چند نوع ستاره وجود دارد (بخش اول) ؟

31 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 141)
یک ستاره، ستاره است؛ درست؟ خوب، نه کاملاً ! انواع مختلفی از ستارگان وجود دارد؛ از کوتوله های قهوه ای ریز (مطلب شماره 52) تا ابرغول های قرمز و آبی (مطلب شماره ). حتی انواع عجیب تری از ستارگان همانند ستاره های نوترونی و ولف-رایت وجود دارد. بیایید نگاهی به انواع مختلف ستارگانی که در اینجا و در بخش بعد معرفی شده اند بیاندازیم.

تصویر مادون قرمز تلسکوپ فضایی اسپیتزر از یک پیش ستاره. فوران های گازی شدید این اجرام که در تصویر بخوبی مشخص است، گویای عدم تعادل درونی آنهاست

پیش ستاره ها
یک پیش ستاره، چیزی است که قبل از تشکیل یک ستاره وجود دارد. یک پیش ستاره، مجموعه ای از گاز است که آنچنان در هم فشرده شده تا یک ابر مولکولی غول پیکر را تشکیل داده است. این فاز از زندگی ستارگان، در حدود 100,000 سال به طول می انجامد. در این مدت، گرانش و فشار گاز افزایش پیدا می کند و پیش ستاره را به فشردگی بیشتر وادار می سازد. تمامی انرژی که از یک پیش ستاره آزاد می شود، فقط از گرمای حاصل از انرژی گرانشی می آید - هنوز فرآیندهای گرما-هسته ای آغاز نشده است.

ستارگان T-ثور
یک ستاره T-ثور، در واقع بخشی از فرآیند تشکیل و تکوین یک ستاره معمولی است؛ قبل از آنکه وارد فاز رشته اصلی شود (در همین بخش در رابطه با ستارگان رشته اصلی نیز خواهیم گفت). این مرحله در انتهای مرحله پیش ستاره رخ می دهد؛ یعنی زمانیکه نیروی گرانشی - که ستاره را مستحکم و پایدار نگه داشته است - منبع تمامی انرژی آن محسوب می شود. ستارگان T-ثور، فشار و دمای کافی در هسته اشان ندارند تا فرآیندهای گرما-هسته ای را شروع کنند، اما دمایی مثل ستارگان رشته اصلی (همانند خورشید) داشته و درخشانترند چراکه در این فاز، ستاره ابعاد بسیار بزرگی دارد. سطح این ستارگان می تواند با لکه های وسیعی که منشأ مغناطیسی دارند پوشیده شود؛ آنها همچنین شراره های قوی پرتو-X و بادهای ستاره ای پرقدرتی را از خود ساتع می کنند. یک ستاره معمولی در حدود 100 میلیون سال، در فاز T-ثور به سر می برد. 

تصویری از یک ستاره T-ثور. ستاره با اندکی تغییر درخشندگی که بصورت مصنوعی ایجاد شده است، در مرکز تصویر بخوبی مشخص است. همانگونه که مشهود است، فوران های زیادی از ستاره خارج شده است که نمایانگر طبیعت ناپایدار این دسته از ستارگان است. عکس از تلسکوپ کانادا-فرانسه-هاوایی مستقر بر روی قله موناکی جزیره هاوایی

ستارگان رشته اصلی
اکثر ستارگان کهکشان ما و حتی کل کیهان، از نوع رشته اصلی اند. خورشید ما، خود یک ستاره رشته اصلی است (مطلب شماره 137) و همچنین نزدیکترین همسایگان ما همانند سیروس و آلفا-قنطورس A نیز از این رده اند. ستارگان رشته اصلی در ابعاد، جرم و درخشندگی های متفاوتی وجود دارند؛ اما همه آنها یک کار را انجام می دهند: در هسته اشان هیدروژن را به هلیوم تبدیل کرده و مقادیر عظیمی انرژی را به این ترتیب آزاد می کنند.
یک ستاره رشته اصلی، در تعادل هیدرواستاتیکی است. یعنی گرانش از یک سو ستاره را فشرده می سازد و از سویی، فشار حاصل از واکنش های گرما هسته ای، ستاره را منبسط می کند. این دو نیرو در تعادلند و ستاره بدین ترتیب یک شکل کروی یکپارچه ای را حفظ می کند (مطلب شماره 101). ابعاد ستارگان رشته اصلی به جرمشان بسته است؛ که این خود معرف میزان نیروی گرانشی آن نیز هست.
حداقل جرم یک ستاره رشته اصلی در حدود 0.08 جرم خورشید و یا 80 برابر جرم سیاره مشتری است. این جرم، کمترین فشار گرانشی است لازم برای آغاز فرآینده های گرما-هسته ای را در هسته ستاره تأمین می کند. در عین حال ستارگان رشته اصلی به طور نظری تا حدود 100 برابر جرم خورشید نیز می توانند باشند؛ اما هیچ ستاره کنونی نمی تواند جرمی بیشتر از 150 برابر جرم خورشید داشته باشد چراکه بادهای ستاره ای که در چنین حالتی ایجاد می شود، ستاره را از هم گسسته می سازد. 

منبع : Universetoday

***

نخستین ستارگان عالم، چگونه بودند؟

30 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 140)
امروزه ستاره شناسان می دانند که که انفجار بزرگ، 13.7 میلیارد سال پیش رخ داد (مطلب شماره 39). در نخستین صدمیلیون سال ها، تمامی هستی آنچنان داغ بود که عملاً هیچ نوع ستاره ای نمی توانست بوجود بیاید. اما سرانجام کیهان به سردی گرایید؛ تا آنجاکه نیروی گرانش می توانست هیدروژن و هلیوم خام را آنچنان به هم فشرده سازد که نخستین ستارگان کیهان تشکیل شوند.

تصویری خیالی از نخستین ستارگان کیهان

عناصر اصلی کیهان، شامل هیدروژن، هلیوم، و نیز مقادیر اندکی عناصر سنگینتر؛ در جریان انفجار بزرگ تشکیل شد. برای لحظه کوتاهی، تمامی جهان در دما و فشاری قرار داشت که اتم های هیدورژن می توانستند به هم جوش خورده و اتم های هلیوم را تشکیل دهند. به همین دلیل است که تقریباً نسبت هیدروژن به هلیوم ثابتی را در همه نقاط جهان می بینیم : 73% هیدروژن، 25% هلیوم و بقیه نیز عناصر سنگینتر از این دو.
به عقیده ستاره شناسان، این مخلوط هیدروژن/هلیوم خالص، به نخستین ستارگان این اجازه را داد که بسیار پرجرم تر از ستارگان کنونی باشند. گمان می رود که آنها در حدود چند صد برابر خورشید جرم داشتند. پرجرمترین ستارگانی که امروزه می توانند تشکیل شوند، در حدود 150 برابر خورشید می توانند جرم داشته باشند؛ بیشتر از این، بادهای ستاره ای شدیدی که از جانب خود ستاره نشأت می گیرد، از ورود ماده بیشتر به ستاره جلوگیری می کند.

در سال 2005 میلادی، گروهی از اخترشناسان مؤسسه فناوری کالیفرنیا (Caltech) به سرپرستی دکتر الکساندر کاشلینسکی، با استفاده از تلسکوپ فضایی پرتو مادون قرمز اسپیتزر، تصویری را از ناحیه ای از آسمان تهیه کردند (نیمه بالایی تصویر). پس از حذف ستارگان پیش زمینه، آنها موفق به کشف گونه ناشناخته ای از تابش مادون قرمز در پس زمینه شدند (نیمه پایین تصویر) که احتمال می رود نور نخستین ستارگان عالم باشد. با این حساب این تصویر، تنها تصویر علمی است که امروزه از نخستین ستارگان کیهان به دست داریم. عکس ها از : مؤسسه تلسکوپ فضایی اسپیتزر

نخستین نسل ستارگان، که ستاره شناسان آنها را جمعیت-3 می نامند، زندگی کوتاه و سختی داشتند. آنها احتمالاً در حدود یک میلیون سال بیشتر عمر نکردند و سپس به صورت انفجارهای ابرنواختری ترکیدند. اما در جریان حیاتشان، همین ستارگان جمعیت-3 در هسته اشان عناصر سنگین تر و سنگین تری را تولید کردند و نیز در جریان مرگ سختشان، حتی عناصر سنگینتر عجیب بیشتری را ساختند؛ عناصری چون اورانیوم و طلا. احتمال دارد که ستارگان نخستین، در چرخه های کوتاهی افتاده بودند که : ماده به هم می پیوست، می ترکید و عناصر سنگینی در آن ناحیه دیده می شد. در نهایت؛ نخستین ستارگان بلند-دوره وارد شدند؛ ستارگانی با مقادیر فراوانتری از عناصر سنگینی که امروزه می بینیم.
هیچ کدام از نخستین ستارگان هنوز مستقیماً رصد نشده اند. نسل بعدی تلسکوپ ها، همانند تلسکوپ فضایی جیمز وب ممکن است بتوانند مرزهای دیدگان ما را تا نخستین لحظات تشکیل نخستین ستارگان به عقب برانند.

منبع : Universetoday

***

کهکشان فعال چیست؟

29 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 139)
برخی کهکشان ها آرامند. نوری که از آنها می بینیم، مجموع نور تابش شده از ستارگانی است که در درون آنها قرار دارند. اما برخی کهکشانها نیز فعالند. بطوریکه علاوه بر نوری که از ستارگانشان به بیرون تابش می کنند، هسته بسیار پرنوری نیز دارند. در برخی موارد، نور هسته کهکشان بقیه قسمت های آن را حتی تحت تأثیرقرار داده و ما تنها هسته را می بینیم. 

فوران ماده از هسته کهکشان فعال M87 در طول موج نور مرئی. یکی از شاخصه های کهکشان های فعال، فوران ماده از هسته آنهاست. عکس از : تلسکوپ فضایی هابل

تا مدت ها کهکشان های فعال، یک راز بودند. ستاره شناسان آنها را "اجرام شبه ستاره ای" و یا کوازار (مطلب شماره 128) می نامیدند. آنها می گفتند که این اجرام بسیار دورند؛ حتی میلیاردها سال نوری آنطرفتر و با این وجود بصورت نقطه نورانی همانند یک ستاره در آسمان می درخشند. امروزه می دانیم که تابشی که از کهکشان های فعال گسیل می شود، در واقع از سیاهچاله ابرپرجرمی نشأت می گیرد که در مرکز آنها واقع شده است. سیاهچاله ای غول پیکر که صدها میلیون برابر خورشید جرم دارد و شاری از تابش را به بیرون گسیل می دارد. مسلماً این تابش از خود سیاهچاله نمی آید (چراکه طبق تعریف، یک سیاهچاله هرگز نمی تواند نوری از خود تابش کند)؛ بلکه از قرص گازی می آید که آن را دربرگفته. این قرص گازی در واقع همان چیزی است که قرار است درون سیاهچاله فروبریزد و طعمه آن شود. نیروی گرانش بسیار شدید ابرسیاهچاله آنچنان مواد این قرص را به هم فشرده می سازد که آنها همانند هسته ستارگان عمل کرده و تابش شدیدی را به بیرون ساطع می کنند.
دیگر ویژگی کهکشان های فعال، فوران های عظیمی از ماده است که از هسته آنها خارج می شود. این فوران ها که می توانند تا ده هزار سال نوری در فضا گسترش یابند، بوسیله میدان های مغناطیسی عظیمی که ابرسیاهچاله را احاطه کرده است تولید شده و جهت گیری پیدا می کنند.
چندین نوع کهکشان فعال وجود دارد؛ اما همه آنها یک چیزند که از چشم اندازهای مختلف آن را می بینیم، بطوریکه همه آنها به جهت قرارگیری کهکشان نسبت به ما بستگی دارد. زمانیکه کهکشان نسبت به ما در حالت عمود قرار گیرد، ما آن را از لبه می بینیم و فوران ها را بصورت دو خط که از بالا و پایین کهکشان بیرون زده اند مشاهده می کنیم. اینها کهکشان های رادیویی و یا سیفرت (Seyfert galaxies) هستند که بخش وسیعی از تابش آنها توسط لایه ضخیم گاز و غبار که در مسیر دید ما قرار گرفته مهار می شود و بنابراین آنها را کم نورتر از آنچه هستند مشاهده می کنیم.

