، جرم موجود در کوتوله از حد چاندراسخار بیشتر می شود. در همین لحظه جریان مواد قطع شده و کوتوله با انفجار ابرنواختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار است باقی عمر خود را مثل یک ستاره کوچک و عادی سر کند.
    اما در راه دوم، ممکن است فاصله غول ستاره یی ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است، بیشتر باشد یا گرانش ستاره به حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحی جلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوامبر سال ۲۰۰۲. در این سال یک کهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابرنواختری موسوم به Ic۲۰۰۲ در این صورت فلکی درخشش خود را آغاز کرد و با روشنایی چند برابر ابرنواخترهای معمولی نورافشانی کرد، ولی باز هم از نوع دوم این انفجارها به شمار می آمد. بعد از بررسی طیف آن ستاره در نور مرئی نوار ضخیمی از فلزهای سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد. این در حالی بود که تنها عنصرهای کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.
    «ماریو هاموی» از مرکز تحقیقات کارنگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله ها که غول های معمولی یا از رده Agb هستند، مانند دیگر ستارگان می میرند و بنابراین بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند، یک سحابی سیاره نما است و در مرکز این سحابی یک کوتوله سفید ایجاد می شود که باز هم به دور همدم خود می گردد، اما این بار در منظومه یی کوتوله یی. آنان با مقایسه حدس های خود و ابرنواختر Ic۲۰۰۲ دریافتند که همدم این کوتوله ها مانند حالت قبل از دست دادن جرم را شروع می کند و با رسیدن به حد چاندراسخار همان مراحل را طی می کند. بعد از چند سال در سال ۲۰۰۵ ابرنواختر نوع اول مشابهی در کهکشان Ngc۱۳۷۱ روی داد که ۲۰۰۵ki نامیده شد و رصدخانه فضایی ناسا موسوم به سوئیفت (که در سال ۲۰۰۴ آغاز به کار کرده بود) موج بلندی از پرتوهای ایکس و امواج فرابنفش را از آن ابرنواختر آشکار کرد که نشان می داد این ابرنواختر توسط لایه یی از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است. اما چرا در ابرنواختر Ic۲۰۰۲ کوچک ترین نشانه یی از هیدروژن ثبت نشده بود؟ به نظر «اندرو هاول» از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آن نیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت نورهای ساطع شده آن قدر زیاد است که تشخیص عنصرهای محدود در آن غیر ممکن به نظر می رسد، ولی در نمونه ۲۰۰۲ نیز هیدروژن ولو در اشکال مختلف و ابتدایی وجود نداشته است.
    بعد از چند وقت عکس هایی توسط «لیوی یو» از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که در آن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده شده بود. با توجه به این مشاهده احتمال می رود که ستاره همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی بگذارد که هسته اول متعلق به خود ستاره و دومی همان کوتوله یی است که توسط همدمش بلعیده شده است. این دو کوتوله سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دور یکدیگر می شوند و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون هم فروریزش می کنند و کاملاً ناگهانی از حد پایداری چاندراسخار گذشته و ابرنواختری را به وجود می آورند.
    نظریه یی که تاکنون مطرح شد، مورد قبول ترین توجیه موجود برای این پدیده است ولی اگر این موضوع درست باشد، یک تناقض جزیی مطرح می شود. با توجه به مشاهدات، دانشمندان تاکنون بر این باور بودند که درخشش انفجارها به سرعت کاهش می یابد. این مطلب برای جرقه های کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است، ولی انفجار های ستاره یی به گونه دیگری ایجاد می شوند. با وجود آنکه انفجارهای ستاره یی خود به خود است، درخششی شدید ایجاد می کند که ضربان اصلی و به عبارت بهتر پالس انفجار، در لحظه های بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسد. در نوع ۱a، کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل و بعد از مدت ۱/۶ روز به کبالت ۵۶ تبدیل می شود و ظرف کمتر از دو هفته به قله نورافشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.
    کوتوله سفید کربن و اکسیژن که تنها ۶/۰ تا ۷/۰ برابر خورشید جرم داشت و در مرحله نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمام شواهد نشان داد که باید جزء انفجارهای نوع ۱a قرار بگیرد، ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد. این موضوع در هاله یی از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر ۲۰۰۳fg که نه تنها ویژگی های ابرنواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل ۲۴۴/۰ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده مه آلود بود که سه میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۳/۱ اندازه خورشید و دارای طیف نیکل ۵۶ بود.
    آیا ممکن است مواد تشکیل دهنده کوتوله طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکل دهند؟ خیر. با توجه به نظریه «هاول» و همکارش «مارک سولیوان» از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری ۲۰۰۶fg بود و در نشریه علمی نیچر هم به چاپ رسید، انفجار در رده طیف مرئی و از نوع اول بود که شامل عنصرهای سیلیکون، گوگرد و کلسیم نیز می شد. در عوض اخترشناسان مطمئن اند که انفجار از یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بود که از حد چاندراسخار نیز ۵۰ درصد پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان داد که با شتابی کمتر از حد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی به لایه های خارجی وارد می کند. آیا این ابرنواختر، یک فراچاندراسخار و یک استثناست؟
    در ماه آگوست نظریه یی توسط «هاول» و گروهش از جمهوری چک مطرح شد که بلافاصله با جبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژه گردهمایی اخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندراسخار را به
    ۲/۱ برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله سفید ۴/۱ برابر خورشید کاملاً عادی و محتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهراً قابل قبول، پذیرش این امر نامحتمل به نظر می رسید و انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی می کرد.
    به گفته «یو وزلی» از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و «دانیل کاسن» از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های بسیاری از ابرنواخترها را بررسی کرده ایم و با رسم جدول، داده ها و احتمالات وجود چنین کوتوله های سفیدی را که از حد ۴/۱ برابر تجاوز کنند، تقریباً منتفی می دانستیم و توانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم ولی قادر به توجیه نیروی کم خروج از مرکز ۲۰۰۳fg نبودیم، در حالی که می دانستیم نیکل۵۶ بیشتر به معنی انفجار بزرگ تر و شتاب بیشتر است.
    به هر حال بزرگ ترین سوال مطرح، علت ادامه چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان طی افزایش جرم و تبادل ماده برای رسیدن به دو برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوری های گوناگون بررسی شده است. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد، ممکن است تعریف موجود درباره ابرنواختر و انواع آن مخصوصاً ۱a را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد و توجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.



    ترجمه؛ کامبیز خالقی
    روزنامه اعتماد

  4. #34
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    تلسکوپ فضایی هابل چیست؟

    تلسكوپ فضايي هابل دقيقا چيست؟چرا به اين اندازه استثنايي است؟چگونه اين چنين عكس هاي شگفت انگيزي مي گيرد وما كجا مي توانيم آنها را ببينيم؟ما به طور دقيق به بررسي اين وسيله اي كه انقلابي را در ستاره شناسي و نجوم پيش آورد مي پردازيم.

    مشكل بزرگ تلسكوپ هاي مستقر در زمين اين بود كه مشاهده ي نور ستاره هاي دور دست قبل از اينكه از اتمسفر زمين بگذرند ممكن نبود-از كنار ابر ها و آب و هوا-و اتمسفر زمين كه مكان غليان است-با گرد و غبار وهواي گرمي كه جريان دارد و به بالا صعود مي كندو هواي سرد با نزول به سمت زمين مي آيد و آب ها بخار مي شوند.

    همه ي اين عوامل باعث مي شوند كه عكس هاي ستارگان تيره و غير دقيق از آب در بيايند و فوايد تلسكوپ هاي زميني را محدود كنند.

    در سال 1946يك متخصص فيزيك نجومي با نام دكتر لمن اسپيتزر(1997-1914)پيشنهاد داد كه تلسكوپي در فضا مي تواندعكس هاي واضح تري را از چيز هاي دورتربگيرد كه تلسكوپ هاي زميني قادر به آن نمي باشند.اين يك ايده ي عصباني كننده بود با توجه به اين كه هنوز هيچ موشكي به فضاي خارجي پرتاب نشده بود.به عنوان مثال برنامه هاي فضايي ايلات متحده ي آمريكا در سالهاي بين 1960 و 1970 توسعه يافت و برتري پيدا كرد.اسپيتزر در ناسا و همايش توسعه دادن تلسكوپ هاي فضايي سخن راني كرد.در سال 1975 آژانس فضايي اروپاو ناسا شروع به توسعه دادن تلسكوپ هاي فضايي كردند.در سال1997مجلس براي تلسكوپ هاي فضايي بودجه اي را تصويب كردو ناسا با يك شركت درجه يك قرار داد بست و پيمان كاري براي سركشي كردن به ساختمان آنها انتخاب كرد.

    در سال 1983 تلسكوپ فضايي به نام ستاره شناس آمريكائي ادوين هابل نام گذاري شد.هابل كسي بود كه با مشاهداتي بر روي ستاره هاي متغيير در كهكشان هاي ديگر مطمئن شد كه جهان در حال انبساط و بزرگ شدن است كه نظيريه ي مهبانگ يا انفجار اوليه در عالم را تائيد مي كرد.ساخت تلسكوپ فضايي هابل 8سال به طول انجاميد.

    اين تلسكوپ بيش از چهار صد هزار قطعه داردو بالغ بر بيست و شش هزار مايل سيم كشي الكتريكي دارد.

    تلسكوپ فضايي هابل 50 بار حساس تر از تلسكوپ هاي زميني است و همچنين 10 بار دقيق تر و تفكيك پذير تر از تلسكوپ هاي زميني است.بعد از تاخيري طولاني وبدهي- تلسكوپ فضايي هابل در سال 1990 در مدارش قرار گرفت.
    منبع: http://www.victor2.blogfa.com


  5. #35
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    Cool پاسخ : نجوم

    تلسکوپ فضایی هابل چیست؟
    نگاه اجمالی



    تلسکوپ فضایی هابل (hst) از بسیاری جهات توانمندترین تلسکوپ اپتیکی است که تا کنون ساخته شده است. این تلسکوپ بزرگترین تلسکوپ نیست، آینه اصلی آن با قطر 2.4 متر در مقایسه با تلسکوپ کک در هاوایی که 10 متر قطر دارد کوچکتر است. ولی این تلسکوپ ، که در مداری به فاصله 500 کیلومتری سطح زمین قرار دارد، از اثرات مختل کننده جو زمین به دور است. این امر امکان می‌دهد تا جزئیات دقیقتری نسبت به تلسکوپهای مستقر در زمین دیده شوند و نیز طول موجهایی مثل فرابنفش که به سطح زمین نمی‌رسند قابل مشاده باشند.






