آرشیو یکساله مطالب صفحه ویژه سال بین المللی نجوم

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.

***

خداحافظ، سال جهانی نجوم

10 دی ماه 1388 (مطلب شماره 365)
با گذشت آخرین روز از سال 2009؛ سال جهانی نجوم، رسماً این هم اندیشی و تکاپوی منجمان حرفه ای و غیرحرفه ای جهان در راستای ترویج هر چه بیشتر و بهتر علم ستاره شناسی مابین عموم به اتمام رسید؛ هر چند این تلاش از سالیان متمادی است که جزو اهداف منجمین آماتور بوده و در آینده نیز همچنان خواهد بود.

گروه نجوم شفق / عکس از احسان سنایی

آنچه در این یک سال از جای جای علم نجوم و صنعت فضا در این صفحه خواندید، تلاش همگانی جمعی از دوستداران آسمان شب بود که همگام با اهداف تعریف شده برای پروژه های عمومی و اختصاصی اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، در طول یک سال و مجموعاً با نگارش و یا ترجمه متون تخصصی ستاره شناسی به طور مستمر از آغازین روز سال نجوم تا پایان آن، ادامه داشت. امید است تا تلاش یکساله انجمن نجوم شفق شهرستان اردکان در این راستا، گامی هر چند کوچک در راه اعتلای دانش عمومی از پدیده های فریبنده و سحرآمیز آسمان شب و شایسته عطش سیری ناپذیر دوستداران آن بوده باشد.
آسمان کویر، همواره جولانگاه ستارگان بی شمار شب؛ و میزبان پندار بلند مردمان رنج دیده اش بوده است. گروه نجوم شفق اردکان، از ابتدا همیشه در تلاش برای حفر نقبی از تاریخ پیوند گسست ناپذیر آسمان و پندار کویریان، به سحرآمیزترین حقایقی بوده که اخیراً به مدد چشمان نوین بشر، از آسمان شب شکار شده اند. فعالیت های این گروه، با گردهمایی جمعی از دانش آموزان علاقه مند شهر آغازیدن گرفت و در طول قریب به 7 سال، از هیچ کوششی در این راستا دریغ نورزید و راه اندازی صفحه ویژه سال بین المللی نجوم از مصادیق این امر خطیر است.
در انتها به عنوان کلام نهایی، فرارسیدن سال نوی میلادی را تبریک گفته و آرزوی موفقیت بی شمار برای تمامی خوانندگان این صفحه تا به امروز را داریم. آرشیو مختصری از مطالب 364 تایی نگارش شده تاکنون، بزودی بر این صفحه قرار خواهد گرفت.

هر کجا هستم باشم؛ آسمان مال من است ...
سهراب سپهری

احسان سنایی

دنباله دار شومیکر-لوی 9

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

***

ستاره مرموز بتا-حجار کجاست؟

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

***

ستارگان لیتیومی چیستند؟

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

***

ایروژل چیست؟

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

***

کهکشان "اتم ها برای صلح" کجاست؟

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

***

اسطرلاب چیست؟

4 دی ماه 1388 (مطلب شماره 359)
اسطرلاب، ابزاری فوق العاده کاربردی متعلق به ایرانیان، اعراب و اروپای قرون وسطی است که برای نمایش لحظه ای کره آسمان، تعیین ارتفاع اجرام آسمانی از افق ناظر، پیش بینی زمان طلوع و غروب اجرام آسمانی و ده ها کاربری دیگر، به کار می رفته است. این ابزار، از دو یا چند صفجه دایروی مسطح و فلزی تشکیل شده که بر روی یکی از آنها نقشی از ستارگان آسمان؛ و بر دیگری اطلاعاتی نظیر مقیاس های زاویه ای درج شده است؛ به گونه ای که هر کدام از آنها مستقلاً توان چرخش به گرد مرکز صفحات را دارند. 

اسطرلاب

برای ستاره شناسان و ناخدایان گذشته، اسطرلاب، نقش نقشه آسمان، قطب نما، ساعت و حتی تقویم را ایفا می کرده است. بعدها در اروپا اسطرلاب، جای خود را به ابزاری به نام سکستانت داد که مختص عملیات ناوبری بود.
اسطرلاب دانژون، نوع خاصی از اسطرلاب است که منحصراً برای رصد آسمان استفاده می شود. بر روی تنها صفحه این اسطرلاب، یک چشمی و یا یک دستگیره نصب گردیده که در جهت عمودی به چرخش در می آید. ستاره شناسان با نگاه به یک ستاره از طریق این چشمی که طولش با قطر دایره برابر بود، از ارتفاع زاویه ای آن ستاره مطلع می شدند. 

منبع: David Darling

***

ستارگان ابرپرسرعت چیستند؟

3 دی ماه 1388 (مطلب شماره 358)
ستاره ای که با سرعتی بسیار زیاد (در حدود یکهزار کیلومتر بر ثانیه)، به سبب ملاقات با یک سیاهچاله از یک کهکشان به بیرون پرتاب شود، یک ستاره ابرپرسرعت نامیده می شود. وجود این نوع از ستارگان، برای نخستین بار در سال 1998 پیش بینی شد. شبیه سازی های کامپیوتری نشان داد که این ستارگان، می بایست بقایای سیستم های ستاره ای دوگانه ای باشند که با نزدیک شدن به سیاهچاله مرکزی کهکشان ما، به بیرون پرتاب شده اند. 

طرحی خیالی از یک ستاره ابرپرسرعت

زمانی که یک سیستم دوگانه به فاصله بسیار اندکی از یک سیاهچاله ابرپرجرم می رسد، نیروی شدیداً فراوان گرانش قادر است این منظومه را از هم گسلانده؛ بر یکی از ستارگان مسلط شده و دیگری را با سرعت سرسام آوری به خارج از کهکشان میزبان پرتاب کند.
در سال 2005، ستاره شناسان نخستین ستاره ابرپرسرعت را با استفاده از "تلسکوپ چندآینه ای" در آریزونا یافتند. این ستاره که SDSS J090745.0+024507 نامیده شد، در فاصله 71 کیلوپارسکی از خورشید واقع شده (مطلب شماره 303) و با سرعتی قریب به 844.4 کیلومتر بر ثانیه، در حال حرکت به سمت حاشیه های کهکشان ماست. این، دو برابر سرعتی است که یک ستاره برای فرار از راه شیری بدان نیازمند است. این ستاره، در حدود 80 تا یکصد میلیون سال آینده؛ به کل راه شیری را ترک خواهد گفت.
ستاره شناسان اروپایی، دو ستاره دیگر از این نوع را نیز یافتند که یکی از آنها احتمالاً از ابر ماژلانی بزرگ (مطلب شماره 242) سرچشمه گرفته باشد. در ژانویه 2006، دو ستاره دیگر از این دست توسط تیم ستاره شناسان آریزونا کشف گردید و تعداد ستارگان ابرپرسرعت شناخته شده، به 5 رسید. این دو ستاره جدید، بسیار عمر اندکی دارند و در حدود چهار برابر از خورشید ما پرجرم ترند. یکی از آن ها که در صورت فلکی دب اکبر جای گرفته است، SDSS J091301.0+305120 نام دارد. این ستاره با سرعت 556 کیلومتر بر ثانیه در حال ترک کهکشان است و فاصله اش از ما هم اکنون در حدود 240 هزار سال نوری است. دیگری که در صورت فلکی سرطان واقع شده است، SDSS J091759.5+672238 نام داشته و با سرعت 639 کیلومتر بر ثانیه، از فاصله 180 هزار سال نوری برای کهکشان مان دست تکان می دهد!
طبق تخمین ستاره شناسان، هر 100 هزار سال یکبار، ستاره ای از راه شیری کنده شده و به فضای میان کهکشانی پرتاب می شود. با این حساب، تاکنون هزار ستاره ابرپرسرعت می بایست وجود داشته باشد. یافتن این ستارگان گریزان آنهم در میان یکصد میلیارد ستاره ای که هیچ تفاوتی با آن ها ندارند، آنچنان ساده نیست. این ستارگان، ابزارهای مطلوبی برای درک رفتارهای سیاهچاله مرکزی کهکشان و تعیین ساختار کلی کهکشان ما هستند. در طول عمرشان این ستارگان اکثرطول کهکشانمان را می پیمایند. با تعیین و محاسبه سرعت و جهت حرکت آنها در این مسیر، ستاره شناسان قادرند از شکل راه شیری و نحوه توزیع جرم آن؛ به خصوص ماده تاریکش مطلع شوند. 

