جدیدترین عنصر: اونونپنتیم

 

ادامه نوشته

خورشید(sun)

خورشید   

ستاره ای از رشته اصلی با رده طیفی G2 .جسم مرکزی منظومه شمسی که تمام سیارات دنباله دارها و سیارکها در مدارهایی دور آن می چرخند.

۹۸درصد جرم منظومه شمسی درون خورشید قرار دارد  و نور وگرمای این ستاره برای تداوم زندگی بسیار ضروری است.منبع انرژی این ستاره فرآیند همجوشی هسته ای است که در آن اتم هیدروژن به هلیم تبدیل می شود.این واکنش در درون هسته انجام  می گردد که خود یک چهارم شعاع خورشید را در بر می گیرد.ذرات نوترینو ناشی از واکنشهای هسته ای درون خورشید در زمین قابل کشف هستند.ساختمان ودینامیک خورشید در علمی به نام خور لرزه نگاری(Helioseismology) مورد بررسی قرار می گیرد.یک منطقه تابشی(radiative)  وبعد از آن یک منطقه همرفتی (convective)هسته را در برگرفته که اندازه آن7/28 درصد از شعاع خورشید می باشد.قرص قابل مشاهده خورشید نورسپهر (photosphere) نام دارد مناطق فعال خورشید در این قرص را می توان به مناطقی مانند  لکه های خورشیدی و مشعل( faculae )تقسیم نمود.این عوارض با میدانی مغناطیسی با قدرت 2000 تا 4000 گاوس همراه هستند.دراین منطقه میتوان شاهد جودانه (granulation) ودر اندازه های بزرگتر ابر جودانه (super granulation) بود که هردو ناشی از فعالیت همرفتی خورشیدی هستند.نورسپهر یافوتوسفر دارای چرخشی تفاضلی ( differential) بوده ودمای آن 5780 درجه کلوین است.

جو درونی خورشید لایه ای به نام فام سپهر یا کروموسفر است که درست بالای نورسپهر قرار گرفته است.بکمک وسایلی مانند خور طیف نگاشت(spectroheliograms) یا طیف سنج میتوان ناظر عوارضی مانند زبانه ( prominences) سیخک (spicules)کمانک (fibrils) پلاژ(plages) ومشعل( flocculi) در فام سپهر بود.

لایه بالاتر جوی خورشید تاج یا کرونا است که دمای آن به چند میلیون درجه می رسد.در این منطقه نیز عوارضی مانند حفره های تاجی یا چرخه تاجی وجود دارند.

تمام فعالیت های خورشید شامل انتقال جرمی تاج یا فورانهای تاج خورشیدی  (coronal mass ejection) شراره  (flares) مناطق فعال ولکه های ناشی از آنها طی یک چرخه 11 ساله کم وزیاد می شوند.مقدار تابش ورودی به زمین با نام ثابت خورشیدی نیز دارای ارتباطی با این چرخه می باشد تغییرات بلند دوره ثابت خورشیدی حتی به تغییرات اقلیمی نیز منجر می شود و دوره کمینه ماوندر(maunder minimum) یکی از نمونه ها می باشد.

تابش اشعه ایکس قوی ناشی از شراره های خورشید ٬لایه یونکره (ionosphere) زمین را تحت تاثیر قرار داده وذرات پرانرژی آزاد شده نیز می توانند خطری برای فضانوردان و ماهواره ها به حساب بیایند.انتقال جرمی تاج (فورانهای تاج خورشیدی یا CME)فضای بین زمین وخورشید را تحت تاثیر قرار داده وموجب طوفانهای مغناطیسی ودر نتیجه شفق های قطبی می شود.

ارتعاشات خورشیدی

ارتعاشات خورشید مانند زنگیست که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریعترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل ۲۰/۱ ثانیه دارد.

بیشتر امواج صوتی خورشید از “سلولهای حرارتی” موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. (*هوا دارای خاصیت ارتجاعی می‌باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می‌شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می‌راند و خود به حال اول بر می‌گردد. لایه جدیدی نیز لایه دیگری را به جلو می‌راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می‌گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از ۱۶ مرتبه در ثانیه تکرار ‌گردد صدا بوجود می‌آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می‌شود).این سلولها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه سلولهای حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامیکه سلولها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید جائیکه بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پائین رفتن سلولهای حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون سلولها خارج شوند.

از آنجائیکه اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پائین پیدا می کند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند، به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت میکند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.

                                           آینده خورشید

طی چند میلیارد سال آینده درخشندگی خورشید بسیار زیاد خواهد شد ودمای زمین به 100 درجه رسیده وآب اقیانوسها تبخیر خواهند شد.بعد از مدتی با اتمام سوخت هیدروژنی اش به یک غول سرخ تبدیل خواهد شد.این زمان خورشید دارای مرحله از ناپایداری شده  واندازه خورشید 50 برابر خواهد شد.دمای سطحی کاهش یافته اما درخشندگی کلی تا حدود 300 برابر مقدار کنونی افزایش خواهد یافت.دما در هسته خورشید به 100 میلیون درجه رسیده و هلیوم بدنبال واکنشهای هسته ای جدید به کربن و اکسیژن تبدیل خواهد شد.جرم خورشید آنقدر زیاد نیست که بتواند از طریق واکنشهای هسته ای کربن سوزی واکسیژن سوزی انرژی تولید کند.بعد از مدتی بادهای خورشیدی شدید از آن وزیدن گرفته ولایه های بیرونی به شکل سحابی سیاره ای به بیرون پرتاب می شوند.بعد از مدتی آنچه که باقی می ماند هسته ای تشکیل شده از مواد دژنره(تبهگن) بوده وخورشید به یک کوتوله سفید تبدیل خواهد شدو بعد از مدتهای طولانی با به ته کشیدن انرژی ،به یک کوتوله سیاه مرده وکم فروغ تبدیل خواهد شد.

                                    مشخصات خورشید

فاصله متوسط تازمین	۱۴۹۵۹۷۸۷۰ کیلومتر
زمان رسیدن نور از خورشید به زمین	۴۹۹/۵ثانیه
اختلاف منظر خورشید	۸/۱۹ ثانیه قوسی
شعاع	۶۹۵۰۰۰کیلومتر یا ۱۰۹ برابر شعاع زمین
جرم	۱/۹۸۹ ضربدر ده بتوان ۳۰ کیلوگرم
سرعت فرار در رخشان کره	617 کیلومتر در ثانیه
چگالی متوسط	109 کیلوگرم در متر مکعب
ثابت خورشیدی(انرژی دریافتی بر واحد سطح درثانیه در سطح زمین)	1366 وات بر متر مربع
درخشندگی(luminosity)	۳/۸۲۷ ضربدر ده بتوان ۳۳(ارگ بر ثانیه) یا 8/3 ضربدر ده بتوان 23 کیلووات
قدر ظاهری	26.74-(600000 برابر درخشندگی ماه کامل)
قدر مطلق	4.83+
مقدار هیدروژن	92.1 درصد تعداد اتمها و70.68درصد وزنی
مقدار هلیم	7.8 درصد تعداد اتمها و 27.43 درصد وزنی
بقیه عناصر	0.1 درصد تعداد اتمها و1.89درصد وزنی
سن	4.566 میلیارد سال
زاویه محور چرخش با صفحه مدار زمین	۷/۲۵ درجه
دمای سطحی	5775 درجه کلوین
دمای مرکز	۱۵/۷ میلیون درجه
سرعت چرخشی در استوا	7284 کیلومتر درساعت
دوره چرخش در استوا	۲۵/۰۵ روز
دوره چرخش در عرض 16 درجه	25 روز و9 ساعت
چگالی در نواحی مرکزی	151300 کیلوگرم در متر مکعب

 

کهکشان راه‌شیری چه رنگی است؟

کهکشان ما از داخل تلسکوپ موجودات فضایی به چه رنگی است؟؟ به نظر می‌رسد اسم کهکشان ما برگرفته از رنگش است ولی به دلایل نادرستی.

به گفته دکتر جفری نیومن (Dr. Jeffrey Newman) رنگ راه‌شیری مثل برف تازه، سفید است.  اجداد ما هنگامی که در آسمان نوار کهکشان را که از یک افق تا افقی دیگر کشیده شده، را می‌دیدند، این اسم را به کهکشان ما دادند، چون به چشم انسان به رنگ شیری دیده می‌شود. چشم انسان در طول‌موج های بلند حساسیت کمی به تشخیص رنگ دارد. قسمت‌هایی از کهکشان راه‌شیری به رنگ زرد یا قرمز است و در بعضی قسمت‌ها آبی، ولی چشم نمی‌تواند شدت رنگ قرمز را به خوبی تشخیص دهد و رنگ آبی را بیشتر می‌بییند، در صورتی که ابزار یا دوربین حساس قادر است.

کهکشان‌های دیگر را می‌توانیم به طور کامل ببینیم و رنگ ودرخشندگی آن‌ها را بسنجیم. رنگ و درخشندگی ابزار خوبی در ستاره‌شناسی است چون به ما کمک می‌کنند تا اطلاعاتی را از ستاره‌ها و کهکشان‌‌ها به دست آوریم.

متاسفانه ما تصویر کلی از کهکشانمان را از بیرون از کهکشان نمی‌بینیم به همین دلیل به روش‌های دیگری متوسل می‌شویم. نه تنها ما از داخل کهکشان به آن می‌نگریم بلکه دید ما توسط غبار ابری و غبار میان‌ستاره‌ای مسدود می‌شود، چون غبار میان‎ستاره‌ای نور را پراکنده می‌کند. ما قادر به دیدن ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ سال‌نوری در هر جهت از کهکشان هستیم در صورتی که کهکشان راه‌شیری ۱۰۰,۰۰۰ سال‌نوری وسعت دارد.

تصویر موزائیکی زیر دید ما از کهکشان راه‌شیری است که ترکیبی از ۳۰۰۰ فریم CCD است.