    تاریخچه تلسکوپ فضایی هابل
    این تلسکوپ به نام اختر شناس آمریکایی ، اووین هابل که در دهه 1920 به دو کشف عمده در اختر شناسی نایل آمد. نام گذاری و عملا تمام کهکشهانها در حال دور شدن از ما هستند (یعنی عالم در حال انبساط است). کشف اخیر به مفهوم مهبانگ به عنوان سرآغاز انبساط عالم منجر شد. در طرح اصلی که به درستی برای hst1 در نظر گرفته شده‌اند، عبارتند از مطالعه کهکشانها و مطالعه مهبانگ.

    مشخصات تلسکوپ فضایی هابل
    تلسکوپ hst تقریبا 14 متر طول 5 متر و 11500 کیلوگرم وزن دارد. این تلسکوپ طوری طراحی شده است که از تمام ظرفیت سفینه فضایی که آن را در 25 آوریل 1990 در مدار قرار داد استفاده کند. صفحه‌های خورشیدی که در مدار برافراشته شده‌اند و 10 متر طول دارند، توسط آژانش فضایی اروپا فراهم شدند. نوری که لوله تلسکوپ را بپیماید و به آینه اصلی برخورد کند که بازتابیده می‌شود و به آینه کوچک دومی که در مرکز لوله قرار دارد بر می‌گردد.

    این آینه نور را به طرف آینه اصلی بر می‌گرداند و از سوراخی که در مرکز آن قرار می‌گذارند. این طرح اپتیکی را تلسکوپ کاسگرینی نوع ریچی - کرتن می‌نامند. در پشت سوراخ چهار سنجش افزار علمی عمده قرار دارند که عبارتند از دو دوربین عکاسی و دو طیف نگار ، هر دو دوربین عکاسی می‌توانند تصویرهایی مرئی و فرابنفش گرفته ، دوربینها طوری طراحی شده‌اند که تفکیک بسیار بهتری نسبت به آنجه بر روی زمین قابل دستیابی است بدست می‌دهند.

    دهانه ورودی طیف نگارها بسیار کوچک است و این امر امکان می‌دهد که hst تفکیک خوبی داشته باشد و طیف نمایی اجسام منفرد در میدانهای شلوغی مثل مرکز خوشه‌های ستاره‌ای کروی مسیر شود، در حالی که چنین مشاهداتی از روی زمین غیر ممکن هستند و همچنین طیف نگارها می توانند نسبت به سیگنال به نوفه بسیار بزرگتر و تفکیک طیفی بهتری نسبت به تلسکوپهای فرابنفش قبلی در حال چرخش مدار بدست دهند و اندازه گیری وی‍ژگیهای طیفی ضعیفی را که قبلا هرگز دیده نشده است امکان پذیر کنند.

    تعمیرات تلسکوپ هابل
    کمی پس از پرتاب معلوم شد که آینه اصلی hst دارای ابیراهی کروی است و این نقصی است که باعث می‌شود که تصویرها حاوی 15 درصد نور متمرکز شده باشند و باقی به صورت نامشخص پخش شود. این نقص ، در نهایت با تجهیزات آزمایشی معیوبی مرتبط می‌شد که سالها قبل از پرتاب موقع ساختن آینه بکار رفته بود. اگر چه پردازش شدید رابانه‌ای توانسته بود بیشتر مشکلات تصویرها را بر طرف کند و مشاهدات طیف نوری را همچنان به انجام برساند، توانایی تلسکوپ در ایجاد تصویر اجسام ضعیف نسل آنهایی که در لبه عالم قرار دارند از بین رفته بود.

    فضانوردان سفینه فضایی در دسامبر 1993 بیشتر از ده تعمیر عمده روی تلسکوپ انجام دادند. و از جمله ژپروسکوپهای جدید ، صفحه‌های خورشیدی ، آینه‌های تصحیح کننده بسیار دقیق و کوچکی روی آن نصب کردند و تلسکوپ را به کارآیی اپتیکی طرح اولیه بازگرداند. نصب دستگاههای اپتیکی تصحیح کننده مستلزم این بود که یکی از پنج سنجش افزار اصلی hst ، یعنی نورسنج خیلی سریع را بردارند. اکنون ، توان تفکیک در این دستگاه نزدیک به حدی است که از خواص موجی نور انتظار می‌رود.






    شرایط استفاده از تلسکوپ هابل
    استفاده از hst مستلزم کارهای تدارکاتی دقیق است. قبل از پرتاب ، همه آسمان نقشه برداری شد و نزدیک به 20 میلیون ستاره راهنما مشخص شدند. این نقشه خیلی کاملتر از جامع‌ترین کاتالوگ ستاره‌هاست که تا آن زمان تهیه شده بود. هر اختر شناسی که شخصا خواهان استفاده از این تلسکوپ باشد (همه منجمان جهان واجد شرایط هستند) ، از حدود یک سال جلوتر با مشخص کردن پرسش علمی مورد نظرش و مشاهدات پیشنهادی‌اش می‌تواند متقاضی استفاده از hst شود.

    برای استفاده از hst معمولا 800 تقاضا در هر سال دریافت می‌شود. گروههای شش تا هفت نفری اختر شناسایی که نماینده عرصه‌های مختلف تخصصی‌اند. یک هفته را صرف رده بندی پیشنهادها و تعیین زمان استفاده از تلسکوپ می‌کنند. در برنامه پذیرفته شده متوسط ممکن است بیست و پنج ساعت وقت استفاده از تلسکوپ را به خود اختصاص می‌دهد.

    کشفیات تلسکوپ هابل در چهار سال اول
    در خلال چهار سال اول کارکرد hst ، کشفهای مهم زیادی حاصل شده‌اند. بیشترین این کشفها از تکنیک بی سابقه یا از ترکیب طیف نمایی با تفکیک خوب طیف نمایی با دقت زیاد بدست آمده‌اند. نمونه‌های اول ، کاوش هسته‌های مربوط به خوشه‌های کروی ستاره‌ها و کهکشانهای بیضوی غول آسا را شامل می‌شوند. افزوده شدن طیفها به اندازه گیری انتقالهای دوپلری ، سرعتهای بسیار زیادی را درست در هسته چندین کهکشان بیضوی نشان داده است.

    این امر شاهد ضمنی مهمی بر وجود سیاه چاله‌ای در حدود 109برابر جرم خورشید در آنجاست. تصویرگیری در سحابی جبار ، که ناحیه‌ای جوان از لحاظ تشکیل ستاره‌هاست و در فاصله‌ 1500 سال نوری از خورشید قرار دارد. شواهدی از وجود قرصهایی از ماده را در اطراف بسیاری از ستاره‌ها نشان داده است. این موارد را به احتمال قوی می‌توان نمونه‌هایی از منظومه شمسی در حال تشکیل دانست.






    پیش بینی هابل
    ادومین با شناسایی غلیظ و سیال در کهکشان امراه المسلسله در سال 1924 برای اولین بار ثابت کرد که کهکشانها از راه شیری خیلی دورترند. مطالعه این ستاره‌ها در کهکشانهای دورتر توسط sht ظاهرا به جمع آوری دلایلی منجر می‌شود که عالم از آنچه قبلا تصور می‌شد کوچکتر و جوانتر است.


    پیش بینی مهم دیگر نظریه مهبانگ این است که در آغاز پیدایش عالم فقط سه عنصر اول هیدروژن ، هلیوم و اندکی لیتیوم تولید شده‌اند. به کمک رصدهای sht نشان داده می‌شود که این پیش بینی در واقع صحیح است و عناصر دیگر به مرور زمان در طول تاریخ کهکشان راه شیری در ابر نواخترها ساخته شده‌اند.
    آینده تلسکوپ هابل
    تلکسوپ فضایی هابل sht با قابلیت استفاده از خدمات سفینه فضایی و اینکه قرار است در آینده به وسایل جدیدی مثل طیف نگار قدرتمندتر و دوربین عکاسی فرو سرخ مجهز شود، باید برای بیشتر از یک دهه کارش را ادامه دهد.
    بنمایه از سایت رشد(دانشنامه)

  6. #36
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    گرانش چیست ؟

    گرانش
    گرانش، نیروی جاذبه ایست که بین همه اجرام، به خاطر جرمشان، وجود دارد. جرم یک جسم، مقدار ماده آن است.به دلیل وجود گرانش، جرمی که در نزدیک زمین قرار گیرد به سمت سطح این سیاره سقوط می کند. جرمی که در سطح زمین است نیز نیرویی به سمت پائین را به دلیل گرانش تجربه می کند.


    گرانش، نیروی جاذبه ایست که بین همه اجرام، به خاطر جرمشان، وجود دارد. جرم یک جسم، مقدار ماده آن است. به دلیل وجود گرانش، جرمی که در نزدیک زمین قرار گیرد به سمت سطح این سیاره سقوط می کند. جرمی که در سطح زمین است نیز نیرویی به سمت پائین را به دلیل گرانش تجربه می کند. ما این نیرو را در بدن خود به شکل وزن تجربه می کنیم. گرانش، گازهای تشکیل دهنده خورشید را در کنار هم نگاه می دارد و باعث می شود سیارات در مدار خود به دور خورشید قرار داشته باشند.

