سحابی مرداب کجاست؟

29 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 325)
سحابی مرداب یا M8، سحابی نشری بزرگی در صورت فلکی قوس است که توسط یک گذرگاه غباری به دو نیم تقسیم شده است. محدوده ای که این سحابی در آسمان به خود اختصاص داده است؛ در حدود 3 در 1.3 برابر قطر ماه کامل است. 

بخشی از سحابی مرداب از دید تلسکوپ فضایی هابل / ناسا

در پرنورترین قسمت سحابی، ناحیه ای 8مانند وجود دارد که به آن سحابی ساعت شنی گفته می شود و توسط جان هرشل (فرزند ویلیام هرشل؛ کاشف اورانوس) کشف گردید و چندین ستاره داغ را نیز به گرد خود جمع آورده است. در نزدیکی همین ناحیه از سحابی، پرنورترین ستاره نزدیک به سحابی مرداب موسوم به "9-قوس" واقع شده که تابش ماورای بنفش این ستاره، دلیل اصلی درخشندگی سحابی مرداب است.
یکی از برجسته ترین ویژگی های این سحابی، وجود حباب های سیاه رنگی در زمینه آن است که هر کدام در حدود ده هزار واحد نجومی قطر داشته و گمان می رود که ابرهای فشرده شده ای هستند که قرار است در آینده ای نه چندان دور، ستاره ای در آنها متولد شود. برخی از این حباب های سیاه رنگ، در کاتالوگ سحابی های تاریک بارنارد نیز به ثبت رسیده اند.
همانند دیگر سحابی نشری، خوشه بازی از ستارگان نوپا نیز این سحابی را همراه می کند؛ خوشه ای که دستاورد تجمع گازهای سحابی است. این خوشه، در قسمت شرقی سحابی واقع شده و NGC 6530 نامیده می شود و برای نخستین بار در سال 1680 میلادی توسط جان فلامستید کشف گردید. زمانی که شارل مسیه فرانسوی در بیست و سوم ماه می 1764 میلادی این سحابی را در فهرست خود تحت نام M8، جای داد؛ از وجود این خوشه نیز مطلع شده بود. 

منبع: David Darling

***

اثر یارکوفسکی چیست؟

28 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 324)
جسم چرخانی که به گرد خورشید می چرخد، بواسطه توزیع گرمایی غیریکنواخت محیط پیرامونش گاه دچار تغییراتی در مسیر حرکتش می شود. این پدیده را نخستین بار مهندسی روسی به نام آی. او. یارکوفسکی در حوالی سال 1900 رمزگشایی کرد.

نتایج تصویربرداری راداری از سیارک 6489 گلوکا با هدف تشخیص اثر یارکوفسکی جهت بررسی احتمال برخورد به زمین / ناسا

این پدیده از ابزارهایی است که دانشمندان برای استدلال چگونگی سقوط گاه به گاه شهابسنگ ها به زمین استفاده می کنند. گرمایش غیریکنواخت یک سنگ کوچک در کمربند سیارک ها (مطلب شماره 314)؛ بطوریکه بعنوان مثال سمت روز این قلوه سنگ گرمتر از سمت شب آن شود، نیروی جنبشی بسیار اندکی تولید می شود که قلوه سنگ را به "نواحی رزونانس" هدایت می کند. نواحی رزونانس، مناطقی اند که دوره های چرخش انتقالی هر جسمی که در آن ها قرار گیرد، دارای نسبت مستقیمی با دوره تناوب چرخشی یکی از اعضای منظومه شمسی است. در چنین شرایطی به سبب گرانش مشتری و زحل، این قلوه سنگ به سمت مناطق داخلی منظومه خورشیدی پرتاب می شود. این پدیده به همراه دیگر پدیده های همراه آن که بسیاری از آنها پیش بینی ناپذیرند، دلیل سقوط شهاب های درخشان و زیبایی اند که در طول سال آن ها را در آسمان های تاریک شب می بینیم و هیچ گاه از یاد نمی بریم! 

منبع: David Darling

***

صلیب و حلقه اینشتین چیستند؟

27 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 323)
این جرم آسمانی، یکی از 20 جرمی است که به صحت نظریه نسبیت عام اینشتین اشاره دارد. طبق این نظریه، فضا و زمان پیوستاری یکپارچه اند که در حضور اجسام دارای جرم، دچار انحنا می شوند؛ بطوریکه هر چه جسم مزبور سنگین تر باشد، میزان انحنای ایجاد شده در پیوستار فضا-زمان نیز بیشتر خواهد بود. از نتایج عملی این تئوری، خمیدگی مسیر نور در حین عبور از اجسام سنگین وزن است. به این پدیده، عدسی گرانشی می گویند. 

تصویری از صلیب اینشتین یا عدسی هاچرا

هر چند این پیش بینی برای نخستین بار در جریان خورشید گرفتگی کلی تابستان 1919 توسط تیمی انگلیسی به سرپرستی ستاره شناسی به نام سر آرتور ادینگتون به اثبات رسید اما این انتهای مشاهدات طبیعی این پدیده نبود. بعدها کوازار شگفت آوری دیده شد (مطلب شماره 128) که نورش توسط یک کهکشان پیش زمینه خمیده شده و به چهار قسمت تقسیم شده بود. فاصله این کوازار از ما در حدود 8 میلیارد سال نوری است و کهکشانی که در 500 میلیون سال نوری ما قرار گرفته دقیقاً در میانه خط ما و این کوازار واقع شده است.
آنقدر این دو جرم آسمانی ظاهراً به هم نزدیکند که اگرچنانچه اثر عدسی گرانشی را در نظر نگیریم؛ جدایی زاویه ای شان برابر با 0.05 ثانیه قوس است؛ بعبارتی پنج صدم از یک 3600م از یک درجه! این جفت اجرام آسمانی را جان هاچرا، در جریان یکی از نقشه برداری های عمیق آسمان که توسط مرکز اخترفیزیک اسمیتسونین دانشگاه هاروارد انجام شده بود، کشف کرد. به همین دلیل گاه آن را "عدسی هاچرا" نیز می نامند. 

تصویری از یک حلقه اینشتین

صلیب اینشتین زمانی تشکیل می شود که توزیع جرم کهکشان میانی بصورت متساوی نباشد؛ اما زمانی که چنین اتفاقی رخ دهد آنگاه ما یک حلقه اینشتین خواهیم داشت. پدیده حلقه اینشتین بسیار نادر است و تنها چند نمونه از آنها در جهان کشف شده اند. دوتا از معروف ترینشان MG1131+0546 و B1938+666 نام دارند. تصویر حاصله از حلقه اینشتین، در حدود 30 بار از تصویر کوازار دوردست در نبود عدسی درخشان تر خواهد بود. پس "عدسی گرانشی" نام بامسمایی است! 