به گفته Newman با استفاده از یک تصویر نمی‌توان رنگ کهکشان را تشخیص داد. به همین دلیل به روش‌های مختلفی متوسل می‌شویم. به جای اینکه مستقیما به کهکشان راه‌شیری نگاه کنیم، کهکشان‌هایی را بررسی می‌کنیم که شبیه راه‌شیری هستند و می‌توان رنگ و درخشندگی آن را تعیین کرد.

Newman به کمک Timothy Licquia یکی از دانشجویان دکترای فیزیک، با بررسی تصاویری از Sloan Digital Sky Survey (تصاویری که شامل جزئیاتی از یک میلیون‌ کهکشان هستند)، به دنبال کهکشان‌هایی هستند که از نظر جرم کلی و آهنگ شکل‌گیری ستاره‌ها شبیه به راه‌شیری باشند.

 

عکسی از کهکشانی که شبیه به راه شیری است و به نام SDSS J083909.27+450747.7 شناخته می شود.

رنگ ترکیبی کهکشان ما سفید (برفی) است، به سمت مرکز کهکشان زرد رنگ و در قسمت بازوهای مارپیچی آبی رنگ به نظر می‌رسد.

Newman و Licquia متوجه شدند که دمای رنگ نور ۴,۸۴۰ درجه کلوین است که بسیار نزدیک به نوری است که از یک لامپ نوری استاندارد با دمای رنگ ۴,۷۰۰-۵,۰۰۰ درجه کلوین است.

رنگ برف تازه، طبیعی‌ترین رنگ سفید روی زمین است  در صورتی که شیر نسبت به برف کمی به رنگ آبی می‌گراید.

رنگ راه‌شیری می‌تواند جزو دسته کهکشان‌های آبی تلقی شود و هم می‌تواند جزو دسته کهکشان‌های قرمز باشد. کهکشان‌های قرمز متشکل از ستاره‌های پیر است، در حالی که کهکشان‌های آبی شامل ستاره‌های جوان هستند. با اینکه راه‌شیری هنوز هم ستاره‌هایی را تولید می‌کند ولی در حال نزدیک شدن به پایان عمر خود است. چند میلیارد سال بعد، کهکشان ما به مکان کسل کننده‌ای تبدیل خواهد شد، اکثر ستاره‌ها در حال اتمام انرژی خود هستند، بدون اینکه ستاره‌ی جدیدی متولد شده و جایگزین شود. به تدریج بازوهای مارپیچی راه‌شیری تیره‌تر خواهند شد، چون هیچ ستاره‌ی آبی باقی نخواهد ماند.

شفق قطبی چگونه بوجود می آید ؟

زمانی که بادهای خورشیدی به سمت سیارات روانه شدند سیلی از ذرات باردار  خورشیدی به جو و مغناطکره سیارات برخورد میکند که اینجا اگر سیاره مغناطکره مناسبی داشته باشد میتواند این ذرات را دفع کرده و  سطح سیاره را از برخورد این ذرات زیانبار حفظ کند.
برخورد ذرات باردار پلاسمای خورشیدی با اتم‌ها و مولکول‌های جو زمین در لایه یونسپهر  جو موجب پدید آمدن شفق قطبی یا آرورا می‌شود .
با برخورد ذرات بادهای خورشیدی به مولکول‌های جو ، مولکول‌های جو تحریک می‌شوند و انرژی دریافت می‌کنند و هر عنصری نسبت به چیدمان مداری e خود پس از دریافت انرژی , الکترون لایه تراز آن برانگیخته شده به صورتی که از لایه خود با گرفتن انرژی به لایه بالاتر رفته و به دلیل آنکه در لایه بالاتر پایدار نیست انرژی که گرفته بود را به صورت فوتون آزاد کرده و به لایه پایه خود باز می گردد و انرژی اضافه را به صورت تابش‌های مرئی یا نامرئی آزاد می‌کند.
 
  ^{برای دیدن عکس در سایز اصلی روی آن کلیک کنید}
 

تابش‌های مرئی شفق ها را می توان از روی زمین و در عرض های بالای 60 درجه شمالی و جنوبی به راحتی مشاهده کرد اما تابش‌های پرتو X و فرابنفش باید از فضا دیده شوند چون جو زمین بسیاری از تابش‌ها را جذب و فیلتر میکند که خود یک نعمت است چرا که این تابش ها زیانبار هستند و  اگر عکس های تهیه شده از فضا را که فضانوردان ایستگاه فضایی میگیرند ببینید این تابش ها مشخص هستند .

رنگ‌های گوناگون  شفق قطبی هم مربوط به تحریک شدن مولکول‌های متفاوت موجود در جو بالایی زمین است. دو گاز اکسیژن و نیتروژن دو ماده ای هستندکه بیشترین فراوانی را در جو زمین دارند و رنگ های قرمز و سبز که در شفق های قطبی دیده میشوند حاصل تحریک شدن این دو گاز هستند البته وجود گازهای اندک دیگر در جو زمین باعث میشود تا رنگ های دیگر هم بعضا” دیده شوند .
حال سوال اینجاست که چرا همه عرض های جغفرایایی  کره زمین نمیتوانند این پدیده زیبای جوی را تماشا کنند که باید اینگونه پاسخ داد چون زمانی که مغناطکره زمین ایجاد سد میکند در برابر ذرات باردار خورشیدی این ذرات به سمت قطب های مغناطیسی زمین که در ناحیه شمال و جنوب کره زمین قرار دارند راهنمایی شده و جذب قطب های مغناطیسی میشوند که حاصل این عمل برانگیخته شدن جو فقط در نواحی شمالی و جنوبی زمین است .

اگر قطبهای مغناطیسی خورشید وارونه شود، چه خواهد شد؟

احتمالاً 2 یا 3 ماه دیگر، میدان مغناطیسی خورشیدی وارونه خواهد شد. این یک پیش گویی دیگر نیست. این واقعاًَ اتفاق می افتد. اما چیز ترسناکی نیست چون میدان مغناطیسی خورشید به طور منظم تقریباً هر 11 سال یک بار وارونه می شود.
جا به جایی میدان مغناطیسی در اوج چرخه فعالیت های خورشیدی اتفاق می افتد، زمانی که خورشید دینام مغناطیسی درونی اش را دوباره تنظیم می کند. وقتی وارونگی میدان رخ می دهد میدان مغناطیسی ضعیف شده و پیش از اینکه به حالت وارونه ظاهر شود مقدار آن به صفر می رسد.
هرچند این یک رویداد فاجعه بار نیست اما بر کل منظومه خورشیدی تأثیر می گذارد.
وقتی فیزیکدانان خورشیدی، درباره وارونگی میدان خورشید صحبت می کنند، اغلب صحبتهای آنها بر روی صفحه جریان (Current sheet) متمرکز است. سطحی که به طور نامنظم گسترده شده و از استوای خورشید، جایی که میدان مغناطیسی خورشید که به کندی می چرخ، شامل یک جریان الکتریکی است، بیرون آمده است. این جریان، کوچک است تنها یک ده میلیاردم یک آمپر بر متر مربع، اما مقدار زیادی از آن وجود دارد، شدت جریان در منطقه ای به قطر 10000 کیلومتر که میلیاردها کیلومتر گسترده شده است جریان دارد. از نقطه نظر الکتریکی، همه هلیوسفر در اطراف این صفحه بزرگ تشکیل شده است.
در طول وارونگی مغناطیسی، این صفحه جریان به شدت مواج می شود، و ما همچنان که به دور خورشید می گردیم وارد این صفحه جریان شده و از آن خارج می شویم. در این زمان بادهای خورشیدی بیشتری به زمین می رسند و شفق های قطبی بیشتری را می بینیم.
همچنین، پرتوهای کیهانی هم، تحت تأثیر قرار می گیرند. پرتوهای کیهانی ذرات پر انرژی هستند که در اثر انفجار سوپرنوا یا رویدادهای قدرتمند دیگر در کهکشان، تا سرعتهایی نزدیک به سرعت نور شتاب گرفته اند. پرتوهای کیهانی، خطر بزرگی برای فضانوردان و کاوشگرهای فضایی محسوب می شوند و بعضی محققان می گویند: ممکن است آنها بر، ابری بودن و آب و هوای زمین تأثیر بگذارند. صفحه جریان مانند یک سد، در برابر پرتوهای کیهانی عمل کرده آنها را منحرف می کند و از نفوذشان به بخشهای درونی منظومه خورشیدی جلوگیری می کند. خبر خوب این که صفحه جریان موج دار، سپر محافظتی بهتری است.
دانشمندان می گویند قطب شمال خورشید پلاریته خود را از دست داده ولی این روند هنوز در قطب جنوب کامل نشده است اما این اتفاق به زودی خواهد افتاد.