تصویری شماتیک از تقسیم بندی کهکشان های فعال بر اساس زاویه قرارگیریشان نسبت به ما. اگر کهکشان با زاویه 90 درجه نسبت به ما دیده شود، آن را یک کهکشان سیفرت می نامیم؛ در صورتی که زاویه آنها مابین 90 تا 0 درجه باشد، آن را کوازار خوانده و اگر بصورت 0 درجه نسبت به ما قرار گیرد، بصورت یک بلازار آن را می بینیم. نور آبی رنگی که از بالا به پایین تقویت می شود، در واقع نور هسته کهکشان است که با تغییر زاویه کهکشان تغییر میکند. با این حساب؛ آنچه که از یک بلازار می بینیم، در واقع عمدتاً نور شدید هسته آن است. تصویر از : دایره المعارف ویکی پدیا

زمانیکه قرص کهکشان را بصورت زاویه دار می بینیم، همانند آنطور که کهکشان آندرومدا (مطلب شماره 123) نسبت به ما دیده می شود، یک کوازار را مشاهده می کنیم - در این حالت، کهکشان پرنورتر از یک کهکشان سیفرت است چراکه تراکم لایه گازی و غباری این کهکشان ها که جاذب قوی نور آنها می باشد، نسبت به ما کمتر است. و در نهایت زمانیکه ما کهکشان را دقیقاً از روبرو می بینیم، یک بلازار (Blazar) را مشاهده می کنیم؛ حالتی که در آن فوران های مستقیماً جهت دید ما را نشانه رفته اند و عمدتاً آنچه می بینیم هسته فعال کهکشان است.

تصویری از بلازار 3C 273 در صورت فلکی سنبله که با خطوط مشخص شده است. همانگونه که می بینید به دلیل بعد مسافت، این کهکشان از ستارگان معمولی اطرافش که متعلق به کهکشان ما هستند قابل تمیز نیست. عکس از : آنتونی آیومامیتیس

احتمال می رود که کهکشان ما نیز روزی یک کهکشان فعال بوده و هر وقت ماده به درون ابرسیاهچاله مرکزی آن سقوط کند، بار دیگر یک کهکشان فعال بشود.

منبع : Universetoday

***

بارش های شهابی چگونه پیش بینی می شوند؟

28 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 138)
هر سال با فرارسیدن بهار، سینه سرخ های باوفا مثل همیشه ظاهر می شوند و ما بطور معمول، هر بهار منتظر بازگشت آنها هستیم. ما بازگشت آنها را با تجربه سالیان گذشته پیش بینی می کنیم. ستاره شناسان نیز تجارب سالیانه زیادی در رابطه با زمان وقوع بارش های شهابی دارند. برای سال ها، هر بارش شهابی در تاریخ مشخصی رخ می داده است. ما در مطلب شماره 105، به تفصیل در رابطه با علت وقوع بارش های شهابی توضیح دادیم.

تصویری باشکوه از شهاب های اسدی در سال 1996؛ عکس از : ناسا

در یک قرن گذشته، بارش شهابی باشکوهی در آسمان شمال شرقی و در حوالی مرداد ماه ظاهر گشته. بر اساس تجربه های پیشین، منتظریم تا هر ساله این پدیده بوقوع بپیوندد. همانگونه که در مطلب اختصاصی بارش های شهابی (شماره 105) گفتیم، کانون این بارش ها معمولاً نقطه خاصی در آسمان است که ستاره شناسان نام بارش شهابی مربوطه را منسوب به نزدیکترین صورت فلکی به آن نقطه می کنند؛ مثلاً بارش شهابی اسدی و یا جوزایی. شهاب هایی (مطلب شماره 7) که در اواخر مرداد ماه آسمان را به تسخیر خود در آورده اند، از نقطه ای در صورت فلکی برساوش می آیند و از اینرو این بارش را برساوشی می خوانند که در حدود دو هفته ای نیز به طول می انجامد.
اما پیش بینی وقوع بارش های شهابی، همانند بازگشت سینه سرخ ها زیاد قابل اعتماد نیست. بله؛ بارشها هر ساله در همان تاریخ و در همان نقطه از آسمان رخ می دهد، اما ممکن است تا چندین سال تعداد شهاب ها بسیار اندک باشد و بنابراین ستاره شناسان در پیش بینی آمار شهابها (ZHR) گیج شوند. ستاره شناسان اما گاه می توانند برخی بارش های مهیج را پیش بینی کنند. برای مثال بارش شهابی شلیاقی که هر ساله در شب های اول و دوم اردیبهشت ماه بوقوع می پیوندد و آنچنان نیز قابل توجه نیست، هر 415 سال، شگفتی ساز می شود. با این حساب نزدیکترین آتش بازی شلیاقی در سال 2276 بوقوع خواهد پیوست. ستاره شناسان این بارش را در ارتباط با دنباله داری می دانند که هر 415 سال یکبار در آسمان ظاهر می شود. اوج دیگر بارش های شهابی نیز وابسته به بازگشت دنباله دارهای دیگری است که در آسمان ظاهر می شوند.

تصویری از سحابی سیاره نمای (مطلب شماره 44) هلیکس از پشت تلسکوپ که بصورت کاملاً اتفاقی شهابی نیز از میان آن عبور کرده است. محل وقوع شهاب در حدود 50 کیلومتر از ما فاصله دارد؛ در حالیکه سحابی هلیکس 700 تریلیون کیلومتر دورتر قرار گرقته است! - عکس از: Greg Selleck

پیش از این گفتیم که دنباله دارها در مدارهایی U شکل خورشید را دور می زنند و در مسیر خود دنباله ای از ذرات ریز و میکروسکوپی را به جای می گذارند که هر گاه مدار زمین از مسیر این ذرات عبور کند، بارش های شهابی رخ می دهد. ستاره شناسان می توانند زمان وقوع بسیاری از بارش ها را پیش بینی کنند؛ اما نه همه آنها را. هفته آینده و یا سال آینده ممکن است دنباله داری ظاهر شود که مسیر جدیدی از ذرات ریز را در فضا باقی گذارد و اینچنین بارش جدیدی را بوجود آورد که پیش از آن وجود نداشته است.
شاید معروفترین دنباله دار برای عموم، دنباله دار هالی باشد (مطلب شماره 26) که هر 76 سال یکبار به ملاقات ما می آید. این دنباله دار در مسیرش به دور خورشید، در دو نقطه مدار زمین را قطع می کند. هنگامی که زمین به این نقاط از مدارش برسد، بارش شهابی خاصی رخ می دهد. یکی از آنها در اوایل اردیبهشت ماه رخ می دهد که بارش شهابی اتا-دلوی را موجب می شود و دیگری در اواخر مهر ماه که آن را بصورت بارش شهابی جباری می بینیم. پس پیش بینی زمان وقوع این بارش ها وابسته به اطلاعات ما از زمان تلاقی مدار زمین با مسیر ذرات باقیمانده از حرکت دنباله دارهای مادرشان است.

***

خورشید، چگونه ستاره ای است؟

27 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 137)
همانطور که احتمالاً می دانید، خورشید ما یک ستاره است؛ نزدیکترین و آشناترین ستاره با ما، اما هر چه باشد یک ستاره است. در وسعت این جهان که با تعداد بیشماری از ستارگان پر شده است، ستاره شناسان قادرند نمونه های مختلف ستارگان در شکل ها، ابعاد، ترکیب شیمیایی و سنین مختلفی را مشاهده کنند. 

خورشید؛ مادر منظومه شمسی ما، با اختصاص 99.8 درصد از جرم منظومه شمسی به خود، بالاترین جایگاه را از حیث اهمیت در میان اعضای منظومه شمسی داراست. عکس از : احسان سنایی

بر اساس سیستم طبقه بندی آنها، خورشید یک ستاره کوتوله زرد است. این گروه از ستارگان نسبتاً کوچکند و در حدود 80% تا 100% خورشید، جرم دارند. پس خورشید در صدر ستارگان این گروه قرار دارد. خورشید را رسماً در زبان علم یک ستاره G V می نامند. ستارگان این رده دمای سطحی در حدود 5600 تا 6300 درجه سانتیگراد دارند و با تبدیل هیدروژن به هلیوم، انرژیشان را تولید می کنند. آنها عموماً در حدود 10 میلیارد سال نیز عمر می کنند.
اما هنوز به پاسخ کامل این سؤال نرسیده ایم؛ چراکه ستارگان G V، خود نیز چندین دسته اند. برخی جوانند، برخی در میانه حیات خود به سر می برند و برخی نیز به پایان عمر خود نزدیک شده اند. خورشید ما در میانه حیاتش است؛ سنی که به آن "رشته اصلی" گفته می شود. خورشید در حدود 4.3 میلیارد سال عمر کرده است و احتمالاً 7 میلیارد سال دیگر نیز عمر خواهد کرد. پس از آن متورم شده و به یک غول سرخ بدل می شود که در نهایت به بصورت یک کوتوله سفید (مطلب شماره 19) در خود فرومی ریزد.
خورشید همچنین به جمعیتِ یک ستارگان (Population-I stars) تعلق دارد که شامل ستارگانی با درصد فراوانی بیشتری از عناصر سنگینتر از هیدروژن و هلیوم در ساختار خودند. نخستین ستارگان کیهان، از هیدروژن و هلیوم خالص تشکیل شده بودند که به جمعیت سه موسومند. این ستارگان در انفجارهای ابرنواختری به عمر خود پایان دادند و در این فرآیند، عناصر سبکتر به هم پیوند خورده و عناصر سنگینتر و سنگینتر بوجود آمدند. عناصر سنگین موجود در خورشید ما، همان عناصری است که با مرگ نسل پیشین ستارگان تولید شد. آلفا-قنطورس (نزدیکترین ستاره به خورشید)، تاو-نهنگ و 51-فرس اعظم، نمونه های دیگری از ستارگان کوتوله زردند.
پس در یک پاسخ کوتاه می توان گفت که خورشید، یک ستاره کوتوله زرد، از جمعیت یک و نیز در فاز رشته اصلی است. 

منبع : Universetoday

***

پرچم بر روی ماه

26 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 136)
زمانیکه فضانوردان آپولو (مطلب شماره 53) برای نخستین بار بر سطح ماه فرود آمدند، اشیائی را برای همیشه در آنجا قرار دادند تا برای ابد به یادگار بماند. این اشیا شامل یک پلاک فلزی، مشخصات هر مأموریت و یک پرچم ایالات متحده بود. اگر شما تصاویر و یا فیلم های پرچم آمریکا را بر روی ماه دیده باشید، شاید چند سؤال برایتان پیش بیاید. 

تصویری از یوجین سرنان، فرمانده مأموریت آپولو-17 (آخرین مأموریت سرنشین دار به ماه) در کنار پرچم ایالات متحده. عکس از : آرشیو پروژه آپولو / ناسا

چرا پرچم در آنجا راست ایستاده است و به سمت پایین خم نمی شود؟ در روی زمین، پرچم ها بدلیل نیروی باد دچار تغییر شکل می شوند و مسلماً بر روی ماه باد وجود ندارد؛ پس چه چیزی پرچم را ایستاده نگه داشته است؟ جواب، بسیار ساده است. میله نگه دارنده ای در ضلع بالای پرچم وجود دارد که پرچم را منسجم نگه داشته و در نتیجه به وجود باد نیز نیازی نیست.
چه چیزی پرچم را همینطور چروکیده نگه داشته است؛ زمانیکه در آنجا بادی وجود ندارد؟ ممکن است فیلم هایی از پرچم های روی ماه دیده باشید که در آنها پرچم به جلو و عقب حرکت می کند. این تنها زمانی اتفاق می افتد که فضانوردان در حال کاشتن پرچم درون خاک ماه هستند (مطلب شماره 20). در آنجا نه بادی وجود دارد که پرچم را به حرکت و نوسان وادارد و نه بادی که آن را از حرکت بازایستاند. زمانیکه فضانوردان پرچم را نصب کردند، نیروی های جانبی را به آن وارد آورده اند. حتی بدون وجود نیروی مقاومت باد که در روی زمین وجود دارد، پرچم می تواند چندین بار پیش از آرام گرفتن، حرکت به پیش و پس را تجربه کند و این دلیل آن چیزی است که بر روی ماه می بینیم؛ با وجود آنکه در آنجا نیروی باد وجود ندارد. 