منبع: David Darling

***

قانون بده-تیتوس چیست؟

26 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 322)
این قانون، فرمول بسیار ساده و شگفت آوری در ارتباط با فواصل سیارات از خورشید است که نخستین بار در سال 1766، ریاضیدانی آلمانی به نام یوهان تیتوس به آن پی برد و بعدها توسط یوهان بده به معروفیت رسید. طبق این قانون، فاصله سیاره n ام از خورشید، برابر است با  (0.3) ضربدر 2 به توان (n-2)، به اضافه 0.4 واحد نجومی. بعنوان مثال، زمین سومین سیاره از خورشید است. 0.3 ضربدر 2 به توان 3-2 می شود 0.6 و حاصلجمع 0.6 و 0.4 نیز برابر است با 1 واحد نجومی؛ یعنی همان فاصله زمین تا خورشید.

سردیسی از یوهان بده

این فرمول به طرز اعجاب آوری تا سیاره اورانوس صادق است و حتی زمانیکه عدد 5 را در آن جایگذاری می کنیم، اصولاً فاصله سیاره پنجم یعنی مشتری به دست نمی آید؛ بلکه اگر عدد 6 را وارد کنیم، فاصله مشتری به دست خواهد آمد.. همین امر بسیاری را بر آن داشت که به جست و جوی سیاره پنجمی مابین مریخ و مشتری بگردند و حتی جوزپه پیاتزی ایتالیایی در جریان همین مشاهدات مهایتاً موفق شد سیارک سرس (مطلب شماره 273) را در آن ناحیه بیابد.

هیچکس هنوز توضیح قانع کننده ای برای دلیل درستی این فرمول سحرآمیز نیاورده است. 

***

حلقه های مشتری

25 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 321)
تمامی سیارات گازی منظومه شمسی ما حلقه دارند؛ اگرچه زحل از میانشان خیره کننده ترین است. سیستم حلقه های مشتری، شامل چهار بخش محو است: حلقه هاله ای، حلقه اصلی و دو حلقه بسیار نازک و لعاب مانند که تمامی شان برای نخستین بار توسط کاوشگر ویجر-1 کشف گردیدند. 

تصویری از بخشی از حلقه های مشتری / ویجر-1

حلقه اصلی، مدار دو تا از داخلی ترین اقمار سیاره را در بر می گیرد: آدراستئا و متیس. لبه های داخلی حلقه اصلی نیز با حلقه هاله ای تداخل می یابد و ماهیچه محوی از مواد را مابین داخلی ترین حلقه مشتری و بالاترین نقطه ابرهای این سیاره ایجاد می کند. با دور شدن از حلقه اصلی، به دو حلقه لعابی می رسیم؛ دو حلقه ای که یک توسط قمر آمالته آ و دیگری توسط قمر تبه کنترل می شود.
در خلال سال های 1996 تا 97، فضاپیمای گالیله، به ثبت وقایعی پرداخت که نشان از چگونگی تشکیل حلقه های مشتری می داد. بقایای حاصل از سیارک ها و دنباله دارها توسط میدان گرانشی پرقدرت مشتری شتاب می گیرند و با سرعت به چهار قمر داخلی این سیاره برخورد کرده و مواد قرمز تیره سطح این اقمار را به اطراف می پراکنند. گالیله، تصاویری از چگونگی برخاستن غبار قرمزرنگ از سطح آمالته آ و تبه تهیه کرد؛ یعنی همان دو قمری که در قلمرو حلقه های لعابی به گرد مشتری می چرخند.
غبارهای برخاسته آنقدر سریعند که به راحتی از دام گرانش قمر کوچک می گریزند و مستقلاً به گرد مشتری به چرخش در می آیند. سپس به خانواده حلقه های لعابی می پیوندند و همین امر همانطور که میلیاردها سال تکرار شده است؛ باز از سر گرفته می شود. فرآیند مشابهی در قمرهای آدراستئآ و متیس نیز، حلقه های هاله ای و اصلی را بارور می کند. 

منبع: David Darling

***

کهکشان چشم سیاه

24 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 320)
کهکشان چشم سیاه یا M64، کهکشانی نسبتاً نزدیک در صورت فلکی "گیسوان برنیکه" است که از دید یک ناظر زمینی، قرص آن به دو قسمت درخشان و تیره تقسیم شده است. این کهکشان در سال 1779 توسط "جان بُده" کشف گردید و به نام کهکشان "زیبای خفته" نیز نام گذاری شد. هر چند این جرم آسمانی را می توان با دوربین های دوچشمی مناسب تشخیص داد؛ اما برای مشاهده چشمان سیاه و دلفریب آن، به ابزاری بزرگتر همچون تلسکوپی با گشودگی 10 تا 15 سانتیمتر نیازمندید.

بدلیل وجود توده های عظیم غبار میان ستاره ای در قرص کهکشان چشم سیاه، نور بخش اعظمی از این کهکشان به چشم ما نمی رسد (بخش های تیره رنگ) عکس از : هابل

M64، دارای دو سیستم ستاره ای چرخنده به گرد مرکز است: ناحیه ای مرکزی که شعاعش در حدود 3 هزار سال نوری است و در حین چرخش معکوس خود نسبت به قرص ثانویه به سرعتی در حدود 300 کیلومتر بر ثانیه، گویی با لبه های قرص بیرونی اصطکاک می یابد. لبه های بیرونی قرص ثانویه، در حدود 40 هزار سال نوری از مرکز کهکشان فاصله دارد. چنین اصطکاکی را می توان دلیل نرخ بالای ستاره سازی در نواحی سیاهرنگ کهکشان دانست؛ مناطقی که پر است از توده های قرمز و آبی رنگ پراکنده در زمینه چشمان مشکین این زیبای خفته.
قرص شگفت و ماهیچه غباری ضخیم این کهکشان را می توان نتیجه برخورد کهکشان کوتوله ای در گذشته با آن دانست که البته آنقدر کند و طولانی بوده که مواد کهکشان کوتوله به آرامی در یک مدار ثابت و منطبق با قرص کهکشان بزرگتر، شروع به چرخش به دور آن کنند. البته در این خصوص نظریات دیگری نیز موجود است. یکی از آنها گویای این امر است که چشم سیاه، یک کهکشان از نوع ESWAG است؛ به معنای "کهکشان تکامل یافته موج دوم".
بر اساس این نظریه، الگوی مارپیچی اصلی کهکشان، شامل جمعیتی از ستارگان میانسال است. فرآیند ستاره سازی در ابتدا از بیرون آغاز شد و از آن پس همراه با پیشروی موج چگالی در زمینه کهکشان (مطلب شماره 96)، ستاره ها تا پایان ذخیره گازی قرص کهکشان، ساخته شدند و از آن پس نیز به آرامی یکی یکی مردند. زمانیکه ماده حاصل از مرگ این ستارگان نسل اول از راه هایی چون بادهای ستاره ای، ابرنواخترها، و سحابی های سیاره نما بار دیگر به قرص کهکشان بازگشت، بار دیگر موج دومی از ستاره سازی در کهکشان به راه افتاد. در صورت صحت این گفته، هم اکنون در کهکشان چشم سیاه، موج ستاره سازی بایستی به محل قرار گیری ماهیچه غباری رسیده باشد. 

