| تبليغات | X |
 |
 |
|
| اخبار و اطلاعات نجومی |
|
در اين مقاله قصد دارم شما رو با كليات موضوع كيهان شناسي و اصل كيهان شناختي آشنا كنم كه البته اين مقاله در چند قسمت مي باشد كه در آينده به موضوعات بيشتري و البته كمي تخصصي تر مي پردازيم... كيهان شناسان به ساختار كلي عالم يعني توزيع ماده در فضا و زمان علاقه خاصي نشان ميدهند. براي فهم اينكه عالم چگونه به شكل امروزيش در آمده بايد زمان را تا خود مبدا آن عقب بكشيم.ابزاري به نام COBE كيهان شناسان را در انجام اين كار ياري ميكند.اين ابزار چنان طراحي شده است كه تابش زمينه بسيار ضعيف كيهاني را دريافت ميكند. به عقيده ما اين تابش بازمانده نخستين رويداد در پيدايش عالم است كه معمولا آن را (مهبانگ) يا (انفجار بزرگ) مي نامند. كيهان شناسان عمدتا بر ساختار بزرگ مقياس عالم متمركز است.اما بنا بر تعريفي گسترده تر به منشا و تكامل و آينده عالم ربط پيدا ميكند.در ساختار منظومه شمسي , خورشيد يكي از بيشمار ستارگاني است كه همگي به گروه بزرگتري به نام كهكشان راه شيري تعلق دارند و اين كهكشان يكي از بسيار كهكشان هاي گروه محلي است كه خود خوشه اي از كهكشان ها بشمار مي آيد. هر يك از اين ساختار ها كپه هايي از ماده را نشان مي دهد كه در فضا در كنار هم گرد هم آمده اند. اكنون اين سوال مطرح مي شود كه آيا ساختاري وجود دارد كه نشان دهد خوشه هايي از كهكشانها در مقياسي باز هم بزرگتر گرد هم كپه شده باشند؟
............................................................................................
كافي نيست كه بگوييم چند خوشه از كهكشان ها نزديك به هم به نظر ميرند , زيرا ممكن است شاهد همخطي تصادفي خوشه هايي باشيم كه بعضي از آنها نسبت به ما بسيار دورتر از ديگران اند.بلكه, بايد فاصلۀ تا هر خوشه را علاوه بر تعيين مختصات (جهت) كيهاني اش , اندازه گيري كنيم . اگر با انتقال اين اطلاعات به يك طرح 3 بعدي , خوشه ها نسبتا نزديك به هم باشند , مي توانيم نتيجه بگيريم كه ابر خوشه اي از خوشه ها واقعا وجود دارد . تا چند سال پيش يافتن فواصل چند هزار كهكشان تا ناظر زميني كاري بسيار بزرگ و عظيمي بود, اما امروزه به كمك دستگاههاي آشكار ساز فوق العاده حساس اين كار ميسر شده است. با چنين بررسيهايي از توزيع كهكشانها و خوشه هايي از كهكشانهاست كه ميتوتنيم بحث درباره يك ابرخوشه محلي را كه شامل گروه محلي است(خوشه اي ازكهكشان ها كه راه شيري را هم دربر دارد), آغاز كنيم يا دربارۀ خوشۀ سنبله و خوشه هاي كهكشاني در صورت فلكي سگان شكاري و اسد (ابر خوشه اي كه 200 ميليارد سال نوري مكعب از فضا را اشغال مي كند) به بحث بپردازيم. شايد موضوع باز هم جالبتر خبر شواهدي باشد كه امروزه از تعدادي رصد خانه ها دريافت ميشود. اين خبر مبني بر اين است كه در مقياس هاي بزرگ , خوشه هاي كهكشاني به صورت رشته هاي طويل و ديواره هايي به نظر ميرند كه به نوبۀ خود مرز هايي براي ساختار نيبتا پر حبابي ايجاد مي كند. در حدود 60 سال پيش, ادوين هابل اظهار داشت كه او در مقياس بسيار كوچكتر نوعي يكنواختي مشاهده ميكند و بر اساس اين فكر فرضيه كارآمدي را مطرح كرد كه قلب كيهان شناختي به شمار مي آيد كه اين فرضيه كه آن را اصل كيهانشناختي مي نامند, به صورت زير بيان مي شود: *عالم, در مقياس بزرگ, از تمام مواضع يكسان به نظر مي رسد* بنا بر اصل كيهان شناختي, ما در بحثي >> استثنايي<< از عالم زندگي نمي كنيم و اصولا نقطه اي با مزيت تر جيحي در عالم نداريم. آيا بايد به علت اينكه در چنان مقياس بزرگي غير يكنواختي يافته ايم در اصل كيهانشناختي ترديد كنيم؟ احتمالا خير. سوال اين است كه قطعه اي تا چه حد بزرگ از عالم را بررسي كنيم تا پي ببريم عالم(هموار و صاف) است, يعني روي هم رفته توزيع ماده در آن يكنواخت است؟ مثلا وقتي كه ساختار هاي كمتر از چند صد ميليون سال نوري را در بزرگترين بعدشان ناديده بگيريم, بنا براين, وقتي در جستجوي فهم اين مطلب بر مي آييم كه عالم چگونه شروع شده است,دو مسئله را نبايد فراموش كنيم: يكي آن كه چرا عالم در مقياس بسيار بزرگ و هموار است؟ و ديگر آن كه چرا در مقياس كوچكتر كپه اي (غالبا حباب وار) است؟
|
|
+ نوشته شده در
جمعه 19 مرداد1386ساعت 12:15 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
یک شیئی نورانی و عجیب در آسمان دیدم... چگونه بفهمم چه بوده است؟ ممکن است یک شهاب٬ یک هواپیما٬ یک ماهواره یا حتی سیاره زهره را دیده باشید. بنابر آنچه دیده اید: میتونید سوالاتتون رو مطرح کنید ما به شما جواب میدیم... |
|
+ نوشته شده در
سه شنبه 16 مرداد1386ساعت 9:29 توسط |
|
|
یافته های جدید درباره متغیرهای میرا گونه
یکی از بزرگترین انواع ستاره های شناخته شده، متغیر های میراگونه هستند.ستاره های میرا، غول های سرخی اند که به مراح پایانی زندگی خود رسیده و چنان باد کرده اند که اگر یکی از آنها در منظومه شمسی به جای خورشید قرار می گرفت، احتمالا سیارات داخلی را می بلعید. اما تحقیقات جدیدی نشان می دهد که تخمین اخترشناسان از اندازه ستاره های میرا، بیش از حد بزرگ بوده است. میراگونه مرحله ای از تحول ستاره هایی مانند خورشید یا کمی پر جرمتر اند. آنها پس از 5 تا 10 میلیارد سال زندگی آرام در رشته اصلی به غول سرخ تپنده ای تبدیل می شوند و قطرشان صد بار بیشتر می شود. لایه های بیرونی آنها به دلیل فاصله زیاد از کوره گرمابخش ستاره، بسیار سردتر از ستاره های عادی است. با بزرگ و کوچک شدن ستاره، درخشندگی آن صدها یا حتی چند هزار بار تغییر می کند. تخمین اندازه میراگونه ها همواره دشوار بوده است. زیرا اندازه آنها در طول موج های مختلف تغییر می کند. یعنی بسته به اینکه در چه نوری رصد شوند، لایه های مختلفی نقش سطح قابل مشاهده ستاره را ایفا می کنند. آنها در نور مرئی بزرگتر هستند و در نور فروسرخ کوچکتر می شوند.  البته اندازه گیری قطر ستاره در هر صورت دشوار است، زیرا ستاره ها چنان از ما دور هستند که حتی با بزرگترین تلسکوپ های موجود نیز نمی توان چیزی جز یک چشمه نقطه ای نور از بیشتر ستاره های آسمان دید، اما با روش تداخل سنجی می توان قطر غول های سرخ بزرگ و ستاره های نزدیکتر را تعیین کرد. گروهی بین المللی از اخترشناسان با بررسی 6 متغیر میراگونه به کمک شبکه ای از تلسکوپ های فروسرخ در مونت هاپکینز آریزونا به نتیجه جالبی رسیده اند : قطر ستاره های میرا فقط نصف چیزی است که تخمین زده می شد. زیرا پوست هایی از گازهای رها شده در اطراف ستاره آنها را بزرگتر از واقعیت نشان می دهد. در لایه های بیرونی جو ستاره های میرا دما آنقدر کم می شود که برخی از مولکول ها مانند اکسید تیتانیوم به وجود می آید. پوسته گاز شامل اکسید تیتانیوم نیز در اطراف ستاره، مانند لایه ای مجازی از ستاره دیده می شود اما در نور فروسرخ که در آزمایش جدید انجام شد این لایه شفاف است و سطح واقعی ستاره اندازه گیری می شود. با این کشف سرانجام مشکل اخترفیزیکدانانی که نظریه های خود را درباره تپش ستاره های میرا با مشاهدات در تناقض می دیدند حل می شود.
به نقل از آسمان پارس
|
|
+ نوشته شده در
شنبه 9 تیر1386ساعت 14:5 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
کهکشان مجموعه ایست از ستارگان، غبار و گاز که توسط گرانش در کنار یکدیگر قرار گرفته اند. کهکشان مجموعه ایست از ستارگان، غبار و گاز که توسط گرانش در کنار یکدیگر قرار گرفته اند. منظومه شمسی ما در کهکشانی به نام راه شیری قرار گرفته است. دانشمندان تخمین می زنند که بیش از 100 بیلیون کهکشان در فضای مرئی کائنات پراکنده شده اند. ستاره شناسان به کمک تلسکوپ از میلیونها کهکشان تصویر گرفته اند. دورترین کهکشانهایی که تا کنون عکس آنها تهیه شده است، در فاصله 10 تا 13 بیلیون سال نوری از ما قرار گرفته اند. قطر کهکشانها از چند هزار تا نیم میلیون سال نوریست. کهکشانهای کوچکتر کمتر از یک بیلیون ستاره دارند اما کهکشانهای بزرگ دارای بیش از یک تریلیون ستاره هستند. قطر کهکشان راه شیری حدود 100.000 هزار سال نوریست. منظومه شمسی در فاصله 25.000 سال نوری از مرکز کهکشان قرار گرفته است. حدود 100 بیلیون ستاره در این کهکشان وجود دارد. یک کهکشان مارپیچی شبیه به فرفره می باشد. بازوهای مارپیچ آن از یک مرکز متورم بیرون زده و حول آن می چرخند. این تصویر مربوط به کهکشان M100 است که بسیار به کهکشان ما یعنی راه شیری شبیه می باشد. تنها 3 کهکشان خارج از منظومه شمسی، از روی زمین با چشم غیر مسلح قابل رویت است. مردم نیمکره شمالی می توانند کهکشان آندرومدا که 2 میلیون سال نوری دورتر از ما قرار دارد را ببینند و مردم نیمکره جنوبی ابر ماژلانی بزرگ در فاصله 160.000 سال نوری و ابر ماژلانی کوچک در فاصله 180.000 سال نوری را می بینند. خوشه های کهکشانی کهکشانها به طور نامنظم در فضا توزیع شده اند. بعضی از آنها هیچ همسایه ای ندارند و بعضی به صورت جفت بوده و حول یکدیگر در گردشند. البته بیشتر آنها در گروه هایی به نام خوشه تجمع کرده اند. یک خوشه ممکن است از ده ها تا چندین هزار کهکشان را در بر گیرد. یک خوشه می تواند قطری به بزرگی 10 میلیون سال نوری داشته باشد. خوشه ها نیز به نوبه خود در گروه هایی قرار گرفته اند که ابر خوشه نامیده می شوند. در مقیاس بزرگ همه کهشکشانها در شبکه ای از رشته های میله ای کهکشانی که با یکدیگر در ارتباطند، قرار گرفته اند. فضای اطراف آنها را فضایی نسبتا خالی پر کرده است. یکی از بزرگترین ساختارهای کهکشانی که تا به حال نقشه برداری شده است، دیوار بزرگ نام دارد. این ساختار بیش از 500 میلیون سال نوری طول و 200 میلیون سال نوری عرض دارد. شکل کهکشانها ستاره شناسان بیشتر کهکشانها را بر اساس شکل آنها در دو دسته مارپیچ و بیضی طبقه بندی می کنند. کهکشان مارپیچ ظاهری مانند دیسک با مرکزی متورم دارد. این دیسک شبیه به فرفره، بازوهای مارپیچ درخشانی دارد که از مرکز آن بیرون زده اند. راه شیری یک کهکشان مارپیچ است. همه کهکشانهای مارپیچ مانند فرفره در گردشند اما با سرعت کم. برای مثال راه شیری یک دور گردش کامل خود را در مدت 250 میلیون سال انجام می دهد. در کهکشانهای مارپیچی ستاره های جدید دائما در حال به وجود آمدن از دل گاز و غبار می باشند. گروه های کوچک ستارگان که خوشه های محلی نامیده می شوند اغلب پیرامون کهکشانهای مارپیچ قرار دارند. یک خوشه محلی معمولی حدود 1 میلیون ستاره دارد. اشکال کهکشانهای بیضی از کره کامل تا بیضی های مسطح متفاوت است. در مرکز اینگونه کهکشانها نور بسیار شدید است اما تدریجا به سمت لبه ها از شدت آن کاسته می شود. تا آنجا که ستاره شناسان تشخیص داده اند، کهکشانهای بیضی شکل با سرعت بسیار کمتر از کهکشانهای مارپیچ در گردشند و یا اصلا حرکت نمی کنند. به نظر می رسد ستارگان درون این کهکشانها در مدار های تصادفی در گردشند. ظرفیت گاز و غبار این نوع کهکشانها کمتر از کهکشانهای مارپیچ است، بنابراین ستارگان کمتری در آنها متولد می شوند. کهکشانهای نوع سوم، اشکال بی قاعده ای دارند. بعضی از آنها بیشتر شامل ستارگان آبی و گازهای پف کرده اند اما غبار کمی دارند. ابرهای ماژلانی جز این گروه از کهکشانها هستند. بعضی دیگر از این کهکشانها بیشتر شامل ستارگان جوان نورانی در میان گاز و غبارند. خوشه کروی تجمعی است از ستارگان که به واسطه گرانش گرد هم جمع شده اند. این خوشه یکی از متراکمترین 147 خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری است. کهکشانها نسبت به یکدیگر در حرکتند و دو کهکشان به طور محلی به قدری به یکدیگر نزدیک می شوند که نیروهای گرانشی آنها باعث تغییر شکلشان می شود. کهکشانها حتی می توانند با هم برخورد کنند. اگر دو کهکشان با سرعت زیاد با هم برخورد کنند، بدون اثر یا با تاثیرات اندک از یکدیگر عبور می کنند. اما اگر دو کهکشان با سرعت کم با یکدیگر برخورد نمایند، ممکن است با یکدیگر متحد شده و کهکشانی بزرگتر از دو کهکشان قبل ایجاد کنند. نتیجه این اتحاد می تواند میله ای مارپیچی از ستارگان را که تا 100.000 سال نوری در فضا امتداد دارند به وجود آورد. انتشارات کهکشانی همه کهکشانها انرژی را به صورت امواج مرئی و دیگر امواج الکترومغناطیس، منتشر می کنند. به ترتیب کاهش طول موج (فاصله دو تاج متوالی موج)، این پرتوها عبارتند از، امواج رادیویی، امواج فروسرخ، نور مرئی، پرتوی فرابنفش، اشعه ایکس و پرتوی گاما. همه این امواج در کنار یکدیگر طیف الکترومغناطیس را ایجاد می کنند. منابع زیادی از انرژی در کهکشانها نهفته است. مقدار زیادی از آن مربوط به گرمای ستارگان و ابرهای گاز و غبار یا سحابی ها می باشد. تعدادی از پدیده های مهیب کهکشانی نیز مقادیر بسیار زیادی انرژی آزاد می کنند. این پدیده ها دو نوع انفجار ستاره ای را در بر می گیرند. اول) انفجارهای نواختر، که در آنها یکی از دو ستارهء ساختارهای دوتایی، به فضا گاز و غبار پرتاب می نماید. دوم) انفجارهای ابر نو اختر، که در آنها یک ستاره متلاشی شده و سپس بیشتر مواد خود را به فضا پرتاب می کند. یک ابر نواختر ممکن است که از خود جرمی فشرده و نامرئی به نام سیاهچاله بر جای گذارد. سیاهچاله آنچنان نیروی گرانش قدرتمندی دارد که هیچ چیز حتی نور نیز نمی تواند از آن عبور کند. ابر نواختر همچنین ممکن است که از خود یک ستاره نوترونی بر جای گذارد. این نوع ستاره آکنده از ذرات نوترون است. به طور طبیعی این ذرات فقط در هسته اتمها وجود دارند. برخی ابر نواختر ها نیز چیزی از خود باقی نمی گذارند. شدت پرتوهایی که از یک ستاره در طول موجهای متفاوت منتشر می شود، به دمای سطح ستاره وابسته است. برای مثال خورشید که دمای سطحی معادل 5500 K دارد، بیشتر انرژی خود را در طیف نور مرئی گسیل می کند. به این نوع انتشار انرژی، پرتوی حرارتی می گویند. درصد کمی از کهکشانها که کهکشانهای فعال نامیده می شوند، مقادیر بسیار بسیار زیادی انرژی منتشر می نمایند. منبع این انرژی پدیده هایی است که در اجرام مرکزی این کهکشانها ایجاد می شود. توزیع این طول موجهای منتشر شده با ستارگان معمولی فرق می کند. به این نوع انتشار، پرتوی غیر حرارتی می گویند. قدرتمندترین منابع انتشار این تابش، اجرامی به نام کوازار می باشند. کوازارها مقادیر شگرفی امواج رادیویی، فروسرخ، فرابنفش، ایکس ری و گاما منتشر می کنند. برخی از کوازارها، که در تصاویر شبیه به ستارگانند، 1000 برابر کل کهکشان راه شیری انرژی تولید می کنند. کوازار مخفف عبارتی به معنای شبه ستاره ای (quasi-stellar) است. دراصل به معنای منبع رادیویی شبه ستاره ای می باشد. این نام در پی این حقیقت به این اجرام اطلاق گردید که نخستین بار این اجرام به واسطه انتشار امواج رادیویی شناخته شدند و بسیار شبیه ستارگان به نظر می رسیدند. در این تصویر که توسط تلسکوپ فضایی هابل در سال 2004 تهیه شده است، می توانید کهکشانهای بسیار دوردست را به صورت نقاطی نورانی مشاهده کنید. اجرام چرخانی که مشاهده می کنید، کهکشانهای نزدیک به زمین هستند و جرم نورانی نارنجی رنگ یکی از ستارگان کهکشان خودمان است. نوعی کهکشان مارپیچی به نام سیفرت (Seyfert) وجود دارد. این نوع کهکشان مقادیر زیادی پرتوی فرو سرخ، امواج رادیویی و اشعه ایکس منتشر می کند. این نوع کهکشانها به یاد ستاره شناس آمریکایی، کارل سیفرت (Carl K. Seyfert)، نامگذاری شده اند. وی موفق شد برای نخستین بار در سال 1943، این نوع کهکشانها را کشف نماید. برخی از کهکشانهای فعال، فواره ها و حبابهایی از ذرات باردار الکتریکی منتشر می کنند. این ذرات شامل پروتونها و پوزیترونها با بار الکتریکی مثبت و الکترونها با بار الکتریکی منفی هستند. الکترون و پروتون ذرات تشکیل دهنده ماده می باشند اما پوزیترونها ذرات ضد ماده ها هستند. آنها ذرات ضد الکترون می باشند و جرمی معادل جرم الکترون دارند. اینطور تصور می شود که شدت فعالیتهای کهکشانهای فعال به دلیل وجود سیاهچاله ای عظیم در مرکز کهکشان باشد. این سیاهچاله می تواند یک بیلیون بار سنگینتر از خورشید باشد. از آنجا که این سیاهچاله بسیار پر جرم و فشرده است، نیروی گرانش آن برای بلعیدن ستارگان اطراف قدرت لازم را دارد. گاز و غباری که به این صورت وارد سیاهچاله می شود، جرم دیسک موادی را که به دور سیاهچاله در گردش است، بیشتر می کند. در همین حال موادی که در گوشه درونی این دیسک قرار گرفته اند وارد سیاهچاله می شوند. ماده ضمن سقوط، انرژی خود را از دست می دهد.این انرژی به شکل دسته پرتوهایی به بیرون از کهکشان پرتاب می شوند. راه شیری یک کهکشان فعال نیست اما یک منبع بسیار قوی تابشی در مرکز خود دارد. دلیل انتشار این تابش ممکن است سیاهچاله ای باشد که جرم آن یک میلیون برابر جرم خورشید است. منشا کهکشانها دو نوع تئوری اصلی در مورد منشاء کهکشانها مفروض است. سرآغاز هر دو نوع تئوری انفجار بزرگ است. انفجاریکه 10 تا 20 بیلیون سال پیش رخ داد و سرآغاز جهان شد. اندکی پس ازآن انفجار، مقادیری از گاز به یکدیگر پیوستند. سپس گرانش به آرامی آنها را به کهکشانها تبدیل نمود. تفاوت این دو تئوری در بیان نحوه رشد کهکشانها است. تئوری نوع اول بر این اساس است که ابتدا اجرام کوچک شکل گرفتند و از پیوستن این اجرام کهکشانها به وجود آمدند. بر اساس تئوری نوع دوم نخست کهکشانها و خوشه های کهکشانی به وجود آمده اند. سپس ستارگان و اجرام کوچک در دل این کهکشانها پدیدار شدند. با اینحال همه تئوریهای مربوط به تشکیل کهکشانها پس از انفجار بزرگ به این نتیجه رسیده اند که پس از شکل گیری نخستین کهکشانها، این روند متوقف شده و هیچ کهکشان جدیدی به وجود نیامده است یا دست کم تعداد بسیار اندکی کهکشان جدید ایجاد شده است. ستاره شناسان مدارکی به دست آورده اند که شرایط پیش از تشکیل کهکشانها را بیان می کند. در سال 1965، دو فیزیکدان آمریکایی آرنو پنزیاس (Arno Penzias) و روبرت ویلسون (Robert Wilson)، امواج رادیویی ضعیفی را در آسمان شناسایی کردند. بر اساس تئوری انفجار بزرگ، این امواج، تشعشعات باقیمانده از انفجار بزرگ می باشند. ابتدا چنین به نظر می رسید که قدرت این امواج از هر سوی یک اندازه است. تا اینکه در سال 1992، ماهواره ای به نام کاوشگر گذشته کائنات (COBE) تفاوتهای بسیار اندکی را در قدرت این امواج کشف کرد. این تفاوت از تفاوت چگالی مواد پس از انفجار بزرگ ناشی می شود. در قسمتهایی از فضا که چگالی بیشتر بود، نیروی گرانشی قویتری به وجود آمد. در نتیجه انبوه مواد در این مناطق شکل گرفته و با افزایش تراکم مواد، کهکشانها پدیدار شدند. بیشتر مشاهدات ستاره شناسی به منظور تائید تئوری انفجار بزرگ صورت گرفته اند. بر اساس این تئوریها جهان همچنان در حال گسترش است. دو نوع از مشاهدات به شدت، این امر یعنی گسترش جهان را تائید می کنند. این مشاهدات ثابت می کنند که همه کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. علاوه بر آن، کهکشانهای دورتر از کهکشان راه شیری با سرعت بیشتری در حال دور شدن می باشند. این ارتباط مابین فاصله و سرعت کهکشانها به نام قانون هابل شناخته می شود. ادوین هابل (Edwin P. Hubble)، ستاره شناس آمریکایی، در سال 1929 این ارتباط را کشف و گزارش نمود. ستاره شناسان سرعت حرکت کهکشانها را به کمک شیوه انتقال به سرخ (redshift) تخمین می زنند. انتقال به سرخ نوعی اندازه گیری امواج الکترومغناطیس می باشد که توسط جرمی در فضا منتشر می شود. با تجزیه نور کهکشانها، طیف آنها به دست می آید. در طیف یک کهکشان تعدادی خطوط تیره وجود دارد که بیانگر دما، چگالی و ترکیبات شیمیایی می باشند. چنانچه کهکشانی در حال دور شدن از ما باشد، این خطوط به انتهای طیف یعنی به سمت رنگ قرمز متمایل می شوند. هرچه این تمایل و انتقال به سمت رنگ قرمز در طیف بیشتر باشد، سرعت دور شدن کهکشان مورد نظر از ما بیشتر است. انتقال به سرخ باعث می شود که خطوط جذبی طیف یک کهکشان که در حال دور شدن از ما است، به سمت رنگ قرمز گرایش پیدا کنند. اگر کهکشانی نسبت به کره زمین ثابت بود، خطوط جذبی آن به شکلی بود که در نمودار بالاتر می بینید. دانشمندان با بررسی درخشش یک کهکشان و یا بررسی مقدار درخشش اجرام خاصی مانند ستارگان متغیر و ابر نواخترها در آن، فاصله بین کهکشانها را تخمین می زنند. تکامل کهکشانهای مارپیچ ستاره شناسان نمی توانند به درستی بفهمند که مارپیچهای کهکشانی چگونه تکامل یافته و هنوز وجود دارند. معما زمانی آشکار می شود که درباره چرخش این کهکشانها فکر کنیم. چرخش این کهکشانها بسیار شبیه به خامه روی سطح فنجان قهوه است. بخش مرکزی کهکشان تقریبا مانند یک چرخ، می چرخد و بازوها به دنبال آن. یک بازوی مارپیچ در حال گردش حول مرکز را تصورکنید که در هر 250میلیون سال یکبار گردش خود را کامل می کند، مانند بازوهای کهکشان راه شیری. بعد از چند بار گردش، احتمالا ظرف 2 بیلیون سال، این انتظار می رود که عمر بازوی مارپیچ به پایان رسیده و شکل خود را از دست بدهد. اما تقریبا همه کهکشانهای مارپیچی عمری بیش از 2 بیلیون سال دارند!. یک راه حل برای این معما ارائه شده و آن این است که تفاوت نیروی گرانش در این نوع از کهکشانها می تواند ستارگان، غبار و گاز موجود را بکشد و یا هل دهد. این فعالیت باعث به وجود آمدن موجهایی می شود که شبیه به امواج صوتی می باشند. از آنجا که کهکشان در حال گردش است این امواج در یک مسیر مارپیچ حرکت می کنند و باعث تراکم چگالی در این مسیرهای مارپیچ می شوند. (به نقل از آسمان پارس) |
||||||||
|
+ نوشته شده در
جمعه 8 تیر1386ساعت 10:48 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
زمانی اخترشناسان بر این باور بودند که تنها سیاهجاله ها هستند که می توانند جت هایی از ماده را فوران کنند
زمانی اخترشناسان بر این باور بودند که تنها سیاهجاله ها هستند که می توانند جت هایی از ماده را فوران کنند. تغییرات به سبب وجود افق رویداد، و فقدان ماده در نگاه به آن تمام این موارد وجود سیاهچاله را تایید می کنند، اما، اکنون ستاره ای نوترونی دارای تمام این موارد است. این ها داده هایی ثبت شده توسط رصدخانه پرتو ایکس ناسا (چاندرا) است این تصویر در سیستم X-1صورت فلکی دوپرگار ثبت شده است. درحقیقت این یک سیستم دونایی، شامل ستاره ای فوق العاده پرجرم تر از خورشید و ستاره ای نوترونی است. در این سیستم ستاره نوترونی از ماده ستاره پرجرم تغذیه می کند و سبب می شود تا مواد در دیسکی اطراف ستاره نوترونی گردهم آیند. در این فرآیند ماده زیادی از ستاره پرجرم مصرف می شود تا از رشد دیسک در ستاره نوترونی پشتیبانی کند و در نهایت دیسک چنان داغ می شود که در طیف پرتو ایکس شروع به تابش می کند. در این هنگام مرکز دیسک توسعه یافته شروع به فعالیت می کند و مانند موتوری قدرتمند مواد داغ را همچون جتی بلند از قطبین به بیرون فضا پرتاب می کند، این پدیده فقط در سیاهچاله ها رخ می دهد اما این بار در یک ستاره نوترونی حادث شده است.