بزرگترین میدان مغناطیسی جهان

شبیه سازی های عددی که توسط دانشمندان AEI انجام شده، برای نخستین بار، ناپایداری های درون یک ستاره نوترونی را نشان می دهد که می تواند منجر به ایجاد یک میدان مغناطیسی غول پیکر و احتمالاً آغازگر یکی از جالب ترین انفجارات جهان باشد.
وقتی دو ستاره نوترونی در یک سیستم دوتایی (باینری) در نهایت با هم یکی می شوند، یک ستاره نوترونی فوق العاده متراکم (hypermassive) به وجود می آید. زندگی کوتاه آن با یک انفجار مهیب به پایان می رسد و آن را به یک سیاه چاله با انفجارات اشعه X فرکانس بالا که آن را به یکی از درخشان ترین انفجاراتی که تا کنون در جهان دیده شده تبدیل می کند. با توجه به رصدهایی که توسط ماهواره هایی مانند XMM Newton، Fermi و Swift انجام گرفته، انرژی انفجارات اشعه X کوتاه در یک ثانیه با مقدار انرژی که کهکشان ما در مدت یک سال آزاد می کند برابر است. برای مدت های طولانی تصور می شد که میدان مغناطیسی بسیار قدرتمند، احتمالاً قدرتمند تر از هر میدان مغناطیسی که تا کنون مشاهده شده است، عنصر کلیدی برای توضیح این فوران ها می باشد.
این میدان های مغناطیسی بسیار قوی (ده ها یا صدها میلیون میلیارد بار قوی تر از میدان مغناطیسی زمین) چطور از میدان های مغناطیسی ضعیف ستاره های نوترونی اولیه به وجود آمده اند؟
این موضوع را می توان با پدیده ای که می شود در یک پلاسمای چرخشی اختلافی در حضور میدان های مغناطیسی اتفاق بیفتد، توضیح داد. لایه های پلاسمایی که در کنار یکدیگر قرار دارند و با سرعتهای مختلف می چرخند، به هم ساییده شده و در نهایت پلاسما را در یک حرکت آشفته قرار می دهند. در این فرآیند که به آن ناپایداری مگنتورتیشنال (magnetorotational) گفته می شود، میدان های مغناطیسی می توانند به شدت تقویت شوند. برای مدتهای طولانی تصور می شد که ناپایداری های مگنتوهیدروداینامیک در بخش های درونی ستاره های نوترونی بسیار بسیار پر جرم، می تواند تقویت میدان مغناطیسی لازم را موجب شود. اثبات واقعی اینکه این قضیه امکان پذیر است، حالا با شبیه سازی های عددی ممکن است.
این کشف دست کم به دو دلیل جالب است:
1.آن برای اولین بار به طور واضح، توسعه ناپایداری مگنتورتیشنال را در چارچوب نظریه نسبیت عام اینشتین نشان می دهد (جایی که تا کنون هیچ معیار تحلیلی برای پیش بینی ناپایداری وجود نداشته است).
2.این کشف می تواند با حمایت از این موضوع که میدان های مغناطیسی بسیار قوی می توانند عنصر اصلی برای توضیح مقدار زیادی انرژی که در فوران های اشعه گامای کوتاه آزاد می شود، باشند تأثیر عمیقی در اخترفیزیک بگذارد.
منبع: sciencedaily

خورشید چقدر داغ است؟

خورشید داغ است، واقعاً داغ. واقعاً داغ، یعنی چقدر داغ؟ بستگی به این دارد که درباره کدام بخش خورشید صحبت کنیم.
خورشید از سه بخش هسته، میانی، سطح و اتمسفر تشکیل شده است.
از درون ترین لایه به سمت بیرونی ترین لایه:
هسته جایی است که فشار و دما آنقدر زیاد است که اتم های هیدروژنی بر اثر واکنش های هسته ای به هلیوم تبدیل می شوند. در هر ثانیه، 600 میلیون تن ماده در این تبدیل شرکت کرده و مقدار زیادی اشعه گاما آزاد می کنند. این داغ ترین قسمت طبیعی در منظومه خورشیدی است و دمای آن به 15 میلیون درجه سلسیوس می رسد. فوتونهایی که در هسته خورشید تولید می شوند در طول هزاران سال بارها و بارها منتشر شده و جذب می شوند تا به سطح برسند.
بیرون از هسته، ناحیه تابش (radiative zone) است. در اینجا دما آنقدر افت می کند که واکنش های هسته ای دیگر اتفاق نمی افتد، دما در این ناحیه بین 7 تا 2 میلیون درجه است.
مقصد بعدی در سفر از مرکز خورشید، لایه همرفتی (convective zone) است، جایی که حباب های پلاسما مانند لامپهای غول پیکری از ماگما، گرما را به سطح خورشید می برند. دما در پایین ترین نقطه ناحیه همرفتی، 2 میلیون درجه سلسیوس است.
و بالاخره به سطح خورشید می رسیم، ناحیه ای از ستاره که می توانیم ببینیم. اینجا جایی است که نسبتاً خنک است و دمای آن 5500 درجه سلسیوس است.
و این هم بخش عجیب، هر چه از خورشید دور شده و وارد اتمسفر خورشید می شویم، دما دوباره افزایش پیدا می کند. بالای سطح خورشید کروموسفر (رنگین کره) قرار دارد جایی که دمای آن تا 20000 درجه سلسیوس بالا می رود.
بعد از آن، تاج یا کرونا (Corona خارجی ترین بخش اتمسفر خورشید) قرار دارد. کرونا به صورت یک هاله نازک در اطراف خورشید قرار دارد که در هنگام گرفتها می توان آن را دید. کرونا تا میلیون ها کیلومتر در فضا گسترده شده است. در کرونا، گازها به شدت داغ هستند و دمای آنها به بیش از یک میلیون درجه می رسد (در برخی بخشها دما تا 10 میلیون درجه سلسیوس هم افزایش پیدا می کند).
چگونه دمای اتمسفر خورشید از دمای لایه های درونی آن بیشتر است؟ دانشمندان دقیقاً نمی دانند اما دو نظریه وجود دارد. 1- ممکن است موج های انرژی از سطح خورشید آزاد شده و انرژی را تا اتمسفر خورشید بفرستند. 2- یا شاید همچنان که جریان ها بر روی خورشید سقوط می کنند و دوباره متصل می شوند، میدان مغناطیسی خورشید انرژی را در کرونا (تاج) آزاد کند.
در حال حاضر مأموریت هایی هستند که بر روی این موضوع کار می کنند تا پاسخی برای این معمای گیج کننده بیابند، بنابراین احتمالاً به زودی به یک جواب می رسیم.
ستاره ها می توانند بسیار داغ تر یا سرد تر از خورشید ما باشند. از سردترین و کم نورترین کوتوله های سرخ گرفته تا داغ ترین غول های آبی، جهان شگفت انگیزی آن بیرون است.
ترجمه شده از سایت: Universe today 



 

ماده تاریک معمای کیهان

ماده تاریک معمای کیهان

کیهان شناسی که علم مطالعه آغاز، شکل گیری و تکامل عالم است هنوز نمی داند ۹۹% عالم را چه چیز تشکیل داده است. به نظر می رسد جز غیر قابل مشاهده ای قسمت اعظم عالم را تشکیل داده است که قابل شناسایی نیست.

این ماده واقعا چیست؟ چگونه آن را بشناسیم؟

اثبات وجود ماده تاریک:

ماده تاریک معمای کیهان

جاذبه دلیل وجود ماده تاریک.
وجود یک پدیده را از دو روش می توان اثبات کرد: مشاهده مستقیم پدیده یا مشاهده تاثیر آن بر پدیده هایی که راحت تر مشاهده می شوند.
این مطلب که در آسمان شب چیزهایی هست که به راحتی دیده نمی شود و همیشه مورد توجه بوده است. هنگام استفاده از تلسکوپ یا رادیو تلسکوپ فقط اشیایی رصد می شوند که از خود نور یا امواج رادیویی ساتع می کنند. اما هر پدیده ای این خصوصیات را ندارد حتی سیاره خودمان زمین نیز به علت تاریکی بیش از حد قابل مشاهده نیست.

اولین مدرک. خوشه های کهکشانی.

مقدار قابل توجهی ماده در بررسی خوشه های کهکشانی وجود دارد که ما نمی توانیم به آسانی آنها را ببینیم. خوشه های که از تجمع چند صد تا چند هزار کهکشان یا کهکشان های تک در فضا بوجود آمده اند. در دهه ۱۹۳۰، zwicky، Smith، دو خوشه تقریبا نزدیک به هم Coma و Virgo را از لحاط کهکشان های تشکیل دهنده و سرعت خوشه ها مورد بررسی قرار دادند، و سرعتی که بدست آوردند چیزی بین ۱۰ تا ۱۰۰ برابر مقداری بود که انتظار داشتند.

معنی این چیست؟ در یک گروه از کهکشان ها مثل خوشه تنها نیروی موثر بر کهکشان ها گرانش است و این گرانش اثر کششی کهکشان ها بر یکدیگر است که باعث بالا رفتن سرعت آنها می شود.
سرعت می تواند مقدار ماده موجود در کهکشان را به دو طریق مشخص کند:
۱) جرم بیشتر کهکشان باعث می شود نیروی شتاب دهنده به کهکشان نیز بیشتر شود.
۲) اگر شتاب یک کهکشان خیلی زیاد باشد می تواند از میدان جاذبه خوشه خارج شود. اگر شتاب کهکشان بیش از سرعت فرار باشد، خوشه را ترک خواهد کرد.
به این ترتیب همه کهکشان ها سرعتی پایین تر از سرعت فرار (گریز) خواهند داشت. و با این نگرش می توان جرم کل خوشه را حدس زد که مقدار قابل توجهی از میزان مشاهده شده است. با این حال این نظریه به علت اینکه مبنی بر مشاهده بود و مشاهدات غالبا با اشتباه همراهند مدت طولانی مورد توجه قرار نگرفت.
هنگامی که چیزی به وسعت یک خوشه کهکشانی نگاه می کنید با اینکه ممکن است سرعت ها زیاد باشند در مقابل وسعت خوشه ها چیزی به حساب نمی آیند پس مشاهده مداوم یک خوشه در طی چندین سال تصویر یکسانی از آن بدست می دهد. ما نمی توانیم کهکشان هایی را که بدون الگو حرکت می کنند با دقت ببینیم. پس یک کهکشان با سرعت زیاد ممکن است از خوشه جدا شده باشد یا اصلا متعلق به خوشه نباشد. حتی ممکن است بعضی از کهکشان ها فقط مقابل کهکشان های دیگر در راستای خط دید آنها باشند. با این حساب این کهکشان گمراه کننده خواهد بود.

دلیل محکمتر: منحنی حرکت انتقالی کهکشان ها.

دلایل قابل اعتماد تری در دهه ۱۹۷۰ در پی اندازه گیری منحنی های دوران کهکشان ها ارایه شد. علت قابل اعتماد تر بودن آنها این است که اطلاعات موثق تری در مورد تعداد یشتری کهکشان دست می دهند.
از گذشته می دانستیم که کهکشان ها حول مرکز شان دوران دارند درست شبیه به چرخش سیارات به دور خورشید و مانند سیارات از قوانین کپلر پیروی می کنند. این قوانین می گویند سرعت چرخشی حول یک مرکز فقط به فاصله از مرکز و جرم موجود در مدار بستگی دارد.
پس با پیدا کردن سرعت چرخش یک کهکشان می توانیم جرم موجود در کهکشان را محاسبه کنیم. همان طور که در کناره های کهکشان میزان نور به سرعت کم می شود انتظار می رود سرعت چرخش نیز پایین بیاید ولی این اتفاق نمی افتد و سرعت در همان میزانی که محاسبه شده بود ثابت می ماند و این مطلب آشکارا نشان می دهد در کناره های کهکشان جرمی وجود دارد که ما نمی بینیم. این آزمایش در مورد چندین کهکشان حلزونی - از جمله کهکشان راه شیری خودمان - انجام شده و هر بار به همین نتیجه رسیده است. و این محکمترین و بهترین اثبات برای وجود ماده تاریک است.