منبع: David Darling

***

سحابی خرچنگ کجاست؟

23 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 319)
معروف ترین و آشناترین بقایای یک انفجار ابرنواختری، سحابی خرچنگ است. این سحابی، بقایای یک انفجار ستاره ای یا ابرنواختر در قرن ها پیش است که توسط رصدگران دربار چین باستان، در چهارم ژوئیه 1054 میلادی مشاهده گردید و در درخشندگی به قدر 6- دست یافت (مطلب شماره 48)؛ یعنی در حدود درخشندگی سیاره زهره. 

تصویری تلفیقی از رصدهای پرتو ایکس، مرئی و مادون قرمز سحابی خرچنگ؛ توسط تلسکوپ های فضایی چاندا، هابل و اسپیتزر / ناسا

طبق نوشتارهای چینیان، تا 23 روز این انفجار در روز حتی قابل مشاهده بود و تا 653 روز نیز با چشم غیرمسلح می شد آن را در آسمان شب دنبال کرد. سنگ نبشته هایی که در "دره ناواهو" و منطقه "وایت مسا" (که هر دو در ایالت آریزونای کنونی واقع اند) و پارک ملی دره چاکو در مکزیک، گویای مشاهده این انفجار ستاره ای توسط اقوام آنسازی است.
سحابی خرچنگ، در حدود فاصله 6300 سال نوری از ما و در صورت فلکی ثور قرار داشته و در حدود 10 سال نوری نیز درازا دارد. مرزهای سحابی هم اکنون با سرعت 1800 کیلومتر بر ثانیه در حال پیشروی در فضایند و به طرز شگفت آوری این انبساط، با نیرویی که از تپ اختر (مطلب شماره 195) مرکزی آن نشأت می گیرد، در حال شتاب گرفتن است. درخشندگی این سحابی در پرتوهای مرئی، در حدود یکهزار برابر خورشید است و دلیل آن به دو جزء اصلی این سحابی باز می گردد که نخستین آن را ستاره شناسی به نام "روسکو فرانک" در سال 1919 از راه طیف سنجی؛ و جزء دوم را ستاره شناسانی به نام های "والتر باده" و "رودولف مینکوفسکی" در سال 1930 از را تصویربرداری مشخص کردند.
اولی، جزئی قرمزرنگ با طیف نشری همانند یک سحابی معمولی است که احتمالاً گازهای حاصله از فوران های آشفته ستاره ای به شکل رشته های درخشان گاز است. دومی، جزء آبی رنگ سحابی است که طیفی پیوستار و غیرعادی دارد که دلیل آن گسیل تابش سینکروترونی پولاریزه از میدان های مغناطیسی تپ اختر مرکزی است. این جزء، پس زمینه محو سحابی را ایجاد کرده است. تابش سینکروترونی، از الکترون هایی تابش می شود که حول خطوط میدان مغناطیسی پرقدرتی به چرخش در می آیند.
در سال 1948، سحابی خرچنگ بعنوان منبع قوی امواج رادیویی شناخته شد و در فهرست اجرام درخشان رادیویی آسمان، تحت عنوان ثور-A (درخشان ترین جرم رادیویی در صورت فلکی ثور) شناخته شد و در کاتالوگ جدیدتری تحت نام 3C 144 طبقه بندی گردید. در سال 1964 همچنین خرچنگ بعنوان یک منبع درخشان پرتو ایکس نیز شناخته شد و نام ثور X-1 را نیز به خود اختصاص داد. شدت درخشندگی پرتو ایکس خرچنگ، در حدود یکصد برابر پرتوهای مرئی است. بقایای حاصل از مرگ ستاره مادری که سحابی خرچنگ را ایجاد کرده، در سال 1960، کشف گردید. 

تصویر پرتو ایکس از توده گازی پیرامون تپ اختر مرکزی سحابی خرچنگ

این سحابی ابتدائاً به سال 1731، نوسط فیزیکدان و ستاره شناس آماتوری به نام "جان بویس" و بعدها مستقلاً توسط ستاره شناسی فرانسوی به نام "شارل مسیه" در هشتم آگوست 1758، اشتباهاً به عنوان یک دنباله دار کشف گردید، چراکه در همان سال قرار بود دنباله دار معروف هالی نیز در آسمان ظهور کند. رصدهای پیگیر مسیه از سحابی نشان داد که خرچنگ، نه یک دنباله دار متحرک، که جرمی غیرستاره ای و ثابت است. همین امر او را برآن داشت تا فهرستی از اجرامی که ممکن است رصدگران بعدی آنها را به اشتباه، به عنوان یک دنباله دار قلمداد کنند، تهیه کند. او فهرستش را تا 45 جرم ادامه داد و نخستین آنها را یعنی همان سحابی خرچنگ، تحت عنوان M1 نامگذاری کرد.
نام خرچنگ، از طرحی که توسط "ارل روس" در حدود سال 1844 از این سحابی تهیه شده بود انتخاب گردید. نخستین تصویر خرچنگ، در سال 1892، و نخستین طبف سنجی آن در خلال سال های 1913 تا 15، توسط "وستو اسلیفر" صورت پذیرفت.
سحابی خرچنگ را در آسمان های تاریک و با ابزار رصدی نسبتاً متوسطی (یک دوربین دوچشمی متوسط) می توان در فاصله 1 درجه ای شمال غرب ستاره درخشان زتا-ثور،  به آسانی مشاهده کرد. در بزرگنمایی های بزرگتر آن را به شکل ابر بیضی گونی که هاله ای محو آن را احاطه کرده است می توان دید. در تلسکوپ هایی با قطر دهانه بیشتر از 10 سانتیمتر، برخی از جزئیات خالدار و رگه مانند آن نیز در نواحی مرکزی سحابی آشکار می شود.
تپ اختری که در مرکز سحابی خفته است نیز دوره تناوبی معادل 33.085 میلی ثانیه دارد؛ بعبارتی هر ثانیه 30 بار به دور خود می چرخد! این تپ اختر از اندک نمونه هایی است که در نور مرئی قابل تشخیص است. در نهم نوامبر 1968، طبیعت تپنده آن در امواج رادیویی توسط ستاره شناسان رصدخانه رادیویی آرسیبو در پورتوریکو کشف گردید و فلاش های نور مرئی آن نیز بعدها در رصدخانه استوارد مشاهده شد. به دلیل طبیعت تپنده آن نیز گاه این ستاره مرده را CM-ثور نیز می نامند. 

منبع: David Darling

***

کهکشان های شاخکی چیستند؟

22 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 318)
جوان ترین و نزدیک ترین جفت کهکشان های برخوردی به راه شیری، کهکشان های شاخکی اند که با فاصله 63 میلیون سال نوری از ما، در صورت فلکی کلاغ جای گرفته اند. کشش گرانشی هر کدام از دو کهکشان، قوسی از گاز و ستارگان کهکشان دیگری را به فضا آزاد کرده است و از اینروست که به آنها کهکشان های شاخکی می گویند.