در تصویر چاندرا (بالا، چپ) می توانید مخروطی را در دو طرف ستاره نوترونی مشاهده کنید. ستاره نوترونی بر گرد محور آن در چرخش است و جت های بلندی از مواد را از خود به بیرون پرتاب می کند.
(به نقل از اسمان پارس) |
|
+ نوشته شده در
جمعه 8 تیر1386ساعت 10:45 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
به نظر می رسد که اوضاع و احوال ستاره اتا - حمال در حال دگرگونی است
به نظر می رسد که اوضاع و احوال ستاره جنوبی، اتا – حمال( کارینا )، یکی از شگفت انگیزترین ستاره های کهکشان ما در حال تغییر و تحول است. این ابرغول آبی جرمی معادل 100 برابر جرم خورشید دارد( مرز پرجرم ترین ستاره های موجود در عالم ) و نیروی خروجی آن در مدت 6 ثانیه برابر نیروی خروجی خورشید در مدت یک سال است ! در دهه 1840 میلادی این ستاره با پرتاب انفجاری ماده ای به جرم 5 تا 15 برابر جرم خورشید ناگهان چنان درخشان شد که مدتی دومین ستاره پر نور آسمان شب پس از شباهنگ بود. اما درخشندگی بسیار و فوران های عظیم ماده فقط بخشی از داستان بود. تغییرات اخیر در سحابی صورتی رنگ اطراف این ستاره، مدرک معتبری است بر اینکه این ستاره، بسیار بیشتر از آنچه تصور می شد شگفت انگیز است. این ستاره یک ستاره پر جرم نیست. بلکه دو ستاره است. بسیاری از اخترشناسان از سال 1375 بر این باور بودند که اتا – حمال یک ستاره دوتایی است. آنها دریافتند که هر 5.5 سال یکبار تغییرات محسوس و کوتاهی در طیف این ستاره نمایان می شود.  تازه ترین تصویر تلسکوپ فضایی چاندرا از کارینا
احتمالا همدمی در مداری بیضوی هر از گاهی به ستاره اصلی نزدیک می شود و برخورد بادهای دو ستاره بر خصوصیت کل مجموعه اثر می گذارد. این باور دانشمندان در اواخر سال 1377 که تغییرات پیش بینی شده رخ دادند، قوت گرفت. تغییرات اخیر اتا – حمال اوایل تابستان 1382 دوباره طبق پیش بینی ها رخ دادند. در آن زمان رصدهای تلسکوپ فضائی هابل با دوربین پیرفته نقشه برداری در نور فرابنفش، سایه ای ضعیف و اثراتی بر درخشندگی ستاره را آشکار کرد که نشان از عبور ستاره همدم از مقابل ستاره اصلی داشت. احتمالا نور فرابنفش ستاره همدم، گازهای سحابی اطراف ستاره را گرم و یونیزه می کند و نواری از نور فرابنفش به طول چند ثانیه قوس شکل می دهد. رصدها تقریبا دانشمندان را مطمئن می کرد که اتا – حمال یک ستاره دوتایی است. جرم ستاره اصلی حدود 100 تا 150 برابر خورشید و جرم همدم حدود 30 تا 60 برابر خورشید است. همدم در مداری بسیار کشیده که تقریبا موازی خط دید ماست به دور ستاره اصلی می گردد. به تازگی تلسکوپ فضایی اسپیتزر به سوی این ستاره شگفت انگیز نشانه رفت است و نمایی زیبا را از آن به تصویر کشیده است که آن را در بالا مشاهده می کنید. |
|
+ نوشته شده در
سه شنبه 5 تیر1386ساعت 12:47 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
یکی از انواع اصلی کهکشان ها، عبارت است از کهکشان های بی نظم. ترکیب ستاره ای آنها عموما مشابه کهکشان های مارپیچی است ولی در ساختارشان بازوهای مشخص وجود ندارد. کهکشانهای نا منظم را به این علت چنین نامیده اند که هیچ گونه تقارن یا ساختار مشخصی ندارند.
یکی از انواع اصلی کهکشان ها، عبارت است از کهکشان های بی نظم. ترکیب ستاره ای آنها عموما مشابه کهکشان های مارپیچی است ولی در ساختارشان بازوهای مشخص وجود ندارد. کهکشانهای نا منظم را به این علت چنین نامیده اند که هیچ گونه تقارن یا ساختار مشخصی ندارند.
آنها هسته واضحی هم ندارند، اما در صورت وجود، گاهی به شکل میله دیده می شود. همه کهکشان های بی نظم دارای مقادیر زیادی ستاره جوان، گاز و غبار هستند. خوشه های ستاره ای موجود در آنها، در مقایسه با یک کهکشان مارپیچی که همان جمعیت کلی را دارد، بسیار زیاد است. وجه مشخصه یک کهکشان بی نظم معمولی، جوانی آن است. بیشترین نور آنها، از تعداد زیادی ستاره جوان و درخشان و ابرهای نورانی گسیل می شود. کهکشانهای بی نظم همانند کهکشانهای مارپیچی ولی به دلایلی که تا کنون ناشناخته مانده است، بازوهای مارپیچی در آنها شکل نمی گیرد. واقعیت این است که در برخی از آنها، چیزی شبیه به بازوهای ابتدایی، بازوهای واپیچیده و یا بازوهایی که به طور جزئی شکل گرفته اند، دیده می شود و از این رو گمان می رود که ارتباط نزدیکی بین کهکشان های مارپیچی Sc و کهکشانهای بی نظم وجود داشته باشد. این کهکشانها شامل دو نوع فرعی اند، کهکشان نامنظم I که نمونه آن ابر ماژلانی بزرگ است و کهکشان نامنظم II که شبیه NGC۶۸۲۲ است، کهکشان نامنظم I با ستارگان نوع O و B و نواحی هیدروژن یونیده (H II) ، مشخص می شود، و چند نمونه آنها نشانه ای از بازوهای مارپیچی دارند. طبقه بندی نامنظم II انواع کهکشانی گوناگون را در بر می گیرد، از جمله آنها که گسیلهای غیر عادی، محتوای غبار غیرعادی، برهم کنشهای کشندی یا خصلت انفجاری و فوران ماده با شدت زیاد، نشان می دهند (فوران ماده از این نوع کهکشان به صورت رشته هایی است که از هسته به سوی خارج امتداد می یابند). این نوع کهکشان ابری خاص را می توان به صورت کهکشان انفجاری نیز طبقه بندی کرد، که از آن چندین نوع دیگر هم یافت می شود ( مانند M۸۷ ). در نوع II عمدتا کهکشانها بی شکل اند و به ستارگان تفکیک نمی شوند. چنین کهکشانهایی با گرد و غبار بین ستاره ای جذب خاصی را نشان می دهند و نشر گازی نیز توسط آنها مشاهده شده. کهکشان M۸۲ یک کهکشان II است این کهکشان از آن جهت قابل توجه است که مواد گرد وغباری به طور وسیع نور ستارگان را آنچنان می پوشانند که منفجر شده به نظر می رسد. لازم به ذکر است که همه کهکشانها با رده بندی ساده هابل مطابقت ندارند، زیرا برخی از آنها بسیار عجیبند. دلایلی در دست است که این کهکشانهای خاص با رویدادی شدید و ویران کننده انفجاری رو به رو هستند و در نتیجه به آمیزه ای از ستاره، گاز و غبار تبذیل شده اند که قابل رده بندی نیستند.
به طور کلی برای کهکشان های بی نظم می توان ویژگی های زیر را قائل بود : قطر : ۱۰۰۰۰ تا ۳۰۰۰۰ سال نوری جرم : ۷^۱۰ تا ۹^۱۰ جرم خورشیدی درخشندگی : خورشید * ۷^۱۰ غبار : ۲ تا ۵ درصد گاز (خنثی) : ۱۰ تا ۱۳ درصد انواع ستارگان : جوان (آبی)
به نقل از مجله نجوم |
|
+ نوشته شده در
شنبه 2 تیر1386ساعت 20:3 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
هیچ ستاره ای در این کهکشان تاریک نمی درخشد
گروهی از اخترشناسان بین المللی اخیرا مدرکی قطعی مبنی بر کشف کهکشان تاریک ارائه دادند، در واقع این جرم هم اندازه با یک کهکشان است اما ماده تشکیل دهنده آن، ماده تاریک است. این جرم با نام VIRGOHI21 شناخته می شود که در سال 2000 مشاهده شد. اما معمولا اخترشناسان تصمیم در مورد تعاریف جدید را به آرامی و دقت بررسی می کنند از این رو نتیجه نهایی دیر منتشر شد.در تحقیق جدید که لینک آن را می توانید مشاهده کنید می توانید مدارکی جدید در مورد کهکشان های اسرار آمیز را مشاهده کنید:
21-cm synthesis observations of VIRGOHI 21 – a possible dark galaxy in the Virgo Cluster اکنون ما مشاهده خوبی را از این جرم اسرار آمیز انجام داده ایم که حاصلی از تلسکوپ رادیویی Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) است، در مشاهدات دقیق تر نیز می توان مقداری از گاز هیدروژن را مشاهده نمود. همچنین با کمک تلسکوپ هابل مدرکی برای ستاره های این جرم پیدا شده است. اخترشناسان ابتدا بر این گمان بودند که در حضور کهکشان NGC4254 در آن ناحیه نیز کهکشانی مرئی یافت شود.این مشاهده ای غیر عادی از کهکشانی بود که در حال آماده شدن برای برخورد با یکی از کهکشان های همدم خود بود.تمام مدارک معمول از آماده شدن برای تصادم بر این اساس است که گازها از کهکشان به صورت لوله ای نازک شروع به جریان می کنند و یکی از بازوهای مارپیچی به سمت بیرون کهکشان کشیده و به سمت دیگر جرم می رود. اما در این برخورد همدم دیگر در جریان این فرآیند قابل دیدن نبود.اخترشناسان با محاسبات خود به این نتیجه رسیدند که این جرم با جرمی معادل 10 بیلیون جرم خورشیدی باید به اندازه 100 سال به سمت NGC4254 کج شده باشد و جریان های گازی تشکیل بدهد همچنین بازوها شروع به کشیده شدن کرده باشند. چنین مشاهداتی به زیبایی روشن می ساخت که احتمالا کهکشانی به ماده تاریک در این اطراف پنهان شده است. جزئیات این تحقیق سبب شناسایی این جرم با نامVIRGOHI21 شد که در 50 میلیون سال نوری از زمین واقع است. در این ناحیه کهکشانی معمولی وجود دارد که شما می توانید آن را با تلسکوپ های قدرتمند آماتوری مشاهده کنید، اما در واقع هیچ چیزی نخواهید دید. حتی در رصد تلسکوپ هابل نیز هیچ سیگنالی مبنی بر درخشش ستاره ای در این ناحیه پر جرم از فضا ثبت نشد.این جرم تنها در رادیو تلسکوپ ها آشکار خواهد شد که می تواند تابش هیدروژن خنثی را که در این ابر بزرگ واقع اند را ثبت کند. هنگامی که این تیم اولین نتایج تحقیق خود را مدتی پیش منتشر کرد انجمن هایی از منجمان به دلیل نوع نگرش خاص و سعی در فهم موضوع تئوری های زیادی را برای توضیح این جرم اسرار آمیز پیشنهاد کردند.دکتر Robert Minchin رهبر این گروه محقق از رصدخانه Arecibo می گوید: هیچ نشانه ای از درخشش ستاره در این جرم به وسیله رصد با قدرتی مانند هابل یافت نشد. برای این جرم ممکن است خاستگاهی بسیار کهن از زمان مهبانگ وجود داشته باشد، به عبارتی تشکیل آن از ماده تاریک و هیدروژن خنثی بعد از انفجار بزرگ. این جرم همواره در جهان در حال گشت زنی بوده و باعث در هم گسیختگی کهکشان ها نیز از راهشان شده است.هر چند که در این موضوعات وانمود می شود که ماده تاریک از کهکشان متمایز است اما در حدود کمتر از یک ماه پیش هابل توانست حلقه ای از ماده تاریک را که خوشه ای کهکشانی را احاطه کرده بود ثبت کند.شاید VIRGOHI21 نیز جرمی باشد از چنین خوشه ای که ذرات ماده تاریک را به بیرون فضا پرتاب می کند. شاید مقدار بسیار زیادی از این نوع کهکشان های تاریک وجود داشته باشد. در نقشه برداری جدید از آسمان توسط تلسکوپ رادیویی Aricebo شاید بسیاری از این نوع اجرام را برای ما آشکار کند این پروژه نیز Arecibo Galaxy Environment Survey (AGES) نام دارد. نتایج بیشتر و دقیق این تحقیق در مجله Astrophysical چاپ خواهد شد. (به نقل از آسمان پارس) |
|
+ نوشته شده در
شنبه 26 خرداد1386ساعت 12:49 توسط محمد حسین باقریان |
|
 اين عكس ناحيه مورد بررسي را نشان ميدهد.بعضي از كهكشانها در نور فروسرخ و برخي در محدوده مرئي قابل رؤيتند، به همين دليل عكس بالا تركيبي از هر دو محدوده طيف را نشان ميدهد تا تعداد زياد كهكشانها اشكار شود.رصدهاي بسيار نشان داد كه بسياري از اين لكههاي سبز كمرنگ در اين ناحيه احتمالا ككهكشانهاي كوتوله هستند كه در خوشه شعر برنيكه تعلق دارند.دو كهكشان بيضويNGC۴۸۸۹و NGC۴۸۷۴ بر كهكشانهاي ديگر تسلط دارندبا اينكه كهكشانهاي كوتوله خيلي كوچكند اما نقش تعيينكنندهاي در تكامل كيهاني دارند.اخترشناسان براينباورند كه آنها اولين كهكشاني بودند كه در عالم تشكيل شدند و مانع از تجمع ماده براي تشكيل تشكيل كهكشانهاي بزرگترند.بيشترين تعداد كهكشانها را در عالم كهكشانهاي كوتوله هستند.آنها مهمترين ماده براي كشف ساختارهاي كيهاني در مقياس بزرگ و كشف جهان و نظام حاكم بر آن هستند. شبيه سازي هاي كاﻣﭙﻴﻮتري از تكامل كيهان تعداد بيشتري كهكشان كوتوله را در نواحي چگال مثل خوشههاي غول ﭘيش بيني كردهبود. تعداد آنها با تعدا دادهها مطابقت ندارد و اين يكي از موارد قابل توجه در اين بررسي است.