منبع: David Darling

***

سوخت RP-1 چیست؟

2 دی ماه 1388 (مطلب شماره 357)

نوع خاصی از نفت سفید که مناسب استفاده در موتورهای موشکی است؛ RP-1 نامیده می شود. RP-1 همراه با اکسیژن مایع، سوخت نخستین مرحله از موشک هایی نظیر اطلس، تور، دلتا، تیتان-1 و ساترن 1B و ساترن 5 (مطلب شماره 68) را تأمین کرده، یا می کرده است.

سوخت مرحله اول بسیاری از موشک ها از جمله تیتان-1، RP-1 است

ساختار شیمیایی RP-1، در جریان پروژه ای که در سال 1953 توسط بنیاد راکتداین با هدف ارتقای موتور موشک های ناواهو و اطلس آغاز شده بود؛ کشف گردید. تا پیش از آن، شمار فراوانی از سوخت های موشکی وابسته به مشتقات نفت خام بودند. رابرت گدارد؛ پدر موشک های فضایی سوخت مایع، کار خود را با بنزین آغاز کرد و دیگر موتورهای آزمایشی با نفت چراغ، نفت دیزل، تینر و نفت هواپیما تغذیه می شدند.
اختلافات فراوان مابین ویژگی های فیزیکی سوخت هایی که از یک ریشه اند، موجب شد تا متخصصین به فکر معرفی مشتقات میانبرد نفت خام افتاده و در سال 1954، سوخت استاندارد RP-1 را با نام نظامی MIL-R-25576، تهیه کنند. در شوروی سابق، سوختی با ویژگی های مشابه ایجاد شد که T-1 و RG-1 نام گرفت. RP-1، نوع خاصی از نفت چراغ است و مستقیماً از نفت خام، با روش هایی از قبیل اسیدشویی و استخراج دی اکسید سولفور به دست می آید. 

منبع: David Darling

***

دهانه تیکو کجاست؟

1 دی ماه 1388 (مطلب شماره 356)
دهانه برخوردی تیکو، برجسته ترین دهانه برخوردی در سمت رو به زمین ماه است. مسیر مشخص ترکش های آن، تا فاصله 1500 کیلومتری از برخورد ادامه یافته اند و این نشان می دهد که از نگاه زمین شناسی، این عارضه نسبتاً جوان بوده و عمری در حدود تنها 108 میلیون سال دارد. این عدد از نمونه هایی که توسط فضانوردان آپولو-17 از ترکش های برخورد جمع آوری شده بود، استخراج شده است. 

تصویر نمای نزدیک از دهانه نسبتاً جوان تیکو

قطر تیکو در حدود 85 کیلومتر است و عمقش نیز 4.8 کیلومتر می باشد و در نزدیکی قطب جنوب ماه نیز واقع شده است. در ژانویه 1968، سطح نشین سرویر-7، در نزدیکی این دهانه فرود آمد.
طبق پژوهشی که در سال 2007 منتشر گردید، جسمی که گودال تیکو را ایجاد کرده است، سیارکی بزرگ از خانواده کمربند سیارک ها (مطلب شماره 314) بوده و چنین برخوردی نیز در حدود 160 میلیون سال پیش رخ داده است. طبق همین پژوهش، برخورد تیکو ترکشی عظیم را راهی فضا کرده که 65 میلیون سال پیش به شمال شاخ آمریکای جنوبی برخورد کرده و با ایجاد دهانه چیکسولوب، انقراض نسل هولناکی را در زمین به راه انداخته که از قربانیان برجسته این رویداد، دایناسورها بودند (مطلب شماره 187).

تصویر زاویه باز از دهانه تیکو که ترکش های سفید رنگ آن واضح اند

منبع: David Darling

***

ستارگان Ap چیستند؟

30 آذرماه 1388 (مطلب شماره 355)
ستاره ای که طیف آن معمولاً نشان دهنده وجود خطوط برجسته طیفی برخی فلزات یونیزه و عناصر نادر زمینی است؛ که این نشان دهنده وجود مقادیر بیش از اندازه این عناصر (در حدود 1000 تا 1 میلیون برابر مقادیر موجود در خورشید) در سطح ستاره است، یک ستاره Ap نامیده می شود. 

طرحی شماتیک از نحوه توزیع عنصر کلسیم در سطح یک ستاره Ap به نام HR 3831

عموماً اصطلاح ستاره Ap یا "ستاره عجیب از نوع A"، دسته ای از ستارگان را شامل می شود که از حیث ترکیبات شیمیایی شان غیرعادی بوده و مابین ستارگان رده طیفی B5 تا F5 قرار گرفته اند. فلزاتی که غلظت بیش از حدشان در این نوع از ستارگان زبانزد است، اغلب شامل منگنز، جیوه، سیلیسیم، کروم، استرانسیوم و یوروپیوم است. دمای بالای سطح ستارگان Ap که مابین 8000 تا 15000 درجه می باشد، میدان های مغناطیسی پرقدرت آنها و نهایتاً حرکت وضعی کندشان ممکن است که دلیل نابهنجاری های شیمیایی شان را توجیه کند.
در نبود جریان های همرفتی داخل یک ستاره که به دلیل چرخش کند و دمای بالای آن امکان پذیر می شود، عناصر خاصی امکان غلیظ شدن می یابند. هر یون در چگونگی جذب انرژی نورانی از طریق فوتون ها، ویژگی های خاصی دارد. اگر عنصری فوتون های نوری را راحت تر جذب خود کند، به راحتی طی جریان های همرفتی خاصی به سطح ستاره نقل مکان کرده و خطوط طیفی درشتی را ایجاد می کند. در غیراینصورت به درون ستاره فروخواهد رفت و طیف آن نیز نشانی از این عنصر نمی دهد.
شدت میدان مغناطیسی نیز، نقش بسزایی در تعیین عناصر غلیظ تر ایفا می کند. صحت این گفته را در ویژگی های "ستارگان منگنزی" می توان یافت. این ستارگان، تشابه بسیاری با Apها دارند؛ اما میدان مغناطیسی چندانی را میزبانی نمی کنند و نابهنجاری های طیفی آنها از عنصر به عنصر متفاوت است. 

منبع: David Darling

***

کهکشان های D چیستند؟

29 آذرماه 1388 (مطلب شماره 354)
Dها، کهکشان های غول پیکر بیضوی اند (مطلب شماره 134) که اغلب آنها را در مرکز خوشه های کهکشانی می توان یافت. شکل ظاهری آنها مشابه کهکشان های بیضوی است؛ اما درخشش هاله آنها با شیب بسیار کمتری نسبت به مرکز کهکشان افت می کند و از این رو  هاله هایی پراکنده دارند. حرف D، سرنام کلمه Diffuse بمعنای پراکنده است. 