صحنه دیگری نیز وجود دارد که در آن پرچم دچار تغییر شکل می شود؛ زمانیکه محموله ماه نشین از سطح ماه بر می خیزد. در چنین وضعیتی، خروجی موشک های پیشران ماه نشین به پرچم ضربه شدیدی وارد می آورند و آن را دچار تغییر شکل می کنند. در مورد آپولو-11 (مطلب شماره 77)، خروجی موشک آنچنان فشاری را به پرچم وارد آورد که آن را کاملاً از جایش کَند و به سمتی پرتاب کرد. در مأموریت های بعدی، پرچم در فاصله دورتری از محل برخاستن ماه نشین قرار داده شد.
آیا می توانیم پرچم را با یک تلسکوپ عظیم از روی زمین ببینیم؛ یا حتی با استفاده از تلسکوپ هابل (مطلب شماره 25)؟ اگرچه امروزه تلسکوپ های فوق العاده قدرتمندی وجود دارد (مطلب شماره 15)، آنها آنچنان قدرت بزرگنمایی ندارند تا چیزی به ابعاد یک پرچم را بر سطح ماه تشخیص دهند. پرچم، تنها 1 متر عرض دارد و در واقع شما نیاز به تلسکوپی با قطر دهانه 200 متر خواهید داشت که بتوانید اجسامی با این ابعاد را از زمین و در آن فاصله تشخیص دهید و این درحالیست که بزرگترین تلسکوپ ساخته شده تاکنون قطری در حدود 11 متر دارد! مأموریت های آتی سفر به ماه قادرند اجسامی به ابعاد یک پرچم را روی آن تشخیص دهند.
آیا این پرچم نشانه تسخیر ماه توسط آمریکاست؟ خیر؛ ماه نمی تواند توسط هیچ کس تسخیر شود. ناسا تنها باین دلیل چنین پرچم هایی را در سطح ماه مستقر کرد که یادبودی برای سفر فضانوردان آمریکایی در اواخر دهه 60 و اوایل دهه 70 میلادی به آنجا باشد؛ نه اینکه ادعای تسخیر ماه را کرده باشد. 

منبع : Universetoday

***

کوچکترین ستاره چیست؟

25 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 135)
بزرگترین ستارگان کیهان، هیولاهای ابرغول سرخند که طبق محاسبات ابعادی در حدود 1500 برابر خورشید دارند. اما کوچکترین ستارگان کیهان چیستند؟

تصویری شماتیک از مقایسه ابعادی سیاره مشتری (راست)؛ خورشید (چپ) و ستاره OGLE-TR-122b، کوچکترین ستاره کشف شده. همانطور که پیداست، تفاوت ابعاد کوچترین ستاره کشف شده و مشتری زیاد محسوس نیست

این کوچکترین ستارگان، کوتوله های سرخند. ستارگانی با جرمی در حدود 50% جرم خورشید و حتی کمتر. در حقیقت کم جرم ترین کوتوله های سرخ، در حدود 7.5% خورشید جرم دارند. حتی در این ابعاد بسیار ریز (بر اساس معیارهای اخترشناسی)، این ستارگان دما و فشار کافی را در هسته اشان دارند تا واکنش های گرماهسته ای بوقوع بپیوندد. یک نمونه از کوتوله های سرخ، نزدیکترین ستاره به زمین؛ یعنی ستاره پروکسیما-قنطورس است که تنها در فاصله 4.2 سال نوری از ما واقع شده است (مطلب شماره 66). پروکسیما-قنطورس، در حدود 12% خورشید جرم دارد و تخمین زده می شود تا ابعادش 14.5% خورشید باشد. قطر این ستاره در حدود 200,000 کیلومتر است و فقط در مقام مقایسه، بایستی گفت که قطر مشتری (بزرگترین سیاره منظومه شمسی)، 143,000 کیلومتر است که با این حساب پروکسیما-قنطورس تنها اندکی از مشتری بزرگتر است.  
اما حتی این ستاره نیز کوچترین ستاره کشف شده تاکنون نیست.
کوچکترین ستاره ای که تا به حال کشف گردیده، OGLE-TR-122b نام دارد که کوتوله ای سرخ و عضو یک سیستم ستاره ای دوتایی است. این، کوچکترین کوتوله سرخی است که شعاع آن به دقت مورد اندازه گیری قرار گرفته است؛ تنها 0.12 شعاع خورشید که می شود در حدود 167,000 کیلومتر! این یعنی تنها 20% بزرگتر از مشتری و شاید برایتان عجیب باشد که با وجود این قرابت ابعاد با سیاره مشتری، این کوتوله سرخ در حدود 100 بار پرجرم تر از مشتری است. و این، کوچکترین ستاره کشف شده است. اما مطمئناً ستارگان کوچکتر دیگری نیز وجود دارند. کوچکترین جرم نظری برای یک ستاره که بتواند واکنش های گرماهسته ای را در درون خود آغاز کند، 0.07 یا 0.08 جرم خورشید است که به این ترتیب بایستی ستارگان کوچکتری نیز وجود داشته باشند. 

منبع : Universetoday

***

کهکشان های بیضوی چیستند؟

24 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 134)
کهکشان راه شیری ما (مطلب شماره 98) بعنوان یک کهکشان مارپیچی تقسیم بندی می شود (مطلب شماره 96). اما این تنها یکی از چندین شاخه در تقسیم بندی کهکشان هاست. یکی از رایج ترین انواع کهکشان ها، کهکشان های بیضوی اند که دلیل نام گذاری آنها شکل بیضی گون و تخم مرغی شکل و نیز ظاهر نرم و تقریباً بدون عارضه اشان است. 

تصویری از تعدادی از کهکشان های بیضوی در خوشه سنبله (توده های محو زرد رنگ). بزرگترین کهکشانی که تقریباً در میانه تصویر جای گرفته است؛ کهکشان M87، بزرگترین کهکشان بیضوی شناخته شده در کیهان است

کهکشان های بیضوی معمولاً بزرگند و صدها میلیون تا تریلیون ها ستاره را در خود جای داده اند. بزرگترین کهکشان های جهان، از نوع کهکشان های بیضوی اند. آنها در نتیجه برخوردهای متعدد مابین کهکشان های کوچکتر پدید آمده اند و در جریان تمامی این برخوردهاست که ساختارهای مارپیچی ظریفی که در کهکشان خودمان نیز آنها را می بینیم از میان رفته اند. آنها معمولاً پیرند و نسبت به دیگر کهکشان ها (همانند کهکشان خودمان) قرمزتر به نظر می رسند و این به دلیل وجود مقادیر زیاد ستارگان پیر و قرمز (مطلب شماره 64) و نیز پایین بودن نرخ ستاره سازی در این کهکشان هاست. تمامی گاز و غبار (مطلب شماره 104) در گذشته مصرف شده است و امروزه تنها ستارگان پیر و سرخ رنگ باقی مانده اند. بیضوی ها همچنین مقادیر بسیار زیادی از خوشه های کروی (مطلب شماره 36) را نیز درون خود جای داده اند.
کهکشان های بیضوی معمولاً در سخت ترین مناطق کیهان یافت می شوند، مانند قلب خوشه های کهکشانی و نیز در گروه های فشرده کهکشانی. در این مناطق، کهکشان های بیضوی حیات شتابانی را با برخوردهای زیاد و نیز دوره هایی از ستاره سازی سپری می کنند. این برخوردها و ادغام های مداوم، به ابعاد آنها می افزاید و تمامی گاز موجود برای فرآیند ستاره سازی را مصرف می کند. کوچکترین کهکشان های کوتوله بیضوی، چندان بزرگتر از خوشه های کروی نیستند و در حدود 10 میلیون ستاره را در خود جای داده اند. بزرگترین کهکشان های بیضوی نیز در حدود 10 تریلیون ستاره دارند و بزرگترین کهکشان بیضوی شناخته شده در کیهان، کهکشان M87 (هشتاد و هفتمین جرم از فهرست مسیه (مطلب شماره 43)) می باشد.

منبع : Universetoday

***

آیا تعداد فصول در دیگر سیارات نیز مشابه زمین است؟

23 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 133)
هر سیاره ای در منظومه شمسی ما فصل ها را تجربه می کند و در مطلب شماره 100، به توضیح تفصیلی این مطلب پرداختیم. زمین، چهار فصل دارد. بسیاری از سیارات دیگر نیز اینچنیند؛ آنها زمستان، بهار، تابستان و پاییز دارند؛ اما تنها نام این چهار فصل در این سیارات و در زمین مشابه است! فصل ها در هر سیاره متفاوت است. 

تصویر ماهواره ای از ذوب یخ های دی اکسید کربن در عرض های جغرافیایی قطبی سیاره مریخ با فرارسیدن فصل بهار مریخی؛ مناطق ذوب شده بصورت نوار سیاه زنگی به دور دو توده یخی موجود در تصویر قابل مشاهده اند. عکس از : مدار گرد MRO سازمان فضایی آمریکا؛ به پیشنهاد احسان سنایی

در زهره، فصل ها کوتاه است؛ در زحل هر فصل در حدود 7 سال زمینی به طول می انجامد و بر روی عطارد نخواهید توانست حتی بگویید که کی یک فصل به اتمام می رسد و فصل دیگری آغاز می شود! اجرامی چون پلوتو نیز آنچنان دورند که نمی توان اطلاعات چندانی را راجع به تغییرات فصول در آنها به دست آورد. همانطور که در مطالب پیشین نیز به آن اشاره شد، علت ایجاد فصل ها در دو فاکتور نهفته است: انحراف محوری سیاره و اختلاف فاصله مداری از خورشید (خروج از مرکز مدار). مدار زمین به دور خورشید تقریباً مدور است و فاکتور خروج از مرکز مداری، تأثیر اندکی بر فصول زمینی دارد. سیاراتی همچون زهره و مشتری انحراف محوری بسیار اندکی تقریباً به اندازه 3 درجه دارند که در مقایسه با انحراف زمین که در حدود 23.5 درجه است، اندک می نماید؛ بنابراین تغییرات فصلی در چنین سیاراتی بسیار نامحسوس است. بهار و پاییز در زهره تفاوت چندانی ندارند. در حقیقت بدلیل وجود جو بسیار ضخیم و سوزان سیاره زهره و حکمفرمایی مطلق پدیده گلخانه ای، دمای متوسط این سیاره تقریباً همیشه ثابت بوده و در حدود 480 درجه سانتیگراد است (مطلب شماره 45). با این حساب زمستان زهره نیز آنچنان سرد نیست !
از طرفی سیاره مریخ تغییرات فصلی بسیار محسوسی دارد. مدار این سیاره در نزدیکترین و دورترین حالت خود نسبت به خورشید، در حدود 4 میلیون و 200 هزار کیلومتر اختلاف دارد که بسیار زیاد است. این خروج از مرکز مداری زیاد و نیز انحراف محوری 25 درجه ای خود سیاره، باعث می شود تا تغییرات فصلی در مریخ بسیار شدید باشد که از شرایط اقلیمی جنوبگان در زمین نیز متغیرتر است. 

