استفان ويليام هاوكينگ 64 ساله اينك به الگويي براي مردمان سياره ما تبديل شده تا نمونه اي افسانه اي از زيستن و اميد به زندگي را ترويج كند. استفاون هاوكينگ يكي از برجسته ترين و نام آور ترين رياضيدانان و كيهان شناسان معاصر ما است. نظريات بنيادي او در حوزه عالم بزرگ مقياس و فرايندهاي مربوط به آشفتگيهاي فضا زمان و پديده هاي اعجاب انگيزي همچون سياهچاله ها باعث شده تا نام وي در عرصه دانش معاصر و براي هميشه ماندگار شود. او اينك داراي درجه لوكسيان پرفسور رياضيات در دانشگاه كمبريج است و بد نيست بدانيد اين مقام ارشد رياضيات زماني در اختيار چهره هاي برجسته اي چون سر ايزاك نيوتون و پاول ديراك بوده است. تحقيقات وسيع هاوكينگ در خصوص سياهچاله ها باعث كشف پديده اي شگفت در حوزه فضا شده است كه با نام  تابش سياهچاله شناخته مي شود. اما جالب اينجا است كه در كنار چنين فعاليتهاي علمي بسيار جدي، اين دانشمند بلند آوازه معاصر گام هاي بلند و بزرگي را براي ترويج علم در جهان برداشته است. وي نويسنده پرفروش ترين كتاب علمي عامه پسند به نام تاريخچه مختصر زمان است كه به مدت 100 هفته توانسته بود در صدر پر فروش ترين كتابهاي عالم قرار گيرد. وي همچنين كتابهايي را براي كوكان نوشته و در برنامه هايي همانند، جهان استفاون هاوكينگ به تشريح مسايل پيچيده علمي به زباني ساده براي مردم پرداخته است. هر يك از اين فعاليتها به تنهايي كافي است كه نام انساني را در تاريخ جاودان كند اما هاوكينگ فراتر از اين افقها را فتح كرده است.                    

آيا مي توان باور كرد تمام اين موفقيتها از آن مردي باشد كه به فلج اعصاب محرك عضلاني مبتلا است و از نظر پزشكي سالها قبل مي بايست در مي گذشت. اين بيماري كشنده زماني به سراغ هاوكينگ آمد كه تنها 21 سال داشت و كم كم تواناييهاي عضلاني او را سلب كرد . به تدريج كار به جايي كشيد كه تمام عضله هاي وي توان تحرك خود را از دست دادند و امروزه به جز عضلات قلب، چشم، ريه و دستگاه گوارشي، وي فاقد هرگونه توانايي حركتي است. به همين دليل ويلچير يا صندلي چرخداري ويژه اي براي وي ساخته شده كه او بتواند با كمك نگاه خود به ان فرمان دهد. آن را جركت دهد و با نگاه كردن به صفحه كليد بصري ويژه اي حروف خود را انتخاب و متن مورد نظر را بيان كند. زندگي كه براي هر كسي مي تواند جهنمي غير قابل تصور باشد براي هاوكينگ همراه با اميد به آينده و كشف تازه ها بوده است. پزشكان زماني كه هاوكينگ به اين بيماري مبتلا شد به وي گفتند كه شايد كمتر از چند سال بعد در اثر رشد اين بيماري در گذرد اما از ان زمان 45 سال مي گذرد و هاوكينگ در مبارزه اي سخت با بيماري خود به موفقيت دست يافته است. وي نشانه و سمبولي براي اميد به آينده است.  

چند هفته پيش برجسته ترين چهره رياضيات و كيهان شناس معاصر سفري با گرانش صفر را تجربه كرد. يك بويينگ تغيير فرم يافته از پايگاه كندي عازم سفري كوتاه ولي خاطره انگيز براي استفان هاوكينگ شد. وي در اين سفر براي اولين بار پس از 40 سال توانست از روي صندلي چرخدار برخيزد و شناوري در شرايط بي وزني را تجربه كند. تجربه اي كه شايد بسياري از افراد سالم هم حاضر به انجام آن نباشند اما هاوكينگ گويا قصد دارد ثابت كند كه انسان قادر به انجام هر كاري است. هاوكينگ پس از اين سفر در گفتگويي دشوار با خبرنگاران كه با كمك رايانه متصل به صندلي چرخدارش صورت مي گرفت، گفت: " از اين تجربه بي نهايت راضيم و احساس مي كنم به دروازه هاي فضا نزديك مي شوم. من اين پرواز را براي آمادگي انجام سفر بعديم انجام دادم و قصد دارم سال 2009 به عنوان اولين معلول به سفري به مدار زمين بروم، پس فضا به من خوش آمد بگو كه من در آستانه سفر به سوي تو قرار دارم. " هاوكينگ فضا را آينده بشر توصيف كرد و از احساس خوب خود هنگام رهايي از بند گرانش سخن گفت اما او خود اميد جديدي است براي مردمي كه مبتلا به ناتوانايي هاي گوناگوني هستند يا در درياي مشكلات مي افتدند. هاوكينگ ثابت كرده است كه مي توان با اميد ، مرگ را هم به بازي گرفت. و هاوكينگ نمادي براي عصر جديد ما است.

به نقل از هوپا    

مسئله قابل توجه فقط اين نيست كه جسمي در فضا وجوددارد بلكه اين جسم مشخص كننده هندسه فضاي اطرافش مي باشد. انيشتيندر اين مورد مي گويد: هميشه عقيدهبر اين بوده اگر تمامماده جهانمعلوم شود،زمانوفضا باقي مي مانند، در حالي كه نظريه نسبيت تاكيد مي كند كه زمان و فضا نيز همراه باماده نابود مي گردند. بنابراين ،جرمبا فضا ارتباط دارد. هر جسمي باعث ميشود كه فضاي اطرافش انحنا پيدا كند. ما به سختي متوجه چنين انحنايي در زندگي خود ميشويم، زيرا با جرم هاي نسبتا كوچكي سروكار داريم. ولي درميدانهاي گرانشي بسيار قوي ، مقدار انحنا ممكن است قابل توجه باشد.تعدادي از رويدادهايي كه اخيرا در فضا مشاهده شده اند،نشان مي دهند كه احتمال تمركز مقادير جرم در بخش هاي كوچكي از فضا وجود دارد. اگرماده اي با جرم معين به اندازه اي متراكم شود كه به حجم كوچكي تبديل گردد و آن حجمبراي چنين ماده‌اي بحراني باشد، ماده تحت تاثير گرانش خود شروع به انقباض مي نمايد. با انقباض بيشتر ماده ، فاجعه گرانشي گسترش مي‌يابد و آنچه كه فرو ريختن گرانشيناميده مي شود، آغاز مي گردد. تمركز ماده در اين فرآيند افزايش مي يابد و طبق نظريهنسبيت ،انحناي فضانيز به تدريج بيشتر مي گردد.

سرانجام لحظه اي فرا مي رسد كه هيچ پرتوئي ازنور ، ذره و نشانه فيزيكي ديگر نمي تواند از اين قسمت كه دچار فروريختن جرم شده ، خارجگردد. اين جسم به عنوانسياهچالهشناخته شده است. شعاع جسم در حال فرو ريختنكه به يك سياهچاله تبديل مي گردد،شعاع گرانشيناميده مي شود. اين شعاع برايجرم خورشيد سه كيلومتر و براي جرم زمين 9/0 سانتي متر است

.

 اگر خورشيد در اثرانقباض به كره‌اي با شعاع سه كيلومتر تبديل شود، به صورت يك سياهچاله در مي آيد. گرانش در سطح جسمي كه شعاعش با شعاع گرانشي جرم آن برابر مي باشد، فوق‌العاده شديد است. براي غلبه بر نيرويگرانشي لازم استسرعت فرارافزايش يابد، كه مقدار آن بيشترازسرعتنور مي باشد. طبقنظريهخاص نسبيت كه اكنون قابل قبول است، در جهان هيچ چيز نمي تواند با سرعت بيشتر ازسرعت نور حركت كند. به همين دليل سياهچاله ها اجازه نمي دهند هر چيزي از آنها خارجگردد. از سوي ديگر ، سياهچاله مي تواند ماده را از فضاي اطراف به درون خود ببلعد وبزرگتر شود. براي توضيح تمام پديده هايي كه مربوط به سياهچاله مي شوند، فرضيه عامنسبيت لازم مي باشد. بر اساس اين نظريه ، گذشت زمان در ميدان گرانشي قوي آهسته ميباشد. براي ناظري كه در خارج سياهچالهقرار دارد، افتادن يك جسم به درون سياهچاله مدت طولاني متوقف مي گردد. در چنينحالتي ناظر فرضي در ارتبط باعمل انقباضواقعا تصوير كاملا متفاوتي رامشاهده خواهد نمود. ناظر در حالي كه در ظرف مدت محدودي به شعاع گرانشي مي رسد،سقوطش ادامه مي يابد، تا آنكه به مركز سياهچاله برسد. ماده در حال فروريختن ، پس ازگذشتن از شعاع گرانش به انقباض ادامه مي دهد. طبق اختر فيزيك نظري جديد ممكن استسياهچاله ها مرحله پايانيزندگيستارگان جسيم باشند. مادامي كه يك منبع انرژي در ناحيه مركزيستاره فعاليت مي نمايد، درجات حرارت بالا باعث انبساط گاز و جدا شدن لايه هاي بالائي آنمي شود. در عين حال ، نيروي گرانشي عظيم ستاره اين لايه ها را به سوي مركز ميكشاند. پس از آن كه سوخت تامين كنندهواكنش‌هاي هسته‌ايبه مصرف رسيد، درجه حرارتدر ناحيه مركزي ستاره به تدريج پايين مي آيد. در اين مرحلهتعادل ستارهبه هم مي خورد و ستاره تحتتاثيرنيرويگرانشي خود منقبض مي گردد. تكامل و تغيير بيشتر آن به جرمش بستگي دارد. طبقمحاسبات اگر جرم ستاره سه تا پنج برابر جرم خورشيد باشد، مرحله پاياني انقباض آنممكن است باعث فروريختن گرانشي و تشكيل سياهچاله گردد.

مسئله قابل توجه فقط اين نيست كه جسمي در فضا وجوددارد بلكه اين جسم مشخص كننده هندسه فضاي اطرافش مي باشد. انيشتيندر اين مورد مي گويد: هميشه عقيدهبر اين بوده اگر تمامماده جهانمعلوم شود،زمانوفضا باقي مي مانند، در حالي كه نظريه نسبيت تاكيد مي كند كه زمان و فضا نيز همراه باماده نابود مي گردند. بنابراين ،جرمبا فضا ارتباط دارد. هر جسمي باعث ميشود كه فضاي اطرافش انحنا پيدا كند. ما به سختي متوجه چنين انحنايي در زندگي خود ميشويم، زيرا با جرم هاي نسبتا كوچكي سروكار داريم. ولي درميدانهاي گرانشي بسيار قوي ، مقدار انحنا ممكن است قابل توجه باشد.تعدادي از رويدادهايي كه اخيرا در فضا مشاهده شده اند،نشان مي دهند كه احتمال تمركز مقادير جرم در بخش هاي كوچكي از فضا وجود دارد. اگرماده اي با جرم معين به اندازه اي متراكم شود كه به حجم كوچكي تبديل گردد و آن حجمبراي چنين ماده‌اي بحراني باشد، ماده تحت تاثير گرانش خود شروع به انقباض مي نمايد. با انقباض بيشتر ماده ، فاجعه گرانشي گسترش مي‌يابد و آنچه كه فرو ريختن گرانشيناميده مي شود، آغاز مي گردد. تمركز ماده در اين فرآيند افزايش مي يابد و طبق نظريهنسبيت ،انحناي فضانيز به تدريج بيشتر مي گردد.

سرانجام لحظه اي فرا مي رسد كه هيچ پرتوئي ازنور ، ذره و نشانه فيزيكي ديگر نمي تواند از اين قسمت كه دچار فروريختن جرم شده ، خارجگردد. اين جسم به عنوانسياهچالهشناخته شده است. شعاع جسم در حال فرو ريختنكه به يك سياهچاله تبديل مي گردد،شعاع گرانشيناميده مي شود. اين شعاع برايجرم خورشيد سه كيلومتر و براي جرم زمين 9/0 سانتي متر است

.

 اگر خورشيد در اثرانقباض به كره‌اي با شعاع سه كيلومتر تبديل شود، به صورت يك سياهچاله در مي آيد. گرانش در سطح جسمي كه شعاعش با شعاع گرانشي جرم آن برابر مي باشد، فوق‌العاده شديد است. براي غلبه بر نيرويگرانشي لازم استسرعت فرارافزايش يابد، كه مقدار آن بيشترازسرعتنور مي باشد. طبقنظريهخاص نسبيت كه اكنون قابل قبول است، در جهان هيچ چيز نمي تواند با سرعت بيشتر ازسرعت نور حركت كند. به همين دليل سياهچاله ها اجازه نمي دهند هر چيزي از آنها خارجگردد. از سوي ديگر ، سياهچاله مي تواند ماده را از فضاي اطراف به درون خود ببلعد وبزرگتر شود. براي توضيح تمام پديده هايي كه مربوط به سياهچاله مي شوند، فرضيه عامنسبيت لازم مي باشد. بر اساس اين نظريه ، گذشت زمان در ميدان گرانشي قوي آهسته ميباشد. براي ناظري كه در خارج سياهچالهقرار دارد، افتادن يك جسم به درون سياهچاله مدت طولاني متوقف مي گردد. در چنينحالتي ناظر فرضي در ارتبط باعمل انقباضواقعا تصوير كاملا متفاوتي رامشاهده خواهد نمود. ناظر در حالي كه در ظرف مدت محدودي به شعاع گرانشي مي رسد،سقوطش ادامه مي يابد، تا آنكه به مركز سياهچاله برسد. ماده در حال فروريختن ، پس ازگذشتن از شعاع گرانش به انقباض ادامه مي دهد. طبق اختر فيزيك نظري جديد ممكن استسياهچاله ها مرحله پايانيزندگيستارگان جسيم باشند. مادامي كه يك منبع انرژي در ناحيه مركزيستاره فعاليت مي نمايد، درجات حرارت بالا باعث انبساط گاز و جدا شدن لايه هاي بالائي آنمي شود. در عين حال ، نيروي گرانشي عظيم ستاره اين لايه ها را به سوي مركز ميكشاند. پس از آن كه سوخت تامين كنندهواكنش‌هاي هسته‌ايبه مصرف رسيد، درجه حرارتدر ناحيه مركزي ستاره به تدريج پايين مي آيد. در اين مرحلهتعادل ستارهبه هم مي خورد و ستاره تحتتاثيرنيرويگرانشي خود منقبض مي گردد. تكامل و تغيير بيشتر آن به جرمش بستگي دارد. طبقمحاسبات اگر جرم ستاره سه تا پنج برابر جرم خورشيد باشد، مرحله پاياني انقباض آنممكن است باعث فروريختن گرانشي و تشكيل سياهچاله گردد.