تصویری از کهکشان M87؛ یک کهکشان cD در صورت فلکی سنبله / رصدخانه آنجلو - استرالیا

کهکشان های cD حتی بزرگتر و درخشنده تر هم هستند و آنها را می توان تنها در هسته خوشه های کهکشان متراکم و غنی یافت. گمان می رود که چنین هیولاهایی از طریق برخوردهای مداوم کهکشانی بوجود می آیند. در چندین نمونه از cDها نیز چند هسته در مرکزشان یافت شده که احتمال همچنان در حال خوردن یکدیگرند. 

منبع: David Darling

***

سحابی هلیکس کجاست؟

28 آذرماه 1388 (مطلب شماره 353)
هلیکس، نزدیکترین سحابی سیاره نما به ماست. این سحابی که در صورت فلکی دلو جای گرفته است، توسط کارل لودویگ هاردینگ، پیش از 1824 کشف گردید. ابعاد ظاهری آن در آسمان شب، معادل قطر یک ماه بدر است که به دلل پراکندگی بیش از حد گازهای آن، تماشای آن با چشمان غیرمسلح شدیداً دشوار است. 

سحابی سیاره نمای هلیکس

رصدهای صورت پذیرفته توسط تلسکوپ فضایی هابل از حلقه مرکزی این سحابی، ساختارهای مرموز و هم مرکزی را یافت که همچون ترکش به نظر می رسند. این اجسام دنباله دار-مانند، هر کدام از منظومه شمسی ما بزرگترند. غشای گازی داغ و سریع سحابی، از غشاهای سردتر، چگال تر و کندتری که پیش از مرگ ستاره توسط آن به فضا پراکنده شده بودند؛ پیشی جسته است. یکی از احتمالات کمی دور از ذهن این است که در طول زمان این توده های دنباله دار، نهایتاً اجسامی چون پلوتو را ایجاد خواهند کرد. اگر اینچنین باشد، تعداد اجسام یخی کوچکی که به گرد ستارگان مرده ایجاد می شود، در کهکشان ما بیشتر از حد تصور پیشین است.

اجسام ترکش مانند دیده شده در حلقه داخلی سحابی هلیکس

منبع: David Darling

***

اپتیک سازگار چیست؟

27 آذرماه 1388 (مطلب شماره 352)
اپتیک سازگار، سامانه ای مکانیکی است که به آینه فرعی تلسکوپ های غول آسا اجازه اعوجاج عمدی می دهد تا اعوجاجات طبیعی ایجاد شده در جو زمین که تصویر اجرام دوردست را مخدوش می کنند، در کسری از ثانیه مرتفع گردد. این اعوجاجات، توسط اهداف درخشانی که در میدان دید رصد مزبور قرار دارند و حتی گاه خود جرم رصدی محاسبه می شود. در صورت نبود اجرامی که به طور مطلوبی برای این کار درخشنده باشند، یک لیزر پرقدرت با تابش به لایه های فوقانی جو زمین و ایجاد یک ستاره مصنوعی در جو، میزان اعوجاجات نوری جو را محاسبه کرده و به سیستم مکانیکی آینه اعمال می کند. 

لیزر سدیمی سیستم اپتیک سازگار در تلسکوپ 10 متری کک

برای ایجاد تصویری واضح و شفاف، نور تلسکوپ به یک آینه فرعی که قابلیت تغییر ترکیب سریع دارد برخورد کرده و پس از خنثی سازی تأثیرات مخرب جوی، روانه دوربین های اصلی می شود.
سیستم اپتیک سازگار با پاسخ های لحظه ای به تغییرات فشردگی گازهای جوی، تصاویری ایجاد می کند که با تصاویر تهیه شده توسط تلسکوپ های فضایی در رقابت است. امروزه چنین سیستمی در بسیاری از تلسکوپ های جهان از جمله VLT (مطلب شماره 339)، LBT و کک استفاده می گردد. این فناوری برای نخستین بار توسط بنیادی به نام "مرکز نجومی اپتیک سازگار" ابداع گردید و هم اکنون متقاضیان فراوانی دارد. 

منبع: David Darling

***

مأموریت فضاپیمای "برخورد ژرف" چه بود؟

26 آذرماه 1388 (مطلب شماره 351)
برخورد ژرف یا Deep Impact، فضاپیمایی متعلق به پایگاه فضایی JPL در ناسا بود که با شلیک یک پرتابه مسی به هسته یک دنباله دار، ابر مواد برخاسته از آن را مورد بررسی و کنکاش خود قرار داد. این فضاپیما در دوازدهم ژانویه 2005 سوار بر یک موشک دلتا-2 7925 از پایگاه فضایی کیپ کاناورال (مطلب شماره 346) به فضا پرتاب شد و در ژوئیه همان سال به نخستین هدفش یعنی دنباله دار تپمل-2 رسید. 

تصویری خیالی از پرتابه برخورد ژرف که به سمت هسته پیش می رود

سخت افزار این مأموریت شامل یک فضاپیمای فلابای (مطلب شماره 238) و نیز یک پرتابه هوشمند بود که 24 ساعت پیش از برخورد با سطح دنباله دار از آن جدا می شد. استوانه مسی 350 کیلوگرمی که نقش پرتابه را ایفا می کر، مجهز به یک سیستم ناوبری فعال بود و می توانست خود را به سمت سمت روشن دنباله دار هدایت کرده و با سرعت 10.3 کیلومتر بر ثانیه نسبت به سرعت حرکت دنباله دار، به آن برخورد کند.
پیش از وقوع برخورد، پرتابه در حین شیرجه تصاویر کم نظیر و گاهاً بی نظیری را از سطح هسته به زمین مخابره کرد. با وقوع برخورد، گودال بزرگی بر سطح هسته ایجاد شد و دو سیستم تصویربرداری مرئی مستقر بر فضاپیما موفق به ثبت لحظه برخورد و صعود مواد از آن شدند. این در حالی بود که دو دوربین تصویربرداری مادون قرمز نزدیک، در حال تعیین ساختار مواد برخاسته از سطح بودند. این فضاپیما، نخستین مأموریتی بود که با ایجاد شکاف در سطح هسته یک دنباله دار و دست یافتن به ساختار داخلی آن، به شواهدی مرتبط با سازوکار تشکیل منظومه شمسی ما دست یافته بود. تصاویر تهیه شده توسط فضاپیما و پرتابه تماماً بصورت زنده به زمین ارسال می شدند و بر روی اینترنت نیز قابل دریافت بودند. 

نمای هسته دنباله دار، چندی پس از برخورد پرتابه به نیمکره جنوبی آن از دید دوربین های مرئی فضاپیمای "برخورد ژرف"

با وجود اتمام مأموریت اولیه فضاپیمای "برخورد ژرف"، ناسا هدایت آن را بگونه ای تغییر داد که در 11 اکتبر 2010 از نزدیکی دنباله دار هارتلی-2 عبور کند؛ اما این بار بی هیچ برخوردی. در طول مسیر سفرش به این دنباله دار نیز "برخورد ژرف" به پنج ستاره نسبتاً نزدیکمان خواهد نگریست که دارای سیاره اند و هر از گاه این سیارات از مقابل ستاره مادرشان رد شده و از شدت نورش می کاهند. 

منبع: David Darling

***

کراولر چیست؟

25 آذرماه 1388 (مطلب شماره 350)
کراولر، ماشین غول پیکری با ساختاری همانند ماشین های معمولی است که هم اکنون وظیفه اش حمل شاتل های فضایی ایالات متحده (مطلب شماره 62) به سکوی پرتاب است؛ هر چند هدف از ساخت آن، به دوش کشیدن موشک های غول پیکری ساترن-5 (مطلب شماره 68) بوده و با بازنشستگی آن ها، عملاً تغییر کاربری داد. 

