تایش سنکروترون

این تابش را نخستین بار در سال ۱۹۴۸، فرانک الدر (Frank Elder)، روبرت لانگمویر (Robert Langmuir) و هربرت پولک (Herbert Pollack)، در هنگام آزمایش با یک سنکروترون الکترونی مشاهده کردند. در این دستگاه، الکترون در یک میدان مغناطیسی تا انرژی‌های نسبیتی شتاب می‌گرفت. آن‌ها متوجه شدند که الکترون در راستای لحظه‌ای حرکت خود و در یک مخروط باریک، نور مرئی تابش می‌کند. در اخترفیزیک، نخستین بار از تابش سنکروترون برای توضیح گسیل رادیویی راه شیری، سخن به میان آمد. این گسیل رادیویی را کارل جانسکی در سال ۱۹۳۱کشف کرده بود. طیف و دمای درخشایی بالای این تابش (بیش از ۱۰۵ کلوین) با گسیل معمولی آزاد-آزاد گرمایی ناشی از گاز یونیده هم‌خوانی نداشت. در سال ۱۹۵۰، هانس آلفوِن (Hannes Alfvèn) و نیکلای هرلُف‌سان (Nicolai Herlofson)، به همراه کارل اوتو کیپن‌هوور (Karl-Otto Kiepenheuer) پیشنهاد کردند که زمینه‌ی رادیویی کهکشان به‌دلیل تابش سنکروترون می‌باشد. کیپن‌هوور اعتقاد داشت که الکترون‌های پرانرژیِ پرتو کیهانی در میدان مغناطیسی ضعیف کهکشان، تابش رادیویی گسیل می‌دارند. این توضیح درست از آب درآمده است. تابش سنکروترون، یک فرایند گسیل مهم در باقی‌مانده‌های ابرنواختری، کهکشان‌های رادیویی و اختروش‌ها نیز می‌باشد. این یک فرایند تابشی غیر گرمایی است، به عبارتی، انرژی الکترون‌‌‌‌‌‌‌‌های تابش کننده ناشی از حرکات گرمایی نیست.
 
 
 
کتاب مبانی ستاره‌شناسی صفحه ۳۴۰ و ۳۴۱
برچسب‌ها: کتاب مبانی ستاره‌شناسی, محیط بین‌ستاره‌ای, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در سه شنبه بیست و سوم آبان ۱۳۹۱ ساعت 6:20 توسط شاه علی  | 

کهکشان انفجارستاره‌ای

کهکشان‌های انفجارستاره‌ای (Starburst galaxy) نور فروسرخ و امواج رادیویی را در مقادیری بیشتر از حد معمول منتشر می‌کنند. این کهکشان‌ها زمانی که مطالعۀ آسمان با تلسکوپ‌های فروسرخ صورت پذیرفت، آشکار شدند. یک نمونه نزدیک M82 است که با فاصلۀ ۱۲ میلیون سال نوری در صورت فلکی دب‌اکبر قرار دارد. به نظر می‌رسد که گذر از کنار M81 ، همسایه آن در فضا، باعث شده که ستارگان به‌صورت انفجاری و سریع شکل بگیرند. تابش ستاره‌های جوان، غبار موچود در کهکشان را داغ کرده، نور فروسرخ تولید می‌کند. در برخی موارد، زمانی که غبار کمتر است، نور فرابنفش ستاره‌های بسیار داغ نیز دیده می‌شود. نواحی HII در جاهایی که ستارگان در حال شکل‌گیری هستند، امواجی قدرتمند در ناحیه رادیویی طیف تابش می‌نمایند و بدین ترتیب به تابش رادیویی تقویت‌شده کمک می‌کنند. در میان ستاره‌هایی که زاده می‌شوند، تعداد کمی ستاره بسیار پرجرم نیز وجود دارد. این ستارگان به‌سرعت متحول شده، با انفجار ابرنواختری چشم‌نوازی به عمر خود پایان می‌دهند. این انفجارات، با شتاب بخشیدن به الکترون‌ها تا سرعت‌هایی نزدیک نور، تابش رادیویی بیشتری را باعث می‌شوند. در قلب M82، جایی که به دلیل خطوط غلیظ غبار از دید تلسکوپ‌های نوری پنهان مانده است، تلسکوپ‌های رادیویی توانسته‌اند بقایای بیش از ۵۰ ابرنواختر را شناسایی کنند. با استفاده از آرایه‌ای از تلسکوپ‌هایی که از یک سوی اروپا به سوی دیگر امتداد دارد، برخی از این ابرنواخترها عکس‌برداری شده‌اند. ستاره‌شناسان، با مقایسه عکس‌های گرفته شده در سال های ۱۹۸۶ و ۱۹۹۷، دریافتند که پوسته‌های گاز با سرعتی نزدیک به ۲۰۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه درحال انبساط هستند. جوان‌ترین ابرنواختر ۳۵ سال پیش منفجر شد (سال نوشتن کتاب ۲۰۰۸است)، اما در پشت پرده‌ای از غبار مخفی ماند و هرگز با تلسکوپ‌‌‌‌‌‌‌‌های نوری دیده نشد.
 