تغییر شکل کلاهک یخی قطب شمال مریخ در تابستان و زمستان این سیاره. عکس از : ناسا

از طرف دیگر در سیاره اورانوس شرایط کاملاً تفاوت دارد. در مطلب شماره 55، به شرایط خاص فصلی در این سیاره اشاره کردیم و گفتیم که هر چند می توان چهار فصل را برای اورانوس در نظر گرفت اما تقریباً هر سال در اورانوس شامل دو فصل کاملاً متفاوت است. در عطارد نیز شرایط کاملاً گیج کننده است! در برخی عرض های جغرافیایی این سیاره اگر بایستید، در آغاز یک روز، خورشید را خواهید دید که آرام آرام از افق طلوع می کند و همچنان که به سمت سقف آسمان پیش می رود، بر قطر ظاهری اش در آسمان افزوده می شود. وقتی که خورشید به بالاترین ارتفاعش در آسمان رسید، به ناگاه می ایستد؛ و دوباره همچنان که از قطر ظاهری اش کاسته می شود به سمت افق باز میگردد اما این بار غروب نمی کند بلکه دوباره جهت حرکت معکوس می شود و دوباره خورشید به حرکت اولیه اش تا غروب ادامه می دهد. در این سیاره، ستارگان در آسمان 3 بار سریعتر از خورشید حرکت می کنند! و این تنها داستان یک روز در یکی از نقاط این سیاره است. در دیگر نقاط عطارد نیز هر چند پدیده های جالب توجهی را خواهید دید، اما به همان اندازه برایتان تعجب برانگیزند!
حال به بررسی دقیق طول هر فصل در سیارات زیر می پردازیم (بر حسب روز، ماه و سال زمینی) :

زهره : 55 تا 58 روز
زمین : 90 تا 93 روز
مریخ : 7 ماه
مشتری : 3 سال
زحل : تقریباً 7 سال
اورانوس : تقریباً 20 سال
نپتون : بیش از 40 سال

منبع : ناسا

***

آیا تولد و مرگ ستارگان را می توان با چشمان غیرمسلح دید ؟

22 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 132)
در مطلب شماره 113 گفتیم که ستارگان می میرند و مرگشان نیز تا حدودی قابل پیش بینی است. بدون شک مطالعات دانشمندان بر روی سیر تحول حیات ستارگان و نیز دانسته هایی که تاکنون در این حوزه در اختیار داریم؛ به کمک ابزارها و ادوات پیچیده اخترشناسی همچون تلسکوپ های مادون قرمز، پرتو ایکس و رادیویی و یا طیف سنج ها صورت پذیرفته است. اما برای پاسخ به سؤال این مطلب بایستی گفت که چشمان غیرمسلح ما نیز برخی اوقات قادرند برخی رویدادهای عظیم کیهانی را که در ارتباط با تولد و مرگ ستارگانند را براحتی مشاهده کنند. 

سنگ نگاره ای در مکزیک که توسط اقوام آنسازی 955 سال پیش طرح شده است. ستاره پرنوری که در این تصویر در کنار هلال ماه مشاهده می شود، در حقیقت همان ستاره میهمانی است که چینیان باستان برای نخستین بار آن را ثبت کردند و امروز می دانیم که در حقیقت آنها مرگ یک ستاره پرجرم را دیده اند نه تولد یک ستاره را

صبحگاه روز چهارم ژولای سال 1054 میلادی، یانگ وی ته، منجم دربار چین باستان کشف حیرت آوری را انجام داد. درست چند دقیقه پیش از طلوع آفتاب، جرم آسمانی فوق العاده درخشان و جدیدی در افق شرق آرام آرام طلوع کرد. او این جرم را "ستاره میهمان" نامید و طبق گزارشات وی درخشندگی آن حتی از سیاره زهره نیز بیشتر بود (مطلب شماره 9) و درخشنده تر از هر ستاره دیگری در آسمان شب دیده می شد؛ آنچنان پرنور که در نخستین ماه ظهورش حتی در پهنه آسمان روز نیز براحتی قابل تشخیص بود. مناطق دیگری از زمین همچون مردمان قسطنطنیه و اقوام آنسازی در مکزیک نیز این پدیده را گزارش کردند. طبق این گزارشات، ستاره میهمان بعد از 21 ماه به کلی در آسمان محو شد. 

این تصویر، تصویری ترکیبی از تلسکوپ های فضایی هابل، اسپیتزر و چاندرا است که بقایای حاصل از مرگ همان ستاره ای را نشان می دهد که در سال 1054 میلادی، مردمان باستان به آسانی انفجار آن را از زمین با چشمان خود رصد کردند

امروزه می دانیم که این ستاره میهمان در واقع نمایانگر یکی از نادرترین پدیده های کیهانی بود؛ مرگ ستاره ای پرجرم. مشابه این پدیده در سالهای  1573 و 1604، به ترتیب توسط تیکوبراهه (اخترشناس بنام دانمارکی) و یوهانس کپلر (اخترشناس آلمانی و شاگرد تیکوبراهه) مشاهده گردید. تیکوبراهه، نام این ستاره را De Stella Nova نامید که در زبان لاتین بمعنای "ستاره جدید" است. اما در حقیقت آنها نه تولد یک ستاره که مرگ آن را مشاهده می کردند. از میان پدیده هایی که با تولد و مرگ ستارگان در ارتباطند، تنها مرگ ستارگان پرجرم است که از چشمگیرترین و دلفریب ترین پدیده هایی است که حتی با چشم غیرمسلح نیز به آسانی قابل مشاهده است.
مرگ ستارگان کم جرمی مانند خورشید با انفجارهای مهیب همراه نیست تا آتش بازی کیهانی بزرگی را در واپسین لحظات عمر خود به نمایش بگذارند و در حقیقت پروسه مرگ ستارگان سبک وزن و میان وزن، چندین سال و به آرامی صورت می پذیرد. از طرفی نخستین مراحل تولد ستارگان نیز نه تنها با چشم غیر مسلح قابل مشاهده نیست که حتی از چشم عظیم ترین تلسکوپ های نور مرئی جهان (مطلب شماره 15) نیز پوشیده است. در حقیقت تولد ستارگان را بایستی با چشمان مادون قرمز مشاهده کرد. زمانیکه یک ستاره متولد می شود، در ابتدا در پیله ای از غبار میان ستاره ای (مطلب شماره 104) قرار دارد. این پیله، نور تولید شده توسط ستاره نوباوه را آنچنان جذب و دوباره منتشر می کند که عملاً ستاره در طول موج های مرئی طیف قابل مشاهده نیست و همچون لکه سیاهی که همان پیله باشد مشاهده می شود. اما با استفاده از طول موج مادون قرمز به آسانی می توان به وجود ستاره تازه تشکیل یافته پی برد. لازم به ذکر است پس از آغاز واکنش های گرما هسته ای درون ستاره جدید، این غبار آرام آرام از ستاره دور می شود و در نهایت آنزمان است که ستاره را می توان در نور مرئی مشاهده کرد. 

دو تصویر در طول موج های مرئی (راست) و مادن قرمز (چپ) از گروهی از ستارگان نوباوه در سحابی جبار. همانگونه که مشهود است در نور مرئی حتی یک تلسکوپ مرئی عظیم الجثه و حساس نیز نمی تواند ستارگان جدید را تشخیص دهد؛ در حالیکه یک تلسکوپ مادون قرمز با نفوذ در پیله غباری ستاره، چنین قابلیتی را دارد

در عین حال در برخی موارد نادر می توان بصورت غیرمستقیم ستارگان نوباوه را با چشم غیرمسلح دید. این ستارگان در سالهای نخستین عمر خود، تابش ماورای بنفش شدیدی را از خود ساطع می کنند که این تابش پس از برخورد با گازهای اطراف ستاره که روزگاری ستاره از آنها تشکیل شد؛ آنها را به درخشش وا می دارد. برخی از این سحابی های درخشنده را می توان با چشم غیرمسلح مشاهده کرد؛ همانند سحابی جبار، سحابی عنکبوت (در نیمکره جنوبی آسمان) و سحابی مرداب. 

ستاره ای که با فلش مشخص شده است، در واقع یک ستاره نیست بلکه سحابی جبار است که بواسطه نور ستارگان نوباوه، با نور محو شیری رنگی می درخشد و با چشمان غیرمسلح به آسانی قابل تشخیص است. عکس از : احسان سنایی

پس نتیجه آنکه با چشم غیر مسلح تنها می توان مرگ ستارگان پرجرم (که وقوع آن بسیار بسیار نادر است؛ چیزی در حدود 5 انفجار در هر قرن) و نشانه های غیرمستقیمی از تولد ستارگان را مشاهده کرد.
البته بایستی دانست که تولد و مرگ ستارگان، در برابر طول عمر کوتاه یک انسان، بسیار پدیده های نادری است. از سال 1604 تاکنون هیچ ستاره سنگین وزنی در کهکشان ما از بین نرفته است. تولد یک ستاره نیز در بازه های زمانی چندین هزار ساله به مراحل نهایی خود نزدیک می شود که آرام آرام قابل مشاهده است و مطمئناً مشاهده چنین امری با چشمان غیرمسلح و در مدت زمان عمر یک انسان عادی ممکن نیست. آنچه که امروز از آن بعنوان ستارگان نوباوه یاد می کنیم، ستارگانی هستند که پس از گذشت میلیون ها سال، بتازگی فرآیندهای گرماهسته ای را که قلب تپنده یک ستاره محسوب می شود در درون خود آغاز کرده اند.

***

عاقبت زمین چه خواهد بود؟

21 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 131)
بشریت ممکن است از راه های بسیار متفاوتی نابود شود. ممکن است خودمان را با جنگ هسته ای از میان ببریم و یا بواسطه شیوع یک بیماری مسری و فراگیر جان خود را از دست بدهیم. مانند تمامی گونه های موجود بر روی زمین، ما در نهایت خواهیم رفت. اما حیات باقی خواهد ماند و به تحول خود در فرم های جدیدتر و جذاب تر ادامه خواهد داد. اما حتی زمین نیز برای همیشه باقی نخواهد ماند. در نهایت سیاره ما نیز به پایان عمر خود می رسد. پس؛ چگونه زمین خواهد مرد؟ همانگونه که در مطلب شماره 115 گفتیم، این بستگی به آن دارد که عمر خورشید کی به پایان می رسد.   

خورشید در نهایت در لباس یک غول سرخ؛ مقادیر عظیمی از جرم خود را به شکل بادهای عظیم خورشیدی از دست خواهد داد و در نهایت زمین را در کام آتشین خود فرو خواهد برد؛ عکس از : Universetoday

خورشید هم اکنون یک ستاره خوشحال و معمولی است، اما زمانیکه تقریباً به پایان عمر خود نزدیک می شود؛ یعنی در حدود 7.5 میلیارد سال آینده، شروع به متورم شدن خواهد کرد و در این حالت به آن فاز غول سرخ (Red giant) می گوییم. ابعاد آن به قدری افزایش می یابد که مدار سیارات درونی یعنی عطارد و زهره را خواهد بلعید. همچنان که خورشید بزرگ و بزرگتر می شود، بادهای وحشی را از خود آزاد خواهد کرد که بادهای خورشیدی کنونی در مقابل آن کوتوله ای بیش محسوب نمی شوند. بواسطه این بادها، خورشید بخش وسیعی از جرم خود را از دست می دهد و همین کاهش جرم باعث می شود تا آرام آرام بر شعاع مدار سیارات افزوده شود. دانشمندان اینگونه می اندیشند که عقب رفتن مدار سیارات در واقع زمین را از نابودی نگه خواهد داشت؛ یعنی به جای اینکه زمین در نهایت اسیر شعله های سوزان خورشید شود، همچنان به گردش به دور آن ادامه خواهد داد و همواره یک قدم دورتر از خورشید در حال تورم قرار خواهد داشت. 

آخرین مناظر از زمین احتمالاً چنین شکلی خواهد داشت؛ سرزمینی سوخته و گدازان و خورشیدی که نیمی از آسمان را به تسخیر سیمای سرخ فام خود در آورده است

اگرچه مدار زمین بزرگ و بزرگتر خواهد شد؛ اما به آن اندازه این افزایش شعاع مدار سریع نیست تا از سرعت تورم خورشید سبقت بگیرد. سرانجام، چیزی در حدود 7.5 میلیارد سال از امروز، عمر زمین به انتها خواهد رسید و همانند زهره و عطارد همچون لقمه ای کوچک در درون خورشید در حال مرگ محو خواهد شد. تا آنزمان امید است تا بشریت به نقاط دورتر منظومه شمسی نقل مکان کرده باشد چراکه در آنزمان خورشید بزرگ شده و آب در نقاط دورتر منظومه نیز بصورت مایع در خواهد آمد؛ جایی در حوالی کمربند کوئیپر* و پلوتو. تصور کنید در آنزمان در یکی از سواحل پلوتو به خورشید در حال مرگ می نگرید !