کهکشان های شاخکی (Antennae galaxies)

این شاخک ها مجموعاً 360 هزار سال نوری در فضا امتداد دارند و در حدود یکصد میلیون سال پیش ایجاد شده اند. فرآیند پیشرفت آنها نیز همچنان ادامه دارد. در تصویر زیبایی که تلسکوپ فضایی هابل از قلب این دو کهکشان تهیه کرده است، توده های سرگردان و درخشانی همچون گره های گازی به چشم می خورند که در حقیقت آماجی از حدود یکهزار ستاره نوباوه اند؛ خوشه های کروی نوپایی که از برخورد متقابل توده های گازی هیدروژن دو کهکشان بوجود آمده اند.

تصویر تلسکوپ فضایی هابل از حلقه برخوردی دو کهکشان شاخکی

از طرفی طیف سنجی پرتو ایکس ناحیه برخوردی دو کهکشان توسط تلسکوپ فضایی پرتو ایکس چاندرا، از ده ها نقطه درخشان پرتو ایکس خبر می داد که احتمالاً آثار حضور سیاهچاله ها و ستارگان نوترونی اند. این اجرام فشرده و ریز، بقایای مرگ ستارگان بزرگی اند که قبل ترها در جریان رشد ناگهانی ستاره سازی کهکشان ها پس از برخورد به یکدیگر ایجاد شده بودند و امروز تنها بقایایشان باقیست. 

منبع: David Darling

***

NGC چیست؟

21 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 317)
NGC، مخفف عبارت New General Catalogue به معنای "فهرست عمومی جدید" است که شامل تعداد پرشماری از سحابی ها، خوشه های ستاره ای و کهکشان هاست. نسخه اصلی این فهرست که به سال 1888 در ایرلند و توسط جان دریر به چاپ رسید، شامل 7840 جرم غیرستاره ای آسمان نیمکره شمالی بود که بعدها نسخه ای تجدیدنظرشده و بزرگتر از آن موسوم به "فهرست عمومی سحابی ها و خوشه های ستاره ای" در سال 1864 توسط جان هرشل به چاپ رسید. 

مجموعه ای شامل تصویر 64 جرم غیرستاره ای آسمان در فهرست NGC

اجرام اضافی، تحت دو فهرست پیوست موسوم به "فهرست نمایه" یا به اختصار IC به لیست اصلی اضافه گردیدند. نسخه کنونی فهرست های NGC و IC، که تحت عنوان NGC .2000 نیز شناخته می شود، تمامی آسمان را پوشش داده و بیش از 13 هزار جرم غیرستاره ای را شامل می شود. در این فهرست جدید که امروز مورد استفاده رصدگران حرفه ای آسمان نیز قرار می گیرد، موارد مذکور در غلطنامه ای که دریر آن را خود تهیه نموده بود نیز، به همراه اطلاعات به روز شده ای از اخترشناسی نوین، لحاظ شده اند. 

منبع: David Darling

***

گرانش مصنوعی چیست؟

20 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 316)
شبیه سازی کشش گرانشی را در درون ایستگاه های فضایی، اجتماعات فضایی و با یک فضاپیمای سرنشین دار، که با چرخش مداوم آن وسیله به دور خود در سرعتی معین بوجود می آید را گرانش مصنوعی می نامند. به کار بستن چنین تکنیکی در جریان سفرهای درازمدت فضایی برای پیشگیری از وقوع عوارض فیزیولوژیکی و روان شناختی اقامت های طولانی مدت در فضا، اقدامی ضروری به نظر می رسد. 

ایده چرخش یک ایستگاه فضایی چرخ-مانند به سال 1928 و دست نوشته های "هرمان نوردانگ" بازمی گردد که بعدها توسط دکتر "ورنر فون براون" ارتقا یافت. نمود بارز تخیلی چنین ایده ای نیز در فیلم 2001: یک اودیسه فضایی نمایش داده شد که به منظور ایجاد گرانش مصنوعی در طول سفر به سیاره مشتری نشان داده شده بود.
اما اینکه چرا تا آینده نزدیک امکان عملی ساختن این ایده وجود ندارد، دلایلی دارد. بعنوان مثال، در خصوص مأموریت های سرنشین دار به مریخ، فضاپیما شدیداً بزرگ، پرجرم و پرهزینه خواهد شد. راه بهتری اما برای تحقق چنین رؤیایی وجود دارد. این که فضانوردان خود مجهز به تخت خواب هایی گردان باشند، بطوریکه با قرار گرفن سرها در نزدیکی مرکز و پاها در نزدیکی لبه های دایره چرخنده ای بزرگ، وجود نیروی جاذبه را برای حداقل یک ساعت در روز، احساس کنند. 

منبع: David Darling

***

سحابی چشم گربه کجاست؟

19 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 315)
سحابی سیاره نمای جوانی در صورت فلکی اژهاست که در نوع خود از پرنورترین های آسمان به شمار می رود و بواسطه شباهت بالای ابرهای حلقوی درون آن به چشم گربه که در حدود 10 هزار سال پیش راه خود را به فضا باز دیدند، به سحابی چشم گربه معروف شده است. 

تصویر تلسکوپ فضایی هابل از سحابی چشم گربه در سال 1994

نام علمی آن، NGC 6543 است. این سحابی، نخستین سحابی سیاره نما بود که یک طیف نگار به بررسی طیف آن پرداخت و شماری خطوط نشری را در آن یافت. از آنجا بود که بحث ها بر سر اینکه سحابی هایی از این دست در واقع اجتماعی از ستارگانند یا همان ابرهای گازی، بالا گرفت. یک تلسکوپ آماتوری با قطر 8 سانتیمتر، قرص مه آلود و سبز-آبی رنگ این سحابی را به ما نشان می دهد اما برای پی بردن به ساختار درونی آن، به تلسکوپ های بزرگتری نیاز است.
پیچیدگی بالای ساختار این سحابی با پوسته های گازی هم مرکز، فوران های پرسرعت گاز و توده های گازی تکه تکه که محصول بروز شوک های عظیمی در حین حرکت پرسرعت رو به بیرون خود هستند؛ دانشمندان را بر آن داشت تا ستاره مرکزی این سحابی را یک ستاره دوتایی بدانند. طبق این نظریه، بادهای سریع ستاره ای، از جانب ستاره مرکزی، غشای کشیده و بیضی گون گازی این سحابی را بوجود آورده است. این ساختار، خود محصور در دو توده گازی بزرگتر است که پیشترها توسط همین ستاره به بیرون فرستاده شده بودند. این دو توده نیز خود با مارپیچی از گاز فشرده به هم پیوسته اند که احتمال می رود از جانب صفحه مداری هر دو ستاره به بیرون پرتاب شده باشد.
ستاره همدم  و مرموز ستاره مرکزی همچنین می تواند مسئول جفت فوران های پرسرعت گازی ای باشد که عمود بر صفحه مداری دو ستاره به بیرون شلیک گشته اند. اگر چنانچه ستاره همدم از ستاره اصلی گاز بدزدد، آنگاه است که انتظار خلق چنین فوران های زیبایی را بایستی داشت. این فوران ها همچنین به حل چندین خصوصیت ویژه محیط پیرامون توده های گازی نیز می پردازند. همین موضوع که فوران ها در دو سوی سحابی به بیرون جسته اند، خود گویای این موضوع است که فوران ها در حال تلو تلو خوردنند و یا گاها متوقف شده و دوباره از سر گرفته می شوند.
خصوصیت مسحور کننده دیگر این سحابی که در سال 2004 توسط چشمان تیزبین تلسکوپ فضایی هابل شکار شد، الگویی از 11 غشای هم مرکز در نواحی پیرامون ناحیه داخلی سحابی است. هر حلقه در واقع پوسته نازک یک حباب است. مطالعات حاکی از آن بود که ستاره مرکزی در فواصل زمانی 1500 ساله با شلیک مقادیر عظیمی از جرم خود به فضا، چنین ساختارهای اعجاب آوری را خلق کرده است. جرم هر کدام از این حباب ها، در حدود تمامی جرم سیارات منظومه شمسی ماست.
تا چندی پیش، وجود چنین پوسته هایی در پیرامون سحابی های سیاره نما، امری نادر تلقی می شد؛ اما رومانو کرودی و دانشجویانش در مقاله ای که در آوریل 2004 به چاپ رسید ادعا کردند که تشکیل این حباب ها (که ما آنها را به شکل حلقه می بینیم)، یک قانون در سیر تکامل هر ستاره است تا اینکه استثنا باشد. 