    مردم، قرنها در مورد گرانش دچار اشتباه بودند. در سال 300 قبل از میلاد مسیح، فیلسوف و دانشمند یونانی، ارسطو، بر اساس یک باور اشتباه فکر می کرد که اجرام سنگین سریعتر از اجرام سبک سقوط می کنند. این باور تا اوایل 1600 میلادی همچنان در بین مردم پابرجا بود تا اینکه دانشمند ایتالیایی، گالیله این باور را اصلاح نمود. گالیله گفت که شتاب همه اجرام به هنگام سقوط با هم برابر است مگر اینکه مقاومت هوا یا نیروهای دیگری بر آن تاثیر بگذارد. شتاب یک جرم، مقدار تغییر در سرعت آن جرم است. بنابراین اگر یک جرم سنگین و یک جرم سبک را همزمان با هم از یک ارتفاع پرتاب کنیم در یک زمان به زمین می رسند.
    قوانین گرانش نیوتونی

    ستاره شناسان در گذشته توانستند حرکات ماه و سیارات بر فراز آسمان را اندازه گیری کنند. با این حال تا اوایل سال 1600، هیچیک نتوانستند به درستی این حرکات را توضیح دهند. در آن زمان، ایزاک نیوتون دانشمند انگلیسی، ارتباطی را بین حرکات اجرام سماوی و نیروی جاذبه زمین توصیف نمود.

    در سال 1665، زمانیکه نیوتون 23 ساله بود، سقوط یک سیب این سوال را در ذهن او ایجاد کرد که نیروی گرانش زمین تا چه فاصله ای تاثیر گذار است. نیوتون کشف خود را در سال 1687 به نام "ریشه های ریاضی در فلسفه طبیعت " تشریح نمود. نیوتون به کمک قوانین حرکت سیارات که توسط ستاره شناس آلمانی یوهانس کپلر کشف شده بود، نشان داد که چگونه نیروی گرانش خورشید با افزایش فاصله کاهش می یابد. او سپس فرض کرد که گرانش زمین نیز به روشی مشابه در فواصل دور کاهش می یابد. نیوتون می دانست که گرانش زمین، ماه را در مدار خود قرار داده است و مقدار گرانش زمین در آن فاصله را اندازه گیری کرد. او به کمک فرض خود، بزرگی گرانش در سطح زمین را به دست آورد. عدد به دست آمده، بزرگی همان نیرویی بود که سیب را به زمین کشاند.

    قانون گرانش نیوتون می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط مستقیم با جرم آن دو دارد. یعنی هر چه جرم آنها بیشتر باشد، نیروی گرانش بین آن دو بیشتر است. این قانون همچنین می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط عکس با فاصله بین دو جرم به توان دو دارد. برای مثال اگر فاصله بین دو جرم دو برابر شود، نیروی گرانش بین آنها یک چهارم می شود. فرمول قانون نیوتون به صورت F=m1m2/d2 می باشد که در آن F نیروی گرانش بین دو جرم، m1 و m2 مقدار مواد دو جرم و d2 فاصله بین دو جرم به توان دو است.

    تا اوایل 1900، دانشمندان تنها یک حرکت را مشاهده کرده بودند که بر اساس قانون نیوتون قابل توضیح نبود و آن جابجایی کوچکی در مدار عطارد به دور خورشید بود. مدار عطارد، مانند مدار دیگر سیارات بیضی شکل است. خورشید درست وسط این بیضی قرار ندارد. به همین دلیل یک نقطه در این مدار نسبت به دیگر نقاط آن به خورشید نزدیکتر است. اما مکان این نقطه در هر بار گردش سیاره به دور خورشید اندکی تغییر می کند. دانشمندان به این جابجایی، سبقت سیاره می گویند. دانشمندان از قانون نیوتون برای محاسبه این جابجایی استفاده کردند اما نتیجه معادله با آنچه که مشاهده می شود اندکی متفاوت است.
    تئوری گرانش انیشتین

    در سال 1915، آلبرت انیشتین، فیزیکدان متولد آلمان، تئوری فضا-زمان-گرانش یا تئوری نسبیت عام را معرفی کرد. تئوری انیشتین طرز فکر دانشمندان به گرانش را به کلی دگرگون کرد. البته این تئوری، قانون نیوتون را رد نکرد بلکه آنرا گسترش داد. در بیشتر موارد، نتیجه ای که از تئوری نسبیت حاصل می شد، اندکی با نتیجه به دست آمده از قانون نیوتون متفاوت بود. برای مثال، انیشتین از تئوری خود برای اندازه گیری سبقت مداری سیاره عطارد استفاده کرد و نتیجه به دست آمده درست برابر با مشاهدات بود. این نخستین آزمون برای تائید تئوری نسبیت عام به حساب آمد.

    تئوری انیشتین بر اساس دو چیز استوار بود. اول، ماهیتی به نام فضا-زمان و دوم قانونی که به نام اصل هم ارزی شناخته می شود.
    فضا-زمان

    در ریاضیات پیچیده نسبیت، زمان و فضا از هم جدا نیستند. در عوض، فیزیکدانان به مجموعه ای از زمان و فضای سه بعدی شامل طول، عرض و ارتفاع، فضا-زمان می گویند. انیشتین چنین بیان کرد که ماده و انرژی می توانند با ایجاد انحنا در فضا-زمان، شکل آنرا تغییر دهند و گرانش در واقع تاثیر این انحنا در فضا-زمان می باشد.

    اصل هم ارزی می گوید که تاثیرات گرانش و تاثیرات شتاب با هم برابرند. برای درک این اصل، تجسم کنید که شما در سفینه ای هستید که به هیچ جرم آسمانی نزدیک نیست. بنابراین سفینه شما تحت تاثیر هیچ گونه نیروی گرانشی قرار ندارد. فرض کنید که سفینه شما به سمت جلو می رود اما شتاب ندارد. به بیانی دیگر، سفینه شما با سرعتی ثابت و در جهتی ثابت حرکت می کند. اگر شما توپی را بیرون بگیرید و رها کنید، توپ سقوط نخواهد کرد. در عوض، در کنار شما معلق خواهد ماند.

    اما فرض کنید که سفینه شما با افزایش سرعت، شتاب بگیرد. در این هنگام توپ ناگهان به سمت پائین سفینه سقوط خواهد کرد دقیقا مانند زمانیکه تحت تاثیر گرانش قرار بگیرد.
    پیش بینی های نسبیت عام

    از زمانیکه محاسبه سبقت مداری عطارد، تئوری نسبیت را تائید نمود، مشاهدات زیادی برای بررسی پیش بینی های تئوری نسبیت انجام گرفت. برخی از نمونه ها عبارتند از: انحراف پرتوهای نور و امواج رادیویی، وجود امواج گرانش و سیاه چاله ها و گسترش کائنات.
    انحراف پرتوهای نور

    تئوری انیشتین پیش بینی می کرد که گرانش می تواند مسیر پرتوهای نور را هنگامیکه از نزدیک یک جرم سنگین عبور می کنند دچار انحراف کند. انحراف به این دلیل به وجود می آید که اجرام، فضا-زمان را دچار انحنا می کنند. خورشید به قدری سنگین هست که بتواند پرتوهای نور را منحرف نماید و دانشمندان در سال 1919، در حین یک کسوف کامل توانستند این پیش بینی را تائید کنند.




    ایجاد انحراف و کاستن از سرعت امواج رادیویی
    این تئوری همچنین پیش بینی کرد که خورشید امواج رادیویی را منحرف کرده و سرعت آنها را کاهش می دهد. دانشمندان با اندازه گیری انحرافی که خورشید در امواج رادیویی ارسال شده توسط کوازارها (اجرام بسیار بسیار قدرتمند که در مرکز برخی کهکشانها قرار دارند) ایجاد می کند این پیش بینی را نیز تائید کردند.

    محققین تاخیر امواجی که از کنار خورشید عبور می کردند را با ارسال سیگنالهایی بین زمین و فضاپیمای وایکینگ که در سال 1976 به مریخ رسید، اندازه گیری کردند. آن اندازه گیریها همچنان یکی از پر ارزش ترین تائیدیه های تئوری نسبیت به حساب می آیند.
    امواج گرانشی

    تئوری نسبیت نشان داد که اجرام سنگینی که به دور یکدیگر در چرخشند، امواجی را به نام امواج گرانشی منتشر می کنند. از سال 1974، دانشمندان حضور این امواج را به طور غیر مستقیم با مشاهده اجرامی به نام تپ اختر دوتایی تائید کرده اند. تپ اختر دوتایی نوعی ستاره نوترونی است که با سرعت بسیار زیاد به دور جرمی مشابه خود اما کوچکتر و غیر قابل مشاهده می چرخد. ستاره نوترونی متشکل از سلولهای نوترون، ذره ای که به طورمعمول تنها در هسته اتمها یافت می شود، می باشد.

    یک تپ اختر ، دو موج رادیویی را در دو جهت مخالف هم منتشر می کند. با چرخش ستاره حول محور خود، موجها مانند پرتوهای نور یک نورافکن در فضا پخش می شوند. اگر یکی از این امواج رادیویی به زمین برسد، تلسکوپهای رادیویی این موج را به صورت یک سری پالس دریافت می کنند. با مشاهده دقیقتر تغییرات پالسهای یک تپ اختر دوتایی، دانشمندان می توانند دوره مداری (زمانیکه دو ستاره یک دور کامل در مدار خود می زنند) آن را تخمین بزنند.