* - کمربند کوئیپر، کمربندی از خرده سنگ ها و یخ هاست که در فاصله ای بسیار دور از خورشید در حال گردش به دور آن است. پلوتو از بزرگترین اجرام کمربند کوئیپر محسوب می شود و در سالهای اخیر اعضای بزرگتری از آن نیز همانند اریس، سدنا و گزنا کشف شده اند.

منبع : Universetoday

***

انفجارهای پرتو گاما چیستند؟

20 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 130)
در ماه می سال 1969، ایالات متحده اقدام به پرتاب ماهواره دوقلویی موسوم به Vela 5A/B نمود. این ماهواره در بحبوحه جنگ سرد، با ردگیری پرتوهای گامای ساطع شده از سمت زمین، به دنبال کشف تست های مخفی جنگ افزارهای هسته ای از سوی کشورهای شوروی و چین بود که گمان می رفت حتی ممکن است با نقض پیمان منع گسترش سلاح های هسته ای؛ چنین آزمایشاتی را در فضا و جو زمین نیز انجام دهند. مدت کوتاهی پس از آغاز ماموریت Vela 5A/B، در کمال شگفتی متخصصان، درخشش های شدیدی از پرتوهای گاما را نه از سمت زمین، که از سمت فضا مشاهده کردند! در طول چهار سال، 25 عدد از این درخشش های ناگهانی مشاهده شد و این اطلاعات محرمانه در این مدت تنها در اختیار ارتش ایالات متحده قرار داشت؛ تا اینکه محاسبات مربوط به فاصله آنها نشان داد که این منابع مرموز پرتو گاما، در ماورای مدار ماه قرار دارند و جامعه نجومی از وجود این پدیده ها باخبر شدند.

تصویری از یک انفجار پرتو گاما که در روز 19 مارس سال 2008 توسط ماهواره Swift کشف گردید. در این روز یک انفجار پرتو گامای دیگر نیز از یک سوی دیگر آسمان مشاهده شده بود؛ عکس از : ناسا

بعدها این پدیده های جذاب نجومی به انفجارهای پرتو گاما (GRB) معروف شدند. GRB ها، انفجارهای پرتو گامای فوق العاده سریع و کوتاه دوره ای هستند که تقریباً ماهواره های مجهز به حسگرهای پرتو گاما، بطور متوسط روزانه وقوع حداقل یکی از آنها را در سرتاسر آسمان گزارش می کنند. دوره این انفجارها از چند هزارم ثانیه تا چندین دقیقه گزارش شده است.تلسکوپ پرتو گامای کامپتون، نقشه جامعی را از چگونگی توزیع این انفجارها در مدت زمان فعالیتش در سرتاسر آسمان تهیه کرد. تراکم خاصی در هیچ نقطه ای از این نقشه دیده نمی شود. اگر این منابع درون کهکشان ما قرار داشتند، اکثر آنها را می بایست در جهت بازوهای راه شیری مشاهده کرد؛ اما در این مورد چنین تراکمی مشاهده نشد؛ پس GRB ها منشأ فراکهکشانی دارند.
انرژی آزاد شده در حین وقوع انفجار پرتو گامای GRB 971214 برای مثال معادل
10,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000 وات بود ! این انرژی سرسام آور که تنها در مدت 50 ثانیه در فضا انتشار یافت، تقریباً مساوی با کل انرژی ساطع شده از کهکشان راه شیری در مدت دو قرن است! محاسبات، قطر منبع این انفجار را تنها در حدود 30 کیلومتر می دانند؛ با این حساب می توان GRB ها را در ارتباط مستقیم با دو مورد از عجیب ترین اجرام آسمانی دانست؛ یعنی: سیاهچاله ها و ستاره های نوترونی که ابعادی بیش از این ندارند.
در مطلب شماره 28 در ارتباط با سیاهچاله ها توضیحاتی را ارائه کردیم. ستاره های نوترونی نیز بقایای حاصل از مرگ ستارگانی با جرمی در حدود 8 تا 50 برابر جرم خورشید هستند. فشار رمبش هسته در این اجرام آنچنان زیاد بوده که پروتون ها و الکترون های اتم های سازنده آنها، آنقدر به هم نزدیک شده اند که سرانجام به هم پیوسته و یک نوترون را تشکیل داده اند و سراسر هسته باقیمانده از ستاره مرده، تبدیل به یک توپ نوترونی فوق العاده چگال شده است؛ آنقدر چگال که وزن یک قوطی کبریت از مواد سازنده یک ستاره نوترونی، از وزن کل انسانهای روی زمین بیشتر است !

تصویری خیالی از ماهواره Swift؛ ماهواره ای که با هدف کشف و ردگیری انفجارهای پرتو گاما راهی فضا شد و همچنان نیز به فعالیت مشغول است (اردیبهشت 1388)

دانشمندان حدس می زنند اگرچنانچه دو ستاره نوترونی و یا دو سیاهچاله حول یکدیگر در چرخش باشند؛ آرام آرام از سرعتشان کاسته می شود و به یکدیگر نزدیک می شوند، تا سرانجام به همدیگر برخورد کرده و در انفجاری مهیب، ادغام شوند؛ این انفجار را ما بصورت یک GRB مشاهده می کنیم. البته این یک فرضیه است و فرضیات دیگری نیز ارائه شده است که تاکنون هیچ کدام به اثبات نرسیده اند.  GRB ها در فواصل بسیار زیاد از ما قرار دارند؛ برای مثال انفجار GRB 970508، در فاصله 8 میلیارد سال نوری از زمین رخ داد و فاصله انفجار GRB971214 در حدود 11 میلیارد سال نوری از ما تخمین زده شد. دورترین جرمی که تاکنون در کیهان ما رصد شده است، انفجار پرتو گامایی موسوم به GRB090423 بود که در ماه آوریل سال 2009 میلادی توسط فضاپیمای Swift مشاهده شد. فاصله این انفجار از ما در حدود 13.1 میلیارد سال نوری بود؛ یعنی 95% فاصله تا مرز جهان قابل رؤیت (مطلب شماره 110). 

دورترین جسم مشاهده شده در کیهان تاکنون که یک انفجار از نوع پرتو گاما بود و در ساعت 10:55 روز 19 آوریل 2009 توسط ماهواره Swift مشاهده شد. فاصله این نقطه کوچک که با دایره مشخص شده است از ما، 13.1 میلیارد سال نوری است؛ یعنی آنچه می بینید 13.1 میلیارد سال پیش رخ داده است و ما هم اکنون آن را می بینیم. عکس از : ناسا

GRB ها، از مرموزترین پدیده های کیهانند که تاکنون تلاش های بسیاری برای پی بردن به راز وقوع و تحول آنها صورت پذیرفته است که نمونه بارز آن، پرتاب ماهواره Swift به فضاست. این ماهواره در مدت بسیار کوتاهی قادر است یک انفجار پرتو گاما را از هر نقطه از آسمان تشخیص دهد و پس از تعییر جهت خود، به مطالعه آن بپردازد. با وجود این، هنوز راه زیادی در پیش است تا این پدیده های سر به مهر خلقت را بشناسیم. 

***

آیا مناطق کاملاً تاریک در جهان وجود دارد؟

19 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 129)
همه ما تجربه حضور در تاریکی مطلق را داریم. دلیل این تاریکی هر چه که باشد، وجود نوعی مانع برای نور است. برای مثال در یک اتاق کاملاً تاریک، وجود دیوارها، سقف و کف اتاق است که از ورود نور جلوگیری می کند؛ در حالیکه نور وجود دارد. در عین حال بسیاری از ما نیز تصور می کنیم که دلیل اصلی تاریک بودن شب نیز قرار گرفتن منطقه سکونتمان در سایه زمین است؛ اما در مطلب شماره 108، گفتیم که دلیل اصلی تاریکی آسمان شب، نبود خورشید نیست و می توان عوامل دیگری را نیز دلیلی برای بوجود آمدن تاریکی برشمرد. در این مطلب قصد داریم ببینیم کدام مناطق از جهان، نه به دلیل وجود مانع؛ بلکه به دلیل رفتارهای خودشان تاریکند.

تصویری خیالی از چگونگی بلع نور توسط یک سیاهچاله. سیاهچاله ها همچون یک دیوار، سدی برای نور نیستند؛ بلکه نور را مانند یک جاروبرقی به درون خود می بلعند

زمانی که جهان ما بوجود آمد (مطلب شماره 33)، ستیز مابین ماده و تابش نیز آغازیدن گرفت. در نخستین دوران های پس از تشکیل جهان، جهان سرشار از تابش بود و نور سرتاسر کیهان را فراگرفته بود و این خود مستقیماً بر رفتار ماده تأثیر می گذاشت. این دوران را دوران برتری تابش می نامند. تاریکی در چنین جهانی معنا نداشت. اما آرام آرام با انبساط جهان، شرایط به نفع ماده تغییر کرد و جهان، ماده-محور شد؛ یعنی ساختارهای کیهانی همانند کهکشان ها و توده های ستاره ای شروع به تشکیل کردند؛ هر چند هنوز تابش نور (بصورت فوتون ها) تمامی جهان ما را پر کرده است.
در توضیح علت تاریکی آسمان گفتیم که این انبساط جهان و عمر محدود کیهان است که باعث می شود تا زمین در زیر سیلی از فوتون های سرگردان در جهان ما قرار نگیرد. می دانیم که جهان ما در حال انبساط است. در عین حال در مطلب شماره 110 نیز گفتیم که ما قادر به مشاهده تمامی جهان نیستیم؛ بلکه تنها جهان قابل رؤیت را که کره ای با مرکزیت زمین و قطر 46.5 میلیارد سال نوری است می بینیم و این یک محدودیت فیزیکی است. ابعاد این کره با انبساط جهان تغییری نخواهد کرد؛ با این حساب می توان نتیجه گرفت که اگر جهان به همین صورت تا ابد به انبساط خود ادامه دهد، آرام آرام کره جهان قابل رؤیت ما از ماده و تابش تهی می شود و در آنزمان است که حقیقتاً دوران تاریک جهان ما فرا می رسد و هیچ نوری از هیچ منبع نورانی به نخواهد رسید. البته این یک فرضیه است و صحت آن در گرو شناخت بیشتر ماهیت انرژی تاریک (مطلب شماره 112) که محرک انبساط جهان ما محسوب می شود، است.
اما این سرنوشت، صدها میلیارد سال دیگر به سراغ ما خواهد آمد و آیا ممکن نیست در جهان کنونی ما نقاط کاملاً تاریکی در فضا وجود داشته باشند؟ پاسخ این سؤال نیز در گرو شناخت سیاهچاله هاست (مطلب شماره 28). سیاهچاله ها اجرامی فوق چگالند که گرانش آنها به حدی زیاد است که حتی نور نیز توانایی فرار از آن را ندارد. در چنین شرایطی، اصولاً هیچ سیاهچاله ای را مستقیماً نباید دید؛ چراکه نوری یارای گریز از دام گرانشی آن را ندارد. پس از دید یک ناظر بیرونی (مثلاً ما زمینیان) سیاهچاله ها نقاط تاریکی در پهنه کیهانند که به جای سد کردن مسیر نور، مسیر نور را تغییر می دهند.

