باد خورشیدی

ذرات بنیادی که به زمین برخورد می­کنند، هم از خورشید و هم از بیرون از منظومه شمسی سرچشمه می­گیرند. ذرات باردار، عمدتاً متشکل از پروتون، الکترون و ذرات آلفا (هسته هلیوم)، به صورت پیوسته به بیرون از خورشید جریان دارند. در فاصلة زمین از خورشید، سرعت این باد خورشیدی بین 300 تا ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه است. ذرات با میدان مغناطیسی خورشید برهم­کنش می­کنند. شدت میدان مغناطیسی خورشید در فاصله زمین، حدود یک هزارم میدان زمین است. ذراتی که از بیرون منظومه شمسی می­آیند، پرتو­های کیهانی نام دارند.
باد خورشیدی
کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۲۰۷
برچسب‌ها: منظومه شمسی, کتاب مبانی ستاره ­شناسی, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در شنبه بیست و پنجم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 21:40 توسط شاه علی  | 

مهبانگ یا حالت پایدار؟

در اوایل دهۀ 1960، آزمایش­های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی کهکشان­ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشان­ها در مکعبی به ابعاد یک ملیون پارسک را به­دست آوریم. با توجه به این­که این کهکشان­ها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می­بینیم. حال اگر می­توانستیم چگالی کهکشان­ها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می­گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام این­گونه اندازه­گیری­ها نمود. اگر چه در داده­های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش، قسمت اساسی داستان کیهان­شناسی را که در پی خواهد آمد تشکیل می­دهد.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۷

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در سه شنبه چهاردهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 0:16 توسط شاه علی  | 

نظریه حالت پایدار

در نتیجۀ مشکل سن، بسیاری از ستاره­شناسان چندان اعتقادی به مدل­های مهبانگ نداشتند. در سال 1948، هرمن بوندی، توماس گولد و فرد هویل[1] (که از ایدۀ مبدأ آنی برای جهان متنفر بودند) نظریۀ دیگری به نام نظریۀ حالت پایدار (Steady State) را پیشنهاد کردند. تمام نظریه­های کیهان­شناسی چیزی را که اصل کیهان­شناختی (Cosmological Principle) نامیده می­شود در بر می­گیرند. یعنی آنکه در مقیاس بزرگ و در هر زمان معین، منظرۀ جهان از هر نقطه داخل آن یکسان خواهد بود. بوندی، گولد و هویل این نظریه را توسعه دادند و چیزی را که آنها اصل کیهان­شناختی کامل (Perfect Cosmological Principle) می­نامیدند ارائه کردند. در این اصل عبارت «در هر زمان معین» با «در همۀ زمان­ها» جایگزین شد. جهان آنها در مقیاس بزرگ نامتغیر بود. البته نه به این معنی که جهان منبسط نمی­شد، بلکه ایدۀ اصلی در قلب این نظریه آن بود که با فاصله گرفتن کهکشان­ها از یکدیگر به دلیل انبساط عالم، مادۀ جدید به شکل هیدروژن در فضای بین آنها آفریده می­شد. این هیدروژنِ تازه خلق شده، در نهایت، کهکشان­های جدیدی را به­وجود می­آورد و بدین ترتیب چگالی مشاهده شدۀ کهکشان­ها پیوسته ثابت می­ماند. جهان نه ابتدایی دارد و نه انتهایی خواهد داشت، و همان گونه که از نام نظریه برمی­آید، در حالت پایدار خواهد ماند. با توجه به این­که همواره مادۀ جدید در حال خلق شدن است، آن را نظریۀ آفرینش پیوسته (Continuous Creation) نیز می­نامند.

[1]- Herman Bondi, Thomas Gold and Fred Hoyle

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۶ و ۳۷۷

برچسب‌ها: کیهان‌شناسی, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در سه شنبه چهاردهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 0:15 توسط شاه علی  | 

فهرست ستارگان

اولین فهرست ستارگان، توسط بطلمیوس و در قرن دوم میلادی منتشر شد. فهرست بطلمیوس در کتابی که بعدها به المجسطی معروف گردید قرار داشت. این فهرست 1025 ستاره‌ی روشن را شامل می‌شد که موقعیت آن‌ها 250 سال پیش از آن، به وسیله‌ی هیژارکوس، تعیین گردیده بود. فهرست بطلمیوس تنها فهرستی بود که تا پیش از قرن هفدهم، به طور گسترده مورد استفاده قرار می‌گرفت. نخستین فهرستی که هنوز هم به وسیله‌ی ستاره‌شناسان مورد استفاده قرار می‌گیرد، تحت نظر فردریش آرگلاندر تهیه گردید. او در تورکو (Turku) کار می‌کرد و بعدها به عنوان استاد نجوم در هلسینکی (Helsinki) مشغول به کار شد؛ اما بیش‌ترین خدمت خود را در شهر بُن انجام داد. او و همکارانش با استفاده از یک تلسکوپ 72 میلی‌متری، موقعیت 320000 ستاره را اندازه گرفته،قدر آن‌ها را برآورد کردند. این فهرست که به Bonner Durchmusterung معروف است، تقریباً تمام ستارگان روشنتر از قدر 9.5 را، بین قطب شمال و میل °2- درجه ، شامل می‌شود . بعدها، کار آرگلاندر به صورت یک الگو برای دو فهرست دیگر که تمام آسمان را می‌پوشاندند، مورد استفاده قرار گرفت. این دو فهرست، در مجموع، نزدیک به یک میلیون ستاره را در بر می‌گیرند. هدف از این فهرست‌های عمومی ، ثبت منظم و باقاعده‌ی تعداد زیادی از ستارگان بود. این در حالی است که هدف اصلی در فهرستهای منطقه‌ای ، ارائه موقعیت ستارگان با حداکثر دقت است. به عنوان نمونه می‎‌توان از فهرست آلمانی AGK نام برد . در این فهرست از مشاهدات 12 رصدخانه که هر یک ناحیه‌ی معینی را رصد می‌کردند، استفاده شده است. کار در دهه 70 قرن نوزدهم آغار گردید و تا پایان قرن به طول انجامید. فهرست‌های عمومی و منطقه‌ای، بر مشاهدات دیداری با تلسکوپ بنا نهاده شده بود. اما با تکامل صنعت عکس‌برداری تا پایان قرن نوزدهم، دیگر نیازی به این کار نبود. امکان نگه‌داری صفحات عکاسی برای استفاده در آینده وجود داشت؛ و تعیین موقعیت ستارگان سریع‌تر و راحت‌تر شد، به گونه‌ای که تعداد بسیار بیشتری از ستاره‌ها اندازه‌گیری شدند.

 

کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه 41

برچسب‌ها: نجوم کروی, کتاب مبانی ستاره ­شناسی, Fundamental Astronomy
+ نوشته شده در شنبه یازدهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 12:31 توسط شاه علی  | 

حرکت ویژه

همه ستاره‌ها در حال حرکت به دور مرکز کهکشان هستند، از اینرو به آهستگی در عرض آسمان جابجا می‌شوند. (مگر آنکه جهت حرکت آنها مستقیماً به طرف ما یا به سمت مخالف باشد.) به این حرکت، حرکت ویژه ستاره (Proper Motion) می‌گویند و معمولاً واحد آن ثانیه قوسی در سال است. بنابراین چنانچه تغییر موقعیت ستاره در دو طرف مدار زمین اندازه‌گیری شود، نمی‌توان فهمید که این تغییر ناشی از اختلاف منظر است یا حرکت ویژه و یا ترکیبی از هر دو. برای تفکیک این دو اثر، باید ستاره را بعد از یک دوره یک‌ساله، زمانی که زمین دقیقاً در موقعیت ابتدایی خود است رصد کنیم. هر گونه جابجایی در محل ستاره پس از دوره یک‌ساله تنها ناشی از حرکت ویژه خواهد بود. با اندازه‌گیری دقیق این حرکت، سهم اختلاف منظر در جابجایی ستاره به دست می‌آید. در عمل رصدهای چندساله بهترین نتیجه را می‌دهد.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۲۵۶

برچسب‌ها: نجوم رصدی, ویژگی‌های ستارگان, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در شنبه یازدهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 12:19 توسط شاه علی  | 

قدر مطلق

اگر همه ستاره‌ها در یک فاصله قرار داشتند، در آن صورت روشنایی نسبی آنها به طور حقیقی نشان دهنده درخشندگی نسبی آنها بود. ستاره‌شناسان با استفاده از این ایده مقیاس قدر مطلق (Absolute Magnitude) را تعریف نموده‌اند. در این مقیاس، قدر مطلق ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، چنانچه در فاصله 10 پارسکی قرار می‌گرفت. بدین ترتیب قدر مطلق ستارگان نزدیکتر از نسبت به قدر ظاهری آنها افزایش می‌یابد و ستارگان دورتر کاهش پیدا می‌کند. یکی از مشکلات تعیین قدر ظاهری، کاهش نور به دلیل جذب توسط غبار است، پدیده‌ای که به خاموشی (Extinction) معروف است. این پدیده باعث برآورد کمتر درخشندگی ظاهری شده، بالطبع عدد قدر ظاهری بالاتر می‌رود و قدر مطلقی متفاوت را نتیجه می‌دهد. صرف نظر از خاموشی، ستاره‌ای با قدر ظاهری 20 و در فاصله 100 پارسک چنانچه در فاصله 10 پارسک قرار گیرد، 102مرتبه روشنتر به نظر می‌رسد (قانون مربع معکوس). نسبت 100 در روشنایی دقیقاً معادل اختلاف پنج قدر است، لذا قدر مطلق آن برابر است با 10 منهای دو، یعنی قدر 15.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی صفحه ۲۵۸

برچسب‌ها: نجوم رصدی, ویژگی‌های ستارگان, کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی
+ نوشته شده در شنبه یازدهم شهریور ۱۳۹۱ ساعت 12:18 توسط شاه علی  | 
مطالب جدیدتر مطالب قدیمی‌تر