چه میزان ماده تاریک وجود دارد؟

کیهان شناسان میزان موجود در عالم را با پارامتری به نام امگا مورد بحث قرار می دهند. در یک عالم بسته یعنی عالمی که جرم آن در حدی است که عاقبت در خود فرو می ریزد امگا بیش از ۱ تعریف می شود. در یک عالم باز یعنی عالمی که تا ابد اجزای آن در حال دور شدن از یکدیگر هستند امگا کمتر از ۱ است و یک عالم مسطح به طور ایده آل امگایی برابر ۱ خواهد داشت.
میزان ماده قابل مشاهده موجود در عالم در حدود ۰.۰۵ = امگا است و به هیچ وجه بیش از آن نمی باشند. نظریه پردازان مایلند امگای عالم را چیزی ۱ در حدود در نظر بگیرند به آن معنی که ماده تاریک ۰.۹۵ = امگا یا ۹۵% عالم را تشکیل داده است.
اما در صورتی که واقع بینانه تر نگاه کنیم می بینیم که دانشمندان دلیلی برای بیشتر بودن اندازه امگا از ۰.۴ ندارند با این حساب میزان ماده تاریک ۰.۳۵ امگا خواهد بود که ۸۸% جرم عالم است.
می بینیم که ۸۸% عالممان کاملا ناشناخته است!
چه چیز ماده تاریک را تشکیل داده است؟
حدس و گمان های زیادی در باره جنس ماده تاریک وجود دارد.

▪ ماده معمول

ماده تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد،

۱) سیارات.
ماده تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد، ولی سیاراتی مثل زمین به اندازه کافی جرم ندارند، پس ممکن است ژوپیترها تشکیل دهنده ماده تاریک باشند.
اما این نظریه چندین مشکل دارد، اول اینکه ما فرض کرده ایم سیارات فقط در اطراف ستارگان شکل گرفته اند، بنا بر این ستارگان به میزان بسیار کمی جرم آن ها را بالا می برند. با این حساب امگا = ۰.۰۰۵ خواهد بود که برای تشکیل دادن ۸۸% جرم عالم کافی نیست.
دومین و مهمترین مشکل از ترکیب هسته ای مهبانگ (big bang nacleosynthesis) ناشی می شود. در لحظه تولد عالم وقتی مهبانگ رخ داد عالم ماده ای بسیار گرم تشکیل شده از انواع ذرات بود، در حالی که عالم بزرک و بزرگتر و به سردی می گرایید ذرات ماده معمول مثل الکترون، نوترون و پروتون ها نیز سرد می شدند و اتمهای مواد موجود در عالم را تشکیل می دادند. غالب این اتمها مربوط به هلیوم و هیدروژن هستند.
BBN یک تئوری موفق است که نه تنها هیدروژن و هلیوم را به عنوان بیشترین عناصر جهان معرفی می کند بلکه نسبت آنها را نیز به درستی بیان می کند.
اما مسئله ای وجود دارد. مقدار هر ماده ای که تشکیل می شود به میزان ماده معمول تشکیل دهنده اتم (ماده بارنوییک) بستگی دارد و BBNمقدار این ماده را برای عالم کنونی چیزی در حدود امگا = ۰.۱ پیش بینی می کند.
باید توجه کرد که این میزان ماده بارنوییک برای مواد قابل مشاهده در عالم ما زیاد است در نتیجه مقداری ماده معمول تاریک (از جمله سیارات و ستارگان سوخته) وجود دارد اما این مواد نمی توانند توجیه کننده سرعت خوشه و منحنی دوران آنها باشند.

۲) ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوبه های قهوه ای، کوتوله های سفید
ماده معمول دیگری که می تواند تشکیل دهنده ماده تاریک باشد ستارگانی هستند که جرم کافی برای سوختن و درخشان شدن ندارند- کوتوله های قهوه ای - یا ژوپیترها - ژوپیترها کوتوله هایی به مراتب (حدود ۱۰ برابر) سنگین تر هستند و به صورت ستارگان بسیار کوچک و کم نور فعالیت دارند. اما این احتمالات مثل سیارات در مقابل BBN با مشکل مواجه می شوند و باز باریون کافی وجود ندارد. احتمال این نیز می رود که نظریه BBNاشتباه باشد ولی چون این نظریه تا کنون بسیار موفق بوده است به دنبال انتخاب های دیگری برای ماده تاریک هستیم.

▪ ماده عجیب.

ماده تاریک هرچه که هست، مهمترین علت نیروهای گرانشی در این عالم است و حداقل باید سهم کوچکی در ساختار کنونی عالم داشته باشد

این ماده آنقدر ها هم عجیب نیست فقط ماده ای است که الکترون، نوترون و پروتون ندارد. بسیاری از چنین ذرات شناخته شده اند و چند مورد از آن ها در حد تئوری هستند تا بتوان مشکل ماده تاریک را حل کرد.

۱) نوترینوها:
نوترینوها ذرات بدون جرمی هستند که وجودشان ثابت شده و لی دلایلی وجود دارد که نشان داده گاهی اوقات جرم بسیار کوچکی دارند. در عالم مقدار بسیار زیادی از این ذرات وجود دارد، با این حال حتی یک جرم بسیار کوچک تر برای ماده تاریک پر اهمیت است. جرمی به اندازه ۵۰۰۰/۱ جرم الکترون، امگایی به اندازه ۱ بدست می دهد.

۲) ویمپ ها (WIMPs)
بیشتر انتخاب های ماده عجیت در دسته ویمپ ها - Weakly Interaching massive particles - قرار می گیرند. ویمپ ها دسته ای از ذرات سنگین هستند که به سختی با ذرات دیگر واکنش می دهند از این ذرات می توان در تراسنیو ها و آکسیون ها را نام برد.
تغییرات جاذبه
آخرین احتمال این است که ما هنوز جاذبه و گرانش را به درستی نشناخته باشیم. ممکن است جاذبه در مقیاس های بزرگ مثل کهکشان ها نسبت به مقیاس های کوچک که می شناسیم متفاوت باشد. با اینکه چنین احتمالی بعید به نظر می رسد ولی نباید حتی به عنوان یک احتمال کنار گذاشته شود.

نتیجه گیری:

ستاره شناسان هنگام رصد کهکشان ها دریافتند که مقدار بسیار زیادی ماده در عالم وجود دارد و کهکشان ها اتفاقی و نا مرتب در عالم جا نگرفته اند بلکه به صورت خوشه ها و ابر خوشه درمیان رشته ها و دیواره هایی جا گرفته اند که در بین شان تهی گاهها وجود دارند.
ماده تاریک هرچه که هست، مهمترین علت نیروهای گرانشی در این عالم است و حداقل باید سهم کوچکی در ساختار کنونی عالم داشته باشد.
در صورتی که ماده تاریک از ذرات سبک نوترینو تشکیل شده باشد می تواند فواصل بسیار بزرگ را پوشش دهد یعنی در فواصل بین رشته ها و دیواره ها قرار می گیرد این نوع ماده HDM یا ماده تاریک داغ نام دارد.
اما در صورتی که ماده تاریک از ذرات سنگین مثل WIMPs تشکیل شده باشد، ذراتش نسبتا به آرامی حرکت می کنند و می توانند مقیاس های کوچکتری مثل فواصل کهکشانی را پوشش دهند این نوع ماده CDM یا ماده تاریک سرد نام دارد. هر دو نوع ماده یعنی HDM و CDM مشکلاتی دارند از جمله اینکه CDM نی تواند ساختارهایی با مقیاس های بزرگ و HDM نمی تواند مقیاس های کوچک را تحت پوشش قرار دهد. با این حساب فرض می کنیم کهکشان ها در میان ماده مخلوط یاMDM شکل گرفته اند.

معیار لاوسون

معیار لاوسون (Lawson criterion)، معیاری برای

آنکهر رآکتور گرما هسته ای به صورت منبع انرژی

درآید.

این معیار عبارت است از حاصلضرب چگالی ذرات

همجوشنده (n_e) و زمان محصور سازی (τE) لازم برای

اینکه این ذرات به اندازه کافی واکنش کنند تا دمای پلاسما

را به دمای اشتعال برسانند.

که در این معادله σ سطح مقطع انجام واکنش و v سرعت

و نماد <> نماد میانگین گیری درتوضیح ماکسول بولتزمن

در دمای T است.

مثلاً برای واکنش دوتریم - تریتیم (D-T) داریم:

این مقدار حداقلی برای ایجاد شدن پلاسما است.

گیراندازی الکترون

 

ادامه نوشته

کیک زرد

کیک زرد

 

تهیه این ماده به منزله رسیدن به بخش میانی مراحل مختلف تصفیه سنگ معدن اورانیوم است و باید

 

توجه داشت كه فاصله بسیار زیادی برای استفاده در بمب اتمی دارد. روش تهیه كیك زرد كاملاً به

 

نوع سنگ معدن به دست آمده بستگی دارد، اما به­طور معمول با آسیاب كردن و پردازشهای شیمیایی

 

بر روی سنگ معدن اورانیوم، پودر زبر و زردرنگی به دست میآید كه قابلیت حل شدن در آب را

 

ندارد و حدود 80 درصد غلظت اكسید اورانیوم آن خواهد بود. این پودر در دمایی معادل 2878 درجه

 

سانتیگراد ذوب می­شود.

روش تهیه كیك زرد

ابتدا سنگ معدن با دستگاه­های مخصوصی خرد و آسیاب می­شود، پس از آن برای جداسازی اورانیم

و بالابردن خلوص خاك سنگ، آن را در حمامی از اسید سولفوریك، آلكالاین و یا پراكسید می­

خوابانند؛ این عمل برای به دست آوردن اورانیوم خالص­تر صورت می­گیرد. سپس این محصول به

دست آمده را خشك و فیلتر می­كنند و نتیجه آن چیزی خواهد شد كه به «كیك زرد» معروف است.