    مشاهدات تپ اختر دوتایی PSR 1913+16 نشان داد که دوره مداری آن کاهش می یابد و ستاره شناسان این مقدار کاهش را اندازه گیری کردند. دانشمندان همچنین از معادلات نسبیت عام برای محاسبه مقدار کاهش دوره مداری، در صورت انتشار امواج گرانشی، استفاده کردند. مقدار محاسبه شده دقیقا برابر با مقدار اندازه گیری شده بود.
    سیاهچاله ها

    تئوری انیشتین حضور اجرامی به نام سیاهچاله ها را پیش بینی کرد. سیاهچاله منطقه ای در فضا است که نیروی گرانش آن اجازه گریز به هیچ چیز حتی پرتوهای نور را نمی دهد. محققان مدارک مستدلی در دست دارند که نشان می دهد اغلب ستارگان سنگین در نهایت به سیاهچاله تبدیل می شوند و بیشتر کهکشانها دارای یک سیاهچاله عظیم الجثه در مرکز خود می باشند.
    گسترش کائنات

    انیشتین در سال 1917، مقاله نسبیت عام را که مطالعه ای بر کل کیهان بود ارائه نمود. بر اساس این تئوری، کائنات یا در حال گسترش است و یا در حال انقباض. در آن سال دانشمندان مدارک قاطعی برای پذیرفتن هیچ یک از آن دو حالت در دست نداشتند. انیشتین برای پیشگیری از بروز مخالفت دیگران با تئوری نسبیت عام، عاملی به نام ثابت کیهانی را به تئوری خود افزود. ثابت کیهانی، دفع هر ذره در فضا توسط ذرات اطرافش، برای پیشگیری از انقباض جهان می باشد.

    بالاخره در سال 1929، ستاره شناس آمریکایی ادوین هابل (Edwin Hubble) کشف کرد که کهکشانهای دوردست در حال دور شدن از زمین می باشند و هر چه فاصله کهکشان از زمین بیشتر است سرعت دور شدن آن نیز بیشتر است. کشف هابل نشان داد که دنیا در حال انبساط است. در پی این اکتشاف و تائید آن توسط مشاهدات ستاره شناسان دیگر، انیشتین ثابت کیهانی را از تئوری خود حذف نمود و آن را بزرگترین اشتباه خود توصیف کرد.

    کشف گسترش کائنات به همراه مشاهدات دیگر، منجر به شکل گیری تئوری منشا کائنات یعنی تئوری بیگ بنگ یا مهبانگ شد. بر اساس این تئوری، جهان در پس یک انفجار مهیب آغاز شده است. در آغاز، کل جهانی که ما امروز در این ابعاد و اندازه می بینیم، به کوچکی یک تیله بوده است. سپس مواد شروع به گسترش کرده و این گستردگی تا به امروز ادامه یافته است.

    انرژی تاریک

    گرچه انیشتین ثابت کیهانی را بزرگترین اشتباه خود خواند اما شاید این عامل یکی از بزرگترین دستاوردهای مطالعات او باشد. اندازه گیریهایی که در سال 1998 گزارش شدند نشان می دهند که جهان با سرعت بیشتر و بیشتری رو به گسترش است. به علاوه، سرعت گسترش همانطور که در نسبیت عام با ثابت کیهانی محاسبه شده بود، افزایش یافته است.

    تا قبل از انتشار گزارشات، ستاره شناسان همگی فکر می کردند که از سرعت گسترش به دلیل وجود گرانش بین کهکشانها، کاسته شده است. اندازه گیریها نشان دادند که انفجارهای ابر نواختر در کهکشانهای دور دست، کم نور تر از آن هستند که انتظار می رود بنابراین کهکشانها دورتر از آن هستند که ما تصور می کنیم. اما این کهکشانها فقط در صورتی می توانند چنین فاصله دوری از ما داشته باشند که افزایش سرعت گسترش از گذشته آغاز شده باشد.

    ستاره شناسان به این نتیجه دست یافته اند که افزایش سرعت گسترش کائنات وابسته به عاملی است که بر خلاف گرانش عمل می کند. این عامل ممکن است ثابت کیهانی و یا چیزی به نام انرژی تاریک باشد. دانشمندان هنوز به یک تئوری برای وجود انرژی تاریک نرسیده اند اما آنها می دانند که چقدر از آن احتمالا در دنیا وجود دارد. مقدار انرژی تاریک کائنات حدودا دو برابر مقدار ماده در آن است.

    ماده در جهان شامل دو نوع است: ماده مرئی و ماده اسرار آمیزی به نام ماده تاریک. دانشمندان از ترکیب بندی ماده تاریک بی اطلاعند. اما اندازه گیریهای حرکت ستارگان و ابرهای گاز در کهکشانها دانشمندان را وادار به باور نمودن وجود چنین ماده ای کرده است. این اندازه گیریها نشان داده اند که جرم کهکشانها چندین بار بیشتر از جرم اجرام مرئی در آنها است. همه این مشاهدات بیانگر این هستند که مقدار ماده تاریک در کائنات 30 برابر ماده مرئی در آن است.
    گرانش و سن جهان

    مشاهدات دیگری که انجام گرفته اند نشان دادند که تئوری نسبیت عام در همه جای کائنات کاربرد دارد. کیهان شناسان عمر جهان را به کمک معادلات نسبیت عام، میزان سرعت گسترش جهان و مقدار ت********** ماده و انرژی تاریک محاسبه کردند. مقدار محاسبه شده، حدودا 14 بیلیون سال، با نتایج به دست آمده توسط دو روش دیگر محاسبه عمر جهان یعنی محاسبه بر اساس تکامل ستارگان و محاسبه بر اساس نیمه عمر رادیواکتیو ستارگان پیر، همخوانی داشت.
    تکامل ستارگان

    همراه با رشد و تکامل ستاره، دمای سطحی و نورانیت آن به روش کاملا شناخته شده ای تغییر می کند. ستاره شناسان می توانند با اندازه گیری دمای سطحی و نورانیت یک ستاره، سن آن را تشخیص دهند. با بهره گیری از این روش، پیر ترین ستاره ای که تا کنون ستاره شناسان پیدا کرده اند حدود 13 بیلیون سال عمر دارد.

    نیمه عمر رادیو اکتیو بر اساس این واقعیت است که عناصر شیمیایی مشخص، دچار تجزیه رادیواکتیو می شوند. در تجزیه رادیواکتیو، یک ایزوتوپ از یک عنصر به ایزوتوپ عنصری دیگر تبدیل می شود. ایزوتوپ های رادیواکتیو با سرعت مشخص و شناخته شده ای تجزیه می شوند.

    در سال 2001، دانشمندانی که در شیلی، با تلسکوپ بزرگ رصدخانه اروپای جنوبی کار می کردند، با تکنیک نیمه عمر رادیواکتیو، ستاره ای پیر در کهکشان راه شیری را مورد مطالعه قرار دادند. محققان اورانیوم 238 که شامل 92 پروتون و 146 نوترون است را بررسی کردند. دانشمندان می دانستند که آن ستاره در زمان شکل گیری شامل چه مقدار اورانیوم بوده است. آنها مقدار اورانیوم فعلی آن را اندازه گیری کردند. آنان با استفاده از اطلاعات به دست آمده و محاسبات، عمر این ستاره را به دست آوردند. به احتمال خیلی زیاد آن ستاره 5/12 بیلیون سال عمر دارد، بنابراین عمر جهان احتمالا از آن بیشتر است. محاسبه عمر چندین ستاره پیر دیگر نیز تقریبا به همین نتیجه ختم شد.

  7. #37
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    پالسار

    پالسارها (ستاره‌های تپنده) ، ستاره‌های نوترونی دواری هستند که پرتو موجهای رادیویی را که شاید در زمین بصورت تپش دریافت شوند، منتشر می‌کنند. میزان تپش با میزان دوران ستاره همخوان است. ستاره‌های تپنده دارای دور کند، تقریباً هر چهار ثانیه یکبار می‌چرخند. ستارگان تپنده دارای دور تند، تقریباً 30 بار در ثانیه می‌گردند. پالسارهای مزدوج که هر کدامشان در منظومه‌ای مداری در کنار ستاره‌ای همراه قرار دارد، تا هزار بار در ثانیه می‌چرخند. برخی تپنده‌ها اشعه ایکس ، نور مرئی و امواج رادیویی منتشر می‌کنند.
    -------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

    مقدمه
    از روی رصدهای قدیمی معلوم شده است که نورانیت پاره‌ای از ستارگان ثابت نیست، بلکه در فواصل منظم زمانی کم و زیاد می‌شود. در بسیاری از حالات توضیح علت این تغییر نورانیت به این ترتیب می‌شود که این ستاره‌ها ، عملا مزدوج هستند و دو کوکب سازنده این مجموعه در سطحی متوازی با امتداد رؤیت قرار دارند. واضح است در چنین حالتی یکی از دو کوکب مجموعه گاه به گاه در مقابل دیگری واقع می‌شود و این کسوفهای مکرر جزئی کوکبی که پنهان می‌شود، سبب کاهش شدت نور می‌شود. ولی مشاهده دقیق آسمان نشان می‌دهد که ستاره‌های متغیر دیگری نیز موجود است، که با این فرض نمی‌توان علت تغییر نورانیت آنها را بیان کرد.

    در این دسته ستارگان که معمولا به نام متغیرهای قیفاووس نامیده می‌شوند (از آن جهت که اولین نمونه تحقیق شده آنها در صورت فلکی قیفاووس بوده است)، تغییر نورانیت بسیار شبه آونگی و آهنگدار نوسانات نور در این دسته از ستارگان این فکر را ایجاد کرده که بایستی قطر چنین کواکبی میان حد بالا و حد پایین حالت ضربان و تپش منظمی داشته باشد و کم و زیاد شود. مشاهده اثر دوپلر دو خطوط طیفی متغیرهای قیفاووسی عملا ثابت کرده است که این ستارگان به اصطلاح نفس می‌زنند، یعنی قشرهای سطحی آنها به شکل منظم و متناوب بالا و پایین می‌رود.

    توجه به این مطلب کمال اهمیت را دارد که در مجموعه‌های متغیر کسوفی غالبا کواکب سازنده مجموعه از دسته ستارگان متعلق به رشته اصلی هستند، در صورتی که نمود ضربان انحصارا در میان غولهای سرخ قابل مشاهده است. ستاره‌های تپنده (یا ضربان دار) گروه مشخصی را می سازند و در نمودار راسل نوار باریکی را در قسمتن فوقانی ناحیه‌ای که معمولا محل قرار گرغتن ستاره‌های سرد و رقیق است اشتغال می‌کنند.