منبع: http://www.gsi.ir/News/Lang_fa/Page_24/TypeId_2/NewsId_13407/Action_NewsBodyView/news.html

منبع:kanoon.ir

خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در وسط منظومه شمسی و تامین کننده نور، گرما و انرژی های دیگر زمین است. این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است...

پدیده انتشار
انتشار نور و تفکیک رنگها مربوط به خود مولکولهای هواست، حتی در غیاب ذرات خارجی هم آسمانی آبی خواهیم داشت. طول موج نور از آبی به سبز ، زرد و سرخ افزایش می‌یابد و طول موج مربوط به نور قرمز حدود ۱.۶۸ برابر طول موج نور آبی است. هر یک از اجزای نور خورشید در همه جهتها از مولکول منتشر می‌شود، ولی شدت آن همسان نیست. درخشانترین انتشار در جهت روبرو (مانند اینکه نور یک راست از مولکول می‌گذرد) و رو به پشت (بسوی خورشید) است.
به نظر نیوتن رنگهای ظاهری اجسام طبیعی بستگی به این دارد که از آنها چه رنگی شدیدتر منعکس یا بسوی بیننده پراکنده می‌شود . بطور کلی ، شیوه ساده‌ای وجود ندارد که بر اساس ساختار سطح ترکیب شیمیایی و مانند آنها پیش بینی کنیم که آن ماده چه رنگهایی را منعکس یا پراکنده می‌کند. با این همه ، علت آبی بودن رنگ آسمان را با استدلال ساده‌ای می‌توان توضیح داد.
همانطور که تامس یانگ با آزمایش نشان داد، طول موجهای گوناگون نور رنگهای متفاوت دارند، طول موج نور را با واحد نانومتر یا با واحد آنگستروم می‌سنجند. دامنه طیف قابل رؤیت برای آدمی nm ۴۰۰ برای نور بنفش تا حدود nm ۷۰۰ برای نور قرمز است. مانعهای کوچک می‌توانند انرژی یک موج فرودی را در همه جهتها پراکنده کنند و مقدار پراکندگی بستگی به طول موج دارد. به عنوان یک قاعده کلی ، هر چه طول موج در مقایسه با اندازه مانع بزرگتر باشد، موج بوسیله مانع کمتر پراکنده می‌شود. برای ذراتی کوچکتر از یک طول موج ، مقدار پراکندگی نور با عکس توان چهارم طول موج تغیـــیــر می‌کند. مثلاً ، طول‌ موج نور قرمز در حدود دو برابر طول موج نور آبی است. بنابراین پراکندگی نور قرمز در حدود یک شانزدهم پراکندگی نور آبی است.
نوری که نسبت به مسیر اولیه خورشید در زاویه قائم منتشر شود، تنها نیمی از درخشندگی را خواهد داشت. همه رنگها به این شیوه منتشر می‌شوند. ولی شدت انتشار هر یک از این رنگها در هر جهتی متفاوت است. شدت با عکس توان چهارم طول موج متناسب است. از اینرو نور موج کوتاه (مانند آبی) خیلی شدیدتر از نور سرخ منتشر می شود که طول موج بلندتری دارد. از آنجا که نسبت طول موج آنها ۱.۶۸است، نسبت انتشار نور آبی ۸ برابر درخشانتر از نور سرخ است.
● آسمان آبی
اکنون می‌توانید بفهمید که چرا رنگ آسمان آبی است. نور خورشید بوسیله مولکولها و ذرات گرد و غبار موجود در آسمان ، که معمولاً در مقایسه با طول موجهای نور مرئی بسیار کوچکند، پراکنده می‌شود. به این ترتیب ، نور طول موجهای کوتاه (نور آبی) بسیار شدیدتر از نور طول موجهای بلندتر بوسیله این ذرات پراکنده می‌شوند. وقتی که به آسمان صاف نگاه می‌کنیم ، بیشتر این نور پراکنده شده است که به چشم ما می‌رسد. دامنه طول موجهای کوتاه پراکنده شده (و حساسیت چشم آدمی به رنگ) منجر به احساس رنگ آبی می‌شود.
کوتاهترین طول موجهای طیف مرئی بیشتر مطابق بنفش است تا آبی ، پس چرا آسمان بجای آنکه بنفش باشد آبی است؟ نور خورشید اولیه در رنگ بنفش تا حدی ضعیفتر از آبی آست و بنفش کمتر از آبی به ما می‌رسد. دلیل مهمتر اینکه چشم انسان نسبت به بنفش کمتر از آبی حساس است. اینکه مردم آبی بودن آسمان را بوجود بخار آب در جو نسبت بدهند، شاید به این دلیل باشد که اغلب توده‌های آب آبی رنگ است.
از دلایل آبی بودن دریا این است که وقتی نور سفید چند متر از میان آب می‌گذرد، مولکولهای آب بخشی از انتهای سرخ طیف را جذب می‌کند و نوری که سرانجام به چشم بیننده منعکس می‌شود بیشتر آبی شده است. و در آسمان آب کافی برای چنین جذبی وجود ندارد. لایه اوزون نیز نور سرخ را تضعیف می‌کند، ولی نقش ناچیزی در آبی شدن آسمان دارد. از سوی دیگر ، فرض می‌کنیم که در یک روز مه آلود به آسمان نگاه می‌کنیم.
در این صورت ، نور آبی باریکه‌ای که به چشم ما می‌رسد بطور کامل پراکنده شده است، در حالی که طول موجهای بلندتر پراکنده نشده‌اند. بنابراین، احساس می‌کنیم که رنگ خورشید متمایل به قرمز شده است. اگر آسمان جوی نداشت، آسمان سیاه به نظر می‌رسید و ستارگان در روز دیده می‌شدند. در واقع از ارتفاع Km ۱۶ به بالا ، که در آنجا جو زمین بسیار رقیق می‌شود، همان طوری که فضانوردان دریافته‌اند، آسمان سیاه به نظر می‌رسد و ستارگان در روز دیده می‌شوند.
● تأثیر شرایط جوی
گاهی هوا دارای ذرات گرد و غبار یا قطره‌های آبی به بزرگی طول موج نور مرئی است. اگر چنین باشد، رنگهایی جز رنگ آبی ممکن است به شدت پراکنده شوند. مثلاً ، کیفیت رنگ آسمان با بخار آب موجود در جو زمین تغییر می‌کند. روزهایی که هوا صاف و خشک است، آسمان آبی‌تر از روزهایی است که رطوبت هوا زیاد است. آسمان نیلگون ایتالیا و یونان ، که قرنها الهام ‌بخش شاعران و نقاشان بوده است، به سبب خشکی استثنایی هوای این سرزمینهاست.
مه آبی ـ خاکستری رنگی که گاهی شهرهای بزرگ را می‌پوشاند بیشتر به سبب ذراتی است که از موتورهای درون‌ سوز (اتومبیلها ، کامیونها) و کارخانه های صنعتی منتشر شده‌اند. موتور اتومبیل ، حتی وقتی که در حالت خلاص کار می‌کند، در هر ثانیه بیشتر از ۱۰۰ میلیارد ذره منتشر می‌کند. بیشتر این ذرات نامرئی هستند و اندازه آنها در حدود m ۰/۰۰۰۰۰۱ است.
چنین ذره‌هایی کالبدی برای تجمع گازها ، مایعات و ذرات جامد دیـگــــــر می‌شوند. این ذره‌های بزرگتر سبب پراکندگی نور و تیرگی هوا می‌شوند. گرانش بر این ذره‌ها تا وقتی که بر اثر تجمع مواد بیشتر در اطراف آنها خیلی بزرگ نشده‌اند چندان تأثیری ندارد. این ذرات اگر بر اثر باران و برف مکرر شسته نشوند ممکن است ماهها در جو زمین بمانند. تأثیر چنین ابرهای غبارآلودی بر آب و هوا و بر سلامتی آدمی بسیار مهم است.
● رنگ غروب
وقتی به آسمان روز نگاه می‌کنید نوری را می‌بینید که از لایه اوزون اندکی گذشته و جذب بوسیله آن ناچیز بوده است. در هنگام غروب وقتی شعاعهای نور از میان لایه اوزون مسیری مورب (و از اینرو طولانیتر) دارند تا یه ما برسند، جذب بوسیله اوزون اهمیت پیدا می‌کند، ولی در آن موقع نیز دلیل آبی بودن آسمان ساز و کارهای مربوط به پراکندگی (انتشار ریلی) می‌باشد، که قبلا بیان شده.
همین تأثیرها رنگ کوههای تیره را در یک روز آفتابی توضیح می‌دهد. اگر کوهها زیاد دور نباشند، تصویرشان آبی رنگ است. چون نور مسلط آبی بوسیله مولکولهای میان شما و کوهها منتشر می‌شود، کوههای تا حدی دور هم باز آبی است. ولی کوههایی که در فاصله دوری قرار دارند سفید هستند، درست همانگونه که افق سفید دیده می‌شود. نور خور شید در حال غروب در واقع نارنجی رنگ است (بین سرخ و زرد)، در حالی که اگر در مسیرشان بسوی ما تنها از میان مولکولهای هوان می‌گذشت، رنگش سرخ بود. دلیل اینکه رنگ آن سرخ یک دست نیست، این است که نور نه تنها از میان مولکولها ، بلکه از میان ذرات ریز و افشانکهای جو هم منتشر می‌شود.
در هر موقع از روز وقتی در جهت خورشید نگاه کنید، بخشی از نور درخشان آن را دریافت می‌کنید که از میان همان ذرات ریز و افشانکها منتشر می‌شود و از اینرو آن بخش از آسمان روشنتر از آن است که در غیاب ذرات می‌توانست باشد. وقتی خورشید در بالای آسمان روشنتر از آن است که در غیاب ذرت می‌توانست باشد. وقتی خورشید در بالای آسمان است، اطرافش سفید روشن است. ولی وقتی پایینتر قرار دارد، هر چه غلظت ذرات بیشتر باشد، اطراف خورشید در حال غروب درخشانتر و محیط آن مشخصتر است.
در جریان غروب آفتاب در هوای صاف ، سمت الرأس (آسمان درست در بالای سر) آبی‌تر از هنگام روز می‌شود. با توجه به این که افق نزدیک خوشید ممکن است سرخ باشد، این افزایش رنگ آبی عجیب به نظر می‌رسد. برای این ‌آبی بودن چندین توضیح داده شده که محتملترین آنها مربوط به لایه اوزون است. وقتی هنگام غروب نور خورشید مسیر اریب تری را از میان لایه طی می‌کند، جذب انتهای سرخ طیف بوسبله اوزون ،‌موجب تسلط انتهای آبی بر بامه نور می‌شود. برخلاف انتشار ریلی که بامه در طی مسیر با آن روبرو می شود.
● آسمان پس از غروب
درست پس از غروب خورشید ، سایه زمین از افق خاور بالا می شاید. مرز سایه ، سرخ یا ارغوانی است. رنگ آن بستگی به نوری دارد که بر اثر انتشار ریلی در مسیر طولانی اش از لایه های پایین جو سرخ شده است. در نزدیکی جایی که لبه بالایی سایه را می بینید بخشی از نور در معرض انتشار ریلی قرار دارد و بسوی ما می آید. وقتی نور را دریافت میکنید، رنگ سرخ را در لبه بالا مشاهده می کنید. بخش بالایی سایه زیر لبه ممکن است آبی کم رنگ باشد.
به احتمالی بامه آبی ناشی ار نور خورشید است که از میان بخش بالایی و کم چگالتر جو می‌گذرد، از آنجایی که جزء آبی بامه ، به اندازه‌ای تضعیف نمی‌شود که در عبور از بخشهای پایین جو امکان آن وجود دارد، زیرا با مولکولهای هوای بیشتری درگیر بوده است. نزدیک به ۱۰ دقیقه پس از آنکه خورشید غرو ب می‌کند، گه گاه لکه‌ای ارغوانی بر فراز آن در جایی میان ۳۰ و ۷۵ درجه از سمت الرأس پدید می‌آید. این لکه که اغلب نور ارغوانی نامیده می‌شود، به ظاهر ناشی از وجود لایه‌ای از ذرات در ارتفاع ۱۶ تا ۲۰ کیلومتری و در بخش زیرین لایه اوزون است.
این ذرات ممکن است غبار بیابان یا ذرات خاکستر یک فوران آتشفشان یا آتش سوزی بزرگی در جنگل باشد. لکه ارغوانی حاصل نور بسیار سرخ و بسیار آبی است که از ناحیه‌های مختلف آسمان منتشر می‌شود. اجزای سرخ از نور خوشید در حاشیه زمین است و از جو زمین می‌گذرد که انتشار ریلی نور را سرخ می‌کند. بخشی از این نور از لایه ذرات عبور کرده و به همین خاطر نور خیلی سرخ دریافت می‌شود. اجزای آبی از نور خورشیدی می‌رسد که از بخشهای فوقانی جو می‌تابد و از اینرو به آن اندازه سرخ نشده است.
بخشی از نور در معرض انتشار ریلی قرار می‌گیرد و نور آبی بسوی شما فرستاده می‌شود. وقتی به مسیر نگاه می‌کنید، هر دو اجزای نور سرخ و آبی در مسیر خط دید شما حرکت می‌کنند و ترکیبشان احساس نور ارغوانی را پدید می‌آورد. دلیل اینکه بخشهای دیگر آسمان ارغوانی نیست، این است که بجای رنگ سرخ و آبی تنها ترکیبهای متفاوتی از ته رنگها را دریافت می‌کنیم. وقتی بسوی آنها نگاه می‌کنیم، ممکن است بسته به زاویه دیدمان اقسام ته رنگها را داشته باشند.
نور ارغوانی دیگر ولی نادر که در حوالی همان بخش نور اولی در آسمان ظاهر می‌شود، اما یک و نیم تا دو ساعت پس از غروب آفتاب اتفاق می‌افتد. احتمال می‌رود این نور نیز بوسیله همان لایه ذراتی بوجود می‌آید که نور ارغوانی اولی پدید آمد. اگر لایه گسترده باشد، بخشی از نور که از لایه زیر افق منتشر می‌شود ، ممکن است دوباره از لایه مرئی منتشر شود. نور تولید شده بخوبی درخشان است و در آن صورت یک لکه ارغوانی کمرنگ دیده می‌شود.