امروزه روشهای جدیدی برای تهیه این پودر اورانیوم وجود دارد كه محصول آنها بیش از آن كه زرد

باشد به قهوه­ای و سیاه نزدیك است، در واقع رنگ ماده به دست آمده به میزان وجود ناخالصیها در

این پودر بستگی دارد. نهادن این نام بر روی این محصول به گذشته بر می­گردد كه كیفیت روشهای

خالص­سازی سنگ معدن مناسب نبود و ماده به دست آمده، زرد رنگ بود.

مواد تشكیل دهنده كیك زرد

بخش اصلی كیك زرد (معادل 70-90 درصد وزنی) شامل اكسیدهای اورانیوم با فرمول شیمیایی

شیمیایی U₃O₈ و یا سایر اكسیدهاست و بقیه آن از دیگر موادی تشكیل شده است كه مهمترین آنها

عبارتند از:

هیدراكسید اورانیوم با فرمول شیمایی UO₂(OH)₂ یا (UO₂)₂(OH)₂ كه در صنایع ساخت شیشه

و سرامیك استفاده میشود. این ماده تشعشع رادیواكتیو دارد و باید با شرایط خاصی نگهداری و حمل

شود.

سولفات اورانیوم با فرمول شیمیایی (U0₂S0₄) كه ماده­ای بی بو با رنگ زرد لیموییاست.

اكسید اورانیوم زرد (یا اورانیت سدیم) با فرمول شیمیایی Na₂O (UO₃)₂.6H₂O كه ماده­ای با

رنگ زرد - نارنجی است.

پراكسید اورانیوم با فرمول شیمیایی UO₄·nH₂O با رنگ زرد كمرنگ.

یكی از كاربردهای كیك زرد، تهیه هگزا فلوراید اورانیوم است. این گاز در وضع عادی حدود هفت

صدم درصد شامل ایزوتوپ 235 و بقیه آن ایزوتوپ 238 است. در مرحله غنی سازی درصد

U-235 به حدود 5.3 یا حتی بیشتر افزایش داده می­شود.

كاربردهای كیك زرد

كیك زرد عموماً برای تهیه سوخت رآكتورهای هسته­ای به كار برده می­شود، در واقع این ماده است

كه پس از پردازشهایی به UO₂ تبدیل و برای استفاده در میله­های سوختی به كار برده میشود. این

ماده همچنین میتواند برای غنی­سازی به گاز هگزا فلوراید اورانیوم یا UF₆ تبدیل شود، چون در این

صورت میتوان چگالی ایزوتوپهای اورانیوم 235 را در آن افزایش داد.

در هر صورت كیك زرد در اغلب كشورهایی كه معادن طبیعی اورانیوم دارند تهیه می­شود و تولید

این ماده مشكل خاصی ندارد و بهطور متوسط سالیانه 64 هزار تن از این ماده در جهان تولید می­

شود. كانادا، یكی از تولیدكنندگان این ماده است، این كشور معادنی دارد كه خلوص سنگ اورانیوم

آنها به 20 درصد هم میرسد.

در آسیا نیز كشوری مانند قزاقستان صنایع بزرگ تولید این پودر را دارد. قیمت این پودر در

بازارهای بین المللی، هر كیلوگرم حدود 25 دلار است.

تاریخچه فشرده علم نجوم

بیایید به بهانه روز نجوم نگاهی کوتاه به تاریخ این علم بیاندازیم تا با مراحلی که این دانش کهن پشت سر گذاشته است بیشتر آشنا شویم.

تاریخ فشرده نجوم را می توان به سه دوره متفاوت تقسیم کرد:

1- دوره زمین مرکزی (از دوران باستان تا قرن شانزدهم)

2- دوره کهکشانی (از قرن هفدهم تا قرن نوزدهم)

3- دوره کیهانی(از قرن نوزدهم تا اکنون)

دوره زمین مرکزی:
منجمان و ستاره شناسان باستان معتقد بودند که زمین باید در مرکز جهان باشد و فرض می کردند که خورشید، ماه و ستارگان به دور زمین می گردند. علاقه آنان که چندان جنبه علمی هم نداشت به طور عمده معطوف به مسائلی مانند رابطه واقعی یا فرضی رویدادهای آسمانی با حوادث زمینی، جستجوی آسمان به خاطر یافتن نشانه هایی از وقایع سعد و نحس و ... بود.

با این وجود، کشف های برجسته ای در این دوران صورت پذیرفت. گاهشماری با دقت بسیار زیادی رشد کرد، دایره البروج(مسیر ظاهری خورشید از میان ستارگان) به دقت تمام تعریف شد، دوره کامل خسوف و کسوف تعیین گردید و حتی در قرن دوم پیش از میلاد به حرکت محور زمین پی برده شد.

دوره کهکشانی:
می توان گفت که نجوم جدید با این دوره آغاز می گردد. کوپرنیک نشان داد که زمین نه تنها مرکز جهان نیست، بلکه فقط یکی از سیاراتی است که به دور خورشید می گردد. در این دوران معلوم شد که زمین سیاره ای کاملا معمولی است که مانند سایر سیارات حرکتی عادی دارد.

 

در حقیقت آشکار شد که خورشید، یکی از بیلیون ها ستاره مشابه حول و حوش ماست که برخی بزرگتر و بعضی کوچکتر از آن هستند.

در این دوره روش مطالعه پیوسته علمی تر شد و انگیزه اصلی آن میل به شناخت و فهم قوانین بنیادی حاکم بر حرکت اجرام آسمانی و توضیح چیزهایی که چشم می دید بود.

پیشرفتی که از قرن 16 تا قرن 19 میلادی صورت گرفت، نتیجه تلفیق کارآمدی از: رصدهای پردامنه، وسایل پیشرفته و کار نبوغ آمیز علمی بود.

رصدها:

اطلاعات وسیعی که اهمیت بنیادی داشتند، با کار سخت رصدگران دقیق، که نام بزرگ تیکو براهه در صدر آن هاست جمع آوری گردید.

وسایل:

معرفی تلسکوپ به نجوم توسط گالیله مرحله مهمی در تکامل علم نجوم بود. همانطور که اختراع بعدی، طیف نما نیز چنین بود. این دو وسیله مکمل یکدیگر هستند: تلسکوپ رویت ستارگان و اجرام سماوی را با وضوح بیشتری ممکن می سازد و طیف نما نور ستارگان را تجزیه می کند و اطلاعات فراوانی درباره ساختار آنان به ما می دهد.

نبوغ فردی:

نجوم نیر مانند سایر علوم برای پیشرفت خود نیازمند مغزهای بزرگی است که بتوانند بینش، تخیل، شهود و نیز دانش را بر اطلاعات رصدی تطبیق دهند. کپلر با کشف قوانین حرکات سیاره ای و نیوتن با کشف قانون گرانش عمومی در زمره این اندیشمندان بودند.

دوره کیهانی:
در این دوره مشخص شد کهکشان ستارگانی که خورشید ما بدان تعلق دارد فقط یکی از کهکشان های بسیاری است که در عالم وجود دارد. بخش زیادی از تحقیقات نجومی نیم قرن اخیر به این کوشش اختصاص داشته است که توسط شناخت این کهکشان ها تصویری کامل از جهان به دست آوریم. تلسکوپ های نوری بزرگتر و نیز تلسکوپ های رادیویی عم برای کمک به این تحقیقات ساخته شده اند.

دانشمند و نابغه بزرگی که در ذهن عامه مردم بیش از همه با این دوره ارتباط داده می شود آلبرت انیشتین است. کیهان شناسی و اخترفیزیک کاملا به نظریه نسبیت او متکی هستند.

در این دوره نجومی است که ما زندگی می کنیم و تا پایان آن راه درازی در پیش داریم.

منبع: کتاب نجوم به زبان ساده

ثبت نزدیکترین درخش گاما

درخش گامایی در فاصله 2 میلیارد سال نوری از ما کشف شد که پس تاب نوری آن تا قدر 5 درخشان شد.
ساکنان شمال غربی ایالات متحده آمریکا در بامداد روز 9 فروردین توانستند در صورت فلکی اسد،انفجار عظیمی را که در فاصله 2 میلیارد سال نوری از زمین رخ داده بود با چشم غیر مسلح ببینند. ساعت 15:07 (به وقت مرکزی ایران) پس تاب نوری یک درخش غول آسای گاما در بخش بالای صورت فلکی اسد تا قدر 5 درخشان شد و حتی گروهی از رصدگران در شهرهایی که از آلودگی نوری بالا رنج می برند توانستند آن را رصد کنند.این درخش که GRB 030329 (بر اساس تاریخ آشکار سازی آن 29 مارس 2003) نام گرفت ابتدا توسط مجموعه ای از آشکار سازهای پرتو گاما که برروی دومین جستجوگر انرژیهای قوی زودگذر HETE 2 نصب شده بودند آشکار شد.

این درخش که توسط تیم HETE 2 به عنوان یک درخش غول آسا شناخته شد، حدود 50 ثانیه به درازا کشید و مقادیر عظیمی از انرژی به سوی ما حرکت کرد.HETE 2 محل دقیق این درخش را ثبت و بلافاصله پیامهایی برای اخترشناسان سراسر جهان ارسال نمود و بلافاصله تلسکوپهای بزرگ و کوچکی از سراسر جهان به آن سوی آسمان خیره شد. بروس پترسون (Bruce A.Peterson) و پاول پرایس (Paul A.Price) از رصدخانه ملی استرالیا با وجود آنکه در گیر هوایی طوفانی بودند توانستند پس تاب مریی این درخش را در نور مریی آشکار سازند . آشکار سازی آنها 90 دقیقه پس از ثبت درخش توسط HETE 2 انجام شد و آنها این پس تاب را از قدر 12 رصد کردند. بلافاصله تلسکوپ VLT از مجموعه رصد خانه های جنوبی اروپا در شیلی به طیف نگاری از این درخش پرداخت. بررسی طیف گرفته شده نشان از انتقال به سرخی معادل 1658/0 داشت.