    نظریه‌های مربوط به ستاره‌های تپنده
    نظریه ریاضی مربوط به ضربان کره گازی نخستین بار بوسیله ادنیگتون بیان شده است و بوسیله این نظریه ارتباط میان دوره ضربان متغیر قیفاووسی از یک طرف و بزرگی هندسی و جرم ستاره از طرف دیگر آشکار می‌شود. قانون تپش ستاره‌ها کاملا با قانونی که بر نوسانات آهنگدار پیانو یا ویولون حکومت می‌کند، شباهت دارد. در این آلات موسیقی ارتفاع صوت (یا عده نوسانات) اصولا وابسته به درازای و همچنین جرم (کلفتی و نازکی) تاری است که مرتعش می‌شود. تار درازتر صوتی می‌دهد که از صوت کوتاهتر بهتر است، و اگر دو تار دارای یک طول باشند آنکه سنگینتر (کلفتر) است، صوت بمتری خواهد داشت.

    دوره ضربان و تپش ستارگان گازی نیز به وجه مشابهی با ازدیاد حجم و جرم کوتاهتر می‌شود. از نظریه ادنیگتون چنان برمی‌آید که دوره ضربان درست با ریشه دوم چگالی متوسط نسبت معکوس دارد. بدان سان که هر چه جرم ستاره کمتر باشد، ضربان آن کندتر می‌شود. و چون معلوم شده که در خانواده غولهای سرخ ، چگالی متوسط با زیاد شدن جرم و نورانیت تنزل می‌کند، چنان نتیجه می‌گیریم که ستاره‌های سنگینتر و درخشنده‌تر باید دوره ضربان طولانیتری داشته باشند. این رابطه که نخستین بار بوسیله ه. شیپلی (H. Shapley) منجم هاروارد ، بنابر معلومات رصدی مقرر گردید، در علم نجوم اهمیت فراوان دارد.



    سه گروه ستاره تپنده
    تحقیق مفصلتر درباره عده زیادی از ستاره‌های تپنده به این نتیجه رسیده است که همه اندازه‌های مختلف دوره ضربان به یک نسبت و فراوانی دیده نمی‌شود، و این گونه ستاره‌ها را از روی دوره ضربانشان به سه گروه تقسیم کرد.
    گروه اول
    متغیرهای کوتاه مدت که دوره نوسان نورانیت در اینها میان شش ساعت و یک روز است.
    گروه دوم
    ستارگان معدودی نیز هستند که دوره ضربانشان میان یک روز و یک هفته است، ولی عده بیشتر آنها است که برای یک ضربان کامل مدتی وقت میان یک تا سه هفته صرف می‌کنند. این گروه مشتمل است بر خود ستاره معروف δ قیفاووس و ستارگانی که در این گروه قرار دارند و معمولا به نام قیفاووسهای متعارفی (یا هنجاری) نامیده می‌شوند.
    گروه سوم
    این گروه عده کثیری از ستاره‌های تپنده را شامل می‌شود که دوره ضربان آنها حوالی یک سال است. این متغیرهای دراز مدت را به نام متغیرهای اعجوبه قیطسی یا میراستی (Mira Geti) می‌نامند و این به مناسبت اسم ستاره میراستی (میرا یعنی شگفت انگیز) است که در صورت فلکی قیطس قرار دارد و نماینده این گروه به شمار می‌رود.
    علت تپش
    چرا ستاره‌ها می‌تپند و مخصوصا چرا این خاصیت تپش و ضربان تنها در ناحیه باریکی از نمودار راسل دیده می‌شود؟ البته علل زیادی می‌تواند سبب شود که ستاره گازی از حالت تعادل خارج شود. گذشتن دو ستاره از نزدیگ یکدیگر یا انفجار تصادفی کوچکی در داخل کوکب ممکن است به آسانی سبب چنین امری بشود. ولی اگر علت این باشد، در آن صورت باید میزبان یک نمود تصادفی شود و به یک طبقه خاص از ستارگان در نمودار راسل منحصر نماید. کوچکی ناحیه‌ای که ستارگان تپنده را شامل می‌شود دلیل بر آن است که در اینجا سر و کار ما با شرایط خاصی است که تنها یک بار در تمام دوران تکامل حیاتی هر کوکب حادث می‌شود.

    ضربان ستاره ، نتیجه تصادفی است که میان نیروهای مولد انرژی هسته‌ای و نیروهای مولد انرژی ثقلی در مرکز ستاره صورت می‌گیرد. مقدار انرژی آزاد شده در فعل و انفعالات حرارتی هسته و مقدار انرژی آزاد شده در نتیجه انقباض ثقلی جرم کوکب تقریبا از لحاظ اندازه با یکدیگر برابر است. بنابراین می‌توان گفت که در این حالت ستارگان نمی‌دانند، از دو راه تولید انرژی ، انتخاب کدام یک بهتر است و میان این دو امکان حالت نوسانی دارند، ولی این نظریه جالب توجه از راهها و روشهای دیگر نیز باید تایید شود.






  8. #38
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    اختروش


    اختروش واژه فشرده‌ای به معنی شبهه ستاره است که به تصویر اپتیکی هسته‌های فوق فعال کهکشانهای دور دست اطلاق می‌شود. این هسته‌ها از ستاره‌های دور و برشان بسیار درخشانترند و مانند چشمه‌های نقطه‌ای تفکیک نشده به نظر می‌رسند.
    تاریخچه


    اختروشها اولین بار در سال 1936 دیده شدند. در آن هنگام اخترشناس انگلیسی به نام سیریل هزارد که در استرالیا کار می‌کرد با استفاده از روشهای پرتو - اخترشناسی توانست موقیت چشمه رادیویی قوی به نام 3c273 را با دقتی که تا آن زمان نظیر نداشت تعیین کند. این کار اخترشناس هلندی به ام مارتین اشمیت را که در ایالت متحده امریکا کار می‌کرد، قادر ساخت که همتای اپتیکیش را شناسایی کند و طیف آن را بفهمد. اشمیت مشاهده کرد که خطوط طیفی 3c273 طول موجهایی دارد که نسبت به آنچه در آزمایشگاه می‌توان دید "انتقال به سرخ" پیدا کرده است.

    به نظر می‌رسد که این چشمه با سرعت تقریبا شانزده درصد سرعت نور از زمین دور می‌شود. اشمیت توانست با استفاده از قانون هابل که می‌گوید فاصله کهکشانها مستقیما با استفاده از سرعت دور شدن آنها متناسب است، نتیجه گیری کند که 3c273 خیلی دور و در نتیجه بسیار درخشان است بطوری که توان آن در حدود 3919w و صد بار بشتر از توان کهکشان معمولی است.


    نتایج کیهان شناختی مطالعه اختروشها
    تعداد کل اختروشها را چندین بیلیون ، یعنی تقریبا یک دهم درصد کهکشانهای درخشان تخمین زده‌اند، فاصله بیشتر اختروشها از زمین بسیار بسیار زیاد است، بطوری که نوری که از آنها می‌بینیم هنگامی گسیل شده است که عالم خیلی جوانتر بوده است. انتقال به سرخ دورترین اختروشی که تا کنون کشف شده است با z = 4.9 مشخص می‌شود. یعنی طول موجهای خطوط طیفی‌اش با ضریب 1 + z = 5.9 افزایش می‌یابد. سن عالم در زمان گسیل نور این اختروش فقط در حدود 7 درصد سن کنونی‌اش بوده است.


    مطالعه طیف سنجی اختروشها
    از سال 1963 تاکنون اختر شناسان در مورد اختروشها اطلاعات زیادی بدست آورده‌اند. اختر وشها در تمام گستره طیف الکترومغناطیسی ، از بلندترین امواج رادیویی گرفته تا امواج فروسرخ و اشعه ایکس و پر انرژیترین پرتوها ، رصد شده‌اند. بیشترین توان گسیلی آنها در تابش فرابنفش است و اعتقاد بر این است که این تابش از هسته مرکزی اختروشها می‌آید. بخشی از این تابش فرابنفش در گاز اطراف اختروش جذب می‌شود و دوباره به صورت خطوط طیفی گسیل می‌شود.

    در این میان بویژه خطهای گسیل شده از اتمهای هیدروژن , یونهای هلیوم ، کربن ، نیتروژن ، اکسیژن ، منیزیم و سدیم غلبه دارند. بسیاری از خطوط طیفی اختروشها به گذارهای اتمی و مولکولی در ناحیه فرابنفش مربوط می‌شود. اما چون بیشتر اختروشها انتقال به سرخ زیادی دارند، این خطوط در ناحیه مرئی دیده می‌شوند. گازی که این خطوط طیفی را گسیل می‌کند با سرعتی از مرتبه 10000km/s یا سه درصد سرعت نور حرکت می‌کند. این بدان معنا است که فوتونهایی که مشاهده می‌کنیم انتقالهای دوپلری بسیار متفاوتی دارند و در نتیجه با خطوط طیفی بسیار پهنی روبرو می‌شویم. این یکی از ویژگیهایی است که با آن می‌توان اختروشها را تشخیص داد.

    اعتقاد بر این است که بیشتر تابش فروسرخ در واقع تابش فرابنفش است که از گازهای غبارآلود دورتر بازتابیده می‌شود، همچنین مشاهده شده است که در اختروشها تغییراتی پدید می‌آید که مقیاس زمانی آنها ممکن است چند روز باشد که دست کم برای این مورد ، این بدان معنا است که تابش از ناحیه‌ای سرچشمه می‌گیرد که از منظومه شمسی بزرگتر نیست.





    نحوه مشاهده اختروشها
    تعداد کمی از اختروشها از جمله 3c273 ، چشمه رادیویی قوی هستند و "رادیو قوی" نامیده می‌شود (اغلب اختروشها "رادیو ضعیف" هستند (واژه اختروش در ابتدا به اجسام رادیو - ضعیف اطلاق می‌شد، اما حالا معمولا شامل اجسام رادیو - ضعیف هم می شود). اختروشهای رادیو قوی یک جفت فواره تولید می‌کند که در دو جهت پاد موازی از هسته و در نهایت از کهکشان بیرون می‌زند و دو ناحیه عظیم مولد امواج رادیویی را پدید می‌آاورد.