گروه تحقيقاتي به سرﭘرستي «لي جنكينز»( Leigh Jenkins)اين ناحيه را در صورت فلكي گیسوان برنيكه به فاصله ۳۲۰ميليون سال نوري از ما بررسي كردند.آنها نواحي دور افتاده كم چگال را طي اين ﭘروژه بررسي كردند تا با مقايسه آنها با يكديگر تاثير تفاوت جمهيت را بر تكامل كهكشاني بدست آورند. تعداد كهكشانها در اين خوشه آنقدر زياد است كه ميتواند با تعداد كهكشانهاي ابر ماژلان باشد.جنكينز ﭘيش بيني كرده است كه ۱۲۰۰ تا ۳۰۰ تا از اين اجرام كهكشانهاي كوتولهاند.او افزود:«قابليتهاي بينظير اﺳﭙﻴﺘﺰﺭ ناسا اين امكان را فراهم كرد تا اين بررسي انجام شود و تعدا بسيار زياد كهكشانها آشكار شود.» به نقل از مجله نجوم
( امیر حسین )
|
|
+ نوشته شده در
یکشنبه 13 خرداد1386ساعت 11:16 توسط |
|
|
شكارچی يكی از معروفترين و شناخته شدهترين صورتهای فلكی در آسمان است. قلب آن پرورشگاه ستارگان تازه متولد شده است. سحابی شكارچی ابری پهناور ازگاز، گرد و غبار است. اين گازها به اطراف منبسط شدهاند و در واقع نقش غذای ستارگان در حال شكلگيری را ايفا میكنند. گرانش جرم به وجود آمدهی مرکزی، ابرها را گرفته و فشرده میكند و به داخل ستارهها میكشد.
 این تصویر حجم کربن مونواکسید را در قلب این ابر عظیم مولکولی نشان میدهد. روشنترین بخش این تصویر مکانی است که با چشم برهنه قابل ديدن است. گازهایی که در امتداد آن انبساط یافتهاند در شکلگیری این ستارگان بسیار موثر هستند. این تصویر پهنایی در حدود ۳۰ سال نوری را به نمایش گذاشته است.
«HARP» و «ACSIS» که از ابزارهای این رصدخانه هستند، اين امكان را برای ستارهشناسان فراهم كردهاند كه حركت گاز را با ظرافت و روشنی در طول موجی خاص بنگرند. اين دو ابزار در كنار هم توانایی بالايی را برای ثبت دادهها در سه بعد فراهم كردهاند. بر خلاف نسلهای گذشتهی دستگاههای گيرنده، اين دو ابزار میتوانند در طول موجهای مختلف، هم زمان از آسمان تصويربرداری كنند. به تصاوير سه بعدی اين ابزار «مکعب طیفی» میگويند.
مقدار زيادی مولكول گاز در فضا موجود است كه پرتوهايی در طول موجهای قابل دید برای HARP و ACSIS را منتشر میكنند. اين رصدخانه در طول موجهايی بین رادیویی و مریی کار میکند. دادههای ثبت شده نشان دهندهی چگونگی انتشار موكولهای گاز به خصوص كربن مونواكسيد و چگونگی حركت آنها است. اين گازها با سرعتی در حدود ۲۰۰ كيلومتر بر ثانيه به سوی ما و هم درخلاف جهت ما در حركت هستند. سحابی مركزی كه در اين تصوير مشخص است، زادگاه رخدادهای دیگری نيز هست، مكانی كه دانشمندان به آن «جريان شامپاينی» میگویند؛ در این ناحیه گازها با نیروی زياد به سوی بيرون هل داده میشوند.
به گفتهی دكتر «جان ريچر» (John Richer):"برای اولين بار است که ما میتوانيم نقشهی بزرگی از گازهای داغ و ابرهای مولكولی با جزئيات بالا و پيچيده و فرآيندهایی تماشايی كه در زمان شكلگيری ستارگان رخ میدهند را داشته باشيم". ACSIS دادهها را با سرعتی ۱۰۰۰ بار سريعتر از حسگر پيشين JCMT انتقال میدهد. عكسهای جديد اين آرايه از شكلگيری ستارگان بسيار شگفت انگيز است. با استفاده از اين سيستم جديد ما میتوانيم نقشهی ساختار اين سحابیها را به دست آوريم و سرعت گاز را اندازگيری كنيم. تجزيه و تحليل ساختار شيميايی اين ابرها نيز پيش از اين امكان پذير نبود.
جان ريچر میافزاید:"در گذشته تجزيه و تحليل دادهها با سرعتی بسيار پايين صورت میگرفت. هم اكنون با وجود ۱۶ حسگر دقیق HARP سرعت تجزيهی دادهها به طور چشمگيری افزايش يافته است". به گفته پرفسور گری ديويس(Gary Davis):"اين آرايهها پس از تلاش بسيار در سالهای متمادی با استفاده از آخرين تكنولوژی و ابزارها به نتيجه رسيدهاند تا به عنوان توانايی جديدی در رصدخانهها استفاده شوند". دانشمندان با استفاده از اين ابزار خواهند توانست، تحقيقات خود را در زمينه شكلگيری ستارگان جوان گسترش دهند. به نقل از مجله نجوم (امیر حسین) |
|
+ نوشته شده در
یکشنبه 6 خرداد1386ساعت 20:42 توسط |
|
|
جديدترين تصوير تلسكوپ فضايي اسپيتزر ناسا : تولد ستارگان در ناحيه Barnard 30
ناسا جديد ترين تصوير گرفته شده توسط تلسكوپ فضايي اسپيتزر را منتشر كرد .در اين تصوير تلسكوپ فضايي اسپيتزر موفق به شكار لحظه ي تولد ستارگان در صورت فلكي جبار شده است. ستاره شناسان تصور ميكنند كه انفجارات ابرنواختري باعث ايجاد امواج بسيار سنگين در فضا مي شود و اين امواج هنگامي كه به يك توده از گاز يا غبار ميان ستاره اي (سحابي) مي رسند باعث ايجاد تراكم در اين توده مي شوند و اين تراكم سرانجام باعث تولد ستاره اي در آن سحابي مي شود. در 3 ميليون سال پيش انفجار يك ابرنواختر ، چنين سرنوشتي را براي اين سحابي رقم زده و باعث تولد نسل جديدي از ستاره ها در اين ناحيه شده است . ناحيه اي كه در تصير مشاهده مي كند Barnard 30 ناميده مي شود و 1300 سال نوري از زمين فاصله دارد. اين ناحيه در صورت فلكي جبار و در كنار ستاره لامبدا- جبار (ستاره ي سر شكارچي) قرار گرفته است.
اين ناحيه توسط گازها و غبارهاي اين سحابي پوشيده شده و در نور مرئي قابل مشاهده نيست در حالي كه تلسكوپ فضايي اسپيتزر براحتي قادر است در طول موج مادون قرمز به اعماق آن نفوذ كند و تصوير زيبايي از آن تهيه كند. در تصوير رنگ هاي نارنجي – قرمز ذرات غباري هستند كه به واسطه ي گرماي ستاره هاي تازه متولد شده گرم شده اند و امواج مادون قرمز از خود ساطع مي كنند. نقاط صورتي و مايل به قرمز نيز خود ستاره هاي تازه متولد شده هستند. به نقل از آسمان پارس (امیر حسین) |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 2 خرداد1386ساعت 20:38 توسط |
|
 تصوير هابل از یک موج ضربهی کمانی در نزدیکی ستاره «LL-جبار» در قلب سحابی بزرگ این صورت فلکی. این پدیده وقتی به وجود میآید که دو جریان گازی به هم برخورد کنند.«كِلاستِر» در حين ماموريت خود با موج ضربههایی روبرو شد كه از جلوی سطح زمين میآمدند. آنها در حالت عادی ﭘديدهای طبيعی تلقی میشوند اما اين بار آنها از سویی آمده بودند كه به طرف خورشيد بود. این موج ضربهها تقريبا به اندازه يک چهارم فاصله زمين تا ماه از سطح زمين فاصله داشتند كه دلیل آن جريان ذرات الكتريكی باردار خورشيد بود.