پيدايش جهان هستي را كه در تئوري كلاسيك جاذبه كه بر روي فضا – زمان حقيقي پايه گذاري شده است فقط به دو طريق مي توان بيان كرد. يا آن كه از بينهايت قبل وجود داشته باشند يا اينكه با بيگ بنگ در لحظه اي با خصوصيت عجيب به نام تكينگي يا نقطه ي يگانه در زمان گذشته آغاز گرديده است ولي حالت سومي هم وجود مي تواند داشته باشد كه هر دو حالت قبل را شامل باشد و هيچ كدام به طور مستقل نباشد .يعني اينكه فضا – زمان از بينهايت قبل وجود داشته باشد ولي در هر بازه ي زماني معين به نام دوره ي تناوب مسير معيني را بپيمايد . اين به معناي حركت فضا در طي زمان ميباشد نه به اين معنا كه جهان در قالبي در حال حركت است. در تئوري كوانتم جاذبه امكان ديگري نيز وجود دارد زيرا هنگامي كه از زمان و فضاي نا اقليدسي استفاده مي كنيم كه در آن جهت زمان و فضا يك نوع هستند . امكان اين كه فضا – زمان در حالت انبساط مشخص و معين باشند (يعني بي نهايت نباشند) موجود است ول در عين حال مي توانند هيچ گونه مرز و كناره اي نداشته باشند .فضا-زمان مي تواند همانند سطح كره دو بعدي باشد .انبساط و گسترش بر روي سطح كره زمين مشخص است ولي حد و مرزي نداشته باشد به معناي اينكه شما در هر جهت حركت كنيد به پاياني نمي رسيد عليرغم اينكه زمين محدود است كناره اي وجود ندارد و اين به خاطر انحناي سطح كره است و سطح نا اقليدسي آن .

تلسكوپ فضايي هابل دقيقا چيست؟ چرا به اين اندازه استثنايي است؟ چگونه اين چنين عكس هاي شگفت انگيزي مي گيرد وما كجا مي توانيم آنها را ببينيم؟ما به طور دقيق به بررسي اين وسيله اي كه انقلابي را در ستاره شناسي و نجوم پيش آورد مي پردازيم.

مشكل بزرگ تلسكوپ هاي مستقر در زمين اين بود كه مشاهده ي نور ستاره هاي دور دست قبل از اينكه از اتمسفر زمين بگذرند ممكن نبود-از كنار ابر ها و آب و هوا-و اتمسفر زمين كه مكان غليان است-با گرد و غبار وهواي گرمي كه جريان دارد و به بالا صعود مي كندو هواي سرد با نزول به سمت زمين مي آيد و آب ها بخار مي شوند.

همه ي اين عوامل باعث مي شوند كه عكس هاي ستارگان تيره و غير دقيق از آب در بيايند و فوايد تلسكوپ هاي زميني را محدود كنند.

در سال 1946يك متخصص فيزيك نجومي با نام دكتر لمن اسپيتزر(1997-1914)پيشنهاد داد كه تلسكوپي در فضا مي تواندعكس هاي واضح تري را از چيز هاي دورتربگيرد كه تلسكوپ هاي زميني قادر به آن نمي باشند.اين يك ايده ي عصباني كننده بود با توجه به اين كه هنوز هيچ موشكي به فضاي خارجي پرتاب نشده بود.به عنوان مثال برنامه هاي فضايي ايلات متحده ي آمريكا در سالهاي بين 1960 و 1970 توسعه يافت و برتري پيدا كرد.اسپيتزر در ناسا و همايش توسعه دادن تلسكوپ هاي فضايي سخن راني كرد.در سال 1975 آژانس فضايي اروپاو ناسا شروع به توسعه دادن تلسكوپ هاي فضايي كردند.در سال1997مجلس براي تلسكوپ هاي فضايي بودجه اي را تصويب كردو ناسا با يك شركت درجه يك قرار داد بست و پيمان كاري براي سركشي كردن به ساختمان آنها انتخاب كرد.

در سال 1983 تلسكوپ فضايي به نام ستاره شناس آمريكائي ادوين هابل نام گذاري شد.هابل كسي بود كه با مشاهداتي بر روي ستاره هاي متغيير در كهكشان هاي ديگر مطمئن شد كه جهان در حال انبساط و بزرگ شدن است كه نظيريه ي مهبانگ يا انفجار اوليه در عالم را تائيد مي كرد.ساخت تلسكوپ فضايي هابل 8سال به طول انجاميد.

اين تلسكوپ بيش از چهار صد هزار قطعه داردو بالغ بر بيست و شش هزار مايل سيم كشي الكتريكي دارد.

تلسكوپ فضايي هابل 50 بار حساس تر از تلسكوپ هاي زميني است و همچنين 10 بار دقيق تر و تفكيك پذير تر از تلسكوپ هاي زميني است.بعد از تاخيري طولاني وبدهي- تلسكوپ فضايي هابل در سال 1990 در مدارش قرار گرفت.

لسكوپ فضايي هابل (HST) از بسياري جهات توانمندترين تلسكوپ اپتيكي است كه تا كنون ساخته شده است. اين تلسكوپ بزرگترين تلسكوپ نيست، آينه اصلي آن با قطر 2.4 متر در مقايسه با تلسكوپ كك در هاوايي كه 10 متر قطر دارد كوچكتر است. ولي اين تلسكوپ ، كه در مداري به فاصله 500 كيلومتري سطح زمين قرار دارد، از اثرات مختل كننده جو زمين به دور است. اين امر امكان مي‌دهد تا جزئيات دقيقتري نسبت به تلسكوپهاي مستقر در زمين ديده شوند و نيز طول موجهايي مثل فرابنفش كه به سطح زمين نمي‌رسند قابل مشاده باشند.

تاريخچه تلسكوپ فضايي هابل

اين تلسكوپ به نام اختر شناس آمريكايي ، اووين هابل كه در دهه 1920 به دو كشف عمده در اختر شناسي نايل آمد. نام گذاري و عملا تمام كهكشهانها در حال دور شدن از ما هستند (يعني عالم در حال انبساط است). كشف اخير به مفهوم مهبانگ به عنوان سرآغاز انبساط عالم منجر شد. در طرح اصلي كه به درستي براي HST1 در نظر گرفته شده‌اند، عبارتند از مطالعه كهكشانها و مطالعه مهبانگ.

مشخصات تلسكوپ فضايي هابل

تلسكوپ HST تقريبا 14 متر طول 5 متر و 11500 كيلوگرم وزن دارد. اين تلسكوپ طوري طراحي شده است كه از تمام ظرفيت سفينه فضايي كه آن را در 25 آوريل 1990 در مدار قرار داد استفاده كند. صفحه‌هاي خورشيدي كه در مدار برافراشته شده‌اند و 10 متر طول دارند، توسط آژانش فضايي اروپا فراهم شدند. نوري كه لوله تلسكوپ را بپيمايد و به آينه اصلي برخورد كند كه بازتابيده مي‌شود و به آينه كوچك دومي كه در مركز لوله قرار دارد بر مي‌گردد.

اين آينه نور را به طرف آينه اصلي بر مي‌گرداند و از سوراخي كه در مركز آن قرار مي‌گذارند. اين طرح اپتيكي را تلسكوپ كاسگريني نوع ريچي - كرتن مي‌نامند. در پشت سوراخ چهار سنجش افزار علمي عمده قرار دارند كه عبارتند از دو دوربين عكاسي و دو طيف نگار ، هر دو دوربين عكاسي مي‌توانند تصويرهايي مرئي و فرابنفش گرفته ، دوربينها طوري طراحي شده‌اند كه تفكيك بسيار بهتري نسبت به آنجه بر روي زمين قابل دستيابي است بدست مي‌دهند.

دهانه ورودي طيف نگارها بسيار كوچك است و اين امر امكان مي‌دهد كه HST تفكيك خوبي داشته باشد و طيف نمايي اجسام منفرد در ميدانهاي شلوغي مثل مركز خوشه‌هاي ستاره‌اي كروي مسير شود، در حالي كه چنين مشاهداتي از روي زمين غير ممكن هستند و همچنين طيف نگارها مي توانند نسبت به سيگنال به نوفه بسيار بزرگتر و تفكيك طيفي بهتري نسبت به تلسكوپهاي فرابنفش قبلي در حال چرخش مدار بدست دهند و اندازه گيري وي‍ژگيهاي طيفي ضعيفي را كه قبلا هرگز ديده نشده است امكان پذير كنند.

تعميرات تلسكوپ هابل

كمي پس از پرتاب معلوم شد كه آينه اصلي HST داراي ابيراهي كروي است و اين نقصي است كه باعث مي‌شود كه تصويرها حاوي 15 درصد نور متمركز شده باشند و باقي به صورت نامشخص پخش شود. اين نقص ، در نهايت با تجهيزات آزمايشي معيوبي مرتبط مي‌شد كه سالها قبل از پرتاب موقع ساختن آينه بكار رفته بود. اگر چه پردازش شديد رابانه‌اي توانسته بود بيشتر مشكلات تصويرها را بر طرف كند و مشاهدات طيف نوري را همچنان به انجام برساند، توانايي تلسكوپ در ايجاد تصوير اجسام ضعيف نسل آنهايي كه در لبه عالم قرار دارند از بين رفته بود.

فضانوردان سفينه فضايي در دسامبر 1993 بيشتر از ده تعمير عمده روي تلسكوپ انجام دادند. و از جمله ژپروسكوپهاي جديد ، صفحه‌هاي خورشيدي ، آينه‌هاي تصحيح كننده بسيار دقيق و كوچكي روي آن نصب كردند و تلسكوپ را به كارآيي اپتيكي طرح اوليه بازگرداند. نصب دستگاههاي اپتيكي تصحيح كننده مستلزم اين بود كه يكي از پنج سنجش افزار اصلي HST ، يعني نورسنج خيلي سريع را بردارند. اكنون ، توان تفكيك در اين دستگاه نزديك به حدي است كه از خواص موجي نور انتظار مي‌رود.

شرايط استفاده از تلسكوپ هابل

استفاده از HST مستلزم كارهاي تداركاتي دقيق است. قبل از پرتاب ، همه آسمان نقشه برداري شد و نزديك به 20 ميليون ستاره راهنما مشخص شدند. اين نقشه خيلي كاملتر از جامع‌ترين كاتالوگ ستاره‌هاست كه تا آن زمان تهيه شده بود. هر اختر شناسي كه شخصا خواهان استفاده از اين تلسكوپ باشد (همه منجمان جهان واجد شرايط هستند) ، از حدود يك سال جلوتر با مشخص كردن پرسش علمي مورد نظرش و مشاهدات پيشنهادي‌اش مي‌تواند متقاضي استفاده از HST شود.

براي استفاده از HST معمولا 800 تقاضا در هر سال دريافت مي‌شود. گروههاي شش تا هفت نفري اختر شناسايي كه نماينده عرصه‌هاي مختلف تخصصي‌اند. يك هفته را صرف رده بندي پيشنهادها و تعيين زمان استفاده از تلسكوپ مي‌كنند. در برنامه پذيرفته شده متوسط ممكن است بيست و پنج ساعت وقت استفاده از تلسكوپ را به خود اختصاص مي‌دهد.

كشفيات تلسكوپ هابل در چهار سال اول

در خلال چهار سال اول كاركرد HST ، كشفهاي مهم زيادي حاصل شده‌اند. بيشترين اين كشفها از تكنيك بي سابقه يا از تركيب طيف نمايي با تفكيك خوب طيف نمايي با دقت زياد بدست آمده‌اند. نمونه‌هاي اول ، كاوش هسته‌هاي مربوط به خوشه‌هاي كروي ستاره‌ها و كهكشانهاي بيضوي غول آسا را شامل مي‌شوند. افزوده شدن طيفها به اندازه گيري انتقالهاي دوپلري ، سرعتهاي بسيار زيادي را درست در هسته چندين كهكشان بيضوي نشان داده است.

اين امر شاهد ضمني مهمي بر وجود سياه چاله‌اي در حدود 109برابر جرم خورشيد در آنجاست. تصويرگيري در سحابي جبار ، كه ناحيه‌اي جوان از لحاظ تشكيل ستاره‌هاست و در فاصله‌ 1500 سال نوري از خورشيد قرار دارد. شواهدي از وجود قرصهايي از ماده را در اطراف بسياري از ستاره‌ها نشان داده است. اين موارد را به احتمال قوي مي‌توان نمونه‌هايي از منظومه شمسي در حال تشكيل دانست.

پيش بيني هابل

ادومين با شناسايي غليظ و سيال در كهكشان امراه المسلسله در سال 1924 براي اولين بار ثابت كرد كه كهكشانها از راه شيري خيلي دورترند. مطالعه اين ستاره‌ها در كهكشانهاي دورتر توسط SHT ظاهرا به جمع آوري دلايلي منجر مي‌شود كه عالم از آنچه قبلا تصور مي‌شد كوچكتر و جوانتر است.

پيش بيني مهم ديگر نظريه مهبانگ اين است كه در آغاز پيدايش عالم فقط سه عنصر اول هيدروژن ، هليوم و اندكي ليتيوم توليد شده‌اند. به كمك رصدهاي SHT نشان داده مي‌شود كه اين پيش بيني در واقع صحيح است و عناصر ديگر به مرور زمان در طول تاريخ كهكشان راه شيري در ابر نواخترها ساخته شده‌اند.
آينده تلسكوپ هابل
تلكسوپ فضايي هابل SHT با قابليت استفاده از خدمات سفينه فضايي و اينكه قرار است در آينده به وسايل جديدي مثل طيف نگار قدرتمندتر و دوربين عكاسي فرو سرخ مجهز شود، بايد براي بيشتر از يك دهه كارش را ادامه دهد.

به نقل از دانشنامه رشد

هوپا

مریم جعفرآبادی

درمنظومه شمسی علاوه برخورشید، سیارارات و قمرهای آنها، ذرات گرد و غبار و تکه سنگهای کوچک وبزرگ هم وجود دارد. بعضی که ابعادشان ازصدها متر بیشتر است سیارک یا ستارگان دنباله دارهستند. اما بعضی از آنها که کوچک ترند را شهابواره می نامند.وقتی این شهابواره ها با سرعت زیاد وارد جو می شوند بین آنها با جو زمین نیروی اصطحکاک بوجود می اید که حرارت زیادی را پدیدمی اورد و باعث داغ شدن سطح شهابواره می شود. در ارتفاع 80 تا 120 كيلومتري حرارت ان قدر زياد مي شود كه لايه هاي سطح شهابواره تصعيد مي شود و پلاسمايي ازگازهاي داغ يونيزه را بوجود مي اورد. اين گازهاي داغ هم در كسري ازثانيه انرزي خود را به شكل تابش نور از خود دفع مي كنند و به این صورت شهاب پدید می اید. درگذشته افراد شهاب را نگهبان حریم ملکوت می دانستند ومعتقد بودند هنگام عبور شهاب اگر ارزویی کنند براورده می شود. درشب های معمولی ودر اسمان صاف وتاریک در هر ساعت می توان حدود 15 شهاب را روئیت کرد. که به انها شها بهای پراکنده می گویند. ان ها معمولا کم نور و کوتاه هستند و منشاشان گرد و غبارهای پراکنده ی موجود در فضا است.