کراولر. ابعاد تسمه های فلزی چرخ های آن را با یک انسان مقایسه کنید / ناسا

مسیر حرکن کراولر، همان مسیر معمول از ساختمان VAB تا سکوهای پرتاب 39A یا 39B در پایگاه فضایی کیپ کاناورال است. طول کراولر، 40 متر و عرض آن 35 متر است که با چنین ابعادی وزنی معادل 2721 تن را در خود جای داده است. دو موتور دیزل آن نیز هر کدام 5600 اسب بخار قدرت دارند و حرکتش توسط چهار جفت مجموعه چرخ که با تسمه های فلزی به هم متصل شده اند انجام می شود. حداکثر سرعت این ماشین غول آسا 1.5 کیلومتر بر ساعت است و هر 1.6 متر 1 لیتر سوخت مصرف می کند!

قرمزترین ستاره آسمان !

24 آذرماه 1388 (مطلب شماره 349)
ستاره R-ارنب (ارنب، نام یک صورت فلکی در آسمان شمالی به معنای خرگوش است) یا "ستاره سرخ هیند"، ستاره متغیر بلند-دوره ای در صورت فلکی ارنب است که دو اوج درخشندگی اش به آسانی می توان آن را با یک دوربین دوچشمی شکار کرد. جان هیند این ستاره را کشف کرد و در توصیفش چنین نوشت : " ... همانند یک قطره خون در زمینه آسمان است".

ستاره R-ارنب / عکس از آدام بلاک

R-ارنب، سرخ ترین ستاره درخشان آسمان است و افت و خیزهای درخشندگی آن به سبب تولید بیش از اندازه کربن در نواحی درونی آن است. این کربن با قرار گرفتن در مسیر جریان های همرفتی لایه های میانی ستاره، راه خود را به بیرون پیدا کرده و با ایجاد پوششی متشکل از اجزای دوده مانند، درخشندگی ستاره را به طرز قابل توجهی دستخوش تغییر می کند. افت شدید درخشندگی نیز خود عاملی برای رنگ سرخ ستاره است. بعدها این لایه در جریان فرآیندهایی به بیرون فوران می شود و باز این چرخه تکرار می شود. 

منبع: David Darling

***

جانشین هابل چه خواهد بود؟

23 آذرماه 1388 (مطلب شماره 348)
در یک کلام، تلسکوپ فضایی جیمز وب؛ تلسکوپی از نوع فضایی و غول پیکر با حساسیت فوق العاده و توان تفکیک بالا که رصدهایش را از آخرین مرزهای سمت قرمز طیف نور مرئی، تا حد واسط نوار طیفی مادون قرمز انجام خواهد داد. نام این تلسکوپ، برگرفته از نام "جیمز ای. وب"، رئیس اسبق ناسا در زمان پروژه آپولو است و پیش از آن تلسکوپ نسل جدید یا به اختصار NGST نامیده می شد. 

طرحی از تلسکوپ جیمز وب در فضا

جیمز وب، آینه ای 18-قطعه ای به قطر 6.6 متر خواهد داشت که در حدود 2.5 برابر بزرگتر از آینه 2.4 متری تلسکوپ فضایی هابل است. هر کدام از قطعات شش ضلعی، در حدود 1.3 متر قطر و 20 کیلوگرم وزن دارد. این آینه ها، از فلز سبک بریلیوم ساخته شده اند و به همین دلیل با وجود اینکه نهایتاً آینه اصلی در حدود 2 برابر ابعاد آینه کنونی هابل خواهد شد؛ اما تنها نصف آن وزن خواهد داشت. مکان قرارگیری جیمز وب، بسیار دور از زمین خواهد بود و دلیل این امر نیز دور شدن از گرمای زمین در جریان رصدهای مادون قرمز است. جیمز وب با کمک سه ابزار اصلی تصاویری را از کیهان پیرامونمان در محدود مادون قرمز طیف الکترومغناطیس تهیه خواهد کرد.
انتظار می رود که جیمز وب، انبوهی از اطلاعات جدید را، از قبیل تصاویر باکیفیت و دقیق از ساختار قرص های پیراستاره ای به گرد ستارگان نوباوه بر دانسته های ما بیفزایند؛ تصاویری که می توانند شکاف های احتمالی موجود در پهنه این قرص های گازی که خبر از وجود سیاره ای می دهند را برایمان آشکار سازند. چشمان مادون قرمز تیزبین این تلسکوپ همچنین توانایی رصد مستقیم سیارات فراخورشیدی را نیز دارد. دلیل چنین توانایی برتری نیز این است که نسبت درخشندگی سیارات در پرتوهای مادون قرمز، نسبت به ستارگان مادرشان، در قیاس با پرتوهای نور مرئی بیشتر است. بعنوان مثال، مشتری در پرتوهای مرئی در حدود یکصد میلیون برابر از خورشید کم نورتر است اما در پرتوهای مادون قرمز، تنها 10 هزار بار کم نورتر است.
این تلسکوپ قادر است برخی از نخستین کهکشان های جهان ما را مشاهده کرده و حتی از ستارگان نسل نخستین نیز پرده بردارد. به دلیل انتقال به سرخ بالای این اجرام (مطلب شماره 229)، از دیدگاه یک ناظر زمینی بایستی در محدود مادون قرمز به جستجویشان پرداخت.
قرار است جیمز وب در ژوئن 2013، سوار بر یک موشک آریان-5 از پایگاه فضایی گویان آمریکای جنوبی به فضا پرتاب شده و در فاصله 1.5 میلیون کیلومتری از ما مستقر گردد. 

منبع: David Darling

***

اجرام "هربیگ-هارو" چیستند؟

22 آذرماه 1388 (مطلب شماره 347)
زمانیکه بادهای سریع ستاره ای به محیر بین ستاره ای برخورد می کند، ناحیه درخشان و کوچکی را در زمینه سحابی ایجاد می کند که بعدها از آن ستاره ای بوجود خواهد آمد. به این نواحی نسبتاً ریز و درخشان، اجرام "هربیگ-هارو" می گویند. 

تصویری از هربیگ-هارو 34 / عکس از ریچارد کریسپ

با جریان یافتن فوران های دوقطبی از یک ستاره جوان، امواج شوکی ای ایجاد می شود که گاز میان ستاره ای را داغ و یونیزه می کند. در مناطق پشت جبهه موج که گاز سرد می شود، الکترون ها و یون ها دیگربار ترکیب شده و نوری از خود گسیل می کنند که طیف آن بصورت خطوط نشری است. نام این اجرام، از نام ستاره شناسان آمریکایی، "جورج هربیگ" و "گویلرمو هارو" گرفته شده که برای نخستین بار سه نمونه از آن ها را در خلال سالهای 1946 و 47، در تصاویری که از سحابی NGC 1999 در صورت فلکی جبار گرفته بود، کشف نمودند. تمامی هربیگ-هاروهای دیده شده، در نزدیکی جبهه امواج شوکی در سحابی واقع اند و در گستره امواج مادون قرمز اجرام فوق العاده درخشانی به حساب می آیند. 

منبع: David Darling

***

"کیپ کاناورال" کجاست؟

21 آذرماه 1388 (مطلب شماره 346)
کیپ کاناورال، دماغه ای در شرق فلوریدا و بر روی اقیانوس اطلس، با مختصات جغرافیایی 28.5 درجه شمالی و 80.5 درجه غربی است که در حدود 25 کیلومتری شمال شرق ساحل کوکوئا جای دارد. اینجا، محل استقرار بزرگترین مجتمع سکوهای پرتاب و تأسیسات پشتیبان موشکی در ایالات متحده است. 