 
M82 در صورت فلکی دب‌اکبر، یک کهکشان انفجارستاره‌ای
 
 
کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۵۴ و ۳۵۵
برچسب‌ها: کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی, کهکشان‌ها
+ نوشته شده در جمعه نوزدهم آبان ۱۳۹۱ ساعت 19:26 توسط شاه علی  | 

چگونگی کشف شارون، قمر پلوتون

قبل از هرچیز باید این نکته را برای اطلاع عزیزان عرض کنم که علیرغم تلفظ ploto، با توجه به متداول شدن پلوتون در زبان فارسی، فرهنگستان واژه «پلوتون» را برای این سیاره کوتوله برگزیده است. البته در اینجا شاید نیازی به رعایت این نکته نباشد.

مطلب زیر چگونگی کشف شارون، قمر پلوتون، را توضیح می‌دهد:

در دهۀ 1970، جِیمز کریستی (James Christy) در رصدخانۀ ناوال در واشینگتون، رصدهایی از سیاره‌ها به منظور تصحیح پارامترهای مداری آنها انجام می‌داد. او برخی تصاویر پلوتون را به دلیل آنکه کشیده به نظر می‌رسیدند حذف می‌کرد. این پدیده، بر اساس تجربۀ نویسنده، زمانی رخ می‌دهد که تلسکوپ به خوبی آسمان را دنبال نمی‌کند، درنتیجه تصاویر کشیده می‌شوند. ولی او متوجه شد که تصویر ستارگان عالی است، یعنی آنکه تلسکوپ درست کار می‌کند؛ همچنین ملاحظه کرد که کشیدگی پلوتون، با گذشت زمان، به دور آن گردش می‌کند. معلوم شد که کریستی در حال رصد حرکت یک قمر به دور پلوتون، که حالا شارون (Charon) نام دارد، بوده است، و کشف آن در 22 ژوئن 1978 اعلان شد. در سال 1990، تلسکوپ فضایی هابل توانست از دو قرص مجزای پلوتون و شارون تصویربرداری نماید. (شارون قایقرانی بود که مرده‌ها را در عرض رودخانۀ افسانه‌ای استیکس جابجا می‌کرد وبا پلوتو ارتباط نزدیکی داشت؛ لذا نامی ایده‌آل بود. ضمن آنکه حروف اول آن مشابه نام همسر کریستی، شارلِن بود!)

*پلوتو نام خدای رومی عالم اموات بود که می‌توانست خود را ناپدید کند.


 کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه 160
برچسب‌ها: کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی, منظومه شمسی, پلوتون
+ نوشته شده در یکشنبه چهاردهم آبان ۱۳۹۱ ساعت 22:17 توسط شاه علی  | 

سحابی سیاره‌ای

نواحی روشن از گاز یونیده، نه تنها کنار ستارگان تازه متولد شده، بلکه اطراف ستاره‌هایی که آخرین مراحل تحول خود را سپری می‌کنند نیز دیده می‌شود. سحابی سیاره‌ای عبارت است از یک پوسته‌ی گازی به دور یک ستاره آبی داغ و کوچک. در زمان تحول ستاره و در مرحله‌ی هلیوم‌سوزی، ممکن است ناپایداری‌هایی بروز کند. برخی ستارگان شروع به تپش می‌کنند، در حالی که در دیگر ستاره‌ها ممکن است تمام اتمسفر بیرونی به فضا پرتاب شود. در حالت اخیر، یک پوسته‌ی گازی که با سرعت 20 تا 30 کیلومتر بر ثانیه در حال انبساط است اطراف یک ستاره کوچک و داغ (دمای 50000 تا 100000 کلوین) تشکیل خواهد شد. این ستاره‌ی کوچک، هسته‌ی ستاره‌ی اولیه است. تابش فرابنفش ستاره‌ی مرکزی، گاز در حال انبساط را در سحابی سیاره‌ای به یون تبدیل می‌کند. بسیاری از خطوط نشری روشنی که در یک ناحیه‌ی اچ 2 دیده می‌شود، در طیف این گاز وجود دارد. البته سحابی‌های سیاره‌ای عموماً از بیش‌تر نواحی اچ 2 خیلی متقارن‌ترند و سریع‌تر منبسط می‌شوند. برای مثال، سحابی حلقوی معروف در صورت فلکی شلیاق، M57، به‌وضوح در تصاویری که در مدت 50 سال گرفته شده منبسط شده است. در مدت چند ده هزار سال، سحابی‌های سیاره‌ای در محیط بین‌ستاره‌ای محو شده، ستاره‌ی مرکزی آن‌ها سرد، و به کوتوله سفیدتبدیل می‌گردد. سحابی‌های سیاره‌ای را در قرن نوزدهم به این نام خواندند، چرا که به‌صورت دیداری، برخی سحابی‌های کوچک کاملاً شبیه به سیاره‌هایی چون اورانوس به نظر می‌رسند. قطر ظاهری کوچک‌ترین سحابی شناخته شده تنها چند ثانیه قوسی است؛ در حالی که در بزرگ‌ترین آن‌ها، مانند سحابی مارپیچ (Helix Nebula)، ممکن است به یک درجه برسد.