در بعضی از شب های خاص تعداد شها بها افزایش می یابد که در این حالت می گویند رگبار یا بارش شهابی روی داده است. البته این رگبارها به شد ت بارش شهاب هم مربوط می شود. بارش شهابی زمانی روی می دهد که زمین ازبین غبارها وذرات گردی عبور کند که سنگین باشد و چگالی بیشتری داشته باشد. محل قرارگیری توده های غبارین درفضا تقریبا ثابت است و به همین دلیل بارش شهابی پر اوج و فعال در زمانهای مشخصی از سال روی می دهند. البته هر چه زمین به توده ی شهابی  نزدیکتر باشد بارش شدید تر وهر چه زمین دور تر باشد بارش شهابی فعا لیت کمتری دارد. ذراتی که شهابها را بوجود می اورند باقیما نده های گذر یک دنباله دار یا سیارک هستند. 

بارش شهابی از نقطه ای منفرد در اسمان شروع می شود وبعد در محیط اطراف پخش می شود. این نقطه را کانون بارش می نامند. نام بارش شهابی هم از محل قرار گیری کانون بارش در صورت فلکی های مختلف گرفته می شود. مانند بارش اسد که درصورت فلکی اسد روی داد.

بارش شهابی برساووشی

درطول سال بارشهای شهابی مختلفی روی میدهد که سه تای انها ازهمه مهم تر وپراوج ترهستند. که یکی ازانها بارش شهابی برساوشی است. این بارش از اواخر تیر شروع می شود ودر اوایل شهریور فعالیتش به اتمام می رسد. در 21 و 22 مرداد ماه هم به اوج خود می رسد و هر 130 سال یک بار رونق خوبی می گیرد و فعال تر می شود.

به جز بارش برساووشی دو بارش د یگر به نام جوزایی وربعی هم پر اوج ا ست که به ترتیب در اواخر ا ذر و اوایل دی رخ می دهد. اما به دلیل اب و هوای نامناسب وشرایط جوی بد نمی توان ان را به خوبی رصد کرد.  بارش شهابی برساووشی در سال جاری از دو اوج فعالیت برخوردار بود. یکی درساعت 1:20 بامداد پنج شنبه 22 مرداد ماه و دیگری در ساعت  3 تا 6 بعد از ظهرهمان روز. اوج اول که مهمتر بود دربامداد اتفاق افتاد و به خوبی مشخص بود. اهمیت مشاهده ی این بارش به دلیل این است که تا 12 سال دیگر یعنی تا سال 2016 بارش شهابی با این شدت و اوج روی نمی دهد. البته تا اوایل شهریور بارش شهابی ادامه می یابد اما بسیار کمتر و کم نور تر است. 

دو نوع از مهمترین شهاب ها

آذر گوی ها: از درخشان ترین شها بها هستند و روشنی شان از زهره هم بیشتر است.زمین خراش ها : شهابهایی هستند که ازلبه ی جو می گذرند ومعمولا درخشان هستند.

شهاب

معرفی یک شهاب:وقتی یک شهاب آسمانی-ریزه های بین سیاره ای-به جو زمین وارد می شود خطی از نور در آسمان تولید میکند که شهاب نام دارد. شهاب ها اندازه شان از ذرات غبار تا اجرامی به اندازه ی سیارکهای کوچک متغیر است . شهاب هایی با این اندازه شکافهای بزرگی روی زمین از جمله حفره ی برنجرو ی آریزونا بجای گذارده اند . وقتی یک شهاب به جو زمین بر خورد می کند در اثر سرعت زیاد آن اصطکاک هوا به گرما تبدیل می شود.شهابهایی که به سرعت گرم می شوند نور سفید نشر می کنند و به چشم مرئی می شوند.شهاب های کوچک در چند ثانیه کاملا”می سوزند ولی آنهایی که چندین کیلوگرم یا بیشتر وزن دارند ، قادرند تا کاهش سرعت در رسیدن به زمین دوام بیاورند . قسمت بزرگ جرم این شهاب ها در طی سقوط بخار می شود .

سرعت شهاب :شهاب ها با سرعت ها یی در محدوده ی ۱۲ تا ۷۲ km/s به جو زمین برخورد می کنند . شهاب ها به منظومه ی شمسی تعلق دارند به طوری که سرعت آنها در مدار زمین نمی تواند از ۴۲ km/s که سرعت فرار منظومه است ، تجاوز نماید . قبل از نیمه شب ، فقط آن شهاب هایی که سریع تر از زمین حرکت می کنند (۳۰km/s ) می توانند از پشت به آن برسند . سرعت نسبی سریع ترین این گونه شهاب ها ۱۲km/s است .پس از نیمه شب همه ی شهاب ها به جز آنهایی که از زمین در امتداد مدارشان سریعتر حرکت می کنند دیده خواهند شد . در این صورت ، سرعت ها با هم جمع می شوند و یک سرعت نسبی ماکزیمم ۷۲km/s می دهند . چون مسیر یک شهاب ثبت مختصری از تلاش جسم را فراهم می آورد ، ستاره شناسان قادر بوده اند که مدار و مشخصه های کلی فیزیکی شهاب ها را تعیین کنند . اکثر شهاب ها ذرات شکننده ای هستند که به هنگام تماس با هوا به سرعت خرد می شوند . یک قطعه از ماده شهاب به حجم ۱m در اثر وزن خودش خرد خواهد شد . زیرا از خاکستر یک سیگار قوی تر نیست . چیزی که شهاب ها ذر آن مشترکند این است که بعد از ادامه دادن یک مسیر آتشین در جو ، حرکت آنها در فضا با برخورد به زمین به آخر می رسد .

منشا شهاب ها :منبع این ماده ی کم چگال ستاره های دنباله دار است . در خلا عبور موفقیت آمیز ستاره ی دنباله دار از نزدیک خورشید ، سبب کاهش پیوسته مواد یخی از هسته ی ستاره ی دنباله دار می شود . گردوغبار و ذرات جامد پاشیده شده در یخ ورقه ورقه شده و در یک صف در اطراف ستاره ی دنباله دار پخش می شوند . این قطعه کوچک جامد بسیار شکننده است و چگالی کمی دارد . ستاره ی دنباله دار هر چه مسن تر و تعداد دفعات عبورش از نزدیکی خورشید بیشتر باشد ، کاهش بیشتری در کل مواد یخی و آزاد شدن مواد شهاب آسمانی وجود دارد .حدود ۹۹ درصد از کل شهاب ها از ستاره ی دنباله دار سرچشمه گرفته اند . احتمالا باقیمانده ها به سیارکها مربوطند .

انواع شهاب ها :شهاب ها را می توان بر حسب مدارشان به دور خورشید طبقه بندی کرد . شهاب های تکی : همان طور که از نامشان پیداست از جهات مشخصی نمی آیند . گروه دیگر شهاب ها آنهایند که با رگبارهای شهابی متغیر همراه هستند . این گروه به صورت نهر هایی از ذرات که در فضا گسترده می شوند و زمین در مدارش از میان آنها می گذرد قرار دارند . عقیده بر این است که این جریان های شهابی باقی مانده ی دنباله دارهایی هستند که متلاشی شده و دیگر دیده نمی شوند . یخ موجود در دنباله دارها تبخیر شده و ذرات جامد را رها کرده است . وقتی که زمین به یک چنین نهری وارد می شود ، نمایش تماشایی از شهاب ها در آسمان پدیدار می شود . هر رگبار نقطه ی تشعشعی ویزه ی خود را دارد و آن نقطه ای است در آسمان که به نظر می رسد شهاب های متغیر از آن جدا می شوند .این یک اثر منظر است . شهاب های نهر در مسیر های موازی حرکت می کنند . اما به همان دلیل که به نظر می رسد خطوط موازی راه آهن در افق به هم می رسند ، ولی هر چه به چشم ناظر نزدیک تر می شوند بیشتر از هم جدا می شوند ، آنها هم به نظر می رسند که از هم دور میشوند . جهت نهر شهاب ها در هنگام تلاقی با مدار زمین جهت نقطه ی تشعشعی را مشخص می کند .

دیدن شهاب ها :اگر ناظری به اندازه ی کافی تا دیر وقت بیدار بماند ، در خواهد یافت که بسامد شهاب ها در ساعات صبح بزرگتر از ساعات نیمه شب است . سرعت متوسط شهاب ها در مجاورت زمین ۴۱.۶km/s است . در خلال ساعات عصر ، ما نسبت به جهت حرکت زمین در مدارش به طرف رونده ی زمین سواریم و فقط آن شهاب هایی که در جهت مدار زمین حرکت می کنند می توانند از زمین سبقت بگیرند ، دیده خواهند شد .در صبح به طرف آینده ی زمین سواریم و شهاب ها از تمام جهاتی که ما می توانیم ببینیم می آیند ، علا.ه بر آن می توان دید که شهاب های دیده شده در ساعات صبح دارای سرعت های بالاتری هستند ، چون سرعت آنها در موقعی که به زمین نزدیک می شوند با سرعت زمین در مدارش جمع می شوند . به دلیل این سرعت ، دمای تولید شده بسیار بالاست . در نتیجه نور شهاب های دیده شده در صبح به طور قابل توجهی آبی تر از نور شهاب های عصر است . در یک شب صاف بدون مهتاب طی یک رگبار کامل ، معمولا دیدن ۶۰ شهاب در هر ساعت میسر است . لیکن در فرصت های نادر ، زمین از میان یک دسته از شهاب های فوق العاده متراکم می گذرد . برای مثال طی ساعت های اولیه ی بامداد ۱۷ نوامبر ۱۹۶۶ ، بیشتر از ۲۰۰۰ شهاب در سر تاسر غرب ایالات متحده دیده شده است .

چرا شهاب ها به رنگهای مختلفی دیده میشوند ؟شهاب ها به رنگ های زرد ، آبی ، قرمز و سفید دیده میشود . دلیل این است که هنگامی که شهابواره ها با سرعتی ۱۰ تا ۷۵ km/s وارد جو زمین میشوند بر اثر اصطکاک با جو به شدت داغ می شوند . دمای آنها به بیش از ۲۰۰۰ درجه سانتیگراد می رسد . این دمای بسیار زیاد باعث تحریک گازهای اطراف شهاب می شود . گازهای مختلف موجود در جو بر اثر این دمای زیاد داغ می شوند و می سوزند و به رنگهای مختلفی دیده می شوند . مثلا” رنگ سبز بیشتر شهاب ها از مولکول های اکسیژن جو گسیل می شوند . نیتروژن رنگ آبی تولید می کند و سدیم رنگ زرد را . عموما” شهاب هایی با سرعت بالا به رنگ سفید دیده می شوند ، چون تمام این رنگ ها با هم مخلوط می شوند . ولی وقتی که سرعت شهاب ها کم می شود به رنگ قرمز در می آیند .

دانشجویان بانک آکادمیک

منشا شهاب ها : منبع این ماده ی کم چگال ستاره های دنباله دار است . در خلا عبور موفقیت آمیز ستاره ی دنباله دار از نزدیک خورشید ، سبب کاهش پیوسته مواد یخی از هسته ی ستاره ی دنباله دار می شود . گردوغبار و ذرات جامد پاشیده شده در یخ ورقه ورقه شده و در یک صف در اطراف ستاره ی دنباله دار پخش می شوند . این قطعه کوچک جامد بسیار شکننده است و چگالی کمی دارد . ستاره ی دنباله دار هر چه مسن تر و تعداد دفعات عبورش از نزدیکی خورشید بیشتر باشد ، کاهش بیشتری در کل مواد یخی و آزاد شدن مواد شهاب آسمانی وجود دارد . حدود ۹۹ درصد از کل شهاب ها از ستاره ی دنباله دار سرچشمه گرفته اند . احتمالا باقیمانده ها به سیارکها مربوطند .

انواع شهاب ها : شهاب ها را می توان بر حسب مدارشان به دور خورشید طبقه بندی کرد . شهاب های تکی : همان طور که از نامشان پیداست از جهات مشخصی نمی آیند . گروه دیگر شهاب ها آنهایند که با رگبارهای شهابی متغیر همراه هستند . این گروه به صورت نهر هایی از ذرات که در فضا گسترده می شوند و زمین در مدارش از میان آنها می گذرد قرار دارند . عقیده بر این است که این جریان های شهابی باقی مانده ی دنباله دارهایی هستند که متلاشی شده و دیگر دیده نمی شوند . یخ موجود در دنباله دارها تبخیر شده و ذرات جامد را رها کرده است . وقتی که زمین به یک چنین نهری وارد می شود ، نمایش تماشایی از شهاب ها در آسمان پدیدار می شود . هر رگبار نقطه ی تشعشعی ویزه ی خود را دارد و آن نقطه ای است در آسمان که به نظر می رسد شهاب های متغیر از آن جدا می شوند .این یک اثر منظر است . شهاب های نهر در مسیر های موازی حرکت می کنند . اما به همان دلیل که به نظر می رسد خطوط موازی راه آهن در افق به هم می رسند ، ولی هر چه به چشم ناظر نزدیک تر می شوند بیشتر از هم جدا می شوند ، آنها هم به نظر می رسند که از هم دور میشوند . جهت نهر شهاب ها در هنگام تلاقی با مدار زمین جهت نقطه ی تشعشعی را مشخص می کند

منابع:

Shahab

انجمن فیزیکدانان جوان ایران

مریم جعفرآبادی

منظومه به مجموعه ای از اجرام سنگین و سیاراتی گفته میشود که همگی به دور یک ستاره در حال گردشند.ما با منظومه شمسی به خوبی آشناییم. منظومه ای مشتمل از زمین و هفت سیاره اصلی و خورشید. علاوه بر سیارات اجرام کوچک فراوانی در منظومه شمسی گرد خورشید در حرکتند از جمله کوتوله ها، سنگ های آسمانی و ستاره های دنباله دارو همینطور ابرهای نازکی از گازها و غبار که به آنها ابرهای میان سیاره گفته می شود. بیش تر از 100 قمر طبیعی نیز در این منظومه در چرخشند.

 به جز خورشید، زمین و ماه اجرام بسیار دیگری نیز وجود دارند که با چشم غیر مسلح قابل رصدند از جمله سیارات عطارد، زهره، مریخ، مشتری و زحل همینطور شهاب سنگ ها و ستارگان دنباله داری که به طور موقت قابل مشاهده اند.اجرام بسیار زیاد دیگری نیز توسط تلسکوپ ها در منظومه شمسی رصد شده اند.

از سال 1990 ستاره شناسان سیارات زیاد دیگری در اطراف ستاره های دوردست کشف نموده اند. با مطالعه بر روی این اجرام و نحوه گردششان به دور ستاره مرکزی، دانشمندان امیدوارند اطلاعات کلی تر و جامعی در خصوص منظومه ها به دست آورند. برای مثال می دانیم که درمنظومه ما چهار سیاره کوچک با سطوح سخت و نزدیک به خورشید به نامهای عطارد، زهره، زمین و مریخ همینطور چهار سیاره غول پیکر با سطوح غیر جامد گازی در فاصله دورتر از خورشید به نامهای مشتری، زحل، اورانوس و نپتون وجود دارند اما کشف ستاره ای که دارای چندین سیاره غول پیکر گازی که در مدارهای نزدیک به آن ستاره در گردشند مایه حیرت دانشمندان و ستاره شناسان گردید. برای مثال یک سیاره تقریبا  به اندازه مشتری حول مداری به دور ستاره 51 پگاسی (51( Pegasi کشف شده. فاصله مدار این سیاره تا ستاره نسبت به فاصله مدار سیاره عطارد در منظومه شمسی به خورشید، کمتر است.