ردیف سکوهای ICBM در پایگاه فضایی کیپ کاناورل ایالات متحده

نیمه شمالی دماغه از جمله جزیره "مریت"، تحت کنترل ناسا بوده و "مرکز فضایی کندی" نام دارد. ناحیه جنوبی، ایستگاه نیروی هوایی کیپ کاناورال نام داشته و توسط بنیاد نیروی هوایی پاتریک کنترل می شود. این نیمه را می بایست متعلق به هر دوی نظامیان و غیرنظامیان دانست؛ چراکه ناسا و شرکت های پرتاب خصوصی، اغلب از سکوهای پرتاب بخش نظامی استفاده می کنند. در واقع ناسا و نیروی هوایی ایالات متحده، دفتر مشترکی در بنیاد پاتریک دارند که پذیرای متقاضیان پرتاب از سرتاسر کشور می باشد. اخیراً آنها حتی در خصوص احداث مراکزی از قبیل پلیس و آتش نشانی نیز به توافق رسیده اند. هم اکنون تلاش ها با هدف یگانه سازی بخش های نظامی، غیرنظامی و خصوص کیپ کاناورال، در یک "پایگاه فضایی" مشترک است.
بلافاصله پس از اتمام جنگ دوم بین الملل و زمانی که مشخص گردید موشک های نسل جدید آنچنان پرقدرتند که برای پرتاب های درون مرزی (همانند پرتاب های پایگاه فضایی "وایت سندز" در صحرای نیومکزیکو) مناسب نیستند؛ کیپ کاناورال بعنوان محل پرتاب موشک انتخاب گردید. آب و هوای کیپ کاناورال، بسیار مناسب است. موشک ها، به جانب شرق و بسوی اقیانوس اطلس پرتاب می شوند که درصد خطرسازی برای اجتماعات انسانی، به صفر رسیده است. این مسیر، بر فراز چندین جزیره متوالی برنامه ریزی می شود که در این جزیره ها، مراکز فرماندهی موشک مستقر است.
بنیاد پاتریک در اواخر دهه 40 میلادی تأسیس گردید و هر چند در ابتدا تنهای وظیفه فرماندهی پرتاب ها را عهده دار بود؛ اما اندکی بعد، در حدود 4000 هکتار از اراضی ایالت فلوریدا به آن تعلق گرفت.
نخستین پرتاب کیپ کاناورال، توسط موشکی به نام "بومپر WAC" و در ژوئیه 1950 صورت گرفت. سریعاً این مرکز، میزبان پرتاب موشک های آزمایشی از قبیل ناواهو، اسنارک و ماتادور؛ و پرتاب های بالستیک از قبیل ردستون و ژوپیتر-C بود. زمانیکه برنامه های فضایی ایالات متحده سازمان یافت؛ کیپ کاناورال، محل بسیار مناسبی برای پرتاب های فضایی انتخاب گردید. نه تنها در آنجا مراکز پرتاب و کنترل از پیش موجود بود؛ بلکه قرارگیری این مکان در نزدیکی خط استوا و پرتاب موشک های فضایی به سمت شرق، خود عاملی مثبت در جهت استفاده از سرعت چرخشی زمین، برای اضافه نمودن به سرعت موشک بود. 

موشک دلتا-2 در یکی از سکوهای پایگاه فضایی کیپ کاناورال

از سال 1950 تاکنون، بیش از 40 مرکز پرتاب در این دماغه ساخته شده که اکثرشان بی مصرف و بازنشسته اند. در نواحی جنوبی تر، سکوهایی است که برای پرتاب موشک های با کلاهک هسته ای و نیز موشک های کوچک و متوسط همانند اسکوت، دلتا و اطلس استفاده می شود. به سمت نواحی مرکزی که می رویم، به ردیفی چندده تایی از سکوهای ICBM برخواهیم خورد که برای پرتاب موشک های اطلس و تیتان استفاده می شوند. برنامه های سرنشین دار مرکوری و جمینی، تماماً از این سکوها پرتاب شدند.
در حاشیه شمالی ردیف ICBM، تأسیسات شماره 37، برای پرتاب موشک های آزمایشی ساترن-1s و کمی آنطرفتر، تأسیسات شماره 34 واقع است که در آنجا نخستین حادثه مرگبار تاریخ فضانوردی ایالات متحده رخ داد و هر سه فضانورد پروژه آپولو-1، در آتش سوختند. تمامی این سکوها، در بخش نیروی هوایی کیپ کاناورال مستقر بودند. بالاتر که برویم، به تأسیسات شماره 41 خواهیم رسید که در مرز دو بخش نظامی و غیرنظامی دماغه واقع شده است و کمی بالاتر از آن، تأسیسات شماره 40 و 39 واقع شده اند. این سه سکو، برای پرتاب غول پیکرترین موشک های ایالت متحده استفاده می شوند و کاربری آنها با سکوهای جنوبی به کل متفاوت است.
یکی از وجوه تمایز این سه سکو با سکوهای جنوبی این است که بر خلاف سکوهای جنوبی که موشک ها بر روی سکو مونتاژ شده و برای پرتاب آماده می شوند؛ موشک های پایگاه های 39، 40 و 41، در ساختمان عظیمی ساخته شده و سپس با ماشین های غول پیکری به سکو منتقل می شوند. بعنوان مثال، هسته موشک های تیتان-3s و تیتان 4s، در ساختمانی موسوم به " VIB به هم متصل شده و از مسیر یک ریل، به ساختمان دیگری منتقل می شوند و در آنجا با اتصال موشک های کمکی سوخت جامد، نهایتاً به سمت سکوهای 40 و 41 برای پرتاب منتقل می شوند.
تآسیسات پرتابی شماره 39، در شمالی ترین حاشیه دماغه قرار دارد و شامل دو سکو به نام های 39A و 39B می شود که در جریان پروژه آپولو (مطلب شماره 53)، برای پرتاب موشک های غول پیکر ساترن (مطلب شماره 68) از آنها استفاده می شد. امروزه این سکوها، محل عزیمت شاتل های فضایی (مطلب شماره 62) به فضا هستند؛ بدین صورت که یک شاتل با اتصال به تانک سوخت و موشک های کمکی در ساختمانی موسوم به VAB، سوار بر دوش بزرگترین خزنده مکانیکی جهان، چند هفته پیش از پرتاب به سکو انتقال می
یابند. دیگر ساختمان های ویژه مرکز فضایی کندی، با هدف خدمات رسانی به شاتل ها پس از فرود و یا منترلشان در مدار ساخته شده اند. باند فرودی به درازای 4.5 کیلومتر نیز در غرب تأسیسات شماره 39 ساخته شده که برای فرود شاتل ها از فضا استفاده می شود. 

منبع: David Darling

***

سحابی سراسب کجاست؟

20 آذرماه 1388 (مطلب شماره 345)
سحابی سر اسب یا بارنارد-33، یک سحابی تاریک در صورت فلکی جبار است که در مقابل یک سحابی نشری درخشان به نام IC434 و در زیر ستاره پرنور النیتاک (یا زتا-جبار) در کمربند جبار جای گرفته است. این سحابی زیبا را تنها در نوردهی های بلندمدت عکاسی می توان یافت و اغلب همین سحابی نیز بعنوان هدف آزمایشی عکاسان آماتور برای محک زدن توانایی ابزارشان در نظر گرفته می شود. 

سحابی تاریک سراسب در صورت فلکی جبار از نگاه دوربین تلسکوپ فضایی هابل

شکل غیرعادی سراسب، نخستین بار در تصویری در اواخر سده هشتم میلادی دیده شد و ساختارهای ستون مانند آن بی شباهت به نمونه های مشابه در سحابی عقاب نیست. این ساختارها، پیله های نخستین ستارگان نوباوه اند.
در سال 2000، در جریان همه پرسی بزرگی بر روی اینترنت از مردم خواسته شد تا یکی از اهداف رصدی تلسکوپ هابل را آنها انتخاب کنند. نتیجه آنکه از میان 5000 فردی که در این نظرسنجی شرکت کرده بودند، اکثریتشان سحابی سراسب را انتخاب کردند. تصویر این پست، همان تصویری است که تلسکوپ فضایی هابل تهیه کرد. محور افق آن، در حدود 2.2 سال نوری است. 