برآورد می‌شود که تعداد کل سحابی‌های سیاره‌ای در کهکشان راه شیری،50000 باشد. تاکنون حدود2000 سحابی سیاره‌ای رصد شده است.

 

سحابی مارپیچ. ستاره‌ای که در مرکز دیده می‌شود، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب کرده است. 

کتاب مبانی ستاره‌شناسی صفحه ۳۳۸

برچسب‌ها: کتاب مبانی ستاره‌شناسی, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در جمعه دوازدهم آبان ۱۳۹۱ ساعت 7:44 توسط شاه علی  | 

محاسبه G از طریق آزمایش

در سال 1774، نِویل مسکلین (Nevil Maskelyne) با اندازه‌گیری میزان انحراف خط شاغول نسبت به شیب کوه شیهالیون (Schiehallion) در اسکاتلند (حدود 11 ثانیه قوسی) توانست نیروی جاذبه بین گلوله سربی شاغول و کوه را اندازه بگیرد. او در ابتدا علاقه‌مند بود از این نتیجه برای اندازه‌گیری چگالی متوسط زمین استفاده کند. شیهالیون با 1081 متر ارتفاع، شکلی بسیار منظم دارد و مسکلین توانست جرم کوه را تخمین بزند و به دنبال آن به عددی برای G برسد. اما مقادیری که او برای G و چگالی متوسط زمین ( 4400 کیلوگرم بر متر مکعب) به دست آورد چندان صحیح نبود. بعداً در سال 1798، هنری کاوندیش (Henry Cavendish) اولین شخصی بود که G را در آزمایشگاه، و با کمک تجهیزاتی که توسط جان میشل (John Mitchell) طراحی شده بود، اندازه گرفت. میشل یک ترازوی پیچشی بسیار حساس ساخته بود. این ترازو متشکل بود از یک میله افقی با دو گلوله کوچک سربی در دو انتها که از وسط توسط سیم پیچشی آویزان بود. گلوله‌های بزرگ سربی در همان صفحۀ افقیِ گلوله‌های کوچک به آنها نزدیک می‌شدند، به طوری که نیروی جاذبه بین گلوله‌ها سیم را در یک جهت می‌پیچاند. این نیرو با نیروی پیچشی سیم به تعادل می‌رسید. در آزمایش دیگر، نیروی لازم برای پیچش سیم، با اندازه‌گیری نوسان آزاد میله حول محور سیم، به‌دست می‌آمد. کاوندیش مقدار G را 6.75 ضرب در 10 به توان منفی 11 به دست آورد.
 
کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۴۹
برچسب‌ها: کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در پنجشنبه یازدهم آبان ۱۳۹۱ ساعت 23:6 توسط شاه علی  | 

مریخ

مریخ را اغلب سیاره سرخ می‌نامند. سیاره‌ای صخره‌ای است با قطری نصف قطر زمین اما جرمی یک دهم آن. رنگ متمایل به قرمز به دلیل وجود اکسیدهای آهن بر سطح آن است که به سنگ آهن یا زنگار معروفند. جو رقیقی دارد، با غلظتی حدود یک صدم جو زمین که عمدتاً از دی‌اکسید کربن (95%) ساخته شده است. نیتروژن (3%)، آرگون (1.6%) و رگه‌هایی از بخار آب و اکسیژن هم در آن یافت می‌شود. از آنجا که محور زمین و مریخ به یک اندازه کج است، فصل‌های مشابهی دارند؛ با این تفاوت که طول فصل‌ها در مریخ حدود دو برابر زمین است، چرا که سال مریخی تقریبآ به اندازۀ دو سال زمین طول می‌کشد. دمای سطح مریخ از 140- درجه سانتیگراد  در زمستان تا 20 درجه سانتیگراد  در تابستان در نوسان است. مریخ همچنین از طوفان‌های گرد و غبار رنج می‌برد که گاه‌گاهی می‌تواند کل سطح آن را بپوشاند.

دو کلاهک یخی قطبی دارد که عمدتاً از یخِ آب ساخته شده، ولی لایه‌ای از دی‌اکسید کربن جامد (یخ خشک) روی آن را پوشانده است. در قطب جنوب عمق لایۀ دی‌اکسید کربن 8 متر است که بر روی یخِ آب به ضخامت 3 کیلومتر و در محدوده‌ای به قطر 350 کیلومتر قرار دارد. قطر کلاهک قطب شمال 1000 کیلومتر و ضخامت آن حدود 2 کیلومتر است. در زمستان، یخ خشک لایه‌ای یک متری را روی یخِ آب (در قطب شمال) ایجاد می‌کند که باعث کاهش دی‌اکسید کربن موجود در اتمسفر و به دنبال آن کاهش فشار جو می‌شود.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۱۳۱ و ۱۳۲

برچسب‌ها: مریخ, منظومه شمسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در شنبه ششم آبان ۱۳۹۱ ساعت 5:43 توسط شاه علی  | 
مطالب جدیدتر مطالب قدیمی‌تر