منظومه شمسی

خورشید بزرگترین و مهمترین جرم آسمانی در منظومه شمسی است که 8/99 درصد جرم منظومه شمسی را به خود اختصاص داده است.بیشتر گرما، نور و انرﮊی لازم برای تشکیل و ادامه حیات توسط خورشید تامین می شود. لایه های بیرونی خورشید داغ و متلاطم است. گازهای داغ و ذرات باردار پیوسته از این لایه به فضا متساطع می شوند. این جریان گازها و ذرات، بادهای خورشیدی را ایجاد می کنند که بر همه چیز در منظومه شمسی می وزند.

طبق قانون کپلر(Johannes Kepler) ستاره شناس آلمانی در اوایل قرن 17 سیارات در مدارهایی بیضی شکل حرکت می‌کنند که خورشید در یکی از کانونهای آن قرار دارد.

چهار سیاره داخلی (نزدیک به خورشید) عمدتا حاوی آهن می باشند. به این چهار سیاره، زمینی ها گفته می شود چون از لحاظ اندازه و ترکیبات بسیار شبیه زمینند. چهار سیاره بیرونی (دورتر از خورشید) گلوله های عظیم گاز هستند. تقریبا بیشتر جرم آنها را هیدروﮊن و هلیم تشکیل می دهد که همین امر باعث گردیده که این سیارات بیشتر شبیه خورشید باشند تا زمین. لایه های زیرین این سیارات ابرهای ضخیم از گازست ولی ممکن است هسته بعضی از آنها جامد باشد.

سیاره ها ی کوتوله یا سیارکها اجرام گرد کوچکی هستند که دور خورشید می چرخند. بر خلاف سیارات این اجرام کوچک نیروی گرانش قابل ملاحظه ای برای تاثیر گذاری بر حرکت اجرام دیگر  ندارند. این سیارکها اغلب به همراه دسته هایی از اجرام آسمانی کوچک تر از خود در حرکتند. به عنوان مثال در مداری به نام کمربند اصلی که مابین مدارهای مریخ و مشتری قرار دارد میلیونها جرم کوچک آسمانی و سیاره کوتوله در گردشند.

سیارکهای دیگری نیز در مداری به نام کمربند کایپر(Kuiper)، دورتر از مدار نپتون در گردشند. این مدار یکپارچه مملو از اجرام کوچک نظیر شهاب سنگها و اجرام یخ زده و غیره است. در مقایسه با سیاره ها، اجرام موجود در کمربند کایپر به حرکات و گردش نامنظم درمدار خود گرایش دارند. از جمله سیارکهای موجود در این منطقه می توان به پلوتو و   2003 یو بی 313  (2003(UB313 که از پلوتو بزرگتر است نام برد.

به جز عطارد و زهره بقیه سیارات منظومه شمسی دارای قمر می باشند. سیارات درونی (سیاره های نزدیک به خورشید) قمرهای کمی دارند. زمین یک قمر و مریخ دارای دو قمر کوچک است اما سیارات بیرونی (سیاره های دور از خورشید) با تعداد زیاد قمرهایشان، هر کدام مثل یک منظومه می باشند. مشتری دارای حداقل 63 قمر است. از بین این قمرها، چهار قمر که از همه بزرگترند به نام گالیله (Galileo) ثبت شده اند. این ستاره شناس ایتالیایی د رسال 1610 موفق به کشف آنها با یکی از بدوی ترین تلسکوپ ها شد.

بزرگترین قمر مشتری که بزرگترین قمر موجود در منظومه ما نیز می باشد گانیمد (Ganymede) نام دارد. این قمر از عطارد نیز بزرگتر است. سیاره زحل دارای حداقل 56 قمر می باشد. بزرگترین قمر زحل، تیتان (Titan)، جوی ضخیم تر از جو زمین دارد و از عطارد بزرگتر است. اورانوس حداقل 27 قمر دارد و نپتون دارای 13 قمر است. احتمال وجود قمرهای بیشتر حول سیاره های غول پیکر بیرونی که هنوز کشف نشده باشند بسیار زیاد است.

بعضی از سیارک ها و اجرام کوچک آسمانی نیز دارای قمر هستند. پلوتو دارای قمریست که نصف خود این سیاره کوتوله است و " 2033 یو بی 313 " قمری دارد که تقریبا یک هشتم آن است.

حلقه ای از غبار و اجرام کوچک پیرامون همه سیاره های غول پیکر را وجود دارد. حلقه زحل  برای ما آشناترین حلقه است اما حلقه های باریکی نیز حول مشتری ، اورانوس و نپتون وجود دارند.

ستاره های دنباله دار، توپهای یخی هستند که  ساختمان آنها متشکل از یخ و سنگ است. زمانیکه یکی از این توپهای یخی به خورشید نزدیک می شود، بخشی از یخهای موجود در مرکز آن بخار می شوند این بخار تحت تاثیر بادهای خورشیدی قرار گرفته و به شکل دنباله ای برای توپ یخی در می آید و به این شکل ستاره ای دنباله دار به وجود می آید.   

ستاره شناسان ستاره های دنباله دار را در دو گروه اصلی طبقه بندی کرده اند. گروه دوره طولانی، که بیش از 200 سال طول می کشد تا یک دور کامل حول خورشید بزنند و گروه دوره کوتاه که دور خود را در مدت زمانی کمتر از 200 سال طی می کنند.

ستاره های دنباله دار این دو گروه متعلق به دو منطقه متفاوت در منظومه شمسی هستند. ستاره های گروه دوره طولانی در منطقه ای به نام ابر اورت (Oort) مستقرند. ابر اورت نام گروهی از ستاره های دنباله داریست که در فاصله ای دورتر ازمدار پلوتو قرار گرفته اند. نام این منطقه از نام ستاره شناس آلمانی، جان اورت (Jan H. Oort) گرفته شده است. وی برای اولین بار حضور این ابر را اعلام نمود. ستاره های دنباله دار دوره کوتاه در کمربند کایپر هستند. در هر دو منطقه ابر اورت و کمربند کایپر، اجرامی دیده می شود که مربوط به دوره شکل گیری سیارات در منظومه شمسی است.

سیاره های کوچک دیگری نیز در این منظومه حضور دارند که در واقع سنگهای  آسمانیند. مدار بعضی از این اجرام بیضی شکل است و به قسمتهای درونی تر از مدار زمین و حتی مدار عطارد نیز می رسند. مدار بعضی دیگر دایره شکل است و در فضاهایی میان مدارهای سیارات بیرونی قرار دارد. بیشتر این اجرام در فضایی به نام کمربند سنگهای آسمانی، در فضایی بین مدارهای سیاره های مریخ و مشتری در حال گردش به دور خورشیدند. این منطقه شامل بیش از 200 سنگ آسمانی می باشد که قطر آنها بیش از 100 کیلومتر(60 مایل) است. دانشمندان تخمین می زنند که بیش از000/750 سنگ آسمانی با قطر بیش از 1 کیلومتر (5/3 مایل) و میلیون ها سنگ کوچک تر در این کمربند وجود دارند. در این منطقه حتی سنگهایی یافت شده که چندین سنگ کوچک تر حول آنها در گردش است.

شهاب سنگهای کوچک نیز گروهی از اجرام فلزی یا صخره ای هستند. زمانیکه این اجرام وارد جو زمین می شوند، رده ای نورانی به جای می گذارند که ناشی از تلاشی و تجزیه آنهاست.

برخی از این اجرام کوچک پس از عبور از جو، به زمین برخورد می کنند. بیشتر این شهاب سنگها اجرامی هستند که در کمربند سنگهای آسمانی تشکیل شده اند. در اواخر قرن بیستم ستاره شناسان شهاب سنگهایی را کشف کردند که از مریخ و ماه می آمدند. خیلی از شهاب سنگها قطعات جدا شده از ستاره ها ی دنباله دارند.

در منظومه شمسی، منطقه ای وجود دارد شبیه به قطره اشک. این منطقه آکنده از ذرات باردار الکتریکی می باشد که توسط خورشید تولید شده اند. دانشمندان هنوز ابعاد دقیق این منطقه را اندازه گیری نکرده اند ولی گمان می رود که وسعت این منطقه از قسمت لبه پایین اشک، حدود 15 بیلیون کیلومتر(9 بیلیون مایل) باشد.

ساختمان منظومه شمسی

بسیاری از ستاره شناسان بر این عقیده اند که منظومه شمسی از غباری بسیار عظیم و دوار به نام غبار خورشید تشکیل شده است. براساس این تئوری، غبار خورشید به  سبب گرانش شدید خود متلاشی شده. شمار دیگری از ستاره شناسان وقوع یک ابر نواختر در نزدیکی غبار خورشید را دلیل تلاشیآن می دانند. زمانیکه توده بزرگ غبار خورشید منقبض شد چرخش آن سریعتر گردید و به یک صفحه سیاره ای مبدل شد.

دریافت تصویر ...                                                                

تئوری غبار خورشید معین می نماید  ذراتی که در صفحه سیاره ای وجود داشتند با برخورد به یکدیگر به اجرام شبه سیاره یا سیارک ها تبدیل شدند. برخی از این اجرام با یکدیگر ترکیب شده و در نهایت هشت سیاره بزرگ این منظومه را شکل داده اند. بقیه اجرام تشکیل دهنده اقمار، سیاره های کوتوله، اخترک ها و ستاره های دنباله دار بوده اند. همه اجرام بزرگ و کوچک موجود در منظومه شمسی دور خورشید، در یک جهت، و تقریبا در یک صفحه، در گردشند چرا که همه آنها در اصل اعضای یک صفحه بزرگ سیاره ای هستند.

بیشتر مواد و ذرات موجود در غبار خورشید، بر اساس تئوری غبار خورشید، در هنگام انقباض به مرکز این توده کشیده شده و در آن قسمت تحت فشار کافی، منجر به تشکیل خورشید گردیده اند. در این هنگام انفجار های خورشیدی آغاز و بادهای خورشیدی شروع به وزیدن نمودند. این بادها به اندازه ای شدید بودند که عناصر سبک از جمله هیدروﮊن و هلیم را با خود به قسمتهای داخلی منظومه آوردند. شدت این بادها در قسمتهای بیرونی کمتر و در نتیجه اجتماع هیدروﮊن و هلیم در این مناطق بیشتر از بخشهای درونیست و این توجیه مناسبی برای این مسئله می باشد که سیارات درونی کوچک تر و صخره ای هستند ولی سیارات بیرونی غول پیکرند و تقریبا به طور کامل از هیدروﮊن و هلیم تشکیل شده اند.

منظومه های دیگر

ستاره های زیادی دارای صفحه سیاره ای پیرامون خود می باشند که به نظر می رسد این صفحه ها همان سیستم های منظومه ای باشند. در سال 1983 یک تلسکوپ مادون قرمز تصویری از صفحه سیاره ای حول ستاره وگا (Vega)، درخشان ترین ستاره در صورت فلکی لیرا (Lyra) تهیه نمود. این اکتشاف اولین مدرک به دست آمده مبین وجود مجموعه هایی شبیه به منظومه شمسی در نقاط دیگر فضا به حساب می آید. در سال 1984 ستاره شناسان صفحه سیاره ای دیگری پیرامون ستاره پیکتوریس بتا (Beta Pictoris) در صورت فلکی پیکتور(Pictor) مشاهده نمودند.

در اوایل قرن 21 ستاره شناسان بیش از 50 ستاره را کشف کردند که مانند خورشید سیاراتی درحال گردش به دورخود دارند. در اغلب موارد تنها یک سیاره به دور ستاره در گردش دیده شده است که احتمالا سیاره پوشیده از گاز و بدون سطوح سخت است.

Iranika.ir

مریم جعفرآبادی

سحابی رتیل (Tarantula) یکی از جذاب‌ترین اجرام آسمان برای بسیاری از منجمان آماتور و علاقه‌مندان به عکاسی نجومی است. اما اخترشناسان حرفه‌ای نیز به این سحابی علاقه وافری دارند. سحابی رتیل که مهم‌ترین عضو مجموعه 30-ماهی‌طلایی است، بزرگ‌ترین سحابی نشری آسمان شب و یک کارخانه ستاره‌سازی بسیار عظیم است که در فاصله 170هزار سال‌نوری زمین در صورت فلکی جنوبی ماهی‌طلایی (Dorado) قرار گرفته‌است. سحابی رتیل درواقع بخشی از قمر کهکشان راه‌شیری، ابر ماژلانی بزرگ است.

اندازه‌گیری‌های اخترشناسان نشان می‌دهد این سحابی بیش‌از نیم‌میلیون برابر جرم خورشید، گاز در بر دارد و در ساختاری پیچ‌درپیچ، پهناور و درخشان، برخی از سنگین‌ترین ستارگان شناخته‌شده را در خود جای داده است. این سحابی نام خود را از وضعیت درخشان‌ترین توده‌های گازی‌اش گرفته است که شبیه به پاهای بندبندی است که از بدن یک رتیل خارج شده‌اند. بدن رتیل را خوشه‌ای از ستارگان داغ به‌نام R136 تشکیل داده‌اند که ازقضا با نورافشانی خود، کل سحابی را روشن کرده‌اند. الحق که نام رتیل، بزرگ‌ترین عنکبوت زمین، برازنده این سحابی پهن‌پیکر است: پهنای این سحابی یک‌هزار سال‌نوری است و تا یک‌سوم درجه امتداد دارد که اندکی از ماه‌بدر کوچک‌تر است. اگر این سحابی در کهکشان خودمان قرار داشت، مثلا در فاصله سحابی جبار از زمین، (1500 سال‌نوری)، یک‌چهارم آسمان را می‌پوشاند و حتی در نور روز هم دیده می‌شد!

اما چرا بررسی مناطقی مانند 30-ماهی‌طلایی مهم است؟ اخترشناسان معتقدند که اغلب ستارگان عالم در پرورشگاه‌هایی بسیار بزرگ و ناآرام مانند منطقه 30-ماهی‌طلایی به‌وجود آمده‌اند، لذا از هر فرصتی استفاده می‌کنند تا سحابی رتیل را مطالعه کنند. زمستان گذشته، اخترشناسان رصدخانه جنوبی اروپا از دوربین تصویربردار زاویه‌باز مستقر روی تلسکوپ 2.2 متری MPG در لاسیای شیلی استفاده کردند تا همزمان با بررسی ابرهای تاریک این منطقه، نگاهی تازه و سراسری نیز به این رتیل و شبکه تارهای آسمانی‌اش بیاندازند. ابرهای تاریک، ابرهای بسیار عظیم از گاز و غبار هستند که میلیون‌ها برابر خورشید جرم دارند. این ابرها بسیار سردند، دمایشان معمولا از260- درجه سانتی‌گراد بیشتر نمی‌شود و بررسی آنها به‌دلیل دیواره‌های نفوذناپذیر غباری که اطرافشان را فرا گرفته، بسیار دشوار است. با این‌حال دانشمندان برای مطالعه این ابرهای تاریک دست به‌هرکاری می‌زنند، چراکه ستارگان در این زادگاه‌های یخ‌زده متولد می‌شوند.

