صفحه ویژه سال جهانی نجوم - گروه نجوم شفق

جدول زیر، آرشیو مطالب 365 گانه ای است که در طول سال جهانی نجوم، بصورت روزانه بر روی این صفحه قرار داده شد. مطالب زیر، تماماً توسط انجمن نجوم شفق نگاشته و یا ترجمه گردیده و اقتباس مستقیمی از هیچ منبع فارسی زبان دیگری نیست. برای دسترسی به هر کدام از مطالب دلخواه، ماه مربوطه را یافته و در نوار سمت چپ وبلاگ آن را انتخاب کنید تا لیست مطالب درج شده در ماه مزبور نمایان شده و سپس با توجه به شماره مطلب از میان شان هدف خود را انتخاب کنید.

***

9 دی ماه 1388 (مطلب شماره 364)
دنباله دار D/1993 F2 یا همان شومیکر-لوی 9، تنها دنباله داری است که صحنه برخورد آن به یک سیاره دیده شده است. این دنباله دار، توسط کارولین و یوجین شومیکر؛ و دیوید لوی در 25 مارس 1993 و در حالی که در مدار مشتری بود، کشف گردید. 

تصویر مادون قرمز از برخوردهای زنجیروار قطعات دنباله دار شومیکر-لوی 9 به سیاره مشتری

پس از آنکه دنباله دار یک سال پیش از کشفش یعنی در 1992 به مشتری نزدیک شده بود، بدلیل فشار گرانشی شدید این سیاره به 21 قطعه تقسیم شده بود که بزرگترینشان در حدود 2 تا 3 کیلومتر قطر داشت. این قطعات، در خلال 16 تا 22 ژولای 1994، به درون جو مشتری شیرجه رفتند و با سوختنشان در آنجا، قارچ های سیاه رنگ عظیمی از دود را که حتی از زمین نیز به آسانی دیده می شدند، هزاران کیلومتر بالاتر از سطح ابرهای مخطط مشتری خلق کردند. برخی از این لکه ها حتی از قاره آسیا بزرگتر بودند. این عوارض برای ماه ها در سطح مشتری ماندند و بعدها در تلاطم هراس آور ابرهای وحشی این سیاره فروخورده شدند؛ انگار نه انگار که جسمی به آنها خورده که در صورت برخورد به زمین ممکن بود تمامی حیاتش از میان برود.
علاوه بر هزاران رصدگر و رصدخانه ای که از زمین این صحنه های برخورد را مستقیم تماشا می کردند؛ فضاپیماهایی چون ویجر-2، گالیله، "کاوشگر بین المللی فرابنفش"، اولیس و تلسکوپ فضایی هابل نیز چشمانشان را به مشتری دوخته بودند. 

منبع: David Darling

***

8 دی ماه 1388 (مطلب شماره 363)
بتا-حجار، ستاره ای نسبتاً نزدیک در صورت فلکی حجار است که توسط حلقه های غباری فراوانی احاطه شده و تقریباً آن ها را از لبه می توان دید. شواهد دال بر وجود این حلقه های غباری برای نخستین بار در سال 1933 توسط ماهواره ستاره شناسی مادون قرمز یا به اختصار IRAS کشف گردید. مواد موجود در این حلقه ها، دمایی در حدود 173- درجه سانتیگراد داشته و تا فاصله حدود 600 واحد نجومی از ستاره امتداد یافته اند. نخستین تصویر از این قرص غباری، در سال 1984 توسط "ریچارد تریل" و "برادفورد اسمیت" با کمک تلسکوپ 2.5 متری رصدخانه لاس کامپاناس که به یک دوربین CCD و یک تاج نگار مجهز بود، تهیه شد. 

نخستین تصویر از بتا-حجار و قرص پیرامونش که از دید ما به پهلو خوابیده است / ستاره به منظور عدم مزاحمت نورش توسط تاج نگار از میان حذف شده است