اين ذرات باردار را با نام باد خورشيدی میشناسیم كه در اوج فعالیتهای خورشیدی به بیشترین مقدار خود میرسند؛ اگر در هنگام تابش با ميدان مغناطيسی زمين برخورد كنند ناگهان از سرعت آنها كاسته میشود و با كم شدن ناگهانی سرعت اين ذرات، ناحيهای چگال از این ذرات به وجود میآيد. اين فرآيند به نام «ضربهی كمانی» شناخته میشود که باعث تقويت نيروها در گاز يونيده میشود. دقيقا مثل آبهايی كه در جلوی يک كشتی از محل خود به بيرون رانده میشوند. در ٢۴ ژانويه ۲۰۰۱ چهار فضاﭘيمای كلاستر تقريبا در ارتفاع ۱۰۵۰۰۰كيلومتری از سطح زمين بودند. هر كدام از آنها نيز تقريبا ۶۰۰ كيلومتر از هم فاصله داشتند. در همين حال همه آنها با هم ضربهی کمانی را دريافت كردند. دانشمندان در ابتدا تصور میكردند كه همه آنها ﭘديده يكسانی را ثبت كردند، در حالی كه مطالعات و تحليلهای بعد از آن نشان داد كه اطلاعات هر كدام از آنها با يكديگر متفاوت است! آنها نوسانات بسيار شديدی را در ميدان مغناطيسی و الكتريكی زمين ثبت كردند، همچنين تغييرات شديدی نيز در تعداد ﭘروتونهای رسيده از بادهای خورشيدی در همين زمان بدست آمد. «واسيلی لوبزين» (Vasili Lobzin) از دانشمندان و سرﭘرست اين ﭘروژه میگويد:"ويژگیهای ضربه(شوک) دريافتی هر كدام از فضاﭘيماها ﭘس از مطالعات و آزمايشهای مكرر دلايل متقاعد كنندهای را برای توجيه مدل ترميم فراهم كرده است". «والديمير كراسنوسلسكيخ» (Vladimir Krasnoselskikh) اين نظريه را با مدل كاملی در سال ۱۹۸۵ ارائه داده است. اطلاعات بدست آمده امكان كشفهای بزرگتر را در مورد اين ﭘديده به اخترفيزيكدانان خواهد داد. ستارههای منفجر شده و يا بادهای ستارهای قوی میتوانند از علل اين گونه موج ضربهها باشند. ضربههای كمانی همچنين میتوانند به ذرات در فضا شتاب دهند. كراسنوسلسكيخ میگويد:"هرچند شرايط به وجود آمدن اين ضربه در اطراف زمين وجود دارد اما نمونههای آن را در مورد اجرام سماوی ديگر نيز میتوان يافت. در اخترفيزيک نمونههای اين شرايط ديده شده است". حقايقی را كه كلاستر روشن كرد هديهای ارزشمند برای كمک به ﭘيشرفت فيزيک فضا بود. «ﻓﻴﻠﻴﭗ اسكوبت» (Philippe Escoubet) از دانشمندان اِسا میگويد:"درک فيزيک اين ﭘديده برای توجيه و كشف ﭘديدههای ﭘيچيده اخترفيزيک و همچنين ﭘيشبينی وضعيت فضای اطراف زمين بسيار مفيد است". به نقل از مجله نجوم
(امیر حسین) |
|
+ نوشته شده در
شنبه 29 اردیبهشت1386ساعت 8:54 توسط |
|
|
دانشمندان به تازگي موفق به كشف پيرترين ستاره ي جهان شدند ستاره اي كه تقريبا پا با پاي جهان عمر كرده است. اما دانشمندان چگونه عمر ستارگان را تعيين مي كنند
بنا به محاسبه ي دانشمندان 13.7 بيليون سال ازز عمر جهان مي گذرد . با اين حساب پيدا كردن ستاره اي با سن 13.2 بيليون سال بسيار شگفت انگيز به نظر مي رسد . اين دان معناست كه اين ستاره ي پير مدت زمان كمي پس از انفجار بزرگ بوجود آمده است يعني تنها چند صد ميليون سال از "جهان ما " كوچك تر است . اين ستاره ي كهن سال كه به تازگي توسط رصد خانه اروژايي جنوبي VLT كشف شده است ، HE 1523-0901 نام گذاري شده . ستاره شناسان با مشاهده ي چنين ستارگاني مي توانند پيش بيني كنند كه به ستاره اي كهن سال نگاه مي كنند اما آنها چگونه مي توانند سن اين ستارگان را به اين دقت محاسبه كنند ؟ تاريخ گذاري و تعيين سن ستارگان بسيار مشكل به نظر مي رسد . نحوه ي كار دانشمندان بسيار شبيه به كار باستان شناسان است ، باستان شناسان براي تاريخ گذاري بروي اجسام كشف شده در حفاري ها از شيوه اي موسوم به راديوكربن استفاده مي كنند و با بكارگيري ايزتوپ هاي كربن سن وسايل پيدا شده در حفاري ها را تعيين مي كنند . ستاره شناسان براي تعيين سن اين ستاره با استفاده از رصد خانه VLT فراواني عناصر گوناگون راديو اكتيو مانند اورانيوم و توريم را در اطراف ستاره اندازه گيري مي كنند . اين عناصر راديو اكتو براي ستاره شناسان در حكم ايزوتوپ هاي كربن است براي كاوش گران آثار باستاني . هنگامي كه يك ستاره شكل مي گيرد عناصر راديواكتيو شروع به واپاشي مي كنند و به عناصر سبك تر تبديل مي شوند . با دانستن آهنگ واپاشي و همچنين اندازه گيري دقيق ميزان اين عناصر دانشمندان قادر خواهند بود سن يك ستاره را تعيين كنند حتي اگر 13.2 بيليون سال از عمر ستاره اي گذشته باشد . به نقل از آسمان پارس (اشکان) |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 26 اردیبهشت1386ساعت 18:57 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
به گزارش ايسنا، «استفان هاوكينگ»، استاد دانشگاه «كمبريج» و دانشمند برجسته معاصر به دعوت پژوهشگاه دانشهاي بنيادي (مركز تحقيقات فيزيك نظري و رياضيات) تيرماه به ايران ميآيد.
وي در مدت سفر به ايران ضمن برگزاري نشستهاي تخصصي احتمالا در المپياد جهاني فيزيك در اصفهان نيز حضور خواهد يافت. گفتني است، استفان ويليامز هاوكينگ در تاريخ 8 ژانويه سال 1942 در شهر اكسفورد در انگليس متولد شد. خانه پدري وي در شمال انگليس بود اما در طول جنگ جهاني دوم اكسفورد مكاني امني براي كودكان محسوب ميشد. وقتي او به سن 8 سالگي رسيد خانواده وي به سنت آلبانز شهري در حدود 20 مايلي شمال لندن نقل مكان كردند. امیر حسین به نقل از آسمان پارس |
|
+ نوشته شده در
جمعه 21 اردیبهشت1386ساعت 12:13 توسط |
|
|
این سیاره ابر پرجرم که هات – پی – 2 بی (HAT-P-2b) نام گذاری شده است، هشت برابر سیاره عظیم منظومه شمسی، مشتری جرم دارد. این سیاره پرجرم همانند بسیاری از سیاراتی که تا کنون شناخته شده اند با بهره گیری از روش گذر کشف شده است، به بیان دیگر هنگامی که چنین سیاراتی در مقابل ستاره مادر(همدم) و کره زمین قرار می گیردند، اندکی از نور ستاره کاسته شده و یا جاذبه آن باعث آشفتگی گرانشی ستاره همدم می گردد. اخترشناسان بر این عقیده اند که سیاره تازه کشف شده دارای مدار بیضی گون بسیار عجیبی می باشد، به طوری که نزدیک ترین فاصله آن با ستاره مادر 5 میلیون کیلومتر (3.1 میلیون مایل) و دورترین فاصله آن 15 میلیون کیلومتر (9.6) است. این در حالی است که سیاره هر 5.63 روز یک دور کامل به دور ستاره همدم می گردد. در مقایسه با سایر سیاراتی که تا کنون کشف شده اند، این سیاره بسیار عجیب جلوه می کند. در حالی که 8.2 برابر مشتری جرم دارد، فقط 1.18 بار از آن بزرگ تر است.چگالی آن نیز تقریبا برابر چگالی زمین است اما به طور کلی از هیدروژن ساخته شده است.در حقیقت سیاره تازه کشف شده در مرز بین سیاره و ستاره قرار دارد.تنها اگر 50 % جرم بیشتری داشت، همجوشی هسته ای در آن صورت می گرفت و تبدیل به یک ستاره می شد. این کشف با بهره گیری از شبکه ای از تلسکوپ های خودکار کوچک تحت عنوان هات نت (HATNet) صورت گرفته است.در سراسر جهان شش عدد از این تلسکوپ ها وجود دارد که چهار تلسکوپ در رصدخانه ویپل واقع در ایالت آریزونا و دو تای دیگر در ایالت هاوایی قرار دارند.این تلسکوپ های روبوتیک در جستجوی ستارگانی که به طور منظم و در بازه های زمانی خاص از درخشش آنها کاسته می شود(گذر) ، هر شب بیش از 26000 رصد انجام می دهند.
 نمایی از شبکه تلسکوپ های هات نت در رصدخانه ویپل واقع در ایالت آریزونا
به نقل از آسمان پارس
|
|
+ نوشته شده در
جمعه 14 اردیبهشت1386ساعت 16:19 توسط |
|
|
اكنون 17 سال است كه تلسكوپ فضايي هابل با حال بررسي نقاط مختلف آسمان هر روز شاهكار جديدي را خلق مي كند و با تصاوير بي نظير خود پرده از رازهاي شگفت آور هستي بر مي دارد . به تازگي ناسا و اسا يكي ديگر از تصاوير حيرت آور هابل رابا رزولوشن بسيار بالا منتشر كرده اند : تصويري باور نكردني از سحابي كارينا . سحابي كارينا در فاصله ي 7500 سال نوري از زمين و در صورت فلكي جنوبي كارينا (كشتي) قرار دارد. در درون اين سحابي ستارگان بسياري وجود دارد كه هريك مرحله ي متفاوتي از حيات خود را مي گزراند- از تولد تا مرگ – و جرم بعضي از آنها 50 تا 100 برابر بيشتر از جرم خورشيد است . يكي از درخشان ترين ستاره هاي اين سحابي اتا-كارينا است (سمت چپ تصوير) كه مي بايست هزاران سال ژيش به صورت يك ابرنواختر منفجر شده باشد. اين تصوير كلي از پيوستن چند تصوير مجزا به هم تشكيل شده است و در كل عرض اين تصوير ناحيه به وسعت 50 سال نوري در فضا را نشان مي دهد .
|
|
+ نوشته شده در
پنجشنبه 13 اردیبهشت1386ساعت 15:22 توسط |
|
|
شعاع این سیاره فراخورشیدی تنها ۵۰ درصد بزرگتر از شعاع زمین است. تیمی از دانشمندان سوئیسی، فرانسوی و پرتغالی با استفاده از تلسکوپ ۶/۳ متری ESO موفق شدند این سیاره را با جرمی معادل ۵ برابر جرم زمین پیدا کنند. همچنین این محققان نشانههایی از وجود سیارهای دیگر با جرمی معادل ۸ جرم زمینی در این منظومه یافتهاند.
این سیاره کوچکترین سیاره فراخورشیدی است که تاکنون کشف شده است. دوره تناوب مداری آن ۱۳ روز و مدار آن به دور ستاره مادر ۱۴ بار نزدیکتر از مدار زمین به دور خورشید است. البته به دلیل آن که درخشندگی و دمای ستاره مرکزی کمتر از خورشید است، این سیاره در کمربند حیات ستاره قرار دارد؛ محدودهای که در آن آب میتواند به صورت مایع وجود داشته باشد.  «استیفن آدری»(Stéphane Udry) از رصدخانه «جنوا»(Geneva) در سوئیس و مسئول انتشار این خبر میگوید:"ما دمای میانگین این سیاره را بین ۰ تا ۴۰ درجه سانتیگراد تخمین زدهایم، دمایی که آب میتواند در آن به صورت مایع وجود داشته باشد. شعاع این سیاره تنها ۵۰% بزرگتر از زمین است. بنابراین سیاره احتمالا سنگی است و ممکن است اقیانوسهایی در سطح آن وجود داشته باشد"! «آوس خاویر دلفوس»(avows Xavier Delfosse) یکی از اعضای تیم در دانشگاه «گرنوبل» فرانسه میگوید:"همانطور که میدانیم آب مایع برای حیات ضروری است. به دلیل محل قرارگیری این سیاره نسبت به ستاره مادر و دمای مناسب، این سیاره هدف مناسبی برای جستجوی حیات فرازمینی است و میتواند هدف مناسبی برای کاوشهای آینده نیز باشد". ستاره این مجموعه(Gliese ۵۸۱) یکی از ۱۰۰ ستاره نزدیک به خورشید و فاصله آن از ما تنها ۵/۲۰ سال نوری است. این ستاره در صورت فلکی میزان قرار دارد. جرم آن یک سوم جرم خورشید و درخشندگی آن ۵۰ برابر کمتر از درخشندگی خورشید است. کوتولههای سرخ متداولترین نوع ستارهها هستند و از ۱۰۰ ستاره نزدیک به خورشید ۸۰ ستاره در دستهبندی کوتولههای سرخ قرار میگیرند. «خاویر بونفیلز»(Xavier Bonfils) از دانشگاه لیسبون میگوید:"چنین ستارههایی اهدافی مناسب برای جستجوی سیارات کم جرم هستند و میتوان سیاراتی به دور آنها پیدا کرد که حاوی آب مایع باشند. محدوده کمربند حیات در آنها نزدیکتر از فاصله زمین تا خورشید است و میتوان با روش اندازهگیری سرعت شعاعی، سیاراتی را که به دور آنها میگردند، کشف کرد". همین تیم ۲ سال قبل سیارهای با جرمی معادل ۱۵ جرم زمینی به دور همین ستاره کشف کرده بودند. سیارهای مانند نپتون که دوره تناوب مداری آن تنها ۴/۵ روز بود. در آن زمان اخترشناسان به وجود یک سیاره دیگر نیز مشکوک شده بودند. بنابراین با اندازهگیریهای جدید، این سیارهی زمین مانند را کشف کردند. البته بررسیهای جدید نشان میدهد که ممکن است سیاره دیگری با جرمی معادل ۸ جرم زمینی و دوره تناوب مداری ۸۴ روز در این منظومه وجود داشته باشد. بنابراین ستاره(Gliese ۵۸۱) احتمالا دارای منظومهای با حداقل ۳ سیاره با جرمهای ۱۵، ۸ و ۵ جرم زمینی است. این اکتشافات جدید به کمک طیف نگار HARPS (اندازهگیر دقیق سرعتهای شعاعی برای جستجوهای سیارهای) بدست آمده است. این طیف نگار که در رصدخانه ۶/۳ متری ESO در لاسیلای شیلی قرار دارد، دقیقترین طیف نگار موجود در جهان است. HARPS قادر است سرعت شعاعی اجسام را با دقت ۱ متر بر ثانیه اندازه گیری کند! این طیف نگار یکی از موفقترین ابزارها در شکار سیارات فراخورشیدی است. اختلاف سرعت اندازهگیری شده در این سیستم تنها ۲ تا ۳ متر بر ثانیه است؛ سرعتی معادل سرعت قدم زدن یک انسان! تشخیص چنین سرعتی برای دیگر طیف نگارها غیر ممکن است. «میشل مایور»(Michel Mayor) از رصدخانه جنوا و هدایت کننده HARPS میگوید:"این دستگاه یک ماشین به دام اندازی سیارات فراخورشیدی است. ما با دقت بینظیر آن قادریم سیاراتی با جرم کم و مشابه زمین پیدا کنیم. از بین ۱۳ سیاره فراخورشیدی با جرم کمتر از ۲۰ جرم زمین که تا به حال کشف شده است، ۱۱ کشف مربوط به HARPS بوده است"! این ابزار در کشف منظومههای سیارهای نیز موفق بوده است و تاکنون دو منظومه Gliese ۵۸۱ و HD ۶۹۸۳۰ را که هر یک دارای سه سیاره هستند، کشف کرده است. مایورا میگوید:"هم اکنون ما اعتماد به نفس کافی برای کشف سیارهای هم جرم زمین که به دور یک کوتوله سرخ بگردد را داریم". |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 12 اردیبهشت1386ساعت 20:39 توسط |
|
|
تحقيقاتي كه به تازگي توسط دو فيزيكدان انجام شده نشان مي دهد كه ميزان ماده از ميزان انرژي موجود در جهان براي هميشه بيشتر خواهد بود .