اخترشناسان برای تهیه این تصویر عظیم، از میدان دید نیم‌درجه‌ای تلسکوپ MPG استفاده کردند و با شانزده رصد در چهار باند نوری، یک‌چهارم درجه قوسی مربع را از آسمان پوشش دادند. در این فیلترها از دو فیلتر باند باریک هیدروژن (قرمز) و اکسیژن (سبز) نیز استفاده شده است و برتری رنگ سبز در سحابی رتیل نتیجه فراوانی ستارگان جوان‌تر و داغ‌تر در آن محدوده از مجموعه 30‌ماهی طلایی است. هر تصویر مستقل از 64میلیون نقطه تشکیل شده و درنتیجه، تصویر نهایی از کیفیت 256میلیون نقطه برخوردار است. شرایط جوی این رصدها بسیار عالی بود و تمامی عکس‌برداری‌ها در دید کم‌‌تر از 1 ثانیه‌قوسی (Seeing < 1”) انجام شد. (دید، معیاری از شدت آشفتگی و تلاطم جو است).

جزئیات این تصویر به‌قدری زیاد است که یافتن تک‌تک جزئیات شگفت‌انگیز آن کاری دشوار و گیج‌کننده است؛ با این‌حال نمی‌توان از کنار مهم‌ترین رویداد نجومی دو دهه اخیر در ابر ماژلانی بی‌تفاوت گذشت. محدوده مرز سمت راست-پایین سحابی رتیل، جایگاه بقایای انفجار ستاره‌ای است که در بهمن‌ماه 1365 با چشمان غیرمسلح نیز دیده‌شد. این انفجار که به ابرنواختر 1987A مشهور شد، درخشان‌ترین ابرنواختری است که پس از سیصد و هشتاد سال در آسمان زمین دیده شده است. اندکی دورتر از این ابرنواختر، در سمت چپ، سحابی کندوی‌عسل به‌چشم می‌خورد. این ساختار زیبای حبابی‌شکل در نتیجه تعامل انفجار ابرنواختری و لایه‌های غول‌آسایی است که خود از اندرکنش بادهای ستاره‌ای بسیار قوی ستارگان سنگین و جوان و انفجارهای ابرنواختری به‌وجود آمده‌اند.

ابرکهکشان(سحابی ها)

      سحابی نامی است که درقرون 18و17 رصد کنندگان آسمان به قطعاتی نهادند که دربین ستارگان دیده می شدند.درسال های اخیروباتلسکوپ ها وامکاناتی که در دسترس بودستاره شناسان دریافتند که برخی ازاین سحابی ها درواقع خوشه ستاره ای یا کهکشانی دور دست موجود فراسوی راه شیری هستند ودرچنین مواردی نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار می گیرد ؛بااین حال واژه ی (سحابی) هنوز به طور وسیع مسامحه درموردچنین اجرامی به کارمی رود.با این حال اجرامی به کار می رود .با این ،اجرامپخش شده دربین ستارگان راه شیری ،سحابی ها واقعی هستند که از تجمعات گازوغبار درخشان وابر مانند تشکیل شده اند وغالبا دارای شکل نا منظمی هستند.             

سایت کاوش در هستی

سحابي ها

هزاران سال قبل اختر شناسان مسلمان یک توده ی ابر کم نور را در صورت فلکی جبار (شکارچی) مشاهده کردند که بسیار جالب و به سه ستاره ی روشن کمربند جبار خیلی نزدیک بود. قرن ها بعد که تلسکوپ اختراع شد، اختر شناسان تعداد بیشتری از این توده های مه آلود را در آسمان مشاهده کردند و آنها را سحابی نامیده اند.  اين لغت در زبان لاتین به معنی ابر است يا  .nebula در قرن هفدهم و هجدهم، رصد کنندگان آسمان به نور ضعیف که در بین ستارگان دیده می شد سحابی نام نهادند. در سال های اخیر و با تلوسکوپ های بهتری که در دسترس است، ستاره شناسان در یافته اند که برخی از این سحابیها در واقع خوشه های ستاره ای یا کهکشان های دوردست موجود در فراسوی راه شیری هستند و در چنین مواردی، نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار گرفته است. با این حال واژه ی "سحابی " هنوز هم به طور وسیع، گر چه با مسامحه، در مورد چنین اجرامی به کار می رود.

 با این حال، اجرام پخش شده در بین ستارگان راه شیری، سحابی های واقعی هستند که از تجمع گاز ها وغباردرخشان و ابر مانند تشکیل شده اند و غالباّ دارای شکل نامنظمی هستند. برخی از این سحابی ها اشکال کاملاً ویژه ای دارند و بسته به شکل خود اسامی ویژه ای می یابند. مثلاً سحابی آمریکای جنوبی، سحابی سمحاق و سحابی سه شاخ نمونه هایی از آنها هستند. سحابی مشهور دیگر، خرچنگ نام دارد. دلیل این نام گذاری، شکل خرچنگ گونه ی آن هنگام مشاهده با تلسکوپ های قرن نوزدهم بود ولی در عکس های جدیدی که از آن تهیه شده است خیلی به خرچنگ شباهت ندارد. سحابی ابر وسیع متشکل از غبار و گاز است. گازهایی که آن را تشکیل می دهند فوق العاده رقیق و در دمائی کم هستند. سحابی به علت نور خود نمی تابد بلکه بر اثر نور ستارگان مجاور قابل رؤیت است.

بعضی سحابی های پخشی مشابه ابر های کومولوس جو زمین هستند. سحابی های دیگر ساختمان رشته ای دارند که ابر های سیروس را تداعی می کنند. همه ی سحابی ها متلاطم هستند و تمام آنها در جهات مختلف حرکت می کنند. شوکها، فشارها و میدان ها ی مغناطیسی می توانند بیانگر علت ساختمان پیچیده ی سحابی ها باشند.سحابی ها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیستند، از این رو مؤرد توجه ستاره شناسان باستان قرار نگرفتند. تا سال 1781 که اولین فهرست خوشه های ستاره ای و سحابی ها توسط ستاره شناس فرانسوی "مسیه" گردآوری شد، توجهی به سحابی ها نشده بود. 

چگالی سحابی ها حدود دو هزار بار بیشتر از چگالی ماده ی فضایی بین ستاره ای است. چگالی ماده ی میان ستاره ای بسیار کم و در حدود یک اتم در سانتیمتر مکعب و ده ذره ی غبار در یک کیلومتر مکعب است. بر این اساس، چگالی مواد در سحابی ها بسیار اندک است. اما چون فاصله ی میان ستاره ها بسیار زیاد است، همین مقدار بسیار بسیار کم ماده میان ستاره ای قابل توجهی می شود.

رده بندی سحابی ها

" سحابی ها را به سه دسته ی:نشری (گسیلشی یا گیلشی ) ،   بازتابی  ،    تاریک  طبقه بندی می کنند "

سحابی نشری یک یا چندین ستاره ی بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره ها موجب برانگیختن ئیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری، سحابی بزرگ جبار است. باچشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می توان این سحابی را دید.سحابی نشری یک یا چندین ستاره ی بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره ها موجب برانگیختن ئیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری، سحابی بزرگ جبار است. باچشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می توان این سحابی را دید.اگر ستاره ها مقداری سرد تر باشند یا این که چگالی گازها در سحابی بیشتر باشد، ماده ابر از خود نور گسیل نمی کند بلکه نور ستاره را باز تاب می کند. این سحابی ها را با نام سحابی بازتابی می شناسیم. البته طیف این قبیل سحابی با طیف ستاره، یکی است. مثال بسیار خوب سحابی های باز تابی، سحابی است که ستاره های خوشه ی پروین را در برگرفته است.اگر در درون یا نزدیکی سحابی ستاره ای قرار نگرفته باشد که نور آن را تأمین کند، آن سحابی را سحابی تاریک می نامند. مشاهده ی سحابی های تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابی های نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابی ها نور ستاره های پشت سر خود را جذب می کنند.  اختر شناسان عقیده دارند که ستاره ها درو ن این سحابی ها متولد می شوند.  مثال بر جسته ی این گونه سحابی سحابی سر اسب در صورت جبار است.

سحابی های سیاره نما جدا از این سه گروه سحابی ها، برخی ازسحابی ها از ستاره ها تشکیل می شوند. ستاره هایی مانند خورشید در پایان زندگی یعنی در مرحله ی غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می پراکنند. این سحابی ها را سیاره نما می نامند. آنها را به این سبب سحابی سیاره نما می نامند که وقتی با یک تلوسکوپ به آنها نگاه می کنیم به رنگ مایل به سبز دیده می شوند وبه نحوی یاد آور ظهور قرص های ارانوس و نپتون می باشند. همه ی آنها از نوع سحابی نشری هستند. زندگی ستاره های پر جرم تر از خورشید، با انفجار ابر نواختری پایان می یابد و سحابی بزرگ و گسیخته ای از انفجار به جا می ماند که آن را سحابی باقیمانده ی انفجار ابر نواختری می نامند.

انجمن نجوم مهابنگ تربت حیدریه

نویسنده : Dr. Tony Phillips

ترجمه : آرش فراست

   آلن استرن رِئيس روابط عمومي هيئت مديره ي ماموريتهاي ناسا درباره ی برنامه ي ديسكاوري (منظور برنامه هاي اكتشافي ناسا است، با ماموريت سفينه ي ديسكاوري اشتباه نشود. مترجم!) و ماموريتهاي قبلي ناسا گفت : هم اكنون يكي از جالبترين برنامه ي ناسا در حال پیشرفت می باشد؛ پس كمربندهاي خود را ببنديد !

برنامه ي پر حادثه ناسا، اولين تجسس روي يك سياره ي ديگر بود (path finder) ، اولين فرود روي يك سيارك ( فضاپيماي NEAR و سيارك 433 Eros)، اولين نمونه برداري از يك دنباله دار (Star Dust)، اولين نمونه برداري از خورشيد (بادهاي خورشيدي) (Gensis) و احتمالاً كشف آب روي قطبهاي ماه  (Lunar Prospector).او گفت: برنامه ي ديسكاوري به يك موفقيت ويژه تبديل شده است و ما در حال پيشرفت دادن آن هستيم، در سال آينده ما به پيشرفتهايي چشمگير در ماموريتهايي كه به عهده مي گيريم دست خواهيم يافت. به اين سخنان كه در كنفرانس ديسكاوري گفته شد توجه كنيد شايد مطالبي دستگيرتان شود :

يكي از دانشمندان پروژه به نامه مايكل نيو از اداره ي مركزي ناسا توضیيح داد:  "ما اينجا به ياد پانزدهمين سالگرد برنامه ي ديسكاوري جمع شده ايم. چندين دانشمند، مهندس، استاد و دانشجو در هونتسويل آلاباما با هم، هم عقيده خواهند شد، براي يادآوري موفقيتهاي گذشته، براي تسهيم مطالب آموخته شده ي گذشته و برنامه ريزي درباره ي ماموريتهاي آينده... وقتي ما برنامه ي ديسكاوري را 15 سال قبل آغاز كرديم مطمئن نبوديم كه درست عمل كند؛ ولي حالا ما مي دانيم كه روشي عالي براي كاوش در منظومه ي شمسي را انتخاب کرده ایم .ولي چه چيزي درباره ي ديسكاوري تفاوت دارد؟

نيو مي گويد: قبل از ديسكاوري ناسا درباره ي ماموريتي بزرگ خبر داد؛ فرستادن مريخ نوردان وايكينگ به اين سياره، يا براي مثال وويجرها، كه بايد به سيارات خارجي سفر ميكردند. يا براي مثال در ماموريت كاسيني كاوشگري روي تايتان فرود آورد، همچنين درباره ي ديناميك حلقه هاي زحل تحقيق مي كند، بر آب و هواي زحل نظارت دارد و ...

اما ديسكاوري فرق مي كند. به جاي اعلام كردن يك ماموريت بزرگ و انتظار داشتن از هر كسي براي پيوستن به برنامه، حال ما از محققان مي پرسيم كه شما چه كار ميخواهيد انجام دهيد؟  آنها پيشنهادهايي نسبتا ارزان (425با سقف ميليون دلار) با پيشرفت سريع (پرتابهايي در هر 24 ماه) براي رسيدن به اهدافشان مي خواهند.که در  چنین رقابتهايي  فقط پيشنهادهاي اين چنيني تصويب مي شوند. (بعد از اينكه پيشنهادي قبول شد، اين دانشمندان هستند كه ماموريت را رهبري مي كنند تا ناسا پيشنهاد حمايت از ماموريت را بدهد. وقتي درباره ي 5 ماموريت موفقيت آميز برنامه ي ديسكاوري سوال شد هر دوي آنها (استرن و نيو) در يك چيز توافق داشتند: كشف ماده ي مقاوم در برابر حرارت (مواد نسوز) در خاك دنباله دار Wild 2 كه توسط فضاپيماي Stardust به زمين برگردانده شد و گواهي از اين مي داد كه دنباله دار سرد و يخي احتمالاً به طور باورنكردني نزديك به خورشيد شكل گرفته است؛ يا متناوباً به طور اسرار آميزي آن ماده  به مرزهاي بيروني و سرد منظومه ي شمسي رسيده است و سطح اين دنباله دار را با مواد معدني زمين- مانندي بمباران كرده است- يعني به گونه اي كه در تئوريهاي سنتي منظومه ي شمسي شكل گرفته است.

هر دوي اين دانشمندان توافق داشتند که Lunar Prospector هم جزء 5 ماموريت موفقیت آمیز بوده است اما به دلايل مختلفي: استرن به Lunar Prospector اعتقاد دارد به دليل كشف مواد غني هيدروژني –به نظر او H2O- در قطبين ماه !

استرن مي گويد: شايد در آنجا با جستجوهای بيشتر وجود آب ثابت شود " ولي از سوي ديگر نيو اعتقاد دارد که : مهمترين كشف Lunar Prospector  بي تقارني شيميايي ماه است "

حدود 30% از سمت نزديكتر ماه از كريپ (KREEP) تشكيل شده است- مخلوطي از فسفر (K)، عناصر كمياب زميني -Rare Earth Elements (REE)- و فسفر (P) .