منبع :www.nojum.ir

 

 این انتقال به سرخ به این معنی است که منبع این درخش در فاصله ای معادل 2 میلیارد سال نوری از ما قرار دارد. این در حالیست که اغلب درخشهایی که تا کنون آشکار شده است در فاصله ای بین 5 تا 10 میلیارد سال نوری از زمین قرار دارند. بنابراین GRB 030329 نزدیکترین درخش پرتو گاما به ما است کع تا کنون آشکار شده است ( البته غیر از یک درخش ضعیف و غیر عادی که در خلال ابرنواختر 1998 bw آشکار شد).

پس تاب نوری و بسیار درخشان این درخش گاما تا کنون توسط بسیاری از اخترشناسان حرفه ای و حتی آماتور رصد شده است . نظیر گروه رصدخانه نیرلو در فنلاند و تلسکوپ کوپک دانشگاه تکنولوژی ژاپن در توکیو.این درخش در محدوده پرتوهای ایکس و و امواج رادیویی نیز بسیار پرفروغ بود اما نکته جالب در مورد این درخش محل وقوع آن است. عکسهای آرشیوی از ناحیه ای که در خش در آن اتفا افتاده است نشان از آن دراد که هیچ شی درخشانتر از قدر 22 در آن منطقه وجود ندارد درحالیکه انتظار می رود خاوناده ای از کهکشانها در این ناحیه موجود باشد تا در اثر برخوردهای آن ناحیه این درخش شکل گرفته باشد. جستجو ی این ناحیه تا زمانیکه بازتاب نوری این درخش کاملا فرو نشیند متوقف خواهد بود و پس از آن اخترشناسان به جستجوی دقیق تر این ناحیه خواهند پرداخت. نکته جالب دیگر نیز در مورد این درخش استثنایی وجود دارد. در طی کاهش نور پس تاب این درخش چندین بار و در فاصله های زمانی 30، 60 و 90 ساعت پس از درخش اصلی مجددا پر نور شد. این درحالیست که در درخشهای عادی این حالت تنها یکبار اتفاق می افتد و یا برای مدت اندکی روند نزولی نورانیت آن متوقف می شود. این منجنی نوری پیچیده شاید در اثر یک چگالی بالا و غیر همگن از ابرهای گازی اطراف منطقه درخش و یا منابع انرژی دیگر شکل گرفته باشد.

در هر صورت GRB 030329 داده هایی را در بر دارد که ان را تبدیل به بی نظیر ترین درخش گامای قابل مطالعه نموده است و فرصتی استثنایی را در اختیار اخترشناسان قرار دا ده است. جورج ریکر (George Ricker) از دانشگاه MIT و مسول پروژه HETE 2 در مورد بررسیهای این درخش می گوید " هدف بعدی ما ادامه دادن به رصدهای این منبع غول آسا و شگفت است تا بتوانیم به منشا این درخش پی ببریم"

ماهیت نیروی جاذبه چیست؟

ماهیت نیروی جاذبه چیست؟

گرانش، نیروی مرموزی است که هرچند نظریه نسبیت عام اینشتین، آن‌را به خوبی توصیف می‌کند؛ اما منشا آن کماکان ناشناخته است. آیا می‌توان جهت‌گیری آرایش اطلاعات اجسام مادی را در فضا عامل گرانش دانست؟

محمود حاج‌زمان: اگرچه نیروی جاذبه ابتدا توسط قوانین نیوتن و سپس نسبیت عام اینشتین به خوبی توصیف شد، با این وجود ما هنوز نمی‌دانیم چگونه خواص بنیادین جهان با هم ترکیب می‌شوند و این پدیده را ایجاد می‌کنند.

به گزارش نیوساینتیست، اریک ورلیند از دانشگاه آمستردام هلند، رویکرد جدیدی را برای توصیف نیروی جاذبه پیشنهاد کرده است. این فیزیکدان نظری و از تئوریسین‌های برجسته نظریه ریسمان، استدلال می‌کند که جاذبه گرانشی ممکن است ناشی از جهت آرایش اطلاعات اجسام مادی در فضا باشد. وی می‌گوید: «از نظر من به عنوان یک فیزیکدان، این بسیار متقاعد کننده است.»

اولین، دوربردترین و تنهاترین
نخستین بار نیوتن با در نظر گرفتن جاذبه به عنوان نیروی بین اجسام، نشان داد که جاذبه چطور در مقیاس‌های بزرگ عمل می‌کند. سپس اینشتین ایده‌های نیوتن را در نظریه نسبیت عام خود اصلاح کرد. وی نشان داد که توصیف جاذبه به‌وسیله انحنای چارچوب فضا-زمان توسط یک جسم، بهتر انجام می‌شود. همه ما ازآن‌رو به سمت زمین کشیده می‌شویم که جرم سیاره، چارچوب فضا-زمان پیرامون خود را خم کرده است.

اما این پایان ماجرا نیست. اگرچه نیوتن و اینشتین بینش عمیقی را برای درک نیروی جاذبه فراهم کردند، اما قوانین آنها تنها توصیف‌های ریاضی است. این نظریه‌ها تنها نحوه عملکرد جاذبه را تشریح می‌کنند، بدون این‌که بگوید جاذبه از کجا می‌آید. فیزیکدانان نظری تلاش زیادی را برای ایجاد ارتباط بین نیروی جاذبه با دیگر نیروهای بنیادین شناخته شده جهان انجام داده‌اند. مدل استاندارد فیزیک که بهترین چارچوب ما برای توصیف دنیای زیراتمی است، شامل نیروی الکترومغناطیسی و نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف است؛ اما نیروی جاذبه را دربر نمی‌گیرد.

بسیاری از فیزیکدانان نسبت به این‌که مدل استاندارد فیزیک بتواند در برگیرنده نیروی جاذبه باشد، تردید دارند. نیروی گرانش را می‌توان بوسیله عملکرد ذرات فرضی گراویتون توصیف کرد، اما تاکنون مدرکی دال بر وجود این ذرات به‌دست نیامده است. ضعف جنبه گرانشی نظریه‌های موجود، از دلایل اصلی ارائه تئوری‌های جدید مانند نظریه ریسمان و گرانش کوانتومی در دهه‌های اخیر بوده است.

آنتروپی، گرانش و هولوگرافی
کارهای ورلیند، رویکرد جدیدی را برای بررسی مساله گرانش پیشنهاد می‌کند. بنابر اعتقاد وی گرانش پدیده‌ای است که از خواص بنیادین فضا و زمان ایجاد می‌شود.

برای درک نگرش پیشنهادی ورلیند، مفهوم سیالیت آب را در نظر بگیرید. مولکول‌های منفرد آب هیچ سیالیتی ندارند، اما مجموعه این مولکول‌ها در کنار یکدیگر خاصیت سیالیت آب را به وجود می‌آورد. به‌طور مشابه، نیروی گرانشی جزو خواص ذاتی مواد نیست. این نیرو یک اثر اضافی فیزیکی است که از اندرکنش جرم، فضا و زمان ایجاد می‌شود. ایده وی درباره نیروی جاذبه به عنوان یک نیروی آنتروپی، بر اصل اول ترمودینامیک استوار است که در حوزه نامتعارفی از توصیف فضا-زمان که هولوگرافی نامیده می‌شود، عمل می‌کند.

هولوگرافی در فیزیک نظری، دارای اصول مشابه برچسب هولوگرام موجود بر روی اسکناس است. در این روش تصاویر سه‌بعدی در یک سطح دوبعدی جا داده شده است. مفهوم هولوگرافی در فیزیک در دهه 1970، توسط استیفن و جاکوب بکنشتین توسعه یافت تا بتواند خواص سیاهچاله‌ها را توصیف کند. کارهای آنها به مفهومی منجر شد که بر اساس آن، یک کره فرضی می‌تواند اطلاعات لازم را درباره جرم داخلش در خود ذخیره کند. در دهه 1990 میلادی / 1370 شمسی، هوفت و لئونارد ساسکیند از دانشگاه استنفورد پیشنهاد کردند که این چارچوب می‌تواند به تمام جهان تعمیم داده شود. اصل هولوگرافیک پیشنهادی آنها در بسیاری از تئوری‌های بنیادین علم فیزیک مورد استفاده قرار می‌گیرد.

ورلیند از این اصل هولوگرافیک استفاده کرد تا دریابد که برای یک جرم کوچک، در فاصله مشخصی از یک جسم بزرگ‌تر مانند یک ستاره یا سیاره چه اتفاقی می‌افتد. وی نشان داد که جابه‌جایی اندک این جسم کوچک به معنای تغییر محتوای اطلاعات یا آنتروپی در سطح هولوگرافیک فرضی بین دو جسم است. این تغییر اطلاعات با تغییرات انرژی سیستم مرتبط است.

ورلیند از اصول آماری برای درنظر گرفتن تمام حرکات ممکن جرم کوچک و تغییرات انرژی مربوط به آن استفاده کرد. وی کشف کرد که از نظر ترمودینامیکی، حرکت جسم کوچک به سمت جسم بزرگ‌تر محتمل‌تر از سایر جابه‌جایی‌ها است. این اثر را می‌توان به صورت یک نیروی خالص که هر دو جسم را به سمت یکدیگر می‌کشد، نگاه کرد. فیزیکدانان این را نیروی آنتروپی می‌نامند؛ زیرا از تغییرات محتوای اطلاعات سرچشمه می‌گیرد.

با ایجاد ارتباط بین محتوای انرژی و رابطه معروف اینشتین برای جرم و انرژی، قانون جاذبه نیوتن مستقیما استخراج می‌شود. این نسخه نسبیتی تنها گام کوچکی به جلو به حساب می‌آید و می‌تواند برای هر دو جسم اعمال شود. ورلیند می‌گوید: «یافتن مجدد قوانین نیوتن می‌تواند یک تطابق خوش‌یمن باشد.»