انشتين نشان داد كه ماده و انرژي نسخه هاي متفاوتي از يكديگر هستند . او با ارائه ي فرمول E=mc2 نشان داد كه چه ميزان انژي از تبديل جرم هر ماده مي توان بدست آورد . در حال حاضر ما قادريم قسمت اعظم جهان خود را مشاهده كنيم اما با انبساط جهان ، اجسام دوردست هر لحظه سريع تر از ما دور دور مي شوند و روزي مي رسد كه اين اجسام با سرعتي كه فراتر از سرعت نور به نظر خواهد رسيد از ما دور خواهند شد و در آن هنگام ما تنها مي توانيم اجرام موجود در خوشه ي كهكشاني محلي خود را تماشا كنيم . هنگامي كه سرعت جسمي از سرعت نور فراتر رود آن جسم با توجه به فرمول انشتين به تشعشعات انرژي تبديل خواهد شد . با توجه به اين نظريه اكنون فيزيكدان ها و كيهان شناسان بر اين باورند كه تريليون ها سال ديگر تمام ماده ي موجود در جهان به تشعشعات انرژي تبديل خواهد شد. اما فشار ماده ي تاريك يا همان نيرويي كه باعث شتاب گرفتن جريان انبساط عالم مي شود شايد بتواند پيشگويي بالا را به نفع ماده تغيير دهد .دو فيزيكدان به نام هاي Lawrence Krauss و Robert Scherrer به تازگي با ارائه ي مقاله اي در نشريه ي Physical Review اعلام كردند تا زماني كه ماده ي تاريك باعث انبساط جهان مي شود ، نسبت ميان ماده و تشعشعات انرژي تقريبا همين گونه باقي خواهد ماند . Krauss و Scherrer محاسبه كرده اند كه تشعشات انرژي كه ازمحو شدن ماده بوجود آمده اند با همان سرعت بوجود آمده ، رقيق خواهند شد و نسبت ميان ماده و انرژي همانگونه كه هست باقي مي ماند : هنگامي كه مقداري ماده در اين فرايند به تشعشع انرژي تبديل مي شود ، انرژي تاريك فاصله ي ميان فوتون هاي آن را افزايش مي دهد و باعث كاهش انرژي و غلظت آن در جهان مي شود . اين فرايند باعث خواهد شد تا ميزان ماده براي هميشه بر ميزان انزژي در جهان چيره باشد .
|
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 12 اردیبهشت1386ساعت 19:41 توسط |
|
|
از آن جایی که زمین بین همسایگانی با آب و هوای کاملا متفاوت قرار گرفته است، بررسی آب و هوای زهره و مریخ، دیدگاههایی را در مورد افزایش دمای سراسری فراهم میکند.
زهره جهنمی سوزان و مریخ بیابانی بسیار سرد است. دانشمندان برای شناخت بیشتر این مسئله مدلی را طراحی کردهاند که با استفاده از یک سری معادلات فیزیک به بررسی جو زمین میپردازد. «د. گرین اسپون»(D. Greenspoon) از موزه علوم و طبیعت دنور میگوید:"به نظر میرسد که در ابتدا زهره و مریخ شرایطی را مشابه با زمین داشتهاند. شاید در یک نگاه کلی مدلهای ارائه شده برای تغییرات آب و هوایی، جنبه پیشبینی داشته باشند، ولی معادلات فیزیکی را پیچیدهتر میکنند. برای اطمینان بیشتر به مدلهای کامپیوتری، باید در نظر گرفت که آب و هوای زمین تابع یک سری اصول کلی مرتبط با آب و هوای زهره و مریخ است".  جو زهره از زمین ضخیمتر است. با اين وصف مدلهای آب و هوایی که در دسترس هستند، میتوانند درجه حرارت هم اکنون آن را تخمین بزنند. از این راه دانشمندان میکوشند تا برای تغییر این شرایط آب و هوایی از حالتی مشابه با زمین به جهنمی سوزان پاسخی بیابند. زهره دارای اثر گلخانهای بوده است که به تدریج تحت تاثیر بالا رفتن درجه حرارت خورشید قرار گرفته است. خورشید در ابتدا ۳۰ درصد تاریکتر از شرایط کنونی آن بوده است و در طی ۴ میلیون سال گذشته به تدریج روشنتر شده است. در طی این زمان، آب موجود در سطح زهره تبخیر و وارد جو شده است. گرین اسپون میگوید:"بخار آب از جمله گازهای گلخانهای مهمی است که سبب افزایش دمای سیاره میشود و در نتیجه آب بیشتری بخار میشود". این همان سرنوشتی است که زمین به علت آلودگی هوا خواهد داشت. بازسازی شرایط آب و هوایی زهره در گذشته، به حل این مسئله که زمین چقدر به این شرایط فاجعه آمیز نزدیک خواهد بود، کمک میکند. در این جاست که اهمیت ماموریت فضاپیمای «سریع السیر زهره» مشخص میشود. این فضاپیما میزان بخار آبی را که زهره از دست میدهد و همچنین حرکت ابرها در جو این سیاره را بررسی میکند. این مسئله چگونگی عکس العمل زهره به جذب نور خورشید را نشان میدهد؛ زیرا انرژی خورشید سبب حرکت ابرها میشود. همچنین این فضاپیما میزان دیاکسید سولفور را اندازه میگیرد. این گاز یکی از گازهای گلخانهای است که از آتشفشانهای زهره آزاد میشود. گرین اسپون میگوید:"با در دست داشتن تمامی این شواهد میتوانیم دریابیم که زهره در چه زمانی آب خود را از دست داده است و این مسئله به تفسیر مدلهای آب و هوایی زمین نیز کمک میکند. مریخ نیز به همین میزان حائز اهمیت است. زمانی که آتشفشانهای این سیاره خاموش شدند، توانایی این سیاره برای دوباره پر كردن جو آن نیز از بین رفت و این سیاره به بیابانی بدون هوا تبدیل گشت. با در نظر گرفتن این که این شرایط برای زمین فاجعه آمیز خواهند بود، بررسی شرایط آب و هوایی این دو سیاره و هر مسئلهای که به شناخت آینده زمین کمک کند، ضروری است. بنابراین زمانی که صحبت از اکتشاف سیارههای دیگر به میان میآید، در حقیقت افزایش شناخت زمین نیز مطرح است". به نقل از مجله نجوم |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 12 اردیبهشت1386ساعت 11:22 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
ستاره شناسان به تازگی با استفاده از رصدخانه های جمینی موفق به کشف ساختار هایی شدند که در حال ترک سحابی جبار با سرعتی ما فوق سرعت صوت هستند
سحابی ها بخشی از اجزای تشکیل دهنده ی کیهان و مکان شکل گیری ستارگان جدیدهستند. تصویر زیر بخش کوچکی از سحابی جبار یکی از زیباهای آسمان شب را نشان میدهد که توسط رصد خانه های جمینی تهیه شده است. ساختار های عجیب و کشیده ای که در تصویر مشاهده می شود گلوله هایی از گاز هستند که با سرعتی ما فوق سرعت صوت از سحابی جبار به بیرون پرتاب شده اند .ستاره شناسان هنوز دلیل روشنی برای این واقعه پیدا نکرده اند اما احتمال می دهند که به تازگی انفجار شدیدی باعث پرتاب شدن این ذرات به خارج از سحابی شده است . این گلوله های گازی از دو قسمت عمده تشکیل شده اند :در نوک هر کدام از این گلوله ها، توده های فشرده از اتم آهن قرار دارد که در تصویر با رنگ آبی به صوت نقاط نورانی می درخشد و در پشت آنها دنباله هایی کشیده از گاز هیدروژن گداخته با رنگ نارنجی دیده می شود . منبع:آسمان پارس |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 8 فروردین1386ساعت 14:34 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
ده سال پیش دانشمندان دو نظریه برای تکامل کیهان ارائه دادند. در نظریه اول آنها گفتند که کیهان در حال انبساط است و سرعت این انبساط به طور یکنواخت در حال کاهش است. درنظریه دوم گفتند که کیهان در حال انقباض است. در سال 1998 دانشمندان با مشاهدهی یک ابرنواختر بسیار دور به این نتیجه رسیدند که سرعت انبساط جهان در حال افزایش است. آنها تلاش میکنند که تراکم انرژی را در کیهان به دست آورند.
 دوره ی اول: این دوره ۱۰۰ سال پس از انفجار بزرگ شروع شد و اولین ستارگان پدیدار شدند. هم زمان با این دوره در اثر فعالیتهای هستهای که در داخل ستارگان صورت میگرفت بازایش فشردهی انرژی آغاز شد. این رويه در ستارگان کنونی هم ادامه دارد اما بر اساس تئوری آنها، در این دوره فعالیتهای داخل ستارگان پس از چندین میلیارد سال(حدود ده به توان ۱۴ سال) متوقف میشود. در آن زمان هیدروژن آزادی در فضا باقی نمیماند تا بتواند با گاز و غبار میان ستارهای جمع شود و ستارهای تشکیل دهد و در اواخر این دوره ستارههایی که ۸-۱۲ برابر خورشید جرم دارند تمام سوخت خود را مصرف کردهاند و به کوتولههای سفید تبدیل میشوند. ستارههایی که ۲۵-۳۰ برابر خورشید جرم دارند به ستارههای نوترونی و ستارههای پر جرمتر به سیاهچالهها تبدیل میشوند. دورهی دوم: در این دوره کوتولههای قهوهای و سیاهچالهها پدیدار میشوند. دمای سطح کوتولههای قهوهای به دلیل فشاری که گرانش به آنها وارد میکند ۷۰۰-۶۰۰ درجه است و سطح خود را میسوزانند. یکی دیگر از اجرامی که در این دوره پدیدار میشوند سیاهچالهها هستند. این اجرام در هستهی بسیاری از کهکشانها شکل میگیرند. گرانش قوی که در این اجرام وجود دارد به قدری است که حتی نور هم نمیتواند از آنها فرار کند. در این دوره نوترونهای آزاد به سرعت تجزیه میشوند و به پروتون و الکترون و آنتی نوترونها تبدیل میشوند. طبق این نظریه در این دوره تجزیهی پروتون نیز صورت میگیرد. بدین صورت که یک پروتون چهار کوانت گامای اولیه میدهد. بنابراین میتوان نتیجه گرفت که در اواخر دورهی دوم مادهی طبیعی که داخل سیارهها و کوتولههای سفید وجود دارد به پرتو تبدیل میشود. دورهی سوم(دورهی سیاهچالهها): در ابتدای این دوره تقریبا تمام باریونها(پروتونها و نوترونها) از بین میروند و سیاهچالهها باقی میمانند. درانتهای این دوره سیاهچالهها نیز از بین میروند. دورهی چهارم: دراین دوره از تمام مقدار ماده تنها کوانتهای الکترومغناطیسی و نوترونها و الکترونها و پوزیترونهای ساکن باقی میمانند وگروهی از الکترونها و پوزیترونها اتمهای پوزیترونی تشکیل میدهند. پس از گذشت زمان در این دوره مقدار زیادی الکترون و پوزیترون در فضا باقی میماند و انرژی گرمایی کیهان به پایان میرسد. پروفسور «لافلین» از دانشگاه کالیفرنیا در گفت و گو با مجلهی مکانیک عمومی، سرد شدن کیهان را در آینده تایید کرد و گفت:"تحقیقات ما نشان میدهد که در آینده، کیهان سرد(دمایی در حدود ده به توان منفی بیست و هفت درجهی کلوین!!!) خواهد شد". بررسی دربارهی انفجار بزرگ از اوایل دههی ۸۰ میلادی آغاز شد. یکی از این بررسیها را «روبرت کالول»، «مارک کامیونفسکی» و «نوین وینبرگ» انجام دادند. آنها مدلی دربارهی کیهان ارائه دادند که در آن به افزایش سرعت انرژی تاریک و سرعت انبساط جهان اشاره شده است. بر اساس این مدل هنگامی که سرعت انبساط عالم زیاد میشود، خوشههای کهکشانی پایداری خود را از دست میدهند و از هم میپاشند و در نهایت به اتمها و و ذرات تشکیل دهندهی آنها تجزیه میشوند. دو دانشمند روسی که در مسکو زندگی میکردند، در سال ۱۹۵۷ سناریویی دربارهی پایان عالم ارائه دادند؛ اگرچه در این سناریو خطاهایی نیز وجود داشت. پنج سال بعد دو دانشمند آمریکایی با محاسباتی که انجام دادند اعلام کردند که انرژی تاریک همیشگی و عالم در حال انبساط است. مدلی از تکامل کیهان ارائه شده است که به آن مدل بسته میگویند. بر اساس این مدل، عالم تا مدتی منبسط میشود اما این انبساط متوقف میشود و عالم با سرعت زیادی شروع به منقبض شدن میکند و در این هنگام کهکشانها به هم نزدیک میشوند و همهی مواد عالم در یک نقطه متمرکز میشوند(تکرار انفجار بزرگ). اما هم اکنون چگالی انرژی کیهان از حد بحرانی کمتر است و احتمال رخ دادن مدل بسته بسیار کم است. مدل دیگری نیز از ساختار عالم ارائه شده است که به آن مدل آونگی میگویند. در این مدل به دنبال انبساط عالم انقباض رخ میدهد و همانند مدل قبل همه مواد عالم در یک نقطه متمرکز میشوند. اما در این مدل انرژی تاریک به پایینترین مقدار خود نمیرسد. منبع:مجله نجوم |
|
+ نوشته شده در
پنجشنبه 24 اسفند1385ساعت 9:24 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
بر مبنای یافتههای اخیر دانشمندان، مرکز کهکشان ما پرتوهای گاما را با انرژی در حدود دهها میلیارد الکترون ولت تابش میکند!