تصویر تلسکوپ فضایی هابل از سحابی چشم گربه در سال 2004

الگوهای چشم گاومانند پیرامون سحابی های سیاره نما، ستاره شناسان را شگفت زده ساخته، چراکه آنها هیچ فرآیندی را سراغ ندارند که در انتهای زندگی یک ستاره، بخش اعظمی از جرم ستاره را آنهم در فواصل زمانی 1500 ساله به فضا شلیک کند. برخی راه حل هایی را پیشنهاد داده اند؛ همچون چرخه های مغناطیسی، ضربان های ستاره ای و تأثیرات متقابل ستاره همدم. نظریه دیگر اما می گوید که گازها در انتهای حیات ستاره به آرامی به فضا راه یافتند اما حلقه هایی که امروزه می بینیم، حاصل از موج شوکی است که بعدها رخ داد. برای رد یا تأیید هر کدام از این نظریات، مطالعات و مشاهدات فراتر از این نیاز است.
در حدود هزار سال پیش، الگوی فوران ها تغییر کرد و چشم گربه شروع به ساخت پوسته های غباری کرد (مطلب شماره 104). این اتفاق از آن زمان همچنان ادامه دارد و در تصاویری که هابل در خلال سال های 1994، 1997، 2000 و 2002 از این سحابی تهیه کرد، چنین انبساطی مشهود بود. معما این است که چه چیز این تغییر نا به هنگام را ایجاد کرده است. بسیاری از جنبه های فرآیندهایی که به از دست دادن پوسته ستاره می انجامند همچنان ناشناخته مانده است و پژوهش در باب سحابی های سیاره نما، یکی از اندک راه هایی است که با آن ها می توان از رویدادهای نهایی عمر یک ستاره خورشید-مانند، پرده برداشت. 

منبع: David Darling

***

کمربند سیارک ها کجاست؟

18 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 314)
کمربند سیارکی، منطقه ای مابین مدار سیارات مشتری و مریخ است و اغلب آن را کمربند اصلی نیز می نامند تا بتوان آن را از کمربندهایی چون کوئیپر تشخیص داد. بیش از نیمی از جرم این کمربند، در سیارک های سرس (مطلب شماره 273)، وستا (مطلب شماره 281)، پالاس و هایجیئا جمع آمده و سرس از این میان به تنهایی 25% از جرم کمربند را به خود اختصاص داده است. ابعاد سیارک ها نیز در این ناحیه از منظومه شمسی از سرس تا ذرات غبار متغیر است. 

تصویری خیالی از کمربند سیارکی

غلظت این کمربند آنچنان اندک است که چندی از سفاین بی سرنشین بشر تاکنون از آنها گذشته اند و از اینرو تصاویری که اکثراً برای نمایش کمربند سیارکی در کتابها یا فیلم های آموزشی نمایش داده می شود، تا حد زیادی در آنها غلو شده است. مأموریت فضایی بعدی که قرار است از میان این کمربند گذر کند، فضاپیمای داون است که به ملاقات اعضای ارشد خانواده سیارک ها، یعنی سرس و وستا خواهد رفت.
در سال 1802، ستاره شناس آماتوری به نام هنریش اولبرس، مدعی شد کمربند سیارکی از بقایای انفجار یک سیاره پدید آمده است؛ انفجاری که می توانسته منشأ داخی داشته باشد و یا اینکه برخورد سیاره با یک دنباله دار در میلیون ها سال پیش، آن را موجب شده باشد. مقادیر هنگفت انرژی مورد نیاز برای نابودی یک سیاره و جرم مجموع ذرات پراکنده در این کمربند اما این نظریه را مردود می سازد. طبق مدل های امروزی، سیارات منظومه شمسی از تجمع ذرات پیش سیاره ای بوجود آمده اند و کمربند سیارک ها نیز نقطه ای در منظومه شمسی ماست که ذرات پیش سیاره ای به هم نپیوسته اند تا جسمی یگانه را تشکیل دهند. سیارک های بزرگتر این خانواده را جزء رده سیاره های کوتوله دسته بندی می کنند و فرآیند تشکیل آنها نیز از طریق به هم پیوستگی ذرات کوچکتر کمربند، در سالیان بسیار دور بوده است.
نخستین فضاپیمایی که به قلمرو کمربند سیارکی وارد شد، پایونیر-10 نام داشت که در سال 1972 از میان آن گذشت. مجموعاً 12 فضاپیما چنین عملی را با موفقیت انجام داده اند و فضاپیمای داون نیز نخستین عضو از این کاروان خواهد بود که مشخصاً از مدار خاصی به بررسی دو سیارک این کمربند خواهد پرداخت. اگرچنانچه پس از انجام اهداف پیش بینی شده همچنان داون بر قوت تحقیقاتی خود باقی باشد حتی ممکن است آن را به میهمانی اعضای دیگری از این کمربند مرموز نیز بفرستند. داون، هر آنچه را در مأموریتش انجام دهد، در تاریخ به ثبت خواهد رساند.
رازهای سر به مهر این کمربند، در قیاس با آنچه از آن می دانیم بیشتر است؛ چراکه تاکنون عملیات اکتشافی ویژه ای در آنجا صورت نگرفته است. فضاپیمای داون، تمامی این سؤالات را پاسخ خواهد گفت؛ اما آنچه تاکنون از آنجا می دانیم، از شهابسنگ هایی است که منشأ سیارکی دارند. حتی اگر بخواهیم معدن کاوی سیارک ها را نیز آغاز کنیم، اطلاعاتمان از آنها چندین برابر خواهد شد. 

