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  | 

WIMP

یکی از ملحقات نظریۀ استاندارد فیزیک ذرات به نام اَبرتقارن (Super Symmetry)، پیشنهاد می‌کند که «ذرات سنگین با برهم کنش ضعیف» (WIMP) ممکن است جزء اصلی در مادۀ تاریک سرد باشد. یکی از نامزدهای اصلی نوترالینو (Neutralino) است - سبک‌ترین ذرۀ ابرمتقارن خنثی. در هر ثانیه ملیاردها WIMP می‌تواند از ما عبور کند! گاهی ممکن است که با هستۀ یک اتم برهم‌کنش داشته، آن را به عقب براند - چیزی شبیه به برخورد یک توپ درحال حرکت بیلیارد و یک توپ ساکن. براساس اصول، اما با زحمت بسیار زیاد، این برهم‌کنش‌ها قابل آشکارسازی است.
برخی راه‌های ممکن در تشخیص عقب‌نشینی هسته‌ای، ناشی از برهم‌کنش WIMP، عبارت است از:
(1) در نیمه‌هادی‌هایی چون سیلیسیوم و ژرمانیوم، با عقب‌نشینی اتم، بار الکتریکی آزاد می‌شود. این یونیزاسیون قابل تشخیص و اندازه‌گیری است.
(2) در انواع مشخصی از کریستال‌ها و مایعات، موسوم به سینتیلاتور ، با کم شدن سرعت اتم، برق‌هایی از نور تابش می‌شود. این نور، که مقدار آن به انرژی عقب‌نشینی بستگی دارد، به وسیلۀ لامپ فتومالتی‌پلایر (PMT) قابل تشخیص است.
(3) در کریستال، انرژی عقب نشینی به ارتعاشاتی موسوم به فونون (Phonon) منتقل می‌گردد. در دمای اتاق، این ارتعاشات در میان ارتعاشات القایی توسط حرارت گم می‌شود. اما با سرد کردن کریستال تا دمایی نزدیک به صفر، می‌توان آنها را آشکار نمود.
هرچند که ممکن است در هر ثانیه یک ملیون WIMP از هر سانتیمترمربع عبور کند، اما بسیار به ندرت با یک هسته برهم‌کنش می‌نماید. برآورد می‌شود که در یک آشکارساز 10 کیلوگرمی، در هر روز و به‌طور متوسط تنها یک برهم‌کنش رخ دهد. اوضاع وقتی بدتر است که بدانیم همواره با پرتوهای کیهانی بمباران می‌شویم. این پرتوها که از مادۀ معمولی ساخته شده‌اند، به آسانی برهم‌کنش می‌کنند؛ لذا هرگونه برهم‌کنش WIMP کاملاً پایمال می‌شود! یک راه که تعداد پرتوهای کیهانی ورودی به آشکارساز را بسیار کاهش می‌دهد آن است که آن را در اعماق زمین جای دهیم - مثلاً در عمق 1100 متری معدن بولبی پوتاش در شمال یورک‌شایر . در این عمق، لایه‌های صخره‌ای از هر یک ملیون پرتو کیهانی، تنها یکی را عبور می‌دهد، و این درحالی است که تنها سه عدد از یک ملیارد WIMP با هستۀ تخته سنگ‌ها در بالای آشکارساز برهم‌کنش می‌نماید.
به‌علاوه، رادیو اکتیو طبیعی موجود در سنگ‌های اطراف آشکارساز با تولید نوفه، برهم‌کنش‌های WIMP را می‌پوشاند. از اینرو آشکارسازها را با سپر تابشی از سرب بسیار خالص، پوشش مسی یا پلی‌اتیلن می‌پوشانند، و ممکن است آنها را در مخزن آب غوطه‌ور نمایند. آشکارسازها خود می‌توانند ذرات آلفا یا بتا تابش کنند، لذا بایستی در مورد مادۀ سازندۀ آنها دقت ویژه‌ای مبذول داشت. لامپ‌های فتومالتی‌پلایر (به منظور آشکارسازی جرقه‌ها) نیز مشکلات خاص خود را دارند. هدایت‌کننده‌های نوری (Light Guide) جهت انتقال نور از کریستالی که برهم‌کنش در آن صورت می‌گیرد، مانند یدید سدیم، به لامپ‌های فتومالتی پلایر حفاظت شده مورد استفاده قرار می‌گیرد.
 
کتاب درآمدی بر نجوم کیهان‌شناسی صفحه ۳۹۲ و ۳۹۳
برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در یکشنبه سی ام مهر ۱۳۹۱ ساعت 21:47 توسط شاه علی  | 
مطالب جدیدتر مطالب قدیمی‌تر