تلاش ستارهشناسان دانشگاه «آریزونا» و «آدلاید» استرالیا منجر به کشف مکانیزمی شد که این پرتوهای پر انرژی را تولید میکند. بنا به گفته دانشمندان پروتونها با سرعتی باور نکردنی به پروتونهای کم انرژی برخورد میکنند و پرتوهای پر انرژی گاما را به وجود میآورند.
 بنا به گفتهی «دیوید بالانتاین»(David Ballantyne) پس از اتمام ساخت «هاردن کولیدر بزرگ»(The Large Hadron Collider) در «CERN» میتوانیم مشابه این اتفاق را در زمین مشاهده کنیم. آنگاه میتوانیم به ذرات پروتون تا ۷ میلیارد الکترون ولت شتاب دهیم. بالانتاین با همکاری پرفسور«فولویو ملیا»(Fulvio Melia) این دستاوردهای جدید را منتشر کردند.سیاهچاله کهکشان ما به پروتونها انرژی معادل ۱۰۰ میلیارد الکترون ولت میدهد. بنا به گفته این تیم تحقیقاتی، این سیاهچاله در مقایسه با سیاهچاله های پر جرم کهکشانهای دیگر تقریبا غیر فعال است. ملیا فرضیه اینکه در سیاهچاله راه شیری چه اتفاقی میافتد را سالهای متمادی توسعه داد. ملیا و گروهش میدان مغناطیسی قدرتمند و بینظمی را که شتاب دهنده پروتونها و دیگر ذرات نزدیک سیاهچاله است را پیدا کردند.با گذشت ۳۰ سال از زمان کشف سیاهچاله مرکز راه شیری کماکان منبعی برای اکتشافات شگفت انگیز به شمار میرود. سیاهچاله راه شیری یکی از پر انرژیترین شتاب دهندههای ذرات در کهکشان است و با استفاده از پلاسمای مغناطیسی، پروتونها را به دام میاندازد و سپس با سرعت بسیار بالایی به بیرون پرتاب میکند.بالانتاین با بررسی نقشهها و تصاویر غبارهای میان ستارهای که در فاصله حدود ۱۰ سال نوری از مرکز کهکشان هستند به دانستههای جدیدی دست یافت. ذرات شتابدار پروتون که در مرکز کهکشان تولید میشوند، پرتو گاما تولید میکنند. با بررسی مسیر حرکت ۲۲۲۰۰۰ پروتون مشخص شد که نیروی مغناطیس مسیر آنها را تغییر میدهد.اگرچه این ذرات تقریبا با سرعت نور حرکت میکنند، اما به دلیل حرکت کاتورهای صدها سال طول میکشد تا به اندازهی ۱۰ سال نوری از مرکز کهکشان فاصله بگیرند.این ذرات پر انرژی از سیاهچاله فرار و به سوی محیط میان ستارهای حرکت میکنند. جایی که پروتونهای کم انرژی مانند گاز هیدروژن قرار دارند و پس از برخورد با این ذرات پرتوهای گاما تولید میشود. بالانتاین، ملیا و دیگران دریافتند که این رویداد میتواند زیاد بودن انرژی و روشنایی پرتوی گاما را که پیش از این مشاهده شده بود توضیح دهد. شاید بتوانیم با این اکتشافات دلیل ایجاد جتهای غول پیکر در سیاهچالههای عظیم(مانند کوازارها) را بیان کنيم. فقط ۳۱ درصد از ۲۲۲۰۰۰ ذره بررسی شده در مسیر حرکتشان در فاصله ۱۰ سال نوری پرتو گاما تولید میکنند. ۶۹ درصد آنها به فاصلههای دورتر فرار میکنند. همچنین ممکن است که این پرتوها به پروتونهای سیاهچاله شتاب بیشتری دهند. منبع:مجله نجوم |
|
+ نوشته شده در
شنبه 19 اسفند1385ساعت 9:5 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
بزرگترین تلسکوپهای فضایی و زمینی، کهکشانی را بهتصویر کشیدهاند که دراثر میدان گرانشی بسیار قوی یک خوشه کهکشانی و محیط بسیار خشن اطراف (!) پارهپاره شده است
بزرگترین تلسکوپهای فضایی و زمینی کهکشانی را بهتصویر کشیدهاند که دراثر میدان گرانشی بسیار قوی یک خوشه کهکشانی و محیط بسیار خشن اطراف (!) پارهپاره شده است. این یافته توانستهاست بسیاری از ابهامهای پیشروی اخترشناسان را درمورد کهکشانهای مارپیچی حل کند، اینکه چطور این کهکشانهای غنی از گاز پساز میلیاردها سال به کهکشانهایی بیضوی یا نامنظم و بدون گاز تبدیل میشوند. این یافتهها همچنین فرآیند جدیدی را معرفی کردهاست که طی آن، میلیونها ستاره بیخانمان درون یک خوشه کهکشانی پراکنده میشوند.
شبانگاه که به آسمان مینگریم، کهکشانهای بسیاری را با شکلهای متفاوت در اطراف خود میبینیم. تقریبا نیمی از آنها را کهکشانهای بیضیشکل بدون گاز تشکیل میدهند که فعالیتهای تولد ستارهای در آنها بسیار ضعیف است؛ درحالیکه نیم دیگر، کهکشانهای مارپیچی و نامنظم غنی از گاز هیدروژن هستند که فعالیتهای شدید تولد ستارگان در آنها جریان دارد. رصدهایی که تاکنون انجام شده، نشان داده است کهکشانهای بدون گاز اغلب در نزدیکی مرکز خوشههای کهکشانی شلوغ یافت میشوند، درحالیکه مارپیچیها بیشتر عمر خود را در محیطهای خلوتتر سپری میکنند.
با ورود تلسکوپهای بزرگ به ژرفای جهان، اخترشناسان توانستند ساختار عالم را در روزگاران جوانیاش بررسی کنند و متوجه شوند زمانیکه عالم به نصف سن کنونیاش رسیده بود، از هر پنج کهکشان تنها یکی عاری از تودههای عظیم گاز هیدروژن بود. پس این همه کهکشان عاری از گاز که امروز در اطرافمان میبینیم، از کجا آمده است؟
 تصویر را بزرگ تر ببینید. اخترشناسان شک کرده بودند که نوعی فرآیند تبدیل ساختار بهوقوع پیوسته است، اما به دلیل همین دوره طولانی چند میلیارد ساله موفق نشده بودند چنین فرآیندهایی را مشاهده کنند. اما رصد جدید هابل که به همت گروهی بینالمللی از اخترشناسان به سرپرستی لوکا کورتز از دانشگاه کاردیف در انگلستان انجام شده است، یکی از بهترین شواهد ممکن را در شناسایی این فرآیند تبدیل ساختار فراهم کرده است. هدف اصلی این تصویر، خوشه کهکشانی آبل2667 بود، اما دانشمندان در این خوشه کهکشانی به کهکشان مارپیچی عجیبی برخوردند که در گوشه بالا-چپ تصویر دیده میشود. ترکیب گرانش ماده تاریک، گازهای داغ و صدها کهکشان موجود در این خوشه، این کهکشان مارپیچی را تا حداقل سرعت 3.5 میلیون کیلومتر بر ساعت شتاب داده است و در چنین سرعتی، برخورد با گازهای داغ درون فضای درون خوشه و اثرات جزر و مدی گرانشی خوشه سبب میشود تودههای گاز و ستارگان این کهکشان به سویی دیگر کشیده شوند و کهکشان ریشریش بهنظر برسد.. شبیه این پدیده را هر روز در اقیانوسها و دریاهای زمین شاهدیم که چگونه گرانش ماه و خورشید، جزر و مد آب دریا را پدید میآورند.
کهکشان مارپیچی پارهپاره در فاصله 3.2 میلیارد سالنوری زمین قرار دارد. بهدنبال این کهکشان میتوان رشتهای از گرههای درخشان آبیرنگ و نوارهای درهمتنیده ستارگان جوانی را دید که تولد و تحولشان در نتیجه تعامل نیروهای جزر و مدی خوشه کهکشانی و مکانیسم دیگری بهنام فشار برخوردی تهیکننده (Ram Pressure Stripping) است. گازهای داغ خوشه کهکشانی آبل2667 را ذرات بارداری تشکیل دادهاند که دمایشان بین ده تا صد میلیون درجه کلوین است و وقتی به کهکشانی برخورد میکنند، تودههای گاز پرکننده فضایش را به بیرون هل میدهند؛ همانند بادهای خورشیدی که گازهای یونیزه گیسوی یک دنبالهدار را به بیرون هل میدهند و دنباله گازی دنبالهدار را تشکیل میدهند. بهدلیل همین شباهت، اخترشناسان این کهکشان را کهکشان دنبالهدار نام نهادهاند.
بررسیها نشان داده است میلیونها ستاره از کهکشان دنبالهدار ربوده شده است و این کهکشان مارپیچی در روندی غیرقابل اجتناب، اندوخته گازی و غبار خود را از دست میدهد و در آیندهای نهچندان دور (البته در مقیاس کیهانی) به کهکشانی عاری از گاز و مملو از جمعیتی ستارگان قرمز پیر تبدیل میشود؛ اما در میان این همه خرابی، اثرات جزر و مدی گرانش خوشه کهکشانی، بستری مناسب را برای تولد ستارگان در قلب این کهکشان رو به نابودی فراهم کرده است.
اخترشناسان تخمین میزنند این دوره تغییر ساختار نزدیک به یک میلیارد سال طول خواهد کشید. آنچه تلسکوپ فضایی هابل به تصویر کشیده است، وضعیت این کهکشان پساز دویست میلیون سال از آغاز این فرآیند است، زمانی که تنها 20% این فرآیند انجام شده است.
اما این تنها اثر گرانش قدرتمند این خوشه کهکشانی نیست. نمونههای متنوعی از خمشدن نور اجرام دوردستتر و تصاویر کجومعوج نیز دیده میشود که در اثر پدیده همگرایی گرانشی ایجاد شدهاند. کمان موزیشکل درخشان و بزرگی که در راست مرکز تصویر دیده میشود، تصویری کج اما تقویتشده از کهکشانی بسیار دور است که پشت هسته این خوشه قرار گرفته است.