منبع: Universetoday

***

خوشه سنبله

17 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 313)
نیروی کلیدی علم ستاره شناسی، گرانش است. سیارات به دور ستارگان می چرخند و ستارگان نیز عضوی از کهکشان هایند. اما حتی کهکشان ها نیز در گروه هایی چند ده تایی در کنار هم، گروه هایی را تکشکیل می دهند؛ اما یکی از بزرگترین اجتماعات جهان، متشکل از هزاران ستاره در چندین گروه کهکشانی همسیه است که آنها را خوشه های کهکشانی می نامیم. راه شیری ما نیز استثنا نیست. ما، عضوی از یک خانواده ایم؛ خانواده ای به نام "خوشه کهکشانی سنبله". 

قسمتی از کهکشان های خوشه سنبله

خوشه سنبله در حدود 1300 تا 2000 کهکشان را در خود جای داده که تمامیشان با نیروی گرانش به هم اتصال دارند. طبق برآورد ستاره شناسان، جرم اینهمه کهکشان، در حدود 1.2 کوادریلیون برابر جرم خورشید است! این جرم عظیم، حجمی به درازای 1.5 میلیون سال نوری را پوشش داده است.
همانگونه که از نامش مشخص است، اکثر کهکشان های خوشه سنبله در صورت فلکی سنبله جای گرفته اند و یکی از بزرگترین اعضای این خانواده، کهکشانی به نام M87 است؛ هیولایی که به تنهایی 2.7 تریلیون برابر جرم خورشید را در خود جای داده است.
البته این انتهای راه نیست! خوشه سنبله، خود عضوی از یک اجتماع بزرگتر است: ابرخوشه سنبله. این ابرخوشه که در صورت فلکی جای دارد، احتمال می رود که میزبان حدوداً یک میلیون کهکشان باشد و در حدود 110 میلیون سال نوری نیز طول داشته باشد.
ابرخوشه ها بزرگترین ساختارهای کیهانی اند و گمان می رود که میلیون ها از آنها در سرتاسر جهان ما پراکنده شده باشند. از بزرگترین مقیاس ممکن، ابرخوشه ها در راستای هم و در رشته هایی ردیف شده اند؛ رشته هایی که حفره های عظیمی را نیز از چیدمان کف مانندشان پدیده آورده اند. 

منبع: Universetoday

***

کهکشان دنباله دار کجاست؟

16 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 312)
کهکشان دنباله دار، کهکشانی واقع در خوشه کهکشانی Abell 2667 و در فاصله 3.2 میلیارد سال نوری از ماست؛ کهکشانی که در حضور نیروی گرانش سهمگین خوشه کهکشانی از هم پاشیده شده و به دلیل شکلش آن را کهکشان دنباله دار نیز می گویند. 

تصویری از کهکشان دنباله دار (بالا - راست) از نگاه دوربین تلسکوپ فضایی هابل

رصدهای صورت گرفته از کهکشان دنباله دار و دیگر اعضای خوشه کهکشانی Abell 2667 به دانشمندان کمک کرد تا دلیل فقر گاز برخی از کهکشان های جهان را درک کنند. کهکشان ما؛ راه شیری، منابع عظیم گاز و غباری را درون خود داراست که در فرآیندهای ستاره سازی مصرف می شوند. اما ذخیره گازی دیگر کهکشان ها اندک است.
تصویر تهیه شده از کهکشان دنباله دار از دریچه چشمان تلسکوپ فضایی هابل نشان می دهد که فعل و انفعالات عظیم گرانشی مابین کهکشانهای موجود در خوشه های کهکشانی پرجرم، آسیب های فراوانی را به ساختار کهکشان و گاز موجود در آن می زند. این آسیب ها از طرفی بیشتر متوجه کهکشان های مرکزی است و اغلب کهکشان ها حاشیه دست نخورده می مانند. برخوردهای کهکشانی، شکل کهکشان ها را بر هم می زند و ستارگان بی خانمان و سرگشته را در این میان به فضای میان کهکشانی می ریزند (مطلب شماره 200).
با وجود آنکه جرم کهکشان دنباله دار از کهکشان ما بیشتر است، او تمام گاز و غبارش را از دست خواهد داد و از آن پس دیگر قادر به ستاره سازی نخواهد بود. او به کهکشانی فقیر از گاز بدل خواهد شد؛ با ستارگان پیر و سرخ.
چون کهکشان دنباله دار در فاصله 3.2 میلیارد سال نوری از ما واقع شده است، این تنها تلسکوپ فضایی هابل است که بایستی برای شکار و تحلیلش به کار گرفته شود. حتی بزرگترین تلسکوپ های خانگی نیز آن را نخواهند دید. 

منبع: Universetoday

***

کابوسی به نام آپوفیس

15 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 311)
تا سال 2004، عده اندکی نام NEAها یا سیارک های نزدیک زمین را شنیده بودند. برای دوره ای، زمین را تهدیدی فراگرفته بود؛ مدل سازی ها برای عمق فاجعه و میزان مرگ و میرها صورت می پذیرفت و بسیاری به دنبال راه هایی بودند که می توانست از پس این حادثه سهمگین، امید را به زمینیان بازگرداند ... اما بررسی های دقیق تر ناسا نشان داد که زمین تا مدت ها از آپوفیس در امان است. 

 حرکت سیارک آپوفیس در زمینه ستارگان که با دایره مشخص شده است

سنگی با طول 270 متر و جرم 21,000,000,000 کیلوگرم که نامش از افسانه های مصر باستان انتخاب شده است: آپوفیس به معنای ویرانگر. گمان می رود که برخورد چنین جسمی با زمین می تواند از 10 تا 25 درصد حیات زمین را نابود کند. آپوفیس در 19 ژوئن 2004 کشف گردید. پس از تأیید مشاهدات از سوی "مرکز سیاره های ریز"، سازمان فضایی آمریکا؛ ناسا، 13 آوریل 2029 را نخستین گذر نزدیک این سنگ زشت آسمانی به زمین اعلام کرد. در این تاریخ این جسم کوچک منظومه ما را حتی با چشم غیرمسلح می توان دید و از دریچه دوربین های دوچشمی کوچک از پرنورترین شهرهای زمین نیز آن را تشخیص داد. بار دیگر او در سال 2036 از کنار زمین خواهد گذشت اما اینبار با فاصله دورتری از گذر 2029.
هر چند احتمال برخورد آپوفیس در بهار 2029 منتفی است؛ اما اگر این سنگ ریز و رعب آور از یک میدان ناچیز گرانشی عبور کرده و مسیرش به کلی تغییر کند؛ آنگاه است که بایستی به فکر سیستم دفاع موشکی فضایی افتاد. بسیاری معتقدند از این فرصت مرگبار فضایی می توان بهره برد و فضاپیمایی را به ملاقات و مذاکره با آپوفیس فرستاد! این فضاپیما با نصب سیستمی همچون فانوس دریایی قادر است از تغییرات احتمالی مسیر آپوفیس به ما خبر دهد و در صورت بروز تهدید جدی، دولت های زمین را برای مقابله با یک بلای فضایی متحد سازد ... اگر آن روز دولت هایی در زمین باشد!