عقیده بر این بود که این دیسک غباری، قرصی از مواد پیش سیاره ای است که روزگاری منظومه ما نیز از آن تشکیل شده است. با این حال مطمئناً چنین گفته ای صحیح نیست؛ چراکه بتا-حجار یک ستاره رشته اصلی با حدود 20 میلیون سال عمر است. حلقه غبار گرداگرد این ستاره سنی در حدود یکصدهزار سال دارد و بایستی که منبعی آن را بارور کند. هر چند این ساختار بعید به نظر می رسد که زایشگاه سیارات باشد؛ اما احتمال دارد سیاراتی در آن وجود داشته باشند. یکی از پشتوانه های رصدی این ادعا، تشخیص یک شکاف در میان این در فاصله مابین 10 تا 30 واحد نجومی از قرص بوده است. احتمال می رود که چنین شکافی توسط یک سیاره سنگی با جرمی در حدود 5 برابر جرم زمین ایجاد شده باشد که در مداری با شعاع 20 واحد نجومی به گرد ستاره مرکزی می چرخد.
مطالعات طیفی حاکی از آن بود که خطوط طیفی انتقال داده شده به سمت قرمز طیف (مطلب شماره 229)، ردپای سقوط توده ای از دنباله دارها به سمت لایه های فوقانی ستاره است. اگر اینگونه باشد، همین رویداد نیز سازگار با موجودیت یک منظومه سیاره ای است؛ چراکه ممکن است یک یا چند غول گازی مسئول چنین سقوط هایی باشند.
در سال 1996، تلسکوپ فضایی هابل، پیچ و تابی را در فاصله 80 واحد نجومی درون قرص غباری تشخیص داد که بر اساس یک نظریه، دلیل ایجاد آن، تأثیرات گرانشی یک سیاره پرجرم است که با مداری عمود بر قرص در حال چرخش به گرد بتا-حجار است. در ژانویه 1998، شواهدی مبنی بر وجود بی نظمی هایی در فاصله 11 میلیارد کیلومتری قرص نیز دیده شد که ممکن است دلیل ایجاد آن، وجود یک کوتوله قهوه ای (مطلب شماره 52) در مداری به گرد ستاره مرکزی بوده و یا اینکه ستاره ای از نزدیکی بتا-حجار گذشته باشد.  

منبع: David Darling

***

7 دی ماه 1388 (مطلب شماره 362)
یک ستاره لیتیومی، ستاره ای است که مقادیر غیرمعمول و بالایی از عنصر لیتیوم خنثی در جو آن موجود است. وجه مشخصه این ستارگان، خط جذبی طیفی لیتیوم خنثی در طول موج 6708 آنگستروم است. اغلب این ستارگان از دسته ستارگان کربنی اند (مطلب شماره 260)؛ اما غنای لیتیوم در برخی از ستارگان غول و T-ثور (مطلب شماره 274) نیز دیده شده است. این اجرام، معمایی برای ستاره شناسانند؛ چراکه ستارگان اکثر لیتیمشان را بلافاصله پس از تشکیل، از میان می برند. 

خط جذبی لیتیوم-6 در طیف یک ستاره لیتیومی - رصدخانه جمنای

لیتیوم در جریان واکنش های هسته ای مصرف می شود و معمولاً دیگر تولید نمی شود. بعنوان فراوانی عنصر لیتیوم در مثال خورشید ما، در حدود یکصد بار کمتر از محیط میان ستاره ای است. مقادیر بالای لیتیوم را مطمئناً در ستارگان پیری همچون غول های سرخ نبایستی یافت. با این حال مقادیر لیتیوم موجود در برخی از این خورشیدهای پیر، بارها بیشتر از خورشید ماست و حتی گاهاً معادل فضای میان ستاره ای است. توضیح احتمالی برای چنین مشاهداتی این است که این ستارگان، اخیراً یک سیاره یا کوتوله قهوه ای (مطلب شماره 52) را بلعیده اند. سقوط یک سیاره می تواند به ناگاه فراوانی لیتیوم ستاره را به شدت افزایش داده طیف ستاره را دستخوش تغییراتی کند که شاید تا یکصد هزار سال نیز به طول انجامد.
هر چند این گفته با مشاهداتی که اخیراً از سیارات فراخورشیدی که با فاصله بسیار اندکی از ستاره مادرشان در گردشند، رنگ و بویی از صحت به خود گرفته است؛ اما توضیحی در برابر برخی از ستارگانی که شدیداً غنی از لیتیوم هستند، توضیحی ندارد؛ ستارگانی همانند BD+23 3912. یکی از روش هایی که یک غول سرخ قادر است هلیوم تولید کند؛ انتقال ایزوتوپ بریلیوم-7 از هسته به پوسته و نهایتاً تبدیل آن به لیتیوم-7 از طریق فرآیند الکترون گیری است.
تنها فرآیندی که می توان تولید لیتیوم-6 را با آن توجیه نمود، مربوط به اشعه های کیهانی است. اما با این حال صحت این روش نیز برای توضیح مقادیر بالای لیتیوم بعید به نظر می رسد. احتمالاً ترکیبی از عوامل گوناگون لیتیوم ساز در درون ستارگان در کارند که هنوز اطلاع دقیقی از آن ها در دست نیست. 

منبع: David Darling

***

6 دی ماه 1388 (مطلب شماره 361)
ایروژل، سبک ترین ماده جامد شناخته شده در جهان است که چگالی اش تنها سه برابر هواست. ویژگی های منحصربفرد این ماده آن را یکی از پرکاربردترین مواد بکار رفته در عملیات تحقیقاتی فضایی ساخته است؛ بخصوص آن هایی که در ارتباط با اخترزیست شناسی بودند. 