منبع: David Darling

***

خوشه پروین چیست؟

19 آذرماه 1388 (مطلب شماره 344)
خوشه بازی از ستارگان با حدود 500 عضو که در صورت فلکی ثور جای گرفته، خوشه پروین (ثریا) نامیده می شود. آن را هفت خواهران نیز می نامند؛ هر چند اکثر مردم تنها قادر به مشاهده 6 ستاره از آن هستند که عقدالثریا، اطلس، الکترا، مایا، مروپ و تایگتا نامیده می شوند و هفتمین ستاره نیز پلیون نام دارد. 

خوشه پروین و ابر غبارین پیرامونش

خوشه پروین در حدود 2 درجه در آسمان گستردگی دارد (در حدود چهار برابر قطر ماه بدر) و تجمع اکثریت ستارگان آن در مرکزش است. مرکز خوشه، با ساختمانی کروی، در حدود 4.5 سال نوری شعاعش است. نواحی بیرونی این کره اما بیشتر به یک بیضی با خروج از مرکز 0.17 شبیه اند.
سیسیلیا پاین-کاپوسکین، با رصدهایی که از خوشه پروین داشت، متوجه حضور چندین کوتوله سفید (مطلب شماره 19) در این مجموعه شد که این امر، مشکلی در مسیر شناخت تحول ستارگان بوجود آورد. چگونه کوتوله های سفید در چنین مجموعه جوانی از ستارگان می توانند وجود داشته باشند؟ با توجه به تعداد فراوانشان می توان به قطعیت اذعان نمود که این کوتوله های متعلق به خود خوشه بوده و بصورت سرگردان توسط ستارگان خوشه از اطراف جذب نشده اند. طبق مدل های تکوین ستاره ای، بیشترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند در خود نگه دارد، 1.4 برابر جرم خورشید است که "حد چاندراشکار" نامیده می شود. ستارگانی با این جرم نسبتاً اندک، میلیاردها سال طول می کشد تا به آخرین مرحله از عمر خود رسیده و تشکیل یک کوتوله سفید دهند؛ نه 100 میلیون سال که عمر خوشه محسوب می شود.
یک توضیح می تواند این باشد که این کوتوله ها در ابتدا بسیار پرجرم بوده اند و سریعاً به آخرین مرحله از عمر خود رسیدند. عواملی همچون بادهای ستاره ای، از دست رفتن جرم، توسط همسایگان نزدیک و یا چرخش سریع ستاره؛ باعث شده که اکثریت جرمشان را به شکل سحابی های سیاره نما به فضا آزاد کنند. از اینرو جرم آنچه باقی می ماند، کمتر از حد چاندراشکار شده و یک کوتوله سفید باثبات تشکیل می دهد.
کوتوله های قهوه ای (مطلب شماره 52) نیز در خوشه پروین دیده شده اند و در حدود یک چهارم از جمعیت آن را نیز حتی به خود اختصاص داده اند؛ هر چند مجموعاً از کل جرم خوشه پروین، در حدود 2% آن مربوطه کوتوله های قهوه ای است.
خوشه پروین، هم اکنون در حال حرکت به سمت ابر عظیمی از غبار میان ستاره ای (مطلب شماره 104) است و این غبارها نور آبی ستارگان خوشه را بازتاب می کنند. این ابر، بقایای ابر اولیه خوشه نیست و این را می توان از تفاوت فاحش سرعت حرکت ابر و خوشه دریافت (آنها را سرعت نسبی 11 کیلومتر بر ثانیه نسبت به یکدیگر در حرکتند). هر چند این ابرهای بازتابنده را نمی توان با چشم غیرمسلح در آسمان مشاهده نمود، اما عکسبرداری های بلندمدت به ما نشان می دهند که چنین ابری سرتاسر ستارگان خوشه را در آغوش خود گرفته است. درخشان ترین بخش ابر نیز در کنار ستاره مروپ واقع شده است. 

منبع: David Darling

***

ستاره دَبَران کجاست؟

18 آذرماه 1388 (مطلب شماره 343)
درخشنده ترین ستاره صورت فلکی ثور؛ سی امین ستاره درخشان آسمان شب؛ پرنورترین ستاره نزدیک به خورشید در دایره ای به شعاع 100 سال نوری و یکی از نزدیکترین غول های سرخ به ما، دبران نامیده می شود. دبران در عربی به معنای پیرو است و چنین نامی به پیروی این ستاره از خوشه پروین در حین حرکت ظاهری ستارگان اشاره دارد. 

ستاره درخشان و سرخ فام دبران در صورت فلکی ثور

دبران، بطور ظاهری در مقابل نزدیکترین خوشه ی ستاره ای به ما، یعنی خوشه قلائص واقع شده؛ هر چند ذاتاً تعلقی به آن ندارد و فاصله اش، نصف فاصله ما تا خوشه قلائص است. به دلیل قرارگیری صورت فلکی ثور بر روی خط دایره البروج (مطلب شماره 34)، هر ساله خورشید نیز از نزدیکی دبران عبور می کند و اغلب ماه نیز در حرکت ماهانه اش این ستاره را در پشت خود مخفی می کند. این ستاره، یکی از آسان ترین ستارگان آسمان، برای تازه کاران است. کافی است سه ستاره معروف کمربند جبار را از چپ به راست؛ برای ساکنان نیمکره شمالی زمین و از راست به چپ؛ برای ساکنان نیمکره جنوبی زمین، امتداد دهید. به نخستین ستاره بارز و پرنوری که رسیدید، دبران را یافته اید.
این ستاره هم چنین از رده ستارگان متغیر نامنظم است که نوسانات درخشندگی آن در حدود 0.2 قدر است. قطر ظاهری دبران، معادل 0.021 ثانیه قوس است که معادل قطر یک سکه از فاصله 50 کیلومتری است. قطر آن در حدود 38 برابر خورشید ماست و اگر جایش را با خورشید تعویض کنیم، نیمی از فاصله کنونی عطارد تا خورشید را در بر خواهد گرفت و قطر ظاهری آن از دید یک ناظر زمینی، به 20 درجه خواهد رسید.
دبران همچنین همدم کم نوری از نوع کوتوله سرخ نیز دارد که در فاصله چند صد واحد نجومی از آن در حال چرخش به گرد یکدیگرند. ماهواره پایونیر-10 پس از بازنشستگی هم اکنون مستقیماً به سمت دبران در حرکت است و در حدود 2 میلیون سال دیگر به آن خواهد رسید! 

منبع: David Darling

***

مصدومی به نام "میماس" !

17 آذرماه 1388 (مطلب شماره 342)
در هفدهم سپتامبر 1789، ویلیام هرشل انگلیسی (کاشف سیاره اورانوس) یکی از اقمار سیاره زحل را کشف نمود که بعدها میماس نام گرفت. این قمر همچنین "زحل-1" نیز گاه خوانده می شود؛ چراکه میماس، درونی ترین قمر از مجموع هفت قمر شناخته شده در آن زمان بود. در اسطوره شناسی یونان باستان، میماس غولی بود که به دست هرکول کشته شد. 