    پلاسمای موجود در این فواره‌ها که امواج رادیویی تولید می‌کنند، می‌توانند با سرعتی خیلی نزدیک به سرعت نور حرکت کنند. وقتی که جهت یکی از فواره‌ها به سمت زمین باشد، ویژگیهایی مشاهده می‌شود که گویی سرعتی بیش از سرعت نور دارند. اما این انبساط "ابر نوری" فقط یک خطای دید است. برخی از این فواره‌ها در بسامدهای بالاتر هم دیده می‌شوند که در یک مورد انرژی پرتوهای ایکس آن به هزار میلیارد الکترون ولت هم می‌رسد.
    نمونه‌ای از کهکشانهای رادیویی
    اختروشها جالب توجه‌ترین نمونه‌های کهکشانهایی هستند که هسته فعال دارند. نمونه کمتر درخشان ، اختروشهای رادیو ضعیف "کهکشانهای رادیو ضعیف " و نمونه‌های بیشتر درخشان ، اختروشهای رادیو قوی که کهکشانهای رادیو قوی نام دارند. بسیاری از اختر شناسان گمان می‌کنند که بیشتر کهکشانهای درخشان خیلی سریع از مرحله اختروشی می‌گذرند اما این امکان نیز وجود دارد که در عوض تعداد کمی از کهکشانها بشتر عمرشان را در همان مرحله اختروشی بمانند.

    اختروشها نه تنها به نوبه خود درخور توجه هستند، بلکه برای ماده‌ای که در امتداد خط دید آنها قرار می‌گیرد هم کاونده‌های ارزشمندی به شمار می‌آیند. در طیف بیشتر اختروشها با خطوطی جذبی روبرو می‌شویم که انتقال به سرخشان کمتر از انتقال به سرخ خود اختروشهاست. خطوط طیفی مربوط به گذارهای یونی اتمهایی که در ستاره‌ها ساخته می‌شوند، مثل کربن و منیزیم به گازهای درون کهکشانها نسبت داده می‌شود. مجموعه بزرگ خطوطی که فقط به هیدروژن مربوط است ، به گاز اولیه‌ای نسبت داده می‌شود که هنوز به صورت کهکشانها و ستاره‌های معمولی چگالیده نشده است.

    اثر کاملا جداگانه‌ای که فقط در یک صدم اختروشها دیده می‌شود، انحراف نور اختروشهای دور دست است که بر اثر میدان گرانشی کهکشانهای بین راهی حاصل می‌شود. همگرایی این نوع عدسیهای گرانشی ممکن است آنقدر قوی باشد که از هر چشمه اختروش چند تصویر ساخته شود. عدسهای گرانشی می‌توانند درباره کهکشانهای دور دست و اندازه شکل عالم اطلاعات زیادی را فراهم آورند.

  9. #39
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم


    مقدمه
    شکل گیری منظومه شمسی حدود 5 میلیارد سال پیش ، از ابری متشکل از گاز و غبار بین ستاره‌ای ، آغاز گردید. جاذبه باعث انقباض ابر شده و کره متراکمی از گاز در مرکز ابر بوجود آورد. جاذبه همچنین باعث دوران هر چه سریعتر ابر شد. هنگام دوران، مواد موجود در ابر، پهن شده و حلقه ای به وجود آمد که نواحی متراکم مرکزی را در بر می گرفت. سرانجام در این ناحیه متراکم ، گرمای لازم برای وقوع واکنشهای هسته‌ای فراهم گشت و بدین ترتیب ، ستاره خورشید بوجود آمد. اعضای کوچکتر منظومه شمسی از مواد موجود در این حلقه بوجود آمدند. این اعضاء عبارتند از سیارات ، سیارکها و ستاره دنباله دار.


    خانواده منظومه شمسی
    تمام اجرام آسمانی که در یک منظومه مداری قرار دارند، تحت تأثیر جاذبه‌ای دو جانبه به دور یک جرم مشترک مرکزی می‌چرخند. در منظومه زمین _ ماه مرکز جرم مشترک در فاصله 4748 کیلومتری (2950مایلی) هسته زمین قرار داشته و از سطح زمین خارج نشده است. در مورد منظومه شمسی ، مرکز جرم مشترک همواره با تغییر موقعیت نسبی سیاره‌ها ، در حال تغییر است. این مرکز در فاصله‌ای حدود 300000 کیلومتر (186000 مایل) خارج از سطح خورشید قرار دارد.
    سیارات منظومه شمسی

    * سیاره ماه
    * سیاره عطارد
    * سیاره زهره
    * سیاره زمین
    * سیاره مریخ
    * سیاره مشتری
    * سیاره زحل
    * سیاره سیاره اورانوس
    * سیاره نپتون
    * سیاره پلوتون
    * سیاره سدنا

    تمام خصوصیات زیر در مقایسه با زمین می‌باشد

    سیاره قطر
    استوا جرم شعاع
    مدار سال روز
    عطارد 0.382 0.06 0.38 0.241 58.6

    زهره 0.949 0.82 0.72 0.615 -243

    زمین 1.00 1.00 1.00 1.00 1.00

    مریخ 0.53 0.11 1.52 1.88 1.03

    مشتری 11.2 318 5.20 11.86 0.414

    زحل 9.41 95 9.54 29.46 0.426

    سیاره اورانوس 3.98 14.6 19.22 84.01 0.718

    نپتون 3.81 17.2 30.06 164.79 0.671

    پلوتون* 0.24 0.0017 39.5 248.5 6.5

    سدنا* - - - - -








    میلیونها سال طول کشید تا منظومه
    شمسی از ابری متشکل ازگاز و غبار ، پدید آمد.





    اندازه سیارات نسبت به خورشید و همینطور
    محل قرار گرفتن قمرهای سیارات منظومه شمسی
    As soon as we are born the return begins
    at once the setting forth and the coming back
    we die in every moment

  10. #40
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    تعداد آسمانها
    از قرنهای چهارم تا ششم پیش از میلاد مسیح ، اخترشناسان یونانی پی بردند که باید بیشتر از یک سایبان (آسمان) وجود داشته باشد. چون اوضاع نسبی ستارگان ثابت ، که حول زمین حرکت می‌کنند، ظاهرا تغییری نمی‌کند، اما اوضاع نسبی خورشید ، ماه و پنج جسم درخشان ستاره مانند که امروزه سیارات عطارد ، زهره ، مریخ ، مشتری و زحل می‌گویند) تغییر می‌کنند. در قرآن مجید نیز ، جایی که صحبت از حقیقت آسمان می‌کند، لفظ آسمان های هفتگانه بکار برده می‌شود.
    روشهای مختلف اندازه گیری فواصل کیهانی
    در حدود صد و پنجاه سال پیش از میلاد ، هیپارکوس (Hyparchus) ، فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین بدست آورد. وی روشی را بکار برد که یک قرن پیش از او ، بوسیله جسورترین اخترشناس یونانی آریستارکوس (Aristarchus) ، پیشنهاد شده بود. آریستاکوس متوجه شده بود که انحنای سایه زمین ، وقتی که از ماه می‌گذرد، باید ابعاد نسبی زمین تا ماه را نشان دهد. با پذیرش این نظر و به کمک روشهای هندسی می‌توان فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین محاسبه کرد.

    برای تعیین فاصله خورشید نیز ، آریستاکوس ، یک روش هندسی را بکار برد که از نظر تئوری درست بود. اما نیاز به اندازه گیری زاویه‌هایی چنان کوچک داشت که جز با استفاده از وسایل امروزی ممکن نبود. هر چند که ارقام وی درست نبود، اما او نتیجه گرفت که خورشید حداقل باید هفت برابر بزرگتر از زمین باشد و لذا گردش خورشید به دور زمین که در آن زمان رایج بود، غیر منطقی دانست.

    اختر شناسان بعدی حرکات اجرام آسمانی را بر مبنای این نظریه مورد مطالعه قرار دادند که زمین ساکن است و در مرکز عالم قرار دارد. نفوذ و سلطه این نظریه تا سال 1543 ، یعنی تا زمانی که کوپرنیک (Nicilaus Copernicus) کتاب خود را منتشر کرد و با پذیرش عقیده آریستاکوس ، زمین را برای همیشه از مرکز جهان بودن بیرون راند، حاکم بود.


    * یکی دیگر از روشهایی که با آن می‌توان فاصله‌های کیهانی را محاسبه کرد، استفاده از روش پارالاکس (Paralax) است.

    * روش دیگر استفاده از مثلثات است. بطلیموس با استفاده از مثلثات توانست فاصله راه را از روی پارالاکس آن تعیین کند و نتیجه‌اش با رقم پیشین ، که بوسیله هیپارکوس بدست آمده بود، تطبیق می‌کرد.

    البته امروزه روشهای مختلف دیگری که خیلی دقیقتر از روشهای فوق است، فاصله خورشید از زمین بطور متوسط تقریبا ، برابر 5‚149 میلیون کیلومتر است. این فاصله متوسط را واحد نجومی (با علامت اختصاری A.U) می‌نامند و فاصله‌های دیگر منظومه شمسی را با این واحد می‌سنجند.

    سیر تحولی و رشد
    با گسترش روز افزون علم و ساخت تلسکوپهای دقیق ، دانشمندان ، در اندازه گیری ابعاد جهان روز به روز به نتایج جدیدتری نائل می‌شدند. با ساخته شدن و گسترش این وسایل اندازه گیری ، دید بشر نسبت به جهان نیز تغییر یافت. به عنوان مثال با چشم غیر مسلح تقریبا می‌توانیم در حدود 6 هزار ستاره را ببینیم، اما اختراع تلسکوپ ناگهان آشکار کرد که این فقط جزیی از جهان است.