تلسکوپ فضایی هابل این تصویر را در اکتبر 2001 با استفاده از دوربین زاویهباز و سیارهای2 (WFPC2) تهیه کرده است که خود از سه نوردهی در فیلترهای آبی، سبز و فروسرخ نزدیک بدست آمده است. اما دانشمندان برای تحلیل دقیقتر این تصویر نیاز به اطلاعات بیشتری داشتند و به همین دلیل از تلسکوپهای بزرگ زمینی و فضایی دیگری مانند تلسکوپ بسیار بزرگ رصدخانه جنوبی اروپا (ESO-VLT) در شیلی، تلسکوپ فضایی فروسرخ اسپیتزر، رصدخانه تابشایکس چاندرا و تلسکوپهای دوقلوی کک در هاوایی نیز برای تصویربرداری از این خوشه کهکشانی استفاده کردند. تلسکوپهای VLT برای طیفنگاری مریی و نورسنجی فروسرخ مورد استفاده قرار گرفتند. تلسکوپ فضایی اسپیتزر دادههای نورسنجی فروسرخ میانی را فراهم کرد. رصدخانه فضایی چاندرا نیز اطلاعات پرتوهای ایکس این خوشه را جمعآوری کرد و تلسکوپهای دوقلوی کک نیز برای طیفنگاری مریی مورد استفاده قرار گرفتند. با بررسی دادههای طیفنگاری مریی میتوان دما، ترکیب شیمیایی و سرعت شعاعی ستارگان و کهکشانها را اندازهگیری کرد. نورسنجی فروسرخ نیز برای اندازهگیری درخشندگی و هرگونه تغییرات درخشندگی اجرامی که در طولموجهای فروسرخ تابش میکنند، مورد استفاده قرار میگیرد. |
|
+ نوشته شده در
پنجشنبه 17 اسفند1385ساعت 23:27 توسط محمد حسین باقریان |
|
از دوم مارس 2004 میلادی (مصادف با 11 اسفند 1382 شمسی) که کاوشگر فضایی رزتا توسط پرتابگر آریان-5 به فضا فرستاده شد تا به امروز این سفینه در بخش درونی منظومه شمسی (فاصلهای کمتر از شعاع مدار زمین به دور خورشید) پیچ و تاب میخورده است. در خلال این مدت رزتا یک بار به نزدیکی زمین آمد و با استفاده از گرانش سیاره آبی زمین انرژی مداری خود را افزایش داد. حالا رزتا می رود تا برای دومین بار از گرانش مریخ برای افزایش قدرت مداری خویش استفاده کند تا بتواند در سال 2014 به مقصد نهایی خود یعنی دنبالهدار 67پی-چُریموف گراسیمِنکو برسد. آریان-5 آنقدر توان نداشت که رزتای 3 تنی را در مداری مستقیم به سمت دنبالهدار 67پی-چُریموف گراسیمِنکو قرار دهد. از این رو مداری برای رزتا طراحی شد تا سفینه پس از انجام 4 مانور قلاب سنگ جاذبهای انرژی لازم برای رسیدن به دنبالهدار 67پی را در آنسوی مدار مشتری به دست آورد. اولین مانور در مارس 2005 و هنگام گذر رزتا از کنار زمین انجام شد. مانور دوم در اواخر فوریه 2007 و با کمک گرانش مریخ صورت خواهد پذیرفت. مانورهای سوم و چهارم برای نوامبر 2007 و نوامبر 2009 هنگامی که کاوشگر مجدداً به دیدار زمین میآید برنامهریزی شده است. در مانور قلاب سنگ جاذبهای، سفینه فضایی باید به قدر کافی به جسم فضایی پر جرمی مانند سیارات منظومه شمسی نزدیک شود. در چنین حالتی گرانش جسم فضایی مانند یک فنر، سفینه را به جسم مزبور میچسباند. در نتیجه و با توجه به فاصله سفینه از جسم فضایی و گرانش بین آن دو، بخشی از سرعت و یا به عبارتی انرژی مداری سیاره در گردش به دور خورشید به سفینه اهداء میگردد.در حال حاضر و با توجه به قدرت پرتابگرهای فضایی، انجام این مانور تنها راه رساندن محمولههای فضایی به مدارهای ماوراء مریخ میباشد. قلاب سنگ جاذبهای مانور بسیار حساسی است، چرا که کوچکترین اشتباه در محاسبه مدار تقرب سفینه میتواند مانور را بیاثر کند و یا منجر به انهدام سفینه در اثر برخورد با سیاره هدف شود. از این رو متخصصان مرکز کنترل کاوشگر فضایی رزتا از چند روز پیش کار خود را به سختی آغاز کردهاند تا پس از تعیین دقیق موقعیت و وضعیت سفینه، تغییرات احتمالی مورد نیاز در مدار کاوشگر را محاسبه نمایند. تنها در چنین شرایطی است که آنها میتوانندبا ارسال فرامین لازم جهت روشن و خاموش کردن موتور سفینه از انجام اصلاحات لازم در مدار رزتا مطمئن شوند. رزتا در 25 فوریه 2007 از نزدیکترین فاصله خود با مریخ که تنها حدود 250 کیلومتر میباشد، گذر خواهد کرد. گرانش اندک مریخ نسبت به سایر سیارات منظومه شمسی (به جز عطارد که از مریخ هم کمتر است) و لزوم دستیابی به بیشترین راندمان از انجام این مانور پیچیده، گذر از چنین فاصله اندکی را ایجاب کرده است. گذر از چنین فاصله اندکی مستلزم نهایت دقت و تمرکز میباشد. از این رو مسئولان مرکز عملیاتهای فضایی اروپا ESOC که در کشور آلمان مستقر است، مسیر حرکت رزتا را به دقت زیر نظر دارند. آنها برای 16 و 7 روز قبل از رسیدن رزتا به نزدیکترین فاصله از مریخ، مانورهایی را طراحی کردهاند تا از صحت انجام عملیات مطمئن باشند.
Philae که قرار است پس از رسیدن رزتا به دنبالهدار 67پی از سفینه مادر جدا شده و بر سطح دنبالهدار فرود آید، کاوشگر کوچک 21 کیلوگرمی است که به سطح خارجی رزتا چسبیده است. در مدت زمان در نظر گرفته شده جهت کاوش سطح دنبالهدار 67پی توسط پیلااِ، اطلاعات به دست آمده به سفینه مادر (رزتا) ارسال شده و از آنجا به زمین فرستاده خواهد شد. ... نگاه رزتا به مریخ در همین روزهایی که این مقاله آماده میشود، متخصصان مرکز کنترل ESOC به منظور آماده کردن سفینه جهت دادهبرداری از سطح مریخ، ابزارهای علمی رزتا را روشن خواهند کرد و نسبت به کالیبراسیون آنها اقدام خواهند نمود. بین دوم تا سوم ژانویه 2007، رزتا دوربین OSIRIS نصب شده بر خود را جهت تصویربرداری از خردهسیارک 21-لوتتیا که بین مدار مریخ و مشتری قرار دارد، آماده خواهد نمود. سپس و طی 36 ساعت بعد از آن رزتا فقط به این خردهسیارک خواهد نگریست تا دانشمندان چگونگی چرخش آن را به واسطه تصاویر متعددی که از این سیارک گرفته میشود، استنتاج نمایند. این موضوع برای رزتا از آن جهت اهمیت دارد که در جولای 2010 از فاصله 2000 کیلومتری 21-لوتتیا خواهد گذشت. درک درست دانشمندان از چگونگی حرکت و چرخش خردهسیارک به آنها کمک خواهد کرد تا در گذر سال 2010 قادر به تهیه تصاویر و دریافت اطلاعات دقیقتری از این سیارک باشند. رزتا از حدود 20 ساعت قبل از تقرب حداکثر به مریخ تا چند هفته پس از آن قادر به دادهبرداری از سطح و اتمسفر مریخ خواهد بود. البته اگر در آزمایش حین پروازی که برای 7 ژانویه 2007 طراحی شده است، مشخص گردد که شرایط تشعشعی و حرارتی سفینه جهت انجام دقیق و مطمئن مأموریت سیستم ناوبری خودکار رزتا برای مانور گذر نزدیک از مریخ، مناسب نمیباشد، کلیه عملیات علمی که برای قبل از نزدیکی حداکثر طراحی شدهاند لغو شده و ابزارهای دادهبرداری خاموش خواهند شد. حتی اگر عملیات دادهبرداری لغو نشود، در مدتی که کاوشگر از نزدیکترینفاصله نسبت به مریخ گذر میکند، ابزارهای دادهبرداری حدود سه ساعت خاموش خواهند شد. این موضوع به دلیل گذر رزتا از منطقه سایه واقع در پشت سیاره مریخ نسبت به خورشید میباشد. وقتی نور خورشید در کار نباشد، صفحات خورشیدی نیز قادر به تولید انرژی الکتریکی نخواهند بود و در نتیجه ابزارهای دادهبرداری نمیتوانند به فعالیت خود ادامه دهند. مدت زمان واقعی گذر از سایه 25 دقیقه است که مدتی قبل و بعد از آن سیستمهای غیر ضروری خاموش خواهند شد. اما از آنجاییکه سطحنشین پیلااِ سیستم تأمین انرژی مستقل و مخصوص به خود دارد، در مدت زمان گذر از سایه مریخ همچنان به دادهبرداری و ذخیره آنها ادامه خواهد داد. رزتا علاوه بر اینکه دادههایی از سطح و ترکیبات جو مریخ برداشت خواهد کرد، نسبت به دادهبرداری از تأثیر بادهای خورشیدی و میدان مغناطیسی ضعیف مریخ بر جو این سیاره نیز اقدام خواهد کرد. رزتا همچنین از دو قمر طبیعی مریخ به نامهای فوبوس (Phobos) و دیموس (Deimos) نیز تصویربرداری خواهد نمود. در هنگام گذر رزتا از کنار مریخ، سرعت و شتاب سفینه با استفاده از اثر داپلر دائماً و با دقت بسیار زیادی اندازهگیری میشود تا در صورت بروز هرگونه مشکلی سریعاً نسبت به رفع آن اقدام شود. بدنه اصلي كاوشگر رُزتا مكعبي است به ابعاد 8/2 * 1/2 * 0/2 متركه تمامي ابزار و وسايل اندازهگيري، كنترل و سيستمهاي سفينه 3 تني را در بر گرفته است. اين كاوشگر داراي دو صفحه خورشيدي بزرگ به طول 14 متر است كه در مجموع 64 مترمربع مساحت دارند. اين صفحات خورشيدي بزرگ باعث شده كه رُزتا اولين سفينه فضايي باشد كه در فاصلهاي بسیار دور از خورشيد و جايي فراتر از مدار مشتري، تنها متكي به انرژي خورشيدي بوده و هيچ وسیله دیگری جهت تولید انرژي با خود حمل ننمايد. برنامه زماني كاوشگر رُزتا در مسير رسيدن به 67پي به قرار زير است:
26 فوريه 2007 - مانور قلاب سنگ در گذر از كنار مریخ (در دست انجام) نوامبر 2007 - مانور قلاب سنگ در دومين گذر از كنار زمين 5 سپتامبر 2008 - گذر از نزديكي نوامبر 2009 - مانور قلاب سنگ در سومين و آخرين گذر از كنار زمين دهم ژولاي 2010 - گذر از نزديكي از مي 2011 تا ژانويه 2014 - دوران خواب زمستاني در اعماق فضا ژانويه تا مي 2014 - فرايند نزديكي به دنبالهدار آگوست 2014 - فرايند نقشهبرداري و آناليز دنبالهدار نوامبر 2014 - جدا شدن پیلااِ از رزتا و فرود آن بر سطح دنبالهدار از نوامبر 2014 تا دسامبر 2015 - تعقيب و مراقبت دنبالهدار به دور خورشيد منبع: دانش فضایی |
||||
|
+ نوشته شده در
جمعه 10 آذر1385ساعت 17:31 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
دانشمندان به کمک تلسکوپ سوئیفت ناسا صحنه ی بسیار نادری را شکار کرده اند؛ تصویری از دو ابرنواختر در کنار یکدیگر، در يک کهکشان.
در کهکشان های بزرگ معمولا هر 100 سال سه انفجار ابرنواختری اتفاق می افتد اما کهکشان NGC 1316 در کمتر از 5 ماه شاهد 2 ابر نواختر بوده است و در 26 سال گذشته نیز در مجموع 4 ابرنواختر در آن ثبت شده است که باعث شده است این کهکشان فعال ترین و شگفت انگیزترین زادگاه شناخته شده ی ابرنواخترها شود.  عکس از ناسا/سوئيفت
ابرنواختر اول در سمت راست تصویر دیده می شود. این ابرنواختر در 19 ژوئن سال 2006 کشف شد و SN 2006 dd نام گرفت .ابرنواختر دوم در سمت چپ تصویر دیده می شود و در 5 نوامبر سال 2006 کشف شد و با نام SN 2006 mr شناخته می شود.(لکه نورانی مرکز تصویر،هسته ی کهکشان و جسم نورانی دیگر سمت چپ یک ستاره ی پیش زمینه است ) ،NGC 1316 کهکشان بیضوی پرجرمی در فاصله ی 80 میلیون سال نوری از ما، در حال ادغام شدن با یک کهکشان مارپیچی است. هنگامی که این دو کهکشان با هم ادغام می شوند ستاره های پرجرم جدیدی به وجود می آیند. این ستارگان پر جرم عمر بسیار کوتاهی دارند و در پایان عمر خود منفجر شده و به ابرنواختر تبدیل می شوند؛ اما ابرنواخترها ی این کهکشان همگی از نوع Ia هستند که طریقه ی پیدایش این نوع از ابر نواخترها با ادغام شدن دو کهکشان و توليد ستاره هاي پرجرم سازگاری ندارد. دانشمندان در حال انجام تحقيقاتي هستند که پي ببرند نرخ زیاد ابرنواختر در این کهکشان مربوط به ادغام شدن دو کهکشان است یا پديده اي اتفاقی است. ماهواره ی سوئیفت روز 20 نوامبر سال 2004 به مدار فرستاده شد و در ژانویه 2005 قابل بهره برداری کامل شد. این ماهواره شامل سه ابزار اصلی است: تلسکوپ آشکار ساز و هشداردهنده ی فوران های گاما، تلسکوپ اشعه X و تلسکوپ نور مرئی/فرابنفش . آشکارساز فوران گامای سوئیفت در مرکز فضایی گادرد ناسا و آزمایشگاه ملی لوس آلموس ساخته شده است. تلسکوپ های اشعه X ،فرابنفش و نور مرئی را تیمی بین المللی که رهبری آن را دانشگاه ایالتی پن بر عهده داشتند، ساخته اند.
این ماهواره می تواند بسيار سریع به سمت منابع انفجار گاما نشانه برود و با ابزارهای خود به بررسی آن ها بپردازد. |
|
+ نوشته شده در
چهارشنبه 8 آذر1385ساعت 14:3 توسط محمد حسین باقریان |
|
|
صفحه نخست پست الکترونیک آرشیو وبلاگ عناوین مطالب وبلاگ |
| درباره وبلاگ |
|
| پیوندهای روزانه |
|
وبلاگ نجوم و ادبیات(مهران فرزادمهر) آرشیو پیوندهای روزانه |
| نوشته های پیشین |
|
فروردین 1387 دی 1386 آذر 1386 آبان 1386 مهر 1386 شهریور 1386 مرداد 1386 تیر 1386 خرداد 1386 اردیبهشت 1386 فروردین 1386 اسفند 1385 بهمن 1385 دی 1385 آذر 1385 آبان 1385 |
| نویسندگان |
|
محمد حسین باقریان امیرحسین |
|
RSS
|