قمر میماس. گودال غول پیکر هرشل، در میانه تصویر و در میانه خط شب قمر دیده می شود / ناسا

چگالی اندک این قمر به آن معناست که اکثریت ساختار میماس را یخ آب تشکیل داده است. این قمر کوچک همچنین میزبان جمعیت فراوانی از گودال های برخوردی ریز و درشت است. هر چند گودال هایی با قطرهای تا 40 کیلومتر در اکثر نقاط قمر فراونند؛ اما در نواحی قطب جنوب میماس، گودال های برخوردی با قطر بیشتر از 20 کیلومتر دیده نمی شود. سرآمد پدیده های خاص این قمر اما گودالی با قطر 130 کیلومتر، موسوم به "گودال هرشل" است که تقریبا یک سوم از قطر میماس را تحت پوشش خود گرفته است. قله مرکزی گودال، در حدود 6 کیلومتر از سطح داخلی گودال ارتفاع دارد. اگر آنچه که چنین گودال عظیمی را شکل داده، اندکی بزرگتر بود؛ قمر از هم می پاشید. با این حال، در سمت مخالف محل برخورد، شواهدی از شکستگی های بزرگ دیده می شود. 

منبع: David Darling

***

شاتل فضایی بوران

16 آذرماه 1388 (مطلب شماره 341)
بوران، نام شاتل فضایی متعلق به اتحاد جماهیر شوروی سابق بود که طراحی آن تا حد زیادی مشابه شاتل های ایالات متحده (مطلب شماره 62) بود و البته دو تفاوت اساسی با آنها داشت: یکی آنکه بوران توانایی پرواز و فرود اتوماتیک را داشت؛ و دوم آنکه موشک های کمکی آن پس از پرتاب، قابل استفاده مجدد نبودند. 

شاتل فضایی بوران، سوار بر هواپیمای پهن پیکر آنتونوف An-225؛ بزرگترین هواپیمای باربری تاریخ

تمامی پروازهای آزمایشی و سرنشین دار بوران که با موتورهای جت معمولی مجهز شده بود، درون جو زمین صورت پذیرفت و این در حالی است که نخستین پرواز مداری آن، بصورت کاملاً اتوماتیک و بدون سرنشین، توسط موشک غول پیکر انرگیا (قوی ترین موشک ساخته شده در تاریخ) در روز پانزدهم نوامبر 1988 از پایگاه فضایی بایکانور (مطلب شماره 228) صورت گرفت. بوران در این پرواز، دو بار به گرد زمین چرخید و در حدود سه ساعت پس از پرتاب، به خانه اش بازگشت. سیستم فرود اتوماتیک بوران قادر بود در صورت وزش مزاحم بادهایی با حداکثر سرعت 54.4 کیلومتر بر ساعت، تنها با اختلاف 3 متر از خط فرود پیش بینی شده فرود بیاید. این در حالی است که در صورت وقوع شرایطی مشابه در حین زمان پیش بینی شده برای فرود شاتل های آمریکایی، عملیات فرود آنها سریعاً لغو می شود.
در طول این پرواز کوتاه همچنین از 38 هزار کاشی مخصوص سپر گرمایی شاتل که گرداگرد آن را پوشانده اند، تنها 5 عدد از آنها از دست رفت. دو شاتل دیگر نیز مشابه بوران در حال ساخت بودند؛ اما پس از پرتاب آزمایشی بوران، دیگر شوروی و روسیه هیچ پرتابی از نوع شاتل ها نداشتند و در سال 1993، به دلیل هزینه هنگفت پروژه، ساخت تمامی شاتل ها متوقف شد. پروسه ساخت شاتل پیچکا، تا 97% پیش رفته بود. 

اولین و آخرین پرتاب بوران از پایگاه فضایی بایکانور قزاقستان

پرواز کوتاه و فوق العاده موفقیت آمیز بوران، حاصل همکاری بیش از 600 مؤسسه از کشور شوروی بود که فعالیتشان را از 1976 آغاز کردند و توسط "والنتین گلوشکو"، از مهندسین ارشد برنامه فضایی شوروی، مدیریت می شدند. هدف اصلی از ساخت بوران، پیشی جستن از برنامه فضایی ایالات متحده بود و گلوشکو با ساخت چنین وسیله ای درصدد سفر به ماه و حتی مریخ برآمده بود اما روند بسیار کند پیشروی پروژه و از همه مهمتر اقتصاد درهم شکسته اواخر عمر نظام سوسیالیسم، بوران را به عنوان نمادی از جنگ سرد، روانه موزه های جهان کرد.
هواپیمای آنتونوف An-225؛ بزرگترین هواپیمای باربری تاریخ، تنها برای انتقال بوران طراحی و ساخته شد و از آن پس هیچ هواپیمایی به عظمت آن پا به عرصه وجود نگذاشت. بوران در سال 2001، در حادثه ای مرموز و ناگوار در آشیانه اش منفجر شد و میراث مهندسی برتر دانشمندان شوروی را با خود برد.

منبع: David Darling

***

"حد روچ" چیست؟

15 آذرماه 1388 (مطلب شماره 340)
به کمترین فاصله یک قمر تا سیاره مادرش؛ بطوریکه قمر از هم نپاشد، حد روچ می گویند. برای یک قمر با جرم ناچیز و فاقد کشش انبساطی که با سیاره اش هم چگالی است و در مداری مدور به گرد آن می چرخد، این فاصله، 2.44 برابر شعاع سیاره است (برای ماه که چگالی اش کمتر از زمین است، این حد 2.9 برابر شعاع زمین است). 

حد روش، عامل اولیه تشکیل حلقه های سیارات گازی است. در تصویر بالا، خط سبزرنگ، حد روش را نشان داده و از راست به چپ، حلقه های سیارات نپتون، اورانوس، زحل و مشتری نسبت به این خط نمایش داده شده است. همانطور که مشخیص است، تقریباً تمام حلقه ها درون این محدوده واقع شده اند و می توان منشأ آنها را با از هم پاشیدگی یک قمر پیوند زد

در عمل اما اقمار از جنس سنگ و یخ هستند و کشش انبساطی آنها مانع از از هم پاشیدگی شان می شود. با این حال، در هم شکستگی برخی اقمار در درون حد روش برخی سیارات، می تواند توضیح خوبی برای علت حلقه های سیاره ای باشد. این پارامتر را برای نخستین بار، ریاضیدانی فرانسوی به نام ادوارد روچ معرفی نمود. 

منبع: David Darling

***

"تلسکوپ بسیار بزرگ" (VLT) کجاست؟

14 آذرماه 1388 (مطلب شماره 339)
تلسکوپ بسیار بزرگ یا VLT، یک تلسکوپ منفرد نیست؛ بلکه چهار تلسکوپ مشابه 8.2 متری به نام های آنتو (به معنای خورشید در زبان بومیان شیلی)، کیوین (ماه)، ملیپال (صلیب جنوبی) و یپن (زهره) هستند که در مجموعه رصدخانه پارانال متعلق به مؤسسه تلسکوپ های جنوبی اروپا (ESO) در قله کوه "کرو پارانال" با ارتفاع 2600 متر از سطح دریا و در کشور شیلی قرار داشته که در صورت همکاری با یکدیگر؛ بزرگترین تداخل سنج نور مرئی جهان را تشکیل می دهند.

چهار تلسکوپ اصلی رصدخانه VLT

"تداخل سنج تلسکوپ بسیار بزرگ" یا VLTI، همانند تلسکوپی با گشودگی دهانه 16 متر عمل می کند. برای چنین کاری نور هر چهار تلسکوپ و چند تلسکوپ 1.8 متری کمکی، از طریق تونلی به طول 200 متر به هم تداخل داده می شوند. نور هر تلسکوپ ابتدا وارد تونلی 130 متری در زیر زمین می شود که در آنجا "لوله های تأخیر" واقع شده اند. لوله های تأخیر، نورهایی که از تلسکوپ های نزدیکتر رسیده اند را اندکی میان آینه های خود معطل کنند؛ تا نوری که از تلسکوپ دورتر دریافت می شود، توان انطباق با آنها را داشته باشد. همانگونه که مشخص است، میزان چنین تأخیری فوق العاده کم است، اما همین پارامتر بسیار اندک نیز در کیفیت تصویر نهایی اثر خواهد داشت. 