    هر چند با بوجود آمدن وسایل دقیق اندازه گیری ، دانش نیز نسبت به جهان هستی ، گسترش پیدا می‌کرد، اما نظریه‌های مختلفی توسط دانشمندان ارائه می‌گردد. از جمله دانشمندانی که نسبت به ارایه این نظریه‌ها اقدام کردند می‌توان به ویلیام هرشل (Wiliam Herschel) ، اختر شناس آلمانی الاصل انگلیسی یا کوبوس کورنلیس کاپیتن (Jacobus cornelis kapteyn) ، اخترشناس هلندی ، شارل مسیر (Charles Messier) و هابل و … اشاره کرد.
    پایان جهان کجاست؟
    سرانجام بعد از تحقیقات گسترده توسط پیچیده‌ترین تلسکوپها ، دانشمندان دریافتند که:


    * غیر از کهکشان ما ، کهکشانهای دیگری نیز وجود دارد.
    * کهکشانهایی وجود دارند که جرم آنها بیشتر از کهکشان ماست.
    * بر اساس مقیاس جدید فاصله‌ها ، سن زمین حد اقل 5 میلیارد سال است و این حد با حدسیات زمین شناسان در مورد سن زمین مطابقت دارد.

    همچنین تلسکوپهای جدید وجود خوشه‌های کهکشانی را نشان می‌دهد. کهکشان ما نیز ظاهرا جزیی از یک خوشه محلی است که شامل ابرهای ماژلان ، کهکشان امرأة المسلسله و سه‌ها ، کهکشان کوچک نزدیک آن و چند کهکشان کوچک دیگر هست که روی هم رفته نوزده عضو را تشکیل می‌دهند.

    اگر کهکشانها خوشه ها را و خوشه‌ها نیز خوشه‌های بزرگتری را تشکیل می‌دهند، آیا می‌توان گفت که جهان و به تبع آن فضا ، تا بینهایت گسترده شده است؟ یا اینکه چرا برای جهان و چه برای فضا انتهایی وجود ندارد؟ در هر حال ، دانشمندان با وجود اینکه با تخمین می‌توانند تا فاصله 9 میلیارد سال نوری ، چیزهایی را تشخیص دهند، ولی هنوز هم نشانه‌ای از پایان جهان پیدا نکرده‌اند.

  11. #41
    saturn
    Guest

    پاسخ : نجوم

    نام

    عنوان «ستاره دنباله‌دار» که بسیار رایج است از نظر علمی دقیق نیست (چون ستاره‌ها دنباله ندارند.) در متن‌های فارسی گاه واژه‌های «گیسودار» و «گیسودراز» و «ذوذنب» (از عربی، به معنای «دم‌دار») برای دنباله‌دار بکار رفته‌است.[۱]
    سیاره برجیس (مشتری) نیز یکی از گیسودارها به شمار می‌آمده و نام آن نیز عربی‌شدهٔ پرگیس فارسی است که احتمالاً پُرگیس (پرمو) معنی می‌داده‌است.[۲]
    برخی از دنباله‌دارها به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلاً دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
    برخی از دنباله‌دارها بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلاً ۱۹۷۱آ اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی کشف شد و همینطور ۱۹۷۱ب دنباله‌دار کشف شده بعدی در آن سال بود و غیره.
    • پس از آنکه مدار دنباله‌دار محاسبه شود، شماره‌گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلاً ستاره دنباله‌دار 1971I اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

    انواع دنباله‌ها

    در هر دنباله‌دار دو نوع دنباله وجود دارد: دنباله غبار و دنباله گاز یونیده. دنباله غباری از ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود تشکیل شده است. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که باد خورشیدی مقداری ماده از کُما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچک‌ترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولاً پخش و خمیده‌اند.
    دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.
    دنباله‌های یونی معمولاً کشیده‌تر و باریکترند. هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیون‌ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به ستاره دنباله‌دار هیل-باب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).



    منشأ دنباله‌دارها

    دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولاً از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولاً کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.
    دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد، متان، سیانوژن، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولاً یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.



    مشخصات فیزیکی

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

    رأس دنباله‌دار

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

    دم ستاره دنباله‌دار

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

    گیسوی ستاره دنباله‌دار

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

    ماده ستاره دنباله‌دار

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



    حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار

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



    مدار ستاره دنباله‌دار

    • بیشتر دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.

    • مدارهای دنباله‌دار های دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.

    • به علت تأثیرات گرانشی، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب 76 سال) بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می‌برند



    تغییر مدار دنباله‌دار

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

    مرگ دنباله‌دار

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

  12. #42

    پاسخ : نجوم

    آسمان‌نما

    آسمان‌نما(به انگلیسی: Planetarium) تالاری است که در آن نمایی از ستارگان و سیاره‌ها و دیگر پدیده های آسمانی برای منظورهای آموزشی یا سرگرمی نمایش داده می‌شود.
    معمولاً آسمان‌نما دارای گنبدی است که بینندگان در زیر آن می‌نشینند و تصویری از آسمان را که با پروژکتور مخصوصی بر سقف گنبد می‌افتد نگاه می‌کنند.
    برخی از رصدخانه‌ها و موزه‌های علوم و کاوشکده‌ها دارای آسمان‌نما هم هستند.
    در تهران نیز یک آسمان نما در خیابان معلم - شریعتی وجود دارد
    آسمان‌نمای مسکو
    آسمان‌نمایی است که از سال ۱۹۲۹ در شهر مسکو آغاز به‌کار کرد. این آسمان‌نما تا دههٔ ۸۰ میلادی (اوج کار آسمان‌نما) مورد توجه منجمهای آماتور و حرفه‌ای روسیه بود. با بروز مشکلات سیاسی و اقتصادی، کمکهای دولتی به این آسمان‌نما قطع شد و در سال ۱۹۹۴ آسمان‌نما بسته شد.
    در سال ۲۰۰۴ و بعد از حدود ۱۰ سال تخریب، فرسودگی و بی‌توجهی به این آسمان‌نما، طرح بازسازی این مرکز آغاز شد.



  13. #43

    پاسخ : نجوم

    ستاره بارنارد(به انگلیسی: Barnard's Star) (/ˈbɑrnɚd/)یک ستاره فوق سبک است که در فاصله ۶ سال نوری از زمین و در صورت فلکی مارافسای قرار دارد. ستاره بارنارد به نام لاتین Velox Barnardi هم خوانده می‌شود.

    ستاره دوتایی به دو ستاره گفته می‌شود که به هم نزدیک هستند و به دور مرکز ثقلشان گردش می کنند. به ستاره کوچکتر
    ستاره همدم گفته می شود.تحقیقات جدید نشان می دهد درصد زیادی از ستارگان بخشی از یک سامانه حداقل دو ستاره‌ای هستند. ستارگان دوتایی در اخترفیزیک بسیار مهم هستند زیرا مدار آنها جرمشان را مشخص می کند.جرم بسیاری از ستارگان تکی از روی برون‌یابی جرم ستارگان دوتایی بدست می آید. ستاگان دوتایی با ستاره دوتایی نوری یکی نیستند, تفاوت آنها در این است که ستارگان دوتایی نوری از زمین نزدیک یکدیگر دیده می شوند ولی آنها هیچ اثر گرانشی بر یکدیگر ندارند.ستارگان دوتایی از روی طیف‌سنجی هم شناخته می شوند. اگر مدار حرکت این ستارگان در راستای دید زمین باشد آنها از طریق گرفت تشخیص داده خواهند شد.
    به سامانه‌های بیشتر از دو ستاره ستاره چندتایی می گویند که فراوانی آن کم نیست.ستاره‌های دوتایی می‌توانند بین یکدیگر جرم تبادل کنند و تکامل یابند از معروفترین ستارگان دوتایی می توان به الغول(ستاره دوتایی گرفتی)شباهنگ و ماکیان ایکس یک(که همدم کوچکتر قویترین احتمال سیاهچاله است).