تصویری از ناحیه مرکزی کهکشان گردابی (M51) که با خطوط تاریکی همانند شکل X مشخص است. احتمال می رود در پشت این توده تاریک X-شکل، اَبَرسیاهچاله ای پنهان است / عکس از : تلسکوپ فضایی هابل

به ناحیه ای در اطراف یک سیاهچاله که سرعت فرار از آن دقیقاً با سرعت نور برابر است، افق رویداد (Event horizon) گفته می شود. هر چیزی که از افق رویداد یک سیاهچاله بگذرد، تا ابد توان بیرون آمدن از آن را نخواهد داشت؛ چراکه طبق اصول نظریه نسبیت خاص، حرکت کردن با سرعتی فراتر از سرعت نور، غیر ممکن است. پس ارتباط چنین جرمی با جهان بیرون برای همیشه قطع خواهد شد و عملاً نوری از جهان بیرون را دریافت نکرده و در تاریکی مطلقی فروخواهد رفت. این سناریو، یک نظریه فیزیکی است و هیچ اثبات شهودی برای آن وجود نداشته و نخواهد داشت. ما نمی دانیم در زیر افق رویداد یک سیاهچاله چه می گذرد؛ اما با معیارهای منطقی، اصولاً تاریکی مطلقی در آنجا حکمفرماست.
به جز موارد یاد شده، تمامی نقاط کیهان از نور سایر اجرام کیهانی روشنند و اگر تاریکی وجود داشته باشد، بدلیل وجود موانع گوناگون است.

***

کوازارها چیستند ؟

18 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 128)
کوازار (Quasar) ها و یا اجرام شبه ستاره ای (Quasi-Stellar Objects)، برای نخستین بار در سال 1963 دیده شدند. بدلیل شباهت بسیار زیاد آنها با ستارگان، آنها را شبه ستاره می نامند و در فارسی به اختروش و اخترنما نیز ترجمه شده اند. اجرامی فوق العاده پرنور و فشرده که در حقیقت پرنورترین اجرام کیهانند. کوازارها تا مدتها معمای حل نشده ای در اخترشناسی نوین بودند؛ اما چندی نیست که ستاره شناسان دریافته اند که آنها هسته کهکشان های فعال باستانی اند. 

نمای رادیویی از کوازار 3C175 به همراه فوران ماده شدیدش / عکس از: رصدخانه ملی اخترشناسی رادیویی (NRAO)

ستارگان به دلیل ویژگی های فیزیکی اشان، امواج رادیویی زیادی را از خود منتشر نمی کنند و این تنها خورشید است که بدلیل فاصله نسبی بسیار نزدیکش تا زمین، منبع رادیویی نسبتاً درخشانی محسوب می شود. اما در اوایل دهه 60 میلادی، ستاره شناسان دریافتند که برخی ستارگان آسمان، امواج رادیویی فوق العاده پرقدرتی را تولید می کنند بطوریکه گاه پارازیت های شدیدی را بر روی ارتباطات رادیویی نیز می اندازند. این یک تناقض بود؛ چراکه عملاً ستارگانی با این رفتار عجیب تا آنزمان دیده نشده بود و بدین ترتیب اخترشناسان نام Quasar به معنای "جرم شبه ستاره ای" را بر این اجرام گذاشتند.
اگرچه کوازارها بیش از 40 سال است که مورد مطالعه قرار گرفته اند، اما همچنان جرئیات فرآیندهایی که در این منابع پرقدرت انرژی در جریان است، در هاله ای از ابهام باقی مانده است. گمان می رود که آنها سیاهچاله های (مطلب شماره 28) بسیار عظیم و پرجرمی را درون خود دارند. توضیح رایج برای درک ساختار کوازارها، این است: سیاهچاله هایی ابرپرجرم که مواد ستارگان شامل گاز و غبار (مطلب شماره 104) را بصورت قرص هایی در اطراف خود جمع می کنند و در نهایت آنها را می بلعند. این مدل، بخوبی توزیع انرژی بسیار شدید این اجرام که حتی آنها را از دوردست ترین نقاط کیهان نیز قابل تشخیص می سازد، توضیح می دهد. هر چند درخشش شدید کوازارها به ما کمک می کند تا آنها را در فواصل بسیار دور بخوبی تشخیص دهیم، اما همین درخشش شدید نیز مانع از مطالعه کهکشان مادر آنها می شود. 

هسته کهکشان NGC 7025 از نگاه دوربین تیزبین تلسکوپ فضایی هابل. نقطه پرنور مرکز کهکشان، یک کوازار است / عکس از: تلسکوپ فضایی هابل

تصویر بالا، نمای قسمت مرکزی کهکشان NGC 7025 را نشان می دهد که تلسکوپ فضایی هابل به تصویر کشیده است. در مرکز تصویر، نقطه درخشانی قابل مشاهده است که یک کوازار بوده و ماهیچه ضخیمی از غبار ستاره ای آنرا احاطه کرده است. این کوازار، یکی از نزدیکترین کوازارها به کهکشان ماست. تنها در فواصل نزدیک اینچنینی می توان کوازار را از محیط پیرامونش متمایز ساخت؛ اما در فواصل بسیار دور، همانطور که گفته شد چنین امری تقریباً غیرممکن است. 
یکی دیگر از ویژگی های بارز کوازارها این است که خطوط طیفیشان که معرف ساختار شیمیایی آنهاست، شدیداً به سمت قرمز طیف متمایل است. در نجوم این به آن معناست که جرم مورد نظر در فاصله بسیار زیادی از ما قرار گرفته است و مطابق قانون هابل، این یعنی با سرعت بسیار زیادی نیز در حال دور شدن از ماست. بطوریکه حتی سرعت برخی کوازاها تا 99.9% سرعت نور نیز اندازه گیری شده است و با این حساب آنها را بایستی مرزنشینان جهان قابل رؤیت ما دانست (مطلب شماره 110). کوازارها احتمالاً تا به امروز تماماً از میان رفته اند و ما با نفوذ به فواصل هر چه بیشتر با تلسکوپ هایمان، در حال مشاهده گذشته بسیار دوری هستیم که آنها جهان ما را تسخیر کرده بودند؛ اَبَرکهکشان هایی فعال که امروز از هم گسیخته اند.
مطالعه بر روی کوازارها و کهکشان های فعال، خود یکی از شاخه های دانش اخترشناسی نوین است که همچنان سؤالات بی پاسخ فراوانی را پیش روی خود دارد. در روزهای آینده، بیشتر موضوعاتی را در این حوزه مطرح خواهیم کرد.  

منبع : انیستیتو اخترفیزیک و ژئوفیزیک دانشگاه  Liège

***

منشأ رنگ اجرام آسمانی چیست؟

17 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 127)
بدون شک دلفریب ترین تصاویر حوزه علم را می توان در دانش اخترشناسی جستجو کرد. تصاویری که هم برای عموم از جذابیت خاصی برخوردارند؛ و بدون هیچگونه تغییری برای دانشمندان و اخترشناسان نیز حاوی پیام ها و داده های علمی غنی می باشند. رنگ های موجود در این تصاویر، بسیاری از آنها را همچون تابلوهای نقاشی باشکوهی می کند که باور واقعی بودن آنها برای ما سخت است.

تصویری زیبا از سحابی سیاره نمای (مطلب شماره 44) هلیکس از نگاه تلسکوپ فضایی هابل

در مطلب شماره 124، گفتیم که برای مثال دوربین های تلسکوپ فضایی هابل (مطلب شماره 25)، چگونه می توانند چنین تصاویر رنگی و پروضوحی را تهیه کنند. در حقیقت زمانیکه یک جرم آسمانی را از پشت تلسکوپ مشاهده می کنیم، با آنچه که در عکس همان جرم می بینیم، تفاوت بسیار دارد. سلولهای استوانه ای چشمان ما که مسئول تشخیص رنگها هستند، نسبت به نور کم فروغ اجرام آسمانی آنچنان حساس نیست تا مستقیماً آنها را تشخیص دهد. بعلاوه این سلولها در راستای خط دید ما قرار نداشته و در اطراف نقطه کانونی بر روی شبکیه پخش شده اند؛ یعنی اگر از پشت تلسکوپ مستقیماً به جرم مورد نظر نگاه نکنید، بلکه بصورت چپ چپ آنرا ببینید، شاید بتوانید ته رنگی از جرم مورد نظر را تشخیص دهید؛ اما در نجوم بهترین ابزار برای استخراج داده ها، عکسبرداری است.
پس تا اینجای کار دیدیم که رنگ این اجرام آسمانی واقعی است و برای زیبایی به آنها اضافه نمی شوند؛ اما تنها حسگرهای دوربین های عکاسی نجومی می تواند این رنگ ها را تشخیص دهد. حال ببنیم دلیل این رنگ ها چیست؛ مثلاً چرا یک سحابی به رنگ قرمز می درخشد ؟
در علم، رنگها معرف میزان انرژی نور هستند. مثلاً از نگاه یک ستاره شناس، نور رنگ آبی حامل انرژی بیشتری نسبت به نور رنگ قرمز است. به همین ترتیب قسمت های غیرمرئی طیف نیز نوعی رنگ محسوب می شوند که ما نمی توانیم آنها را تصور کنیم. مثلاً در زندگی تاکنون رنگ گاما را ندیده ایم و یا با رنگ امواج رادیویی آشنایی نداریم. با این حساب هر چیزی در جهان ما که از خود موج الکترومغناطیسی تابش کند، رنگی دارد. گاه این رنگها در یکدیگر ادغام می شوند و ما مثلاً خورشید را سفید می بینیم (مطلب شماره 87)؛ اما وقتی که نور خورشید از یکدیگر مجزا شود، آنرا بصورت طیفی از رنگ ها خواهیم دید.
در این مطلب، بیشتر به توضیح رنگ سحابی ها می پردازیم؛ چراکه مردم بیشتر با مشاهده تصویر سحابی هاست که سؤالاتی درباره منشأ این رنگ ها به ذهنشان خطور می کند. در مطلب شماره 64، درباره رنگ ستارگان و علت تفاوت آنها نیز گفته بودیم. سحابی ها عمدتاً از گاز هیدروژن تشکیل شده اند. زمانی که یک ستاره می میرد و گازهای آن در فضا پخش می شود، این هیدروژن آرام آرام سرد شده و از تابش نور باز می ایستد. مادامی که این گازها در حال دور شدن از هسته لخت ستاره هستند که به شکل کوتوله سفید (مطلب شماره 19) در آمده است؛ زیر تابش شدید ماورای بنفش و مادون قرمز آن قرار گرفته و شروع به نور افشانی می کنند. چون این تابش در گسترۀ انرژی وسیعی قرار دارد؛ گازهای اطراف کوتوله سفید نیز به رنگ های مختلفی می درخشند (تصویر ابتدای مطلب). 

تصویری از نواحی درونی یک سحابی نشری. نوار تاریک موجود در تصویر؛ سحابی تاریکی است که در پیش زمینه جای گرفته و مسیر عبور نور را مسدود کرده است / عکس از: هابل

اما وقتی که این گازها سرد شده و از نورافشانی بازایستادند، به سحابی های تاریک تبدیل می شوند که همچون لکه ای سیاه در پهنه فضا، نور پشت زمینه خود را جذب می کنند (تصویر بالا). اما اگر یک ستاره در انفجاری مهیب از بین برود بطوریکه گاز هیدروژن زیادی را در فضا منتشر سازد، آنگاه سحابی های نشری گسترده ای پدید خواهند آمد که آرام آرام ستارگان نسل بعد از همین گازها تشکیل می شوند. زمانیکه این ستارگان تشکیل شدند، در نخستین دوران های حیات خود نور ماورای بنفش شدیدی را از خود متصاعد می کنند که در نتیجه آن، هیدروژن موجود در سحابی پیرامون برانگیخته شده و در نور قرمز شروع به درخشیدن می کند و به همین دلیل است که سحابی های نشری را به رنگ سرخ زیبایی در تصاویر می بینیم.
اما برخی اوقات حالت های پیچیده تری نیز رخ می دهد که به رنگ آمیزی سحابی ها کمک می کند. می دانیم که ستارگانی همچون خورشید در طیف گسترده ای از انرژی ها می درخشند و حاصل آمیزش این رنگها، رنگی مانند سفید می شود. وقتی یک پرتو سفید را از محیطی غلیظ وارد محیطی رقیق کنیم یا بالعکس؛ نور شکسته شده و چون میزان شکست رنگ های تشکیل دهنده نور سفید متفاوت است، رنگ های سازنده آن، از هم جدا می شوند. پدیده ای که در منشور بارها آن را دیده ایم و برایمان آشناست. وقتی نور یک ستاره نیز از محیط میان ستاره ای به درون یک سحابی وارد می شود، دچار انکسار می شود و رنگ های آن از هم جدا می شوند بطوریکه نور آبی با بیشترین زاویه و نور قرمز با کمترین زاویه پخش می شود. در تصویر پایین بخوبی چگونگی رنگ آمیزی یک سحابی بوسیله این روش توضیح داده شده است. 