چرا کسی زودتر به این فکر نیفتاده بود؟
مقاله ورلیند ستایش برخی از فیزیکدانان را به دنبال داشته‌است. رابرت دیجگراف از ریاضی‌فیزیک‌دانان برجسته دنیا در دانشگاه آمستردام، ظرافت مفاهیم کار ورلیند را تحسین می‌کند. وی می‌گوید: «مساله تعجب‌آور این است که هیچ کسی قبلا به این موضوع فکر نکرده است. این ایده بسیار ساده و متقاعد کننده به نظر می رسد.»

اما برخی از فیزیکدانان نظرات مخالفی دارند. برخی اعتقاد دارند که ورلیند در استخراج معادلات خود، به دلیل اینکه از خود جاذبه شروع کرده، دچار استدلال دور شده است. برخی دیگر نیز نگرانی‌هایی را در خصوص ریاضیات ناچیز مورد استفاده ورلیند ابراز کرده‌اند.

استنلی دسر از دانشگاه برندایس ماساچوست، که کارهایش باعث گسترش قلمرو نسبیت شده می‌گوید: «به‌نظر می‌رسد کار ورلیند یک راه امیدبخش است. اما کارهای وی تمام عقاید تعصب‌آمیز ما را درباره نیوتن و هوک تا اینشتین به چالش می‌کشد، چیزی که قبول آن خیلی سخت است.»

ورلیند تاکید می‌کند که مقاله وی تنها گام نخست در این موضوع است. وی می‌گوید: «ایده من هنوز در حد یک نظریه نیست، اما پیشنهادی برای برای یک الگو یا چارچوب جدید است. قسمت سخت کار تازه آغاز شده است.»

نپتون، سیاره بزرگی را بلعیده

بزرگ ‌بودن نپتون علیرغم فاصله زیادش با خورشید، در کنار تشعشعات گرمایی آن و مدار عجیب و غریب قمرش، ‌این فرضیه را به ذهن دانشمندان آورده که شاید نپتون سیاره اصلی را بلعیده و قمر آن را از آن خود کرده است

بهنوش خرم‌روز: به نظر می‌رسد که سیاره نپتون،‌ یک ابرزمین (یک سیاره در حال گردش به دور خورشید که بین 2 تا 10 برابر زمین است) را بلعیده است و قمر آن را هم از آن خود ساخته است. این پدیده می‌تواند دلیل انتشار گرما از سیاره یخ زده نپتون و نیز مدار عجیب و غریب قمر آن، تریتون را روشن کند.

تا همین اواخر، نپتون یک معما بود. غباری که منشا تشکیل آن بوده است، به احتمال زیاد از خورشید جدا شده بوده است. با داشتن موادی بسیار کمیاب، همیشه سوال این بوده که چه طور نپتون و اورانوس،‌ دورترین سیاره‌های منظومه شمسی نسبت به خورشید،‌ این همه بزرگ هستند.

 

اما اگر آن‌ها زمانی تشکیل شده باشند که خیلی به خورشید نزدیک‌تر بوده‌اند چه؟ در سال 2005/ 1384 گروهی از دانشمندان پیشنهاد کردند که شاید در یک تحول اولیه،‌ سیاره‌های بزرگ در منظومه شمسی تغییر مکان داده باشند. بر اساس فرضیه آن‌ها،‌ اورانوس و نپتون در نزدیکی خورشید شکل گرفته‌اند و بعد با تعویض جا به مرور،‌ به دورتر منتقل شده‌اند.

بر اساس محاسبات استیون دش در سال 2008/ 1387، ‌در صورت درست بودن این فرضیه،‌ این سیاره‌ها باید در محل تولد خود آن قدر مواد به جای می‌گذاشتند که به اندازه تشکیل سیاره‌ای با حجم دو برابر زمین باشد.

به گزارش نیوساینتیست، حالا دش و همکارش سیمون پورتر می‌گویند که قمر عجیب نپتون،‌ تریتون،‌ احتمالا زمانی به دور ابرزمین خود می‌گشته است. تریتون از پلوتو بزرگ‌تر است و در جهت مخالف گردش نپتون، روی مدار خود می‌چرخد. این مسئله می‌تواند نشان‌دهنده این باشد که تریتون قمر اصلی نپتون نیست.

برای این که نپتون، تریتون را تصاحب کرده باشد،‌ باید سرعت قمر بسیار پایین آمده باشد. یک احتمال این است که تریتون جفتی داشته که بیشتر انرژی جنبشی خود را به آن انتقال داده است. در سال 2006/ 1385 پژوهشگران بحثی را عنوان کردند که بر آن اساس، تریتون با جسم دیگری در ابعاد خود جفت بوده که بعد از پیوستنش به نپتون، به درون فضا پرتاب شده است.

اما اگر جفت سابق تریتون، یک ابرزمین بوده باشد، به دلیل حجم بزرگ‌تر و قابلیت گرفتن انرژی جنبشی بیشتر، به تریتون امکان بیشتری برای کند شدن می‌داده است. به اعتقاد دش، ‌این فرضیه به نظر عملی‌تر می‌رسد.

احتمال دارد نپتون ابرزمین تریتون را بلعیده باشد. گرمای به جا مانده از این برخورد،‌ ممکن است توضیح مناسبی برای تشعشعات گرمایی نپتون در مقایسه با اورانوس باشد. چرا که این دو سیاره از نظر حجم و ترکیبات بسیار به هم شبیه‌اند.

با این حال، داگلاس همیلتون، یکی از محققین طرح پیشنهادی سال 2006/ 1385 معتقد است که اوایل تشکیل منظومه شمسی،‌ اجرام کوچک در آن فراوان بودند و بعد جابه‌جایی اجرام بزرگ‌تر باعث پراکنده شدن آن‌ها شده است. به نظر وی، احتمال این که نپتون قمر فعلی خودش را از یکی از این اجرام کوچک و متداول جدا کرده باشد، خیلی بیشتر از آن است که یک ابرزمین نادر را بلعیده باشد.

برای تایید هر یک از این فرضیه‌ها هنوز به مطالعات بیشتری نیاز است.

ابهام در منشاء تنها قمر زمین

هرچند سال گذشته مشخص شد که ماه آب دارد، اما بررسی دوباره نمونه‌های جمع‌آوری شده در ماموریت‌های آپولو نشان داده که زیر پوسته ماه نیز مرطوب است و منشاء شکل گیری ماه نمی‌تواند برخورد جسمی با زمین باشد.

محمود حاج‌زمان: لری تیلور همواره می‌گفت که اگر زمانی در ماه آب پیدا شود، اسمش را عوض خواهد کرد! اما وی هیچ‌گاه انتظار نداشت که تحقیقات خودش روزی این حقیقت را برملا کند.

به گزارش نیچر، سنگ‌شناس دانشگاه تنسی در اولین کنفرانس علوم سیاره‌ای و قمری که در سال 1970 / 1349 برگزار شد، تنها 32 سال سن داشت. در آن کنفرانس همکاران وی نتایج بررسی‌های خود را از صخره‌های ماه، که در سال قبل از آن و طی ماموریت آپولو 11 جمع‌آوری شده بود، تشریح کردند. آنچه که تیلور در نمونه‌ها دید، تنها آهن فلزی خالص بود. این نکته نشان می‌داد که هیچ آبی در محیط اطراف وجود ندارد که باعث زنگ‌زدن آهن شود. سایر نتایج نیز منجر به شکل‌گیری یک مرز بین دانشمندان شد: ماه کاملا خشک است و همیشه هم همین‌طور بوده‌است.

چهل سال بعد و در همان کنفرانس سالیانه که این دفعه در هیوستون تگزاس برگزار می‌شد، تیلور و همکارانش اعلام کردند که آنها تمام این مدت را اشتباه می‌کردند. در گردهمایی هفته گذشته، سه گروه مختلف شواهدی را عرضه کردند که نشان می‌داد بلور‌های موجود در صخره‌های آتشفشانی جمع‌آوری شده توسط فضانوردان آپولو، حاوی مقدار زیادی آب، در حد چند هزار قسمت در میلیون است.

ماه خشک، ماه آبدار
این یافته‌ها هنگامی‌که به آب یخ‌زده سطح ماه نگاه بیاندازیم معنای بیشتری پیدا می‌کند. وجود آب در سطح ماه در سال گذشته، توسط ماهواره ال‌کراس ناسا و سفینه چاندرایان1 هند کشف شد. مطالعات جدید بر روی نمونه‌های آپولو، نشانه‌هایی را از آنچه که درون ماه به انتظار ما نشسته‌است فراهم می‌کند.

 

نتایج جدید نشان می‌دهد که درون ماه همواره حاوی آب بوده‌است. این مطلب نظریه‌هایی را که درباره شکل‌گیری ماه طی یک برخورد آتشین و سرد شدن یکباره جسم آن است، به چالش می‌کشد. نتایج همچنین نشان می‌دهد که نقش دنباله‌دارها در انتقال آب به ماه، بسیار مهم‌تر از آن چیزی است که دانشمندان در گذشته تصور می‌کردند.

لیندا الکینز از ماه‌شناسان انستیتو فناوری ماساچوست، MIT، می‌گوید: «یافته‌های جدید یک انقلاب محسوب می‌شود.»

به گفته تیلور، نخستین شواهد درباره رطوبت درون ماه در سال 2008 / 1387 منتشر شد. در آن زمان محققان مقادیر ناچیزی آب را در خرده‌های آبگینه آتشفشانی به‌دست آمده از ماموریت آپولو پیدا کردند. این کار به کمک پیشرفت طیف‌نگارهای یونی حاصل شد که می توانستند چنین حجم اندکی از آب را نمایان سازند.

اگرچه نمونه‌های آتشفشانی شواهدی را دال بر وجود آب در داخل ماه ارائه می‌کردند، اما این شواهد محدودیت‌هایی داشتند. این نمونه‌ها در فوران‌های آتشین شکل گرفته‌اند که مشخصا شیمی آنها را تغییر داده‌است. در نتیجه آنها نماینده‌هایی نامطمئن برای صخره‌های درون ماه هستند.