منبع: Universetoday

***

نور ستارگان چیست؟

14 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 310)
به آسمان شب بنگرید. ستارگانی را می بینید که در هر سو سوسو می زنند و می درخشند. اما این نور چیست و چگونه از آن فواصل سرسام آور به زمین ما می رسد؟

خوشه ستاره ای کمی شلوغ اومگا-قنطورس!

تمامی ستارگان کره های عظیمی از پلاسمای داغند. اکثراً از هیدروژن و هلیوم بوده و تنها مقادیر اندکی از عناصر سنگین تر را درونشان می توان یافت. گرانش، پیکره ستاره را نگه داشته و آن را به درون می فشارد و طبیعتاً اگر نیروی واکنشی وجود نداشته باشد، ستاره در خود فروخواهد ریخت.
اما همچنان که ستاره فشرده شده و کوچکتر می شود، نیروی اصطکاک گرانشی درونش را گرم تر و گرم تر می کند. زمانی که دمای درون ستاره به 15 میلیون کلوین رسید، فرآیند همجوشی هیدروژن آغاز می شود. در این فرآیندها، اتم های هیدروژن در چندین قدم متوالی به اتم هلیوم بدل می شوند. این واکنش، شدیداً گرمازاست؛ به این معنا که انرژی بیشتری را از آنچه که دریافت کرده به بیرون ساتع می کند. ستاره ای همچون خورشید، هر ثانیه 386,000,000,000,000,000,000,000,000 ژول پرتو گاما از خود آزاد می کند!
این فوتون های پرانرژی درون خورشید محبوسند و بایستی که به بیرون راه پیدا کنند. در جریان سفری که گاه تا صدها هزار سال به طول می انجامد، این فوتون های مداوماً از یک اتم تابش شده و توسط اتم دیگر جذب می شوند ... هر قدم به معنای کاهش انرژی فوتون است؛ بطوریکه هر گاه این فوتون خسته به سطح خورشید راه پیدا کند، مقادیر عظیمی از انرژی خود را اینچنین ار دست داده و از پرتوهای پرانرژی گاما هم اکنون به پرتوهای نور مرئی افول کرده است.
سپس فوتون های نوری از سطح ستاره آزاد می شوند و در فضا خود را آزاد و رها می بینند. اگر هیچ چیز در مسیرشان نباشد، آنها صدها، هزاران، میلیون ها و میلیاردها سال در مسیری مستقیم حرکت می کنند. اگر هم اکنون به بیرون رفته و به یک ستاره بنگرید، چشمان شما نخستین جسمی خواهد شد که فوتون های نور آن ستاره از زمان ترک سطح سوزان آن به آن خورده اند! 

منبع: Universetoday

***

سطح اورانوس چگونه است؟

13 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 309)
اورانوس، کره ای از یخ و گاز است و از این رو نمی توان سطح مشخصی را برایش متصور شد. اگر قصد فرود آوردن کاوشگری بر سطح این سیاره دارید، تلاشتان بی شک ناموفق خواهد بود؛ چراکه این سفینه در جو فوقانی غنی از هیدروژن و هلیوم اورانوس فرورفته و نهایتاً در اقیانوس یخی مرکز اورانوس متوقف خواهد شد!

اورانوس از نگاه دوربین کاوشگر ویجر-2

زمانیکه به اورانوس می نگریم، رنگ آبی-سبز آن را می بینیم که گمان می رود همان سطح این سیاره باشد. در واقع این رنگ ها نور خورشیدی است که از جو فوقانی اورانوس بازتاب شده است. جو اورانوس، متشکل از هیدروژن، هلیوم و البته مقادیر عظیمی متان است. این متان، رنگ های قسمت قرمز طیف الکترومغناطیس را جذب کرده و رنگ های ناحیه آبی طیف قادرند بار دیگر به فضا بازتاب شوند. پس تمامی رنگ ها بر روی اورانوس فرود می آیند؛ رنگ های گرم جذب شده و رنگ های سردی چون سبز و آبی به فضا بازتابانده می شوند. به همین دلیل است که اورانوس را به چنین رنگ هایی می بینیم.
اما بیایید فکر کنیم سطح اورانوس کاملاً جامد باشد و شما بتوانید در آن قدم بزنید. جالب است بدانید با اینکه اورانوس در حدود 14.5 برابر از زمین پرجرمتر است؛ اما شما 89% از نیروی گرانش سطح زمین را در آنجا تجربه خواهید کرد! دلیل این امر، چگالی نسبی اندک این سیاره است؛ در واقع اورانوس پس از زحل، دومین سیاره کم چگال منظومه شمسی است. 

منبع: Universetoday

***

موشک هیبرید چیست؟

12 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 308)
یک موشک هیبرید، ویژگی های موشک های سوخت جامد و مایع را همگی در خود دارد و همین امر از نقاط ضعف دو موشک کاسته و برتری هایشان را کنار هم جمع می آورد.

آزمایش یک موشک از نوع موتور هیبریدی / عکس از: ناسا

ساختار یک موشک هیبرید بسیار ساده است. این موشک شامل یک محفظه پرفشار حاوی سوخت مایع، یک دریچه و یک محفظه احتراق است که از سوخت جامد پرشده و نهایتاً یک ابزار جرقه الکتریکی. اساس کار این نوع از موشک ها نیز آزادسازی سوخت مایع از محفظه پرفشار و مخلوط سازی آن با سوخت جامد در محفظه احتراق است. سوخت مایع بعنوان یک اکسیدکننده عمل کرده و در واکنش با سوخت جامد، ایجاد شتاب می کند. سوخت مایع را معمولاً اکسیژن با نیتروژن مایع تشکیل داده است.
نکته مهم در خصوص سوخت جامد نیزامکان ترکیب آن با ترکیبات شیمیایی پرانرژی همانند آلومینیوم و روی با هدف افزایش نیروی پیش برنده موشک است. سوخت جامد رایح در این نوع از موشک ها نیز پارافین است. استفاده از این متد مزایای خاص خود را داراست چراکه می توان فرآیند احتراق را به آسانی هدایت نموده و حتی در موارد بروز حادثه آن را متوقف نمود.
پس چه عاملی یک موشک هیبرید را از یک موشک معمولی متمایز می سازد؟ در خصوص موشک های سوخت مایع، چندین مزیت وجود دارد. اول اینکه موشک هیبرید از سیستم سوخت رسانی ساده تری نسبت به موشک های عادی سوخت مایع استفاده می کند؛ دیگر آنکه یک موشک هیبرید با بهره گیری از قدرت احتراق فلزات پر انرژی، قادر به افزایش توان شتاب گیری است. هیبریدها چندین مزیت دیگر نسبت به موشک های سوخت جامد نیز دارند.
اول آنکه احتمال انفجار سوخت بسیار کمتر است. دوم آنکه امکان کنترلشان موجود است؛ چراکه موشک های سوخت جامد را پس از پرتاب نمی توان متوقف ساخت. سوم نیز اینکه سوخت های بکار رفته بعنوان سوخت جامد در موشک های هیبرید، نسبت به نمونه های بکاررفته در موشک های سوخت جامد، آلایندگی و قدرت مسمومیت کمتری دارند؛ چراکه فرآورده سوختن پارافین، تنها دی اکسید کربن و آب است.
البته در گنار مزایای این دسته از موشک ها، معایبی نیز موجود است که با کار بیشتر بایستی مرتفع شوند. یکی از آنها حفظ تعادل مابین اکسیدکننده مایع و سوخت جامد است. برای بیشترین بازدهی، بایستی این نسبت در طول پرتاب ثابت بماند اما هر چه بیشتر سوخت مصرف می شود، این تعادل نیز ناگزیر دچار تغییراتی می شود که نهایتاً بر شتاب موشک مؤثر خواهد بود.
رویهمرفته موشک های هیبرید آینده موشکی سازمان فضایی آمریکا، ناسا را تشکیل خواهند داد. هم اکنون نیز این دسته از موشک ها در حال طی تست های مورد نیاز با هدف مشخص شدن این موضوعند که آیا یک موشک هیبرید می تواند به جای موشک های سوخت جامد به کار رفته در مجموعه شاتل فضایی استفاده شود؟