قطعه ای از ایروژل

ایروژل در سال 1931 توسط "استیون کیستلر"، یکی از پژوهش گران دانشگاه استنفورد ایالات متحده کشف گردید و گاهاً به دلیل شکل ظاهری اش آن را "دود منجمد" نیز می نامند. هر چند قطعه ای از ایروژل به ابعاد یک انسان تنها 0.5 گرم وزن خواهد داشت، ساختار درونی آن به گونه ای است که قادر است وزن یک اتومبیل کوچک را تحمل کند! ویژگی منحصربفردش در خصوص عایق گرمایی موجب شد تا مسئولین ناسا آن را برای جلوگیری از یخ زدگی روبات سوئجرنر در شب های مریخ، به کار ببرند. به علاوه این ماده برای جمع آوری مواد سرگردان موجود در فضا بسیار ایده آل است و در جریان مأموریت "استارداست" از آن برای جذب مواد موجود در هاله پیرامون دنباله دار وایلد-2 استفاده شد. 

منبع: David Darling

***

5 دی ماه 1388 (مطلب شماره 360)
این کهکشان، یک کهکشان بیضوی عجیب است (مطلب شماره 134) که با فاصله 300 میلیون سال نوری از ما در صورت فلکی دلو واقع شده و حاصل برخورد دو کهکشان مارپیچی است که میلیاردها سال پیش رخ داده است. نام این کهکشان، برگرفته از ساختار حلقه مانندش است که به یک اتم، متشکل از هسته و الکترون ها می ماند. در دسامبر 1953، رئیس جمهوری وقت ایالات متحده؛ آیزنهاور، سخنرانی معروفش را در خصوص جنبه های صلح آمیز انرژی هسته ای، تحت عنوان "اتم ها برای صلح" ایراد کرد. 

کهکشان NGC 7252

نام علمی این کهکشان، NGC 7252 است و در حدود 500 خوشه درخشان ستاره ای را در خود جای داده است. این خوشه ها که همچون نقاط آبی رنگی از نور دیده می شوند، در حدود 50 تا 500 میلیون سال عمر داشته و قطر هر کدام در حدود 60 سال نوری است. این خوشه های غیرعادی و جوان نما، بارزترین نتیجه ادغام های کهکشانی اند که از سقوط گاز و فرآیند شدید ستاره سازی که بواسطه برخورد کهکشان ها آغاز شده است، تشکیل می شوند. کشف این خوشه ها، کلید مهمی در درک فرآیند تشکیل خوشه های کروی موجود در کهکشان های بیضوی است و نیز اینکه بیضوی های غول پیکر، خود از کجا نشأت می گیرند.
خوشه هایی که در NGC7252 دیده شده اند؛ شباهت بسیاری با اجداد خوشه هایی دارند که هم اکنون به گرد کهکشان خودمان در حال چرخش اند. بدلیل اینکه خوشه های کروی میزبان غول های سرخ بسیار قدیمی اند؛ از آنها می توان برای سن سنجی کهکشان میزبانشان نیز بهره برد. تمام این خوشه ها در حدود یک میلیون ستاره را در حجم کروی بسیار تنگ و کوچکی جا داده اند که عمرشان نیز اغلب به 15 میلیارد سال می رسد. با این حال، خوشه های درخشنده ای که در این کهکشان دیده شده اند، میزبان ستارگان جوان و آبی هستند که احتمالاً از عمر 50 تا 500 میلیون ساله خوشه های NGC7252 حکایت می کنند.
در دهه اخیر، فرضیه تشکیل کهکشان های بیضوی در نتیجه برخورد کهکشان های مارپیچی بسیار مورد توجه قرار گرفته است. یکی از ادعاهای خلاف این فرضیه این است که کهکشان های بیضوی کنونی، خوشه های کروی بیشتری از آنچه که این فرضیه پیشنهاد می کند دارند. با این حال اگر تشکیل خوشه های جدید را مدنظر قرار دهیم، این گفته از اعتباری برخوردار نیست. ساختار قرص مانند و کوچکی که در قلب NGC7252 دیده می شود، فرضیه تشکیل بیضوی ها از برخورد متقابل مارپیچی ها را به تأیید می رساند. قرص فرفره گون موجود در قلب NGC7252، شباهت شدیدی به یک کهکشان مارپیچی دارد و در حدود یک دوازدهم از ابعاد کل کهکشان را به خود احتصاص داده است. چرخش بالعکس این ساختار نسبت به بقیه اجزای کهکشان نیز خود گویای این است که برخوردی مابین کهکشان ها صورت گرفته است. در طول تنها چند میلیارد سال، گازهای موجود در NGC7252 از میان خواهد رفت و ساختار کلی کهکشان به یک بیضوی تبدیل خواهد شد؛ کهکشانی که قرصی از ستارگان پیر را در میان خود جای داده است. 

منبع: David Darling

***