منبع آب چیست؟
اما اکتشافات جدید درباره آب، مربوط به یک منبع کاملا متفاوت است. بلورهای معدنی ریز بازالت تیره، که در دریاهای ماه پیدا شده است. این بلورها در دشت‌های وسیع گدازه آتشفشانی که زمانی این دریاها را پر کرده بود، شکل گرفته‌اند و حاوی مقادیر بسیار بیشتری آب نسبت به خرده‌های آبگینه هستند.

به گفته تیلور، به دلیل شکل‌گیری بازالت در شرایط آرام‌تر نسبت به فوران‌های آتشین ایجاد کننده آبگینه‌ها، برآورد مقدار آب موجود در زیر پوسته ماه را با استفاده از این صخره‌ها راحت‌تر و مطمئن‌تر است.

سه گروه تحقیقاتی به نتایج متفاوتی درباره مقدار آب گذشته ماه رسیدند، اما همه آنها پیش‌بینی می‌کنند که آب درون ماه، ده‌ها هزار برابر بیشتر از مقداری است که در گذشته تصور می‌شد. با این وجود، مقدار این آب هنوز کمتر از زمین است.

یک ماه با چنین رطوبتی می‌تواند یک محیط فعال‌تر باشد. آب نقطه ذوب پوسته صخره‌ای را کاهش می‌دهد و شکل‌گیری ماگما را آسان‌تر می‌سازد. آب همچنین امکان جابه‌جایی صخره‌ها را درون ماه فراهم می‌کند. این نکته به ماه اجازه می‌دهد که سریع‌تر از آنچه که دانشمندان در گذشته فکر می‌کردند سرد شود و می‌تواند پاسخی برای برخی از معماهای زمین‌شناسی ماه باشد.

یکی از گروه‌های تحقیقاتی مدرکی از منشاء آب پیدا کرده‌است. جیمز گرین‌وود از دانشگاه وسلیان کنتاکی کشف کرده‌است که آب موجود در ماه، دارای نسبت دوتریم یا هیدروژن سنگین به مراتب بالاتری در مقایسه با آب موجود در زمین است. نسبت کشف شده برای ماه، مشابه این نسبت برای دنباله‌دارها است.

معمای پیچیده
نسبت دوتریم موجود در آب ماه یک شگفتی محسوب می‌شود. تصور می‌شد که ماه در اثر برخورد یک جسم با اندازه‌های مریخ به زمین، اندکی پس از شکل‌گیری آن به وجود آمده باشد. در اثر این برخورد بخشی از سیاره ذوب شد و صخره‌های گداخته‌ای را به فضا پرتاب کرد که در نهایت به یکدیگر پیوسته و در اثر سخت شدن، ماه را به‌وجود آوردند. این تصویر به این معنا است که زمین و ماه باید نسبت مشابهی از آب سنگین داشته باشند.

اما ترکیب به مراتب سنگین‌تر آب موجود در نمونه‌های ماه، محققان را مجبور کرده‌است که به دنبال توضیحات جدیدتری باشند. به گفته تیلور یک ایده این است که دسته‌ای از دنباله‌دارها، اندکی پس از برخورد اولیه که باعث شکل‌گیری ماه شد، به آن برخورد کرده‌اند. دنباله‌دارها با زمین نیز برخورد کرده‌اند اما به دلیل اینکه سیاره جوان حاوی منابع آب بسیار بیشتری بود، آب سنگین موجود در دنباله‌دارها نتوانست تاثیر زیادی بر ترکیب آب زمین بگذارد.

یک گزینه دیگر این است که گرمای حاصل از برخورد، آب سبک‌تر موجود در ماه را تبخیر کرده و باعث غنی شدن آب سنگین ماه شده است. شاید هم جسم برخورد کننده خود حاوی مقادیر عظیمی از آب سنگین بوده‌است.

الکینز می‌گوید: «همه اینها ممکن است منجر به تجدید نظر در نظریه برخورد کننده غول‌پیکر شود.»

اما هنوز برای چنین کاری زود است. نتایج مربوط به آب سنگین می‌تواند تنها نشان‌دهنده یک غنی‌شدگی نقطه‌ای باشد. چنین چیزی به عنوان مثال می‌تواند مربوط به نمونه‌گیری از محل برخورد یک دنباله‌دار باستانی باشد. همچنین برخی از محققان هنوز متقاعد نشده‌اند که آنطور که نمونه‌های جدید اشاره می‌کند، ماه یک محیط مرطوب باشد.

چیپ شیرر از دانشگاه نیومکزیکو، کلرین موجود در صخره‌های آتشفشانی را آنالیز کرده‌است. کلرین می‌تواند اطلاعاتی درباره آب باستانی فراهم کند. به گفته وی، غلظت آب تخمین زده شده توسط سایرین بالاتر از حدی است که نتایج آزمایشات وی نشان می‌دهد.

با تمام این اوصاف به نظر می‌رسد که باید منتظر باشیم و ببینیم که در آینده چه اتفاقی می‌افتد. آیا ماه واقعا آبدار است؟!

امواج رادیویی مرموز از یکی کهکشان‌ نزدیک

ساطع شدن امواج رادیویی بسیار مرموز از یکی از کهکشان‌های نزدیک

در یک رویداد بسیار عجیب، منبع ناشناسی در یکی از کهکشان های نزدیک به کره زمین امواج رادیویی خاصی را به کره زمین ارسال کرده است. این شیء ناشناخته در نزدیکی‌های کهکشان M82 شروع به انتشار امواجی نموده که تا کنون مشابه آن توسط اخترشناسان رویت نشده است.

آقای تام ماکسلاو از مرکز نجوم جادرل بنک در انگلستان که در تیم کاشف این امواج حضور داشته اذعان می‌کند که " ما نمی‌دانیم این امواج چیست و از کجا می‌آید".

این امواج احتمالا متعلق به یک شیء بسیار متراکم می‌باشد که با مواد اطراف خود در فضا تلفیق شده است و این می‌تواند یک سیاه‌چاله یا یک سیاه‌چاله درون یک محیط غیر عادی فضایی باشد.

در واقع خصوصیات امواج ارسال شده به زمین به گونه است که هیچ شباهتی به آنچه که تاکنون در کائنات دیده شده است، ندارد. اگر چه متخصصان فیزیک نجوم هنوز به ماهیت این امواج رادیویی پی نبرده اند، اما بهترین حدسی که در این باره زده شده آن است که این امواج احتمالا متعلق به یک شیء بسیار متراکم می‌باشد که با مواد اطراف خود در فضا تلفیق شده است و این می‌تواند یک سیاه‌چاله یا یک سیاه‌چاله درون یک محیط غیر عادی فضایی باشد.

جریان کشف این امواج در ماه می سال گذشته و در زمان رصد انفجارهای ابرنواختری در کهکشان M82 رخ داده است. لکه روشنی از امواج در مدت زمان بسیار کوتاهی منتشر شدند که از نظر قوائد فیزیک نجوم سرعت این انتشار بسیار زیاد بوده و موجب حیرت منجمین شده است. از آنجا که امواج ناشی از سوپرنواها در طی چند هفته به حداکثر روشنایی می‌رسند و سپس پس از چند ماه روشنایی خود را از دست می‌دهند، امواج ارسالی شباهتی به امواج منتشر شده از سوپرنواها ندارند و از الگوی آنها پیروی نمی‌کنند.

این امواج جدید در طی یک سال روشنایی خود را از دست نداده است و طیف آن نیز پایدار می‌باشد.

گزارش این کشف عجیب که می‌تواند حاکی از وجود منبعی ناشناخته در تلاش برای ارتباط با کره زمین باشد، توسط آقای ماکسلاو در روز چهارشنبه 14 آوریل به جلسه مرکز ملی نجوم در گلاسکو در انگلستان ارائه شده است.

شاید به زودی منجمین به دنبال سازماندهی هیات استقبال کره زمین از موجوداتی باشند که از کهکشان‌های نزدیک پیام‌های رادیویی مخابره می‌کنند!

بمب اتمی

 

ادامه نوشته

دانستنيهاي بمب اتم

ادامه نوشته

نقش میدان مغناطیسی زمین در محافظت از زمین!

نقش میدان مغناطیسی زمین در محافظت از زمین!

میدان مغناطیسی زمین همچون سپری از ما در مقابل این بادهای خورشیدی محافظت می‌کند. با این حال به خوبی می‌دانیم که اگر جهت میدان مغناطیسی بادهای خورشیدی در خلاف جهت میدان مغناطیسی زمین باشد، خطوط میدان در هم می‌شکنند و سپس طی فرآیندی موسوم به «اتصال مجدد مغناطیسی» به یکدیگر می‌پیوندند. این فرایند به گازهای یونیزه (پلاسمای) موجود در بادهای خورشیدی اجازه می‌دهد در لایه‌های بیرونی مگنتوسفر زمین رخنه کنند و در نتیجه به سطح سیاره ما برسند.

دانستن شرایطی که تحت آن‌ها بادهای خورشیدی می‌توانند در سد مغناطیسی زمین نفوذ کنند، نقش مهمی را در مدل‌سازی اوضاع جوی فضا و اثراتی همچون قطع شدن سلمانۀ تعیین موقعیت جهانی (GPS) در اثر برهم کنش میدان مغناطیسی زمین با بادهای خورشیدی ایفا می‌کند.

انواع راکتورهای هسته‌ای

ادامه نوشته

سوراخ اوزون

ادامه نوشته

کشفیات علم فیزیک

ادامه نوشته

کاربردهای انرژی هسته ای

ادامه نوشته

بمب هیدروژنی

ادامه نوشته

تاریخچه ی شیمی

ادامه نوشته

اشنایی با رادیو اکتیویته

ادامه نوشته

فوران‌های توده‌های آتشفشانی در ایسلند

فوران‌های توده‌های آتشفشانی در ایسلند در روزهای 29 اسفند و 25 فروردین در زیر مرکز یخچال‌های طبیعی کوچک رخ دادند. هیچکدام از این دو فوران قدرتمند نبودند ولی دومین فوران مقدار زیادی از این یخچال‌ها را ذوب کرد که پس از خنک کردن و تکه‌تکه کردن گدازه‌ها، آنها به مانند شیشه‌خرده به همراه توده‌های آتشفشانی در فضا پخش‌شدند.

 

عکس: ناسا