رنگ آمیزی سحابی سه تکه بوسیله پخش نور ستارگان پشت زمینه. همانطور که مشاهده می کنید، سحابی های اطراف سحابی اصلی نور آبی ستارگان پشت زمینه را بازتاب کرده اند و سحابی مرکزی نیز در نهایت نور باقیمانده که رنگ مایه ای قرمز دارد را به چشم ما می رساند

اگر ستاره را در پشت یک سحابی مشاهده کنیم، آنگاه سحابی را قرمز خواهیم دید چراکه رنگ آبی ستاره پشتی از نور سفید جداشده و تنها رنگهای گرمی مثل قرمز باقیمانده است. اما رنگ آبی همین ستاره، به نورافشانی سحابی دیگری که در جهت دیگری واقع است می پردازد و بدین ترتیب سحابی مزبور نور ستاره را به سمت ما بصورت آبی بازتاب می کند. به این سحابی ها سحابی بازتابی گفته می شود.

نمایی شماتیک از چگونگی پخش نور در سحابی ها. همانطور که مشاهده می کنید، نور آبی ستاره سفید رنگ، پس از پخش در سحابی با بیشترین زاویه به اطراف متمایل می شود و اگر چنانچه جسمی در مسیرش قرار گیرد، آنرا به رنگ آبی در می آورد. مانند سحابی کوچکی که در بالای سحابی قرمز رنگ تصویر دیده می شود. طراحی از: احسان سنایی

کهکشان ها نیز از همین سحابی ها و ستارگان رنگارنگ تشکیل شده اند و بنابراین رنگ آنها نیز از مکانیسم های فوق ناشی می شود. در رابطه با رنگ سیارات، می بایست به ترکیب شیمیایی آنها رجوع کرد که در این مطلب به توضیح آن نمی پردازیم؛ اما در مطلب شماره 4، در رابطه با علت رنگ قرمز مریخ، گفته بودیم. لازم به ذکر است، فرآیندهایی که در بالا به توضیح آنها پرداخته شد، تنها دلایل اصلی پدید آمدن رنگ اجرام آسمانی نیستند بلکه هر عاملی که برای مثال گاز یک سحابی را به برانگیختگی و تابش نور وادارد، دلیلی برای این رنگ های محسوب می شود که با این فرآیندها در روزهای آینده بیشتر آشنا خواهیم شد.

***

ماهواره ها چگونه در مدار قرار داده می شوند؟

16 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 126)
حتماً بارها شده است که سنگی را بردارید و کنجکاو شوید تا چه مسافتی می توانید آنرا پرتاب کنید. همیشه چشمتان را به مسیر سنگ می دوختید تا بالاخره جایی فرود بیاید. تجربه های شخصی ما حکم می کند که اصولاً با هر قدرتی و سرعتی، سنگ بایستی در یکجا - هر چه قدر هم که دور باشد - فرود بیاید؛ اما خوب است بدانید این سنگ را اگر از حد خاصی از سرعت سریعتر پرتاب کنید، آنگاه همانند یک ماهواره به گرد زمین به چرخش در می آید ! 

موشک ها، نیروی لازم برای قراردادن ماهواره ها در مدار را با نیروی پیشران عظیمشان، تأمین می کنند / عکس از : ناسا

این حد سرعت نهایی چیست؟ همین سؤال بود که برای نخستین بار ذهن جستجوگر نیوتن را بر آن داشت تا مثال ساده ای را بیاورد و با آن چگونگی قرار گرفتن یک جسم (مثلاً یک ماهواره) را در مداری به دور زمین توضیح دهد. تصویر زیر را در نظرتان مجسم کنید. یک توپ جنگی در قله یک کوه قرار داده شده است. اگر گلوله این توپ با سرعت اندکی شلیک شود، گلوله، مسیر 1 را خواهد پیمود و پس از مدت کوتاهی نیز در فاصله نزدیکی از کوه به زمین می افتد. همین طور شلیک گلوله را با سرعت های بیشتر و بیشتر تصور کنید و بدین ترتیب حرکت آن را در مسیرهای 2 و 3 تجسم کنید. 

تصویری از چگونگی مسیر پرتاب یک پرتابه با نیروی های مختلف از سطح زمین (تصویر بزرگتر)؛ طراحی از : احسان سنایی

حال اگر سرعت گلوله خیلی زیاد باشد، مسیر آن طوری است که بدلیل کرویت زمین، می تواند زمین را دور بزند و در نقطه ای بسیار دوردست از محل شلیک آن فرود بیاید. موشک های بین قاره ای (ICBM) و یا کروز از چنین تکنولوژی و قدرتی برخوردارند. یعنی تقریباً مسیر حرکتشان منطبق با مسیر شماره 4 است. اما اگر گلوله با سرعتی بیشتر پرتاب شود (حداقل 7.5 کیلومتر بر ثانیه)؛ آنگاه مسیر 5 را خواهد پیمود و برای همیشه در این مسیر باقی خواهد ماند. این حال را اصطلاحاً بی وزنی (مطلب شماره ) می گویند و ماهواره ها نیز اینچنین در مدار قرار داده می شوند.
هر چند بصورت نظری قرار دادن ماهواره ها در مدار بسیار راحت است؛ اما انجام چنین کاری یعنی شلیک با سرعت حداقل 7.5 کیلومتر بر ثانیه، نیازمند موشک هایی با قدرت بسیار بالاست. برای نخستین بار در 4 اکتبر 1957، ماهواره ای موسم به اسپوتنیک-1 (مسافر به زبان روسی) با یک موشک پرقدرت توسط اتحاد جماهیر شوروی در مدار قرار گرفت و اینچنین عصر فضا آغاز شد. از آن تاریخ تاکنون هزاران ماهواره با اهداف مختلف به فضا پرتاب شده اند و بسته به نوع کاربری اشان، در مدارهای متفاوتی نیز قرار داده می شوند. مثلاً ماهواره های جاسوسی را در مدارهای ارتفاع پایین (LEO) قرار می دهند. اما ماهواره های رادیو-تلویزیونی که نیاز به تحت پوشش قرار دادن مساحت وسیعی از زمین را دارند، در مدارهای ارتفاع بالا قرار داده می شوند که طبیعتاً پرتاب آنها نیز نیازمند موشک های قویتری است.
بسته به جرم محموله پرتابی نیز نوع موشک ها متفاوت است. بعنوان مثال، برای اعزام فضانوردان به فضا، امروزه از سیستم پیشران فوق پیشرفته ای موسوم به شاتل (مطلب شماره ) استفاده می شود که با قدرت پیشران بسیار بالایی که دارد می تواند حداکثر 8 سرنشین با تمامی نیازهای ضروری برای اقامت دو هفته ای در فضا را به فضا منتقل کند. اما اگر خواسته باشیم محموله ای را کاملاً از دام گرانشی زمین رها ساخته و آن را به مقصدی دورتر بفرستیم؛ آنگاه موشک بایستی حداقل سرعت 11.2 کیلومتر بر ثانیه را داشته باشد؛ یعنی سرعت فرار زمین! موشک های این رده، فوق العاده پرقدرتند و انرژی معادل یک بمب هسته ای را در جریان پرتاب خود آزاد می کنند. موشک های اسطوره ای مانند ساترن-5 (مطلب شماره ) و انرگیا از این رده بودند. 

تصویری از موشک پرقدرت اطلس V-551 بر روی سکوی پرتاب؛ ساعاتی پیش از پرتاب ماهواره افق های نو به سمت نواحی دورافتاده منظومه شمسی؛ این موشک فعلاً (اردیبهشت 88) قویترین موشک جهان محسوب می شود / عکس از : ناسا

جالب است بدانید در دهه هفتاد میلادی، بشر پا را از این حدود نیز فراتر گذاشته و موشک هایی با سرعت حداقل 16.5 کیلومتر بر ثانیه را ساخت که می توانند محموله خود را از دام گرانشی منظومه شمسی نیز رهایی دهند! در بالا تصویری از موشک غول پیکر اطلس V-551 را می بینید که در تاریخ 19 ژانویه 2006، ماهواره افق های نو (New Horizons) را به منظور مطالعه بر روی پلوتو و کمربند کوئیپر، روانه دوردست های منظومه شمسی کرد. پس از آن تاریخ، هیچ ماهواره ای از دام منظومه شمسی آزاد نشده است.

***

چرا جو سیارات و ستارگان در فضا پخش نمی شود؟

15 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 125)
در بررسی لایه های مختلف تشکیل دهنده هر جرم آسمانی، معمولاً با نام جو (Atmosphere) برخورد می کنیم که اغلب در فوقانی ترین قسمت واقع شده است. جنس جو یک سیاره یا ستاره، گاز است. نسبت گازهای جو ستارگان پیرو نسبت شیمیایی کیهان است؛ یعنی در حدود 80% هیدروژن، 19% هلیوم و 1% سایر عناصر سنگین تر. چون این نسبت در تمامی ستارگان یکسان است و کل جهان ما نیز چنین نسبتی از عناصر را در خود جای داده است، به این نسبت، نسبت کیهانی گفته می شود. ترکیب شیمیایی جو سیارات، از طرف دیگر بسته به ابعاد آنها متغیر است که در ادامه به توضیح آن می پردازیم. 

تصویری از جو نازک سیاره مریخ که سطح سرخ رنگ آن را دربرگرفته است. در این عکس همچنین دهانه معروف لبخند مریخی نیز در قسمت بالا و سمت چپ دیده می شود. برای آنکه بدانید علت قرمزی سیاره مریخ چیست، به مطلب شماره 4 مراجعه کنید/عکس از: مدارگرد اروپایی Mars Express

در مطلب شماره 61، گفتیم که سیاره عطارد تقریباً جوی ندارد و آنچه که ما از آن به عنوان جو عطارد یاد می کنیم، جوی ناپایدار موسوم به exosphere (اگزوسفر) است. از طرفی؛ سیارات گازی منظومه شمسی جوهای بسیار عظیم و دینامیکی دارند که در هر لحظه، میزبان بزرگترین و سهمگین ترین طوفانهای مشاهده شده است. نمونه بارز این طوفانها، طوفان GRS در سیاره مشتری است (مطلب شماره 91). برای اینکه بدانیم چرا جو سیارات و ستارگان در فضا انتشار نمی یابد، ابتدا باید ببینیم چرا چنین تنوع غلظت جوی، در میان سیارات وجود دارد.
عطارد، کوچکترین سیاره منظومه شمسی است*. مریخ، در مقام دوم جای دارد و پس از آن نیز زهره و زمین هستند. با بررسی غلظت جو این چهار سیاره متوجه می شویم که هرچه سیاره بزرگتر می شود، غلظت جو آن نیز افزایش می یابد. البته در این مورد سیاره زهره یک استثناست چراکه جو فوق العاده غلیظی دارد و بحث درباره علت آن در این مطلب نمی گنجد. در عین حال، ترکیب جو این سیارات نیز تقریباً مشابه است. یعنی در جو سیارات زهره، زمین و مریخ ترکیباتی مانند نیتروژن، اکسیژن و دی اکسید کربن با نسبت های مختلفی وجود دارند؛ اما اثری از گازهایی مانند هیدروژن و هلیوم که فراوان ترین عناصر موجود در کیهانند؛ دیده نمی شود. 