طرحی شماتیک یکی از چهار تلسکوپ آرایه VLT

تصاویر دریافتی نهایتاً در آزمایشگاه اصلی رصدخانه با یکدیگر ترکیب شده و تصویری با کیفیت باورنکردنی را تحویل ستاره شناسان می دهند. توان تفکیک VLT، 0.001 ثانیه قوس، در طول موج 1 میکرون (در ناحیه مادون قرمز نزدیک) است که به عبارتی برابر است با تفکیک یک جسم دو متری از فاصله زمین تا ماه. با این حال، در حالت تداخل سنجی VLT تنها قادر به رصد اجرام آسمانی بسیار درخشنده همچون ستارگان و هسته کهکشان های فعال است (مطلب شماره 139). به همین دلیل، برای رصد اجرام منظومه شمسی از این روش استفاده نمی شود.
در سال 2005، دانشمندان بوسیله VLT موفق شدند نخستین تصویر مستقیم از یک سیاره فراخورشیدی را به نام 2M1207b که به گرد ستاره  2M1207 در صورت فلکی مار در چرخش است و 200 سال نوری از ما فاصله دارد را تهیه کنند. 

منبع: David Darling

***

ستاره اتا-کارینا

12 آذرماه 1388 (مطلب شماره 338)
اتا-کارینا، یکی از پرجرم ترین و شگفت انگیزترین ستارگان شناخته شده در کهکشان ماست. این ستاره در صورت فلکی جنوبی حمال (کارینا) واقع شده است. این ستاره با جرمی در حدود یکصد برابر خورشید و درخشندگی مطلق 4 میلیون برابر خورشید، در مرزهای نظری ثبات یک ستاره قرار دارد. گرد این ستاره را بزرگترین سحابی آسمان احاطه کرده است که سحابی اتا کارینا نامیده می شود. این ستاره تنها در صورتی می تواند پایدار و باثبات باقی بماند که سالانه در حدود 0.1 جرم خورشید را به بیرون فوران کند و البته همین کار را کرده و همچنان می کند! 

تصویر تلفیقی نور مرئی و پرتو ایکس از ابر پیرامون ستاره اتا-کارینا. توده های ابرمنسجم مرکزی، همان فوران مربوط به اوایل قرن نوزدهم است که توسط تلسکوپ فضایی هابل به تصویر کشیده شده و ابر پراکنده پیرامون آن نیز، تابش شدید پرتو ایکس سحابی است که توسط تلسکوپ فضایی پرتو ایکس چاندرا به ثبت رسیده است

تغییرات درخشندگی اتا-کارینا حیرت آور است. در سال 1843، قدر آن به 1- رسید (مطلب شماره 48) و برای مدت کوتاهی، پس از ستاره سیروس، با وجود فاصله بسیار زیادش (در حدود 7500 سال نوری)، دومین ستاره پرنور آسمان شب شد. به همراه این رشد ناگهانی درخشش ستاره، فورانی به جرم 10 برابر خورشید نیز از نواحی قطبی این ستاره به بیرون پرتاب شد. مواد این فوران، با سرعت 700 کیلومتر بر ثانیه به بیرون فوران می کردند و به همین واسطه در دو سوی ستاره دو توده بزرگ و خاکستری رنگ از گاز تشکیل شد که بعدها با دقت باورنکرنی توسط تلسکوپ فضایی هابل، تصویربرداری شد. هم اکنون هر توده با سرعت 2.4 میلیون کیلومتر بر ساعت در حال گسترش در فضاست و تاکنون در حدود 6.4 تریلیون کیلومتر از ستاره گسترش یافته است.
پس از این فوران سهمگین، درخشندگی اتا-کارینا آرام آرام کاهش یافت؛ تا بدانجا که دیگر نمی شد آن را با چشم غیرمسلح مشاهده کرد. در این شرایط، قدر ستاره به 7 رسیده بود. اخیراً اما بار دیگر این ستاره آغاز به رشد درخشندگی کرده و از سال 1950 تا 1992، 1 قدر به درخشندگی اش افزوده شد و این روند همچنان ادامه دارد.
اتا کارینا با قدرت زیادی در تمامی گستره طول موج الکترومغناطیس می درخشد. در برخی نقاط پرتوهای مادون قرمز، اتا-کارینا و سحابی پیرامونش درخشنده ترین اجرام ماورای منظومه شمسی اند. درخشش مادون قرمز این ستاره بواسطه فوران ذرات غبار، در چند صد سال گذشته است. درخشش پرتو ایکس مجموعه نیز از ابری به شکل نعل اسب نشأت می گیرد که گرداگرد ستاره را فراگرفته و دمایی در حدود 3 میلیون کلوین دارد. قطر این ابر در حدود 2 سال نوری است و احتمالاً بواسطه فورانی در یک هزار سال پیش ایجاد شده است.
افت و خیزهای درخشندگی ستاره در بازه های زمانی 5.5 ساله، در نواحی فرابنفش و پرتوایکس نشان می دهد که همدم دیگری نیز در حال گردش به دور اتا-کارینا است. طبق برخی نظریات، فوران های پیشین ستاره بواسطه فعل و انفعالات گرانشی دو ستاره بوده است. با این حال ستاره شناسان متفقاً پذیرفته اند که درخشش پرقدرت ستاره در پرتوهای ایکس، حاصل برخورد دو باد ستاره ای متراکم به یکدیگر است. با این حال هیچ مشخص نیست که آیا این دو ابر از دو ستاره مجزا نشأت گرفته اند؛ یا اینکه هر دو از یک ستاره بوده اند. در هر صورت یک چیز را همه می دانیم و قطعی است: اتا-کارینا، محکوم به مرگ سهمگینی بصورت یک انفجار ابرنواختری پرقدرت است که در آینده ای نه چندان دور، رخ خواهد داد. 

منبع: David Darling

***

تلسکوپ فضایی XMM-Newton

11 آذرماه 1388 (مطلب شماره 337)
رصدخانه مداری XMM-Newton، مخفف عبارت "(رصدخانه) پرتو ایکس چندآینه ای نیوتن"، تلسکوپی در پرتو ایکس و متعلق به سازمان فضایی اروپا (اسا) است که در دسامبر 1999 به فضا پرتاب شد و تا به امروز دقیق ترین چشمان بشر در طول موج مابین 250 تا 12 هزار الکترون ولت است. 

طرحی از رصدخانه مداری XMM-Newton

XMM-Newton، دارای سه تلسکوپ مجزای فوق پیشرفته در ناحیه پرتوایکس است که هر کدام شامل 58 آینه هم مرکز است و همین امر، امکان جمع آوری گستره نوری عظیمی را برای تلسکوپ فراهم آورده است. به علاوه، این رصدخانه پنج دوربین تصویربرداری و طیف نگار پرتوایکس را نیز به همراه خود دارد و یک تلسکوپ نوری ناظر نیز در کنار ابزارهای اصلی تلسکوپ فعالیت می کند.
مدار این رصدخانه شدیداً بیضوی است و در اوج مداری تقریباً 1/3 فاصله زمین تا ماه را طی می کند. همین امر، امکان رصدهای طولانی مدت و پیوسته منابع کم نور پرتو ایکس را برای تلسکوپ فراهم می آورد. 

منبع: David Darling

***