منبع: Universetoday

***

نپتون چند قمر دارد؟

11 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 307)
تا به امروز، نپتون مجموعاً صاحب 13 قمر است که اکثرشان اجرام سیب زمینی مانند یخی اند اما بزرگترینشان یعنی تریتون (مطلب شماره 259)، به اندازه کافی جرم داشته که تحت گرانش خود به یک کرده تبدیل شود (مطلب شماره 101). تریتون، هفتمین قمر بزرگ منظومه شمسی است. 

قمر نرید از نگاه دوربین کاوشگر ویجر-2 / عکس از: ناسا

نپتون در سال 1846 کشف گردید و تنها 17 روز بعد، ویلیام لاسل اولین قمرش را به چشم خود دید؛ یعنی همان تریتون. قطر این قمر در حدود 1707 کیلومتر بوده و اگرچنانچه به دور خورشید (و نه به دور نپتون) می چرخید، می شد آن را یک سیاره کوتوله مستقل همچون نپتون به حساب آورد. تریتون یکی از سردترین نقاط منظومه ماست که دمای سطحی اش به حدود 38 کلوین یا منهای 235 درجه سانتیگراد می رسد. شاید این زمهریر ناخوشایندی به نظر آید اما جالب است بدانید که تریتون جهان فعالی است. فضاپیمای ویجر-2 ناسا در حین عبورش از نزدیکی خانواده نپتون، عوارض جغرافیایی عجیبی را در سطح تریتون گزارش کرد که نیتروژن مایع از خود فوران می کنند!
در حدود 100 سال تا کشف قمر بعدی نپتون یعنی نرید در سال 1949 گذشت. این قمر از برادر بزرگترش تریتون به شدت کوچکتر است و تنها 340 کیلومتر قطر دارد.
سومین قمر نپتون یعنی لاریسا نیز در سال 1981 تقریباً به شیوه خوش شانسی کشف گردید؛ چراکه این قمر با گذشتن از برابر یک ستاره برای مدتی نور آن را کاهش داد و ناگزیر از زمین شکار شد! اما با عبور ویجر-2 از نزدیکی این غول آبی رنگ در سال 1989 بود که مشخص گردید لاریسا یک قمر است و نه یک جسم عبوری ساده. او همچنین موفق به کشف پنج قمر دیگر به نام های نایاد، تالاسا، دسپینا، گالاتئا و پروتئوس نیز شد.
آخرین قمرهایی که به گرد نپتون مشاهده شدند نیز در جریان نقشه برداری های سال 2002 و 2003 تلسکوپ فضایی هابل از این خانواده دوردست، دیده شدند. از میان تمام این قمرها بزرگترینشان تنها 60 کیلومتر قطر دارد و از اینرو بایستی قدرت چشمان هابل را برای تشخیص چنین خرده سنگی آنهم از این فاصله تحسین کرد. این قمرها هالیمد، سائو، لائمدیا، ساماته و نسو نامگذاری گردیدند.
پس با جمع زدن تمام اینها، به عبارتی می توان گفت نپتون 13 قمر دارد که البته احتمال بیشتر بودنشان نیز می رود اما تا ورود تلسکوپ های جدیدتر و بزرگتر و یا اعزام مأموریت های بیشتر مشاهده آنها بسیار بعید است. 

منبع: Universetoday

***

جرم کهکشان ها چقدر است؟

10 آبان ماه 1388 (مطلب شماره 306)
کهکشان ها مجموعه هایی از ستارگانند. برخی پرجرمند و بارها بیشتر از راه شیری وزن داشته و برخی تنها کسری از جرم کهکشان ما را به خود اختصاص داده اند. بیایید نگاهی به جرم انواع مختلف کهکشان ها بیندازیم و جرمشان را با خانه خود مقایسه کنیم ...

کهکشان مرکزی خوشه کهکشانی Abell 2029 که به رنگ زرد دیده می شود. این کهکشان، یکی از پرجرمترین کهکشان های جهان هستی است

برای اینکه معیار مشخصی داشته باشیم، در ابتدا بیایید نگاهی به جرم کهکشان خودمان بیندازیم. ستاره شناسان، جرم کهکشان ها را بر حسب جرم خورشید بیان می کنند. 1 خورشید، معادل جرمی برابر خورشید است و ده خورشید هم ده برابر جرم خورشید. جرم کلی کهکشان ما، در حدود 200 میلیون خورشید است؛ هر چند طبق برخی از برآوردها این عدد تا 600 میلیون خورشید هم راه دارد!
کوچکترین و لاغرترین کهکشان های جهان ما، کهکشان های تازه کشف شده ای موسوم به "کوتوله های فوق فشرده" یا UCD ها هستند. قطر این دسته از کهکشان ها در حدود یک هزارم قطر راه شیری و جرمشان معادل یک دهم جرم کهکشان ماست.
پرجرم ترین کهکشان های جهان ما، کهکشان های بیضوی (مطلب شماره 134) موجود در مرکز خوشه های کهکشانی اند. این کهکشان ها را بعنوان غول های پرجرم و محوی می شناسیم که در خصوص درخشان ترینشان با حدود 10 برابر درخشندگی راه شیری، جرمشان به مرزهای 100 برابر کهکشان ما نیز می رسد! یک نمونه از کهکشان هایی از این دست، کهکشان مرکزی خوشه ای موسوم به Abell 2029 است. 

منبع : Universetoday

***