تصویری کم نظیر از قمر یو (مطلب شماره 27 و مطلب شماره 39) در مقابل جو متلاطم و زیبای سیاره مشتری / عکس از: کاوشگر کاسینی

از پاراگراف بالا می توان این نتیجه را گرفت که: گرانش، در درجه اول نقش تعیین کننده را در پایداری جو یک سیاره ایفا می کند. اگر عطارد جوی ندارد، بدلیل گرانش اندک آن برای گیرانداختن گازهای جوی است و زمین نیز تنها به این دلیل جو خود را از ابتدای تشکیلش دور خود نگه داشته است که گرانش آن به اندازه کافی زیاد بوده است. حال باید ببینیم چرا سیارات گازی تا این حد جو غلیظ و غنی از عناصر سبکی همچون هیدروژن و هلیوم دارند. در مطلب شماره 17، به تفصیل درباره علت این امر بحث شد. دلیل آن این است که گرانش سیاراتی همچون زمین هر چند به آن اندازه زیاد است تا ترکیبات سنگین جوی را در اطراف خود نگه دارد؛ اما به آن اندازه نیز کافی نیست تا گازهای سبکی چون هیدروژن و هلیوم را که در فواصل نزدیک به خورشید شدیداً ناپایدار می شوند را نگه دارد؛ در نتیجه این گازها به مناطق دورتر از خورشید و سردتر نقل مکان می کنند و هنگامی که پایداری لازم را به دست آوردند، به آسانی جذب میدان گرانشی سیارات غول پیکر منظومه شمسی می شوند.
این سیارات غول نیز در ابتدا ابعادی مشابه زمین داشتند اما به دلیل جذب مقادیر بسیار زیاد هیدروژن و هلیوم اینچنین بزرگ شده اند؛ بطوریکه تنها قسمت سنگی آنها، هسته اشان است که تقریباً به اندازه زمین قطر دارد و در قسمت های بالاتر، اغلب هیدروژن و هلیوم را می بینیم. پس طبیعتاً جو یک سیاره را بایستی هر لایه ای فراتر از قسمت سنگی و صلب آن بدانیم و این تقریباً تعریف درستی است. طبق این تعریف، تمام لایه های سیارات گازی به جز هسته آنها جو محسوب می شود! اما اینطور نیست، ضخامت جو این سیارات هر چند نسبت به سیارات زمین مانند بیشتر است اما فشار ناشی از همین جو باعث می شود تا لایه های زیرین آنها مستقیماً از حالت گاز به مایع و حتی جامد تبدیل شوند؛ پدیده ای که در شرایط زمینی زیاد با آن آشنا نیستیم. بد نیست بدانید در سیارات مشتری و زحل، یک لایه هیدروژن فلزی وجود دارد؛ یعنی هیدروژن تحت فشار بسیار زیاد لایه های بالاتر همچون فلز سفت شده است !

تصویری رادیویی از جو جدا شده ستاره در حال مرگ TT Cygni؛ به دلیل فاکتورهای غیرگرانشی، این ستاره در آخرین مراحل حیات خود لایه های فوقانی جو را بصورت زیبایی در فضا رها کرده است که در تصاویر طول موج رادیویی بخوبی بصورت دایره ای مشخص است. ستاره اصلی در مرکز دایره واقع شده است / عکس از: رصدخانه استکهلم

هرچند غلظت جو ستارگان نیز به گرانش آنها بستگی دارد اما فاکتورهای دیگری نیز در این امر دخیلند. همانند دمای درونی ستارگان. گاه دما در لایه های درونی آنچنان بالا می رود که جو مدام تولید شده و سریعاً در فضا پخش می شود. نمونه بارز این ستارگان، ستاره اتا-کارینا است که در مطلب شماره 113 تصویری از جو افسارگسیخته آن نشان داده شده است.

* - هنوز بسیاری از عوام پلوتو را بعنوان یک سیاره قلمداد می کنند؛ در حالیکه پلوتو هم اینک یک سیاره کوتوله محسوب می شود و با حذف آن از ردیف سیارات، عطارد را بعنوان کوچک ترین سیاره منظومه شمسی نام می بریم.

***

رنگ ها در تصاویر تلسکوپ هابل چگونه ثبت می شوند؟

14 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 124)
عکاسی با تلسکوپ فضایی هابل (مطلب شماره 25) بسیار پیچیده تر از عکاسی با دوربین های رایج است. اولاً هابل از فیلم برای عکاسی استفاده نمی کند و به جای آن نور اهداف خود را با حسگرهای الکترونیکی ثبت می کند. ثانیاً این حسگرها تصاویر را بصورت رنگی ثبت نمی کنند؛ بلکه در حقیقت این عکس ها سیاه و سفیدند. تصاویر نهایی، در واقع ترکیبی از دو یا چند تصویر سیاه و سفید است که رنگ ها در جریان پردازش به تصاویر اضافه می شوند. 

تصویری از سحابی NGC 3603 تهیه شده بوسیله دوربین زاویه باز و سیاره ای شماره 2 (WFPC2) تلسکوپ فضایی هابل

رنگ های موجود در تصاویر هابل که در حقیقت معلول دلایل فیزیکی خاصی می باشند، همیشه همان چیزی نیست که ما می توانیم با چشم هایمان ببینیم. معمولاً رنگ ها بعنوان یک ابزار استفاده می شوند؛ وسیله ای برای افزایش جزئیات تصویر و یا برای نمایش آن چیزی که چشم ما قادر به تشخیص آنها نیست. رنگ ها در تصاویر هابل برای برجسته ساختن ویژگی های جذاب اجرام آسمانیِ مورد مطالعه، استفاده می شوند. اضافه کردن رنگ به تصویر سیاه و سفید اصلی، چیزی مابین علم و هنر است. بعضی رنگ ها واقعی است، یعنی همانطوری که چشمان ما می تواند جرم آسمانی مورد نظر را ببیند. بعضی رنگ ها تنها نمایانگر موضوع خاصی هستند. مثلاً قسمت هایی از جرم مورد نظر که با چشم قابل تشخیص نیست، بصورت رنگ به تصویر اضافه می شود؛ مانند تابش مادون قرمز از یک سیاره. و در نهایت برخی رنگها شدت یافته است. که با هدف برجسته سازی جزئیات دقیق یک جرم آسمانی مورد استفاده قرار می گیرند. نوری که از اجرام مختلف آسمانی به دست ما می رسد، در طیف وسیعی از رنگها قرار دارد که هر کدام معرف بخشی از موج الکترومخناطیس است. 

تصویری ترکیبی از سحابی خرچنگ؛ تهیه شده بوسیله تلسکوپ فضایی هابل. طول موج های غیرمرئی نظیر پرتو X و مادون قرمز نیز بصورت رنگ هایی خاص در این تصویر گنجانده شده اند که در حالت عادی با چشم قابل مشاهده نیستند

هابل قادر است تمامی طول موج های مرئی برای چشم انسان را به همراه چندین طول موج غیرمرئی رصد کند؛ مانند مادون قرمز و ماورای بنفش. اجرام آسمانی معمولاً در این طول موج ها طوری دیگر دیده می شوند؛ برای آنکه ببینیم در طول موج خاصی یک جرم چگونه دیده می شود، هابل از فیلترهای خاصی بهره می گیرد که تنها به طول موج های خاصی از نور اجازه ورود می دهند. هنگامی که نورهای مزاحم کنار رفتند، نور باقی مانده ثبت می شود. مانند یک طلق رنگی که تنها به رنگ خاصی اجازه عبور را می دهد، فیلترهای هابل نیز کاربردی مشابه دارند. 

فضانوردی در حال حمل دوربین زاویه باز و سیاره ای شماره 2 (WFPC2) تلسکوپ فضایی هابل برای نصب بر روی تلسکوپ است (بصورت کشویی در قسمت تحتانی لوله تلسکوپ قرار داده می شود)؛ بسیاری از معروفترین و به یادماندنی ترین عکس های هابل، بوسیله این دوربین تهیه شده است

بسیاری از تصاویر تمام رنگی هابل، ترکیبی از سه نوردهی متفاوتند؛ یکی در نور سبز، یکی در نور آبی و دیگری در نور قرمز. پس از ادغام، تصویر به دست آمده همان چیزی را نشان می دهد که چشم ما از آن جرم می تواند ببیند. فرآیندی مشابه این در تلویزیون ها، نمایشگرهای رایانه و دوربین های ویدئویی نیز استفاده می شود. 

منبع : وبسایت تلسکوپ فضایی هابل

***

دورترین کهکشانی که با چشم غیر مسلح آنرا می توان دید کدام است؟

13 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 123)
در قرن دهم، یک ستاره شناس ایرانی به نام عبدالرحمن صوفی رازی، برای نخستین بار نور محو، کشیده و عجیبی را در جهت صورت فلکی آندرومدا (امراه المسلسله) گزارش داد. صوفی بدون آنکه اضافی دیگری، آن نور محو و کمرنگ را "ابر کوچک" نامید. حتی امروزه نیز از دریچه دوربین های دوچشمی و تلسکوپ ها، این نور، چیز بیشتری جز یک توده مه آلود که در مرکز پرنور تر است دیده نمی شود.

کهکشان آندرومدا از چشمان تلسکوپ فضایی هابل

اجازه بدهید، محو بودن این نور را ببخشیم، چراکه این نور در حدود 2900000 سال با سرعتی در حدود 300 هزار کیلومتر در ثانیه در راه بوده تا به ما برسد! زمانیکه این نور، سفر 17 کوانتیلیون کیلومتری خود را آغاز کرده، هنوز ببرهای دندان شمشیری در آمریکای شمالی پرسه می زدند و انسان نخستین نیز در تکاپوی بقا به سر می برد. زمانیکه خوب این نور محو را بررسی می کنیم، در می یابیم که در حقیقت از حدود 300 میلیارد خورشید، همچون خورشید ما تشکیل شده است که هر روزه آن را میبینیم. این جرم، کهکشان عظیم آندرومداست که تنها یک تلسکوپ و یک عکس با نوردهی طولانی مدت می تواند آنرا بصورت کلکسیون عظیمی از ستارگان به تصویر بکشد.
آندرومدا، دورترین جسمی است که با چشم غیرمسلح می توان آن را دید.

منبع : نرم افزار StarryNight

***

آیا ما تمامی قسمت های کهکشانمان را می بینیم؟

12 اردیبهشت ماه 1388 (مطلب شماره 122)
ما در صفحه کهکشان راه شیری واقع شده ایم؛ در ناحیه ای نه چندان قابل توجه و و با فاصله حدود 2600 سال نوری از مرکز کهکشان (مطلب شماره 106). بدون شک آشناترین کهکشان برای ما نیز راه شیری (مطلب شماره 98) می باشد. اما با این وجود، آیا درک ما از این اَبَرساختار کیهانی که در گوشه ای از آن جای گرفته ایم، تنها با تکیه بر رصدهایمان از زمین، کامل است؟

ناحیه بسیار غنی از ستاره در نزدیکی مرکز کهکشان که در طول موج های مرئی قابل مشاهده نیست, عکس از پروژه نقشه برداری سراسر آسمان در طول موج 2 میکرون (2MASS)

جالب است بدانید بخش های وسیعی از کهکشانی که خانه ما محسوب می شود، از چشممان پوشیده است. مرکز کهکشان که شامل تعداد بسیار زیادی ستاره و نیز جایگاه ابرسیاهچاله مرکزی* است، و بخش وسیعی از نیمه مقابل قرص کهکشان که در آن واقع نیستیم، بواسطه جذب نور توسط غبار میان ستاره ای (مطلب شماره 104) در طول موج های مرئی برای ما قابل مشاهده نیست. به این پدیده، "تاریک شدگی میان ستاره ای" اطلاق می شود.
دانشمندان جهت تحقیق بر روی نواحی مرکزی کهکشان، از طول موج های غیرمرئی همانند مادون قرمز، رادیویی، X و گاما بهره می برند که با نفوذ در لایه کدر غبار، قادر به آشکارسازی نواحی پنهان است. اثر این جذب نور را می توانید براحتی در شب های تابستان با چشم غیرمسلح مشاهده کنید. در بخش هایی از نوار راه کهکشان (مطلب شماره 14) جزیره های سیاه رنگی همچون یک مانع در برابر این نوار ظاهر شده اند که تشخیص مرزهای آنها به آسانی با چشم میسر است. این نواحی تاریک، در واقع غبار میان ستاره ای اند.

*- ابرسیاهچاله مرکزی کهکشان، سیاهچاله فوق العاده پرجرم و دارای میدان گرانشی عظیمی است که حرکت کهکشان را در بزرگترین مقیاس کنترل می کند.

***