ولي 70% باقي اينگونه نيست. "كه اين با نظريه ای قديمي و رايج رقابت مي كند: وقتي ماه جوان بود احتمالاً بايد اقيانوسي از ماگما که كل سطحش را به شكل يكنواخت  در بر ميگرفته، پوشيده مي بوده باشد. سرانجام ماگما سرد شد تا سطح جامد ماه را تشكيل دهد" پس چرا بايد در يك اقيانوس يكدست و يكنواخت در بعضي نقاط كريپ ته نشين شده باشد و در نقاط ديگر اينگونه نباشد؟ آيا امكان دارد نظريه هاي ما درباره ي پيدايش ماه اشتباه باشند؟

نيو انتخابهاي خود را اينگونه انجام مي دهد: (Mars Pathfinder) نمونه اي جديد از فرود بر روي مريخ، ديپ ايمپكت (اولين ماموريت براي ايجاد حفره در يك فضاپيما)، فضاپيماي اكتشافي سيارك433 EROS، NEAR (كه دور يك سيارك نزديك زمين مدار زد و روي آن فرود آمد).

استرن متذكر مي شود كه NEAR قبل رسيدن به 433 EROS از نزديكي سيارك ماتيلدا عبور كرد و شواهدي عجيب يافت كه نشان مي داد ماتيلدا پر از چاله هاي بزرگ است. اما چگونه اين طور شده است؟ استرن مي گويد: ما نمي دانيم؛ اما اين اطلاعات، گونه اي از اطلاعات هستند كه ما براي محرف كردن يا نابود كردن صخره هايي كه به سمت زمين مي آيند به آنها احتياج داريم.

5 انتخاب استرن با دنباله دارها پايان مي كيرد: وقتي استار داست (Star Dust) و ديپ ايمپكت از اهدافشان عبور كردند، دوربينها از انواع جديدي از عوارض در دنباله دارها تصويرهاي جالبي گرفتند، كه شامل صخره هاي ناهموار، مخروطهاي يخي، لايه هاي رسوبي نا آشنا و جريانهاي پودر مانند مي شدند.

و آيا اين برنامه ها در حال پيشرفتند؟ پس كمر بندهاي خود را ببنديد!!!

منبع: http://science.nasa.gov

نویسنده : دکتر تونی فیلیپس

ترجمه : پدرام محمد طاهری

بیشتر مردم ماه گرفتگی ها را به خاطر آرامش و زیبایی خاصشان  در هنگام نیمه شب تحسین می کنند ولی یکی از ستارشناسان سازمان فضایی ناسا " بیل کوک " متفاوت فکر می کند ،  او عاشق انفجار و برخورد های پر سر وصداست !

در بامداد سه شنبه یعنی 28 آگوست سایه زمین ماه را برای تقریبا 90 دقیقه در تاریکی کامل  ( ماه گرفتگی کامل )  فرو خواهد برد و در میان این تاریکی ،  آقای کوک امیدواراست که بتواند نورهای فلاش مانندی را بر روی سطح ماه  ثبت کند که حاصل برخورد شهابسنگ ها با سطح ماه هستند که مقداری نور و همچینن امواج صوتی تولید می کنند .

چپ : تصور یک هنرمند از اصابت برخورد یک شهابسنگ با ماه .

بیل کوک رئیس بخش رصد  اجرام آسمانی محیطی از سازمان فضایی ناسا  می گوید  : "  ماه گرفتگی فرصت بزرگی برای مشاهده این برخورد هاست " . تمام چهره ماه برای بیشتر از 2 ساعت در سایه قرار خواهد گرفت و  کیلومترها از عوارض سطحی ماه در تاریکی مطلق قرارمی گیرند و فرصت مناسبی برای مشاهده این برخورد ها مهیا خواهد شد .

این برخوردها چیز تازه ای  نیستند وتیم آقای  بیل کوک مدتهاست که از اواخر سال 2005 در حال بررسی و رصد  ماه هستند و این تیم  توانسته  تا به حال بیش از 62 برخورد را ثبت کنند . وی در ادامه می گوید :  قطعات سرگردانی که به طرف زمین می آیند ، در جو زمین از هم  پاشیده می شوند و فقط مقداری نور تولید می کنند که طبیعتا هیچ پیامدی هم نخواهد داشت . ولی از آنجایی که  ماه  جو ندارد  قطعات سرگردان  به سرعت با سطح آن برخورد می کنند  و حتی انرژی برخی از آنها به هنگام برخورد با سطح معادل 100 کیلوگرم TNT است . همچنین می توانند حفرات متعددی با چندین متر عرض را ایجاد نمایند . علاوه براین به هنگام برخورد ، نور درخشانی ایجاد می کنند که تا فاصله ی 240.000 مایلی  آن سوی زمین قابل مشاهده است و  حتی می توان با تلسکوپ های معمولی نیز آنها را تشخیص داد .

دانیلی موسر یکی از اعضای تیم MEO (  Meteoroid Environment Office) می گوید " نیمی از برخورد هایی که مشاهده می کنیم  حاصل بارش شهابی پرساووشی و اسدی است و نیمی دیگر از آنها شهابسنگ های بیگانه یا پراکنده ای تلقی می شوند که منشایی جز سیارک ها و دنباله دار ها ندارند .

پایین : نقشـه برخـوردهـای شـهابسنـگ های مـاه  کـه توسـط گـروه MEO در سال 2005 مـشاهده شـده است . ]بیشتر [  ] نمای بزرگتر [

رصدخانه ی گروه MEO در حوالی مرکز فضایی مارشال در هاندسویل آلاباما  بر پا شده است  و دارای دو تلسکوپ 14 اینچ مجهز به دوربین های ویدئویی حساس است که برای استفاده در نور اندک طراحی شده است . موسر و همکارش ویکتوریا کوفی برای بامداد سه شنبه به خدمت گرفته شده اند تا کار ثبت و تصویر برداری را انجام دهند .

 آن ها امید وارند که درهنگام گرفتگی  بتوانند نوع خاصی از این اجرام گریزان را ثبت کنند که به شهابسنگ های هلیون معروف هستند .

بیل کوک می گوید " هلیون ها از طرف خورشید می آیند " و رصد آنها کار بسیار مشکلی است  زیرا بیشتر آن ها زمانی در آسمان فراوانترند  که به وقت محلی ،  نیم روز است و خورشید درست در بیشترین  حالت درخشندگی خود قرار دارد و نور آن ها  در فروغ خورشید رنگ می بازند .

یک دقیقه صبر کنید . شهابسنگها از طرف خورشید ؟  آقای کوک می گوید : منشا این قطعات خود خورشید نیست بلکه ما معتقدیم  قطعات هلیون حاصل دنباله داری است که در زمانهایی دور در آن جا ذراتش را برجای گذاشته است .

با این وجود هیچ کس نخواهد توانست ماهیت  این قطعات را مشخص کند زیرا شناخت این ذرات کاری بسیار دشوار است .  ستاره شناسان این اجرام را فقط در مقداری اندک آن هم قبل از سپیده دم و یا کمی بعد از غروب خورشید مشاهده میکنند . تلاش ها ی فراوان برای شناخت این اجرام با کمک رادار به هنگام روز نیز نا موفق بوده است زیرا پارازیت های  رادیوهای زمینی و همچنین انفجارهای رادیویی طبیعی  خورشید باعث محوشدن غژ غژهای اندک این اجرام می شوند .

چپ : نمایی از رصد خانه MEO در مرکز فضایی مارشال . ]  نمای بزرگتر[

دانیلی موسر در ادامه می گوید در هنگام گرفتگی انسان بر روی ماه می تواند به طرف خورشید برگردد و با یک ژئومتری عالی و طبیعی شهابسنگ های هلیون را تشخیص دهد .  ایشان در ادامه می افزاید که  مشاهده ی اصابت هلیون ها با ماه و همچنین بررسی نور های فلاش مانند  ساطع از سطح ماه می توانند ما را از اندازه ، سرعت و میزان نفوذ این اجرام آگاه کند  تا میزان خطر این اجرام را در آینده برای  فضاپیماها و فضانوردان گردشگاه های ماه  تخمین بزنیم .

منبع : NASA

نویسنده : David Mosher

ترجمه : پدرام محمدطاهری

گوزنها در هنگام شب قادر به دیدن  اتومبیل ها  نیستند. زیرا نور شدید  چراغ اتومبیل ها باعث می شود که چشم آنها قدرت بینایی خود را از دست بدهد . ستاره شناسان نیز با مشابه چنین پدیده ای مواجه هستند . آنها نمی توانند کهکشان هایی را که در زمینه اشان کوازارهای درخشان با  نورهای خیره کننده  قرار دارد  مشاهده کنند . (زیرا نورهای درخشان کوازارها این کهکشانها را تحت الشعاع خود قرار می دهند ) .

روش جدیدی وجود دارد که می توان نور های اضافی موجود را  از تصویر جدا کرده  و با حذف نور های خیره کننده ای که باعث محو شدن جزئیات این کهشکانها شده اند، می توان به نمایی از این کهکشان ها دست یافت .

نیکولاس بوچ ستاره شناس موسسه  ماکس پلانگ در مونیخ آلمان می گوید : سختی کار در حقیقت کشف و مشاهده ی  رده ی این  کهکشان ها بواسطه ی این حقیقت است که درخشندگی کوازارها بسیار زیاد است و غیر قابل قیاس با نور اندک کهکشانهای مزبور .

برای خواندن جزئیات بیشتر از آقای بوچ و تیم تحقیقاتیش به مجله ی Astrophysical Journal  مراجعه کنید .

کمک خیلی بزرگ

کوازارها کوچک هستند ، دور ومانند یک  فانوس کیهانی فوق العاده درخشان که نور بسیار زیادی را تولید می کنند و مشخصا نورشان از یک کهکشان بزرگ و یکپارچه به اینجا می رسد . هر چند  این اجرام تابندگی زیادی دارند ، ولی در هنگام سیر نور آنها به سمت تلسکوپهای زمینی  ،  در فضا مقداری ازنورشان  توسط اجرام بین راه  جذب می شوند و همین کمک بسیار بزرگیست .  

برای یافتن محل کهشکان ها ی مذکور  بوچ و تیم اش در میان فهرست های بزرگی از اطلاعات کوازارها جستجو کردند و با تعمد برخی از آنها را که در نور شدیدشان غوطور هستند  از  این فهرست ها استخراج کردند . سپس با بکارگیری تلسکوپ VLT رصدخانه جنوبی اروپایی ، مستقر در کوهها ی شمال کشور شیلی ، تیم ، جستجوی خود را برای یافتن کهشکان های نزدیک یا محصور در پولسهای نور کوازارها آغاز کرد .

ستاره شناسان برای این کا ر از طیف سنج مادون قرمز تلسکوپ وی ال تی (SINFONI( استفاده کردند و20ناحیه از آسمان را در اطرف کوازارها مورد بررسی قرار دادند ، کهکشانهایی در زمانی که جهان تنها 6 میلیارد سال سن داشت . یعنی چیزی حدود نیمی از عمر عالم تا کنون .  در هفتاد درصد مواقع آنها توانستند کهشکانهای پنهان شده در نور شدید کوازارها را پیدا کنند. حتی ستاره شناسان این تیم توانستند 14 عدد از این کهشکان های پنهان شده در نور شدید  و باورنکردنی این کوازارها را با تلسکوپ VLT  ثبت کنند.

شکارکهکشان ها

 بوچ گفت او خیلی شگفت زده بود نه به این خاطر که او و  تیمش توانسته اند تعداد زیادی از کهکشانهای پنهان را کشف کنند بلکه به این خاطر که این کهشکان ها ، فقط کهکشان های معمولی نبودند او می افزاید :آنها فعالانه در حال ساخت  تعداد بیشماری از ستارگان جوان و پر قدرت  و  مانند کهشکانی از ستارگان انفجاری  هستند.

کلین پروکس از موسسه ستاره شناسی کمبریج می گوید:  این طیف از کهکشانها جایی برای تولید  20  ستاره ی معادل خورشید ما در هر سال می باشند .

این تیم   عقیده دارند  که کاوشهایشان محرکی خواهد بود برای کاوشهایی نو درکشف کهکشان ها در عالم هستی !

SPACE.com

ترجمه : آرش فراست

وقتی تلسکوپهای ساخته شده در فضا به یاری و همکاری با تلسکوپهای عظیم روی زمین می آیند٬ می توانند گروه قدرتمندی برای اکتشافات فضایی بشوند. این دقیقاً همان چیزیست که اتفاق افتاد وقتی تلسکوپ شمالی غولپیکر جمینای در هاوایی اکتشاف بعمل آمده توسط ماهواره ی سوییفت ناسا را پیگیری کرد، آنها انفجاری قدرتمند و شگفت انگیز در نیمه ی راه دورترین نقاط رصد شده ی دنیا را کشف کردند.

سوییفت انفجار را در روز ۱۴ جولای ۲۰۰۷ به شکل شعله ای از انرژی در صورت فلکی ثور شناسایی کرد. چون انفجار بیشتر انرژی اش را به صورت پرتوهای گاما منتشر می کند ( صورت فوق العاده پر انرژی نور)٬  انفجار پرتوی گامایی! (GRB) نام دارد. و به دلیل اینکه انفجار فقط ۳ ثانیه به طول انجامید باعنوان انفجارات پرتو گامایی کوتاه شناخته می شود. و طبیعتاً انفجاراتی که به مدت زمان بیش از ۳ ثانیه طول می کشند انفجارات پرتو گامایی بلندمدت گویند.

اخترشناسان مدارک خیلی محکمی دارند که این انفجارات گامایی بلندمدت وقتی به وقوع می پیوندند که ستاره ای منفجر شود. اما واقعاً هنوز نمی دانند که انفجارات گامایی کوتاه به چه دلیل رخ می دهند. اخترشناسان فکر می کنند که این انفجارات کوتاه مدت وقتی اتفاق می افتند که دو ستاره بسیار چگال اما مرده ( که ستاره های نوترونی نامیده می شوند) با هم تصادم کنند و ادغام شوند و یک سیاهچاله را تشکیل دهند. این تصادم سهمگین و شدید احتمالاً باعث آزاد شدن اشعه های گاما و فوران آنها با فشار بسیار زیاد در دو جهت مخالف می شود.

پس از اینکه سوییفت  انفجار را در روز ۱۴ جولای شناسایی کرد تیمی از اخترشناسان به رهبری جان گراهام از دانشگاه جونز هاپکینز بالتیمور تلسکوپ جمینای را به سمت کان انفجار هدایت کردند.  تلسکوپ کهکشانی را که انفجار در آن رخ داده بود را آشکار ساخت. با گرفتن طیف کهکشان و بررسی خصوصیات آن آنها توانستند فاصله ی انفجار از ما را تخمین بزنند.: این فاصله ی حیرت انگیز ۴/۷ میلیارد سال نوری بود!  یعنی انفجار ۴/۷ میلیارد سال پیش رخ داده که در آن زمان حتی زمین شکل نگرفته بوده! اخترشناسان انفجارات گامایی بلند مدت را در مسافتهای بسیار دور دیده بودند ولی این دورترین انفجار کوتاه دیده شده بود. گراهام در این باره می گوید: این کشف به طور هیجان انگیزی در زمانی را که ما می دانستیم این انفجارات کوچک رخ می داده اند را به عقب تر می برد.  این انفجار کوتاه تقریباً دو برابر دورتر از دورترین انفجار قبلی است.