    ستاره قطبیهر ستاره‌ای که بسیار نزدیک به امتداد محور زمین بر کره سماوی باشد جهت شمال (در نیمکره شمالی)یا جنوب (در نیمکره جنوبی) را نشان می‌دهد. و ستاره ای با این موقعیت محلش نسبت به ناظر ساکن روی زمین تغییر نمی‌کند. در حال حاضر این موقعیت از آن ستاره جدی است.اما به دلیل حرکت پیشروش (رقص محوری) زمین این مکان تغییر می‌کند. در ۳۰۰۰ سال پیش ستاره قطبی ستاره آلفا تنین بود و در سال ۱۴۰۰۰ میلادی ستاره قطبی ستاره نسر واقع خواهد بود.
    در نیم‌کره‌ی شمالی زمین ستاره‌ی قطبی (ستاره‌ی شمالی، ستاره‌ی جدی) با تقریب بسیاری خوبی جهت شمال جغرافیایی را نشان می‌دهد؛ یعنی اگر رو به آن بایستیم، درست به سمت شمال ایستاده‌ایم. برای یافتن ستاره‌ی قطبی روش‌های مختلفی وجود دارد:
    1. به وسیله‌ی ستاره‌های ملاقه‌ای شکل «دب اکبر» (صورت فلکی هفت برادران): هر گاه دو ستاره‌ی پایانی پیاله‌ی ملاقه را به هم وصل کنیم، و 5 برابر فاصله‌ی میان دو ستاره به سمت بالا ادامه دهیم، به ستاره‌ی قطبی می‌رسیم.
    2. به وسیله‌ی ستاره‌های W شکلِ «ذات‌الکرسی»: هرگاه وسط W را حدود 5 برابر فاصله‌ی دو ستاره‌ی اضلاع آن به سوی بالا ادامه دهیم، به ستاره‌ی قطبی می‌رسیم. ذات‌الکرسی نسبت به دب اکبر به ستاره‌ی قطبی نزدیک‌تر است، ولی یافتن آن در آسمان مشکل‌تر است.
    3. ستاره‌ی قطبی، خود آخرین ستاره‌ی دسته‌ی ملاقه‌ی صورت فلکی ملاقه‌ای شکل «دب اصغر» است.
    زمین دور محوری فرضی که از شمال و جنوب کره‌ی زمین می‌گذرد می‌چرخد. این چرخش زمین موجب می‌شود که ما تصور کنیم همه‌ی ستاره‌های آسمان حول محوری می‌چرخند(حرکت ظاهری دارند)، که در محل محور گردش آن‌ها ستاره‌ی قطبی می‌درخشد؛ ستاره‌ی پرنوری که جایش در آسمان ثابت است. دلیل عدم حرکت ظاهری ستاره‌ی قطبی این است که این ستاره در امتداد محور چرخش زمین قرار دارد.
    • در شب می‌توان به وسیله‌ی ستاره‌ی قطبی و دب اکبر زمان را تشخیص داد. روش آن در مدخل ساعت ستاره‌ای آمده است.
    • همچنین توسط ستاره قطبی می‌توانیم که عرض جغرافیایی را تعیین کنیم.
    ستاره نوترونی
    هنگامی كه ستاره پر جرمی به شكل ابر نواختر منفجر می شود، شاید هسته اش سالم بماند. اگر هسته بین 4/1 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله كوتوله سفید متراكم می كند تا این كه پروتونها و الكترونها برای تشكیل نوترونها به یكدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می شود. وقتی كه قطر ستاره ای 10 كیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شكل تپنده شناسایی می شوند كه با چرخش خود، 2 نوع اشعه منتشر می كنند.
    برای این كه تصور بهتری از یك ستاره نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید.. می توانید فرض كنید كه تمام جرم خورشید در مكانی به وسعت یك شهر جا داده شده است. یعنی می توان گفت یك قاشق از ستاره نوترونی یك میلیارد تن جرم دارد.
    این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می آیند. پس از انفجار یك ابرنواختر ممكن است به خاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه ی عناصر شیمیایی شكسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.
    اكثر دانشمندان عقیده دارند كه جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الكترونها به درون یكدیگر می شوند كه خود سبب به وجود آمدن توده های متراكم نوترونی خواهد شد. عده كمی نیز معتقدند كه فشردگی پروتونها و الكترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می شود كه تنها كوارك ها باقی بمانند. و این ستاره كواركی متشكل از كواركهای بالا و پایین (Up & down quarks)و نوع دیگری از كوارك كه از بقیه سنگین تر است خواهد بود كه این كوارك تا كنون در هیچ ماده ای كشف نشده است.
    از آنجا كه اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندك است در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است.
    در اواخر سال 2002 میلادی.. یك تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotton مطالعاتی را در مورد یك ستاره نوترونی به همراه یك ستاره همدم به نام 0748676 EXOا نجام داد. این گروه برای مطالعه ی این ستاره دو تایی كه در فاصله ی 30000 سال نوری از زمین قرار دارد.. از یك ماهواره مجهز به اشعه ایكس بهره برد.( این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد)
    هدف این تحقیق تعیین ساختار ستاره نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه ی زیاد ستاره بر روی نور بود.
    با توجه به نظریه ی نسبیت عام نوری كه از یك میدان جاذبه ی زیاد عبور كند.. مقداری از انرژی خود را از دست می دهد. این كاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می كنند. به این پدیده انتقال به قرمز می گویند.
    این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازك یك ستاره نوترونی را اندازه گیری كردند. جاذبه ی عظیم ستاره نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می شود كه میزان آن به مقدارجرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری كند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می توانند حدس بزنند كه داخل ستاره نوترونی فقط متشكل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته ی دیگر را نیز شامل می شود.
    این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند كه این ستاره تنها باید از نوترون تشكیل شده باشد. و در حقیقت طبق مدلهای كواركی ذره دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.
    درحین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایكس یك منبع پرقدرت اشعه ایكس لازم بود. انفجارهای هسته ای (Thermonuclear Blasts)كه بر اثر جذب ستاره همدم توسط ستاره نوترونی ایجاد می شود.. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ی ایكس بود. (ستاره نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن.. جاذبه ی قوی.. مواد ستاره همدم را به سوی خود جذب می كرد.) طیف پرتوهای X تولید شده.. پس از عبور از جو بسیار كم ستاره نوترونی كه از اتم های آهن فوق یونیزه شده تشكیل شده بود توسط ماهواره XMM-نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.
    نكته ی قابل توجه این است كه در آزمایشهای قبلی كه توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره ای متمركز بود كه میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است تشخیص اثر نیروی جاذبه ی ستاره بر روی طیف نور به طور دقیق امكان پذیر نبود. ولی ستاره موردنظر در پروژه بعدی (كه آن را توضیح دادیم) دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود كه اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.

  14. #44
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم

    تحولات ستاره
    جالب است بدانید که ستاره‌ها هم مانند انواع موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و می‌میرند. هر کدام از آنها در طول زندگی خود که گاها به میلیاردها سال هم می‌رسد، دچار تغییر و تحولات مختلفی می‌شوند.
    در طول زندگی انسان ، ستارگان بی‌شمار راه شیری ، عملا بی‌تغییر به نظر می‌رسند. گاهی ، یک نواختر ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم‌نورتر می‌شود. منظره زیبایی که درخشش یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. در سال 1054 میلادی (433 شمسی) مردم شاهد چنین منظره‌ای بودند. یک ابر اختر در صورت فلکی ثور منفجر شد که سحابی خرچنگ ، بقایای آن است. ستارگان متغیر با نور ثابتی نمی‌درخشند.

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

    رده بندی ستارگان:
    ستارگان بسیار جوان ، هنوز در میان گازهایی پنهان هستند که از آن شکل می‌گیرند. درون سحابی جبار ، نخستین سوسوی نور ستارگان نوزاد دیده شده است. خورشید ما ، سنین میانی خود را به آرامی می‌گذاراند. برخی از پیرترین ستارگان شناخته شده در خوشه‌های کروی جای دارند.
    عمر ستارگان:
    شاید بپرسید که محاسبه عمر ستارگان ، چگونه امکانپذیر است. هیچ کس نمی‌تواند رشد یک ستاره منفرد را از تولد تا مرگ آن دنبال کند، ولی خیال کنید که هیچگاه درخت ندیده‌اید و ناگهان شما را به وسط جنگلی برده‌اند، چه پیش می‌آید؟ درختان گوناگونی خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود هستند: از جوانه‌های کوچک تا درختان غول پیکر. اگر اندکی زیست شناسی بدانید، می‌توانید به چرخه حیات یک درخت پی ببرید. اختر شناسان به روشی مشابه ، با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه‌های مختلف ستارگان ، سلسله حوادث زندگی یک ستاره را نتیجه می‌گیرند.


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

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

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


  15. #45
    مدير بازنشسته فروم Boss Hunter آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Jun 2008
    محل سکونت
    همونجا
    نگارشها
    2,695

    پاسخ : نجوم


    خوشه های ستاره ای پر جرم در قلب راه شیری - ./00/1387 AM

    همانطور که این عکس را مشاهد می کنید در واقع به قلب راه شیری در طیف اشعه ایکس می نگرید.
    در نقطه اسرار آمیز از کهکشان ما ،سه خوشه ستاره ای بسیار پر جرم وجود دارد که به دور سیاه چاله ابر پر جرم در مرکز راه شیری در گردشند.این خوشه ها به نوبه خود از تعداد زیادی ستاره تشکیل شده اند که در
    طول موج ایکس پرتو افشانی می کنند.
    این عکس توسط تلسکوپ اشعه ایکس چاندرا ( متعلق به سازمان فضایی ناسا) در طی یک میلیون ثانیه تصویر برداری،تهیه شده است.
    مرکز کهکشان ما همواره پر تلاطم است.بر طبق آخرین داده های ارسالی از تلسکوپ فضایی چاندرا در این محدوده تعداد بسیار زیادی ستاره و همچنین سیاه چاله وجود دارد که با جرم بسیار زیاد شان، همواره بر یکدیگر تاثیر می گذارند.
    خوشه ستاره ای آرچ به صورت قوس دار در قسمت بالایی تصویر مشخص است.خوشه ستاره ای پنج تایی(پنج قلو) در بالا سمت راست ثبت شده و در نهایت خوشه جی.سی استار در پایین تصویر ،نزدیک به سیاه چاله ابر پر جرم راه شیری نمایان است.
    ستارگان این خوشه ها به خودی خود بسیار درخشانند و انرژی قابل توجهی در طیف اشعه ایکس و...( بویژه وقتی که باد های کیهانی در سطح آن ها می وزد)از خود گسیل می کنند.
    زمانی که عمر این ستارگان به پایان می رسد در طی یک انفجار ابر نو اختری مقدار بسیار زیادی ماده و انرژی از خود به فضای بین ستاره ای پرتاب می کنند.بسیاری از اجرامی که در اطراف مرکز کهکشان وجود دارند، پس از مرگ نیز در قالب ستاره نوترونی،سیاه چاله و یا سیستم های دوتایی از خود اشعه ایکس ساطع می کنند.
    در حالیکه ستاره های یک خوشه بر یکدیگر اثر می گذارند، خوشه های ستاره ای نیز به صورت متقابل بر یکدیگر تاثیر گذارند. برای نمونه خوشه های ستاره ای، در حال تصادم با ابرهایی سرد و بسیار چگال از گاز هستند.شدت این برخورد چنان زیاد است که علاوه بر گسیل اشعه ایکس، باعث شکل گیری ستارگانی بسیار پر جرم می شود،جرم ستارگانی که در این ناحیه وجود دارند، نسبت به سایر نقاط در کهکشان که محیطی آرام دارند،به مراتب بیشتر خواهد بود.
    در طی سال های گذشته تلسکوپ فضایی چاندرا، بیش از دو میلیون ثانیه از وقت خود را به بررسی مرکز کهکشان راه شیری و همچنین فرایند هایی که در آن صورت می پذیرد،اختصاص داده است.آخرین عکسی که در این طیف توسط چاندرا ثبت شده است، منطقه ای به وسعت صد و شصت و هشت در صد و سی سال نوری از کهکشان را در بر می گیرد.


    منبع : Chandra News Release
    نويسنده
    : اسماعیل مروجی

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