نیل گهرلز سرپرست سوییفت از مرکز پروازهای فضایی گادرد ناسا در گرین بلت می گوید: این واقعیت که این انفجار کوتاه مدت اینقدر از ما دور است این معنی را می دهد که این نوع از انفجارها وسعت فاصله ای زیادی دارد اگرچه آنها هنوز به طور میانگین نزدیکتر از انفجارهای بلند مدت هستند.

وی افزود: انرژی این انفجار ۱۰۰ برابر بیشتر از انرژی متوسط برای دیگر انفجارهای کوچک است و بیشتر شبیه به انرژی انفجارهای بلند مدت است. هنوز نامشخص است که آیا مکانیسم دیگری برای توجیه این انجار نیاز است یا خیر٬ مانند ادغام یک سیاهچاله با یک ستاره نوترونی.

اندرو فروچر٬ یکی از اعضای تیم تلسکوپ فضایی موسسه ی علمی بالتیمور٬ نیز افزود: حالا با این پدیده ما تصور بهتری از ستاره هایی که انفجارهای بلندمدت درخشانتر تولید می کنند٬ خواهیم داشت.

01.08.08

RobertNaeye
GoddardSpaceFlightCenter

NASA.gov

Translated By PersianAstronomy( © 2008-01-12 )

ترجمه : پدرام محمدطاهری

 در میان حلقه های زیبای سیاره کیوان قمر های عجیب و  خارق العاده وجود دارند که مدتهاست باعث گمراهی دانشمندان شده اند . شگفتی این قمرها زمانی برایتان آشکار می شود که بدانید ظاهر آن ها بسیار شبیه به بشقاب های پرنده است و همین ظاهر عجیب سوالات فراوانی را برای دانشمندان مطرح کرده است .

اکتشافات اخیر نشان می دهد که این اقمار از گرد هم آیی قطعات یخ شناور در حلقه های سیاره به وجود می آیند و چگونگی این فرآیند بی شباهت به شکل گیری زمین و دیگر سیارات منظومه شمسی نیست .

مدار حلقه های سیاره کیوان بر روی یک صفحه قرار دارد و از سوی دیگر خو د این صفحه نیز بر استوای سیاره منطبق است . همچنین مشابه چنین  موضوعی در مقیاسی بزرگتر در منظومه شمسی نیز تکرار شده است که تمامی سیارات بر روی یک صفحه قرار گرفته اند و مجددا" همین صفحه بر استوای خورشید انطباق دارد .

عقیده بر این است که سیارات در موقعی که کمترین صلابت  را داشتند به دنبال گردهمایی ذرات ریز و کوچکی که به دور خورشید جوان در حرکت بودند  شکل گرفته و به دنبال  برخورد های بیشتر اجرامی بزرگ و بزرگتر را به وجود آورده اند .

مشاهدات انجام شده توسط فضاپیمای کاسینی نقشه و طرحی از این قمرهای سیاره کیوان ارائه کرده است که اندازه ی آنها از یک قطب تا قطب دیگر  به حدود 12 مایل ( 20 کیلومتر ) می رسد همچنین در بخش میانی یا به طور فرضی در بخش استوایی این اقمار برآمدگی گرداگرد قمر را در برگرفته است که بلندی آن به 3.7 تا 6.5 مایل می رسد ( 6 تا  10.5 کیلومتر ) و همان طور که گفته شد ظاهری به یک بشقاب پرنده دارد .

در اصل ، چرخش سریع و فرفره مانند این اجرام باعث شده که نیروی زیادی  به طرف بیرون ایجاد شود و این نیرو یک نوع کشیدگی غیر معمول را در اطراف آن ایجاد می کند ، درست به مانند پهن کردن یک صفحه از خمیر پیتزا به طرف بیرون و لبه های آن . همچنین یکبار گردش کامل این اقمار به اندازه 14 ساعت خواهد بود .

Carolyn Porco سیاره شناس در موسسه علوم فضایی بولدر و همکارش  گمان بردند که  قمر های خارق العاده زحل اساسا" از  حلقه های زحل شکل گرفته است و تا یک اندازه فقط از قطعات حاصل از برخورد های عظیم  بین اقمار بزرگ تر به وجود آمده است .

* طبق مشاهدات مکان برآمدگی های اقمار به طور دقیقی با محل ذرات ریز یخ موجود در حلقه ها مطابقت دارد *

بعد از تجزیه و تحلیل شکل ، تراکم و چگالی اقمار  در اطلاعات حاصله از  فضایپمای کاسینی اکنون تیم خانم کارولین پورسو   طرحی را که چگونگی پدیدار شدن این اقمار را توضیح می دهد تهیه کرده اند که اساسا ویژگی هایی چون خلل و فرجها و  بدنه ی یخی آن ها را روشن می سازد درست به مانند خرده سنگ های تشکیل دهنده ی حلقه های کیوان .  در ادامه ، شبیه سازی های رایانه ای نشان می دهد که یک دوم تا دو سوم  این اقمار عجیب  ،  از مواد موجود در حلقه درست شده اند و  نیزحاصل متمرکز شدن و انباشته شدن  خرده ذرات چگالی هستند که ، میلیارد ها سال پیش به دنبال برخورد های عظیم بین اقماری ( اقمار بزرگ سیاره ) به وجود آمده است .

*این گونه موارد می توانند توجیه خوبی برای یکپارچگی حلقه های سیاره در مقابل نیروهای کششی و رانشی مختلف باشند *

 آقای Sebastien Charnoz اخترفیزیکدان ، از دانشگاه Paris Diderot فرانسه می گوید :  این یکپارچگی صفحات می تواند در هر کجای عالم مشاهده شود  ، به دور  یک سیاهچاله ، به دور  یک ستاره و حتی بدو ر سیاره مشتری !

درک چگونگی متراکم شدن ذرات یخی در بوجود آمدن این اشکال می تواند در   یافتن موضوع مکانیسم به وجود آمدن سیارات منظومه شمسی در گرداگرد خورشید جوان  که در میلیارد ها سال پیش  اتفاق افتاده تعمیم یابد .

03.14.08

Space.com

Translated By PersianAstronomy( © 2008-03-1

ترجمه : آرش فراست

بر طبق مطالعات جدید، ممکن است تمامی سیاهچاله های کوچک و بزرگ عادات غذایی مشابهی داشته باشند!

بر طبق اطلاعات تلسکوپ اشعه ی x چاندرا و تلسکوپهای زمینی ، بزرگترین سیاهچاله ها نیز ممکن است به مانند سیاهچاله های کوچک خود را تغذیه کنند. این کشف از مفهوم فرضیه ی نسبیت انیشتین، که سیاهچاله ها در هر اندازه ای مشخصات یکسانی دارند، حمایت می کند و برای پیش بینی مشخصات انواع جدید احتمالی سیاهچاله ها مفید خواهد بود.

این نتایج با رصدهایی دنباله دار و طولانی کهکشان مارپیچی M81، که حدود 12 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد، بدست آمده است . در مرکز این کهکشان سیاهچاله ای وجود دارد که جرمش حدود 70 میلیون بار از خورشید بیشتر است و هنگامی که گاز را با سرعت بسیار زیادی به ناحیه مرکزی کهکشان و به درون خود می کشد ، انرژی و تشعشعاتی از خود تولید می کند.

در نقطه ی مقابل ،  سیاهچاله هایی با جرمهای ستاره ای که حدود 10 بار از خورشید پرجرم تر هستند، منبع غذایی متفاوتی دارند. این سیاهچاله های کوچکتر، مواد جدید را با جذب گاز از یک ستاره ی همدم بدست می آورند. چون سیاهچاله های بزرگ و کوچک در محیط های مختلف و با منابع غذایی مختلف یافت می شوند، این سوال باقی می ماند که آیا با یک روش تغذیه می شوند؟

با استفاده از این رصدها و مدلهای فرضی، تیمی تحقیقاتی مشخصات سیاهچاله ی M81 را با سیاهچاله های کم جرم مقایسه کردند که نتایج نشان می دهند چه سیاهچاله های بزرگ و چه کوچک، به مانند همدیگر تغذیه می کنند و پرتوهای مرئی ، اشعه-x و رادیویی  مشابهی تولید می نمایند.

یکی از مفاهیم فرضیه ی نسبیت عام انیشتین این است که سیاهچاله ها اجرام ساده ای هستند و فقط چگالی و چرخش آنها باعث تأثیر بر فضا- زمان می شود. آخرین تحقیقات نشان می دهد که علیرغم تأثیرات پیچیده بر محیط، این سادگی خود را نشان می دهد.

سِرا مارکوف از موسسه ی اخترشناسی دانشگاه آمستردام هلند که این تحقیقات را رهبری می کرد ، می گوید: " این قضیه تایید می کند که روشهای تغذیه می تواند برای سیاهچاله هایی با اندازه های مختلف تا حد زیادی مشابه باشد؛ و ما نیز همین گونه فکر میکردیم  ولی تا کنون قادر نبوده ایم به آن دست پیدا کنیم."

مدلی  که خانم مارکوف و همکارانش از آن برای مطالعه ی سیاهچاله ها استفاده می کردند، صفحه ای محو از مواد را در حال چرخش به دور سیاهچاله  در بر داشت .

این ساختار در اصل اشعه-x و نور مرئی تولید می کند. منطقه ای با گاز داغ در اطراف سیاهچاله در نور اشعه-  xو ماورای بنفش دیده می شود. مقدار بسیار زیادی نور اشعه-x و امواج رادیویی با هم به صورت فورانهایی عظیم توسط سیاهچاله ایجاد می شوند. داده هایی با چند طول موج نیاز است تا این منابع مشترک نوری را آزاد کند.

                                                          نمای بزرگتر

مایکل نوواک از موسسه ی تکنولوژی ماساچوست می گوید:" وقتی ما به این داده ها نگاه می کنیم، به نظر می رسد مدل ما همانگونه که برای سیاهچاله های کوچک صدق می کند، برای سیاهچاله ی درون M81 نیز عملکردی مشابه دارد. هر چیزی در اطراف این سیاهچاله ی غول پیکر مشابه است و فقط 10 میلیون بار بزرگتر است."

در میان سیاهچاله هایی که فعالانه در حال تغذیه هستند، سیاهچاله موجود درM81  از همه تاریکتر است و شاید بدین دلیل است که به طور کامل تغذیه نمی شود. اگرچه به دلیل نزدیکی نسبی اش به ما ، یکی از پرنورترین سیاهچاله هایی است که از زمین دیده می شود که باعث شده رصدهایی با کیفیت بالا بر روی آن انجام گیرد.

اندرو یانگ از دانشگاه بریستول انگلستان می گوید: "به نظر می رسد که سیاهچاله هایی که تغذیه کافی ندارند! برای تحقیق آسانترین هستند این شاید بدین دلیل باشد که ما میتوانیم فضاهای نزدیکتر سیاهچاله را مشاهده کنیم . به نظر نمی رسد که اینها خیلی به این که از کجا غذای خود را تهیه می کنند، اهمیت بدهند."

این عمل می تواند برای پیش بینی مشخصات نوع تایید نشده و سومی  که سیاهچاله هایی با جرم متوسط نام دارند، به کار رود  (با جرمهایی بین جرمهای ستاره ای و سیاهچاله های بسیار پر جرم ). البته برخی از اعضای این رده شناسایی شده اند ولی مدارک موجود ، بسیار جدل آمیز هستند. بنابراین پیش بینی مشخصات این سیاهچاله ها در شناخت اینگونه رده ها بسیار مفید خواهند بود . علاوه بر چاندرا تلسکوپهای دیگری نیز از روی زمین برای انجام تحقیقات بر روی M81 به کار گرفته شده اند. این رصدها  به صورت همزمان انجام شدند تا تغییرات روشنایی ای که از تغییرات میزان تغذیه سیاهچاله ناشی می شوند باعث گمراه شدن نتایج نگردد. چاندرا تنها ماهواره ی اشعه-x است که قادر به جداسازی  پرتوهای x ضعیف سیاهچاله از تشعشعات باقی کهکشان میباشد .

06.26.08

Astronomy.com Website - 2008-06-19

Translated By PersianAstronomy( ©2008-06-26 )

ترجمه : آرش فراست

جدیدترین ابرنواختر داخل کهکشان با رد گیری انبساط سریع بقایایش کشف شد. این یافته که توسط تلسکوپ فضایی  چاندرای سازمان فضایی ناسا و پروژه ی Very Large Array رصدخانه ی رادیویی ملی آمریکا بدست آمد است،دانسته های ما درباره ی تعداد ابرنواخترها و زمان انفجار آنها در کهکشان راه شیری را بهبود می بخشد.

 این ابرنواختر در حدود 140 سال پیش روی داده که با این وصف آنرا به جدیدترین ابرنواختر رخ داده در کهکشان راه شیری تبدیل  کرده است (البته منظور جدیدترین ابرنواختر کشف شده است.م). آخرین ابرنواختر کشف شده ی قبلی ، در سال 1680 اتفاق افتاد که این تاریخ از روی باقی مانده ی آن، یعنی A ذات الکرسی تخمین زده شده است. یافتن ابرنواختری این چنین تاریک و جدید اولین قدم برای تخمین هرچه بهتراین موضوع  است که تقریباً هر چند وقت یکبار انفجاری ستاره ای رخ می دهد  . این موضوع مهمی است زیرا ابرنواختر ها حجم خیلی زیادی از گاز ها را گرم کرده و دوباره پخش می کنند و عناصر سنگین را به مجاورت آنها منتقل میکنند. آنها می توانند به شکل گیری ستارگان جدید کمک کنند؛ به عنوان قسمتی از چرخه ی مرگ و تولد دوباره ی ستارگان باشند . همچنین این دسته  انفجارها می توانند علاوه بر بقایای در حال انبساط خود، در مرکز خود نیز یک ستاره ی نوترونی یا سیاهچاله به جا بگذارند. ابرنواختر  اخیر توسط تلسکوپهای نوری و اپتیکی دیده نشده بود به این دلیل که ابرنواختر مذکور در نزدیکی مرکز کهکشان رخ داده است  و درون میدانی متراکم از گاز و غبار قرار گرفته ، که باعث شده است در طیف نور مرئی از یک ابرنواختر واضح ، یک تریلیون بار کم نورتر شود. اگرچه بقایایی که به وجود آورده توسط تلسکوپهای رادیویی و اشعه x قابل مشاهده است.

استفن رِینولدز از دانشگاه ایالت کارولینای شمالی میگوید: "ما می توانیم برخی از ابرنواختر ها را تا نیمه ی جهان با تلسکوپهای اپتیکی ببینیم ولی وقتی آنها این قدر تیره باشند امکان دارد آنها را در کهکشان خود نیز گم کنیم. خوشبختانه انبساط ابرهای گازی که از انفجار حاصل می شوند برای هزاران سال به روشنی در طول موجهای رادیویی و اشعهx می درخشند. تلسکوپهای رادیویی و اشعه x می توانند درون تمام تاریکی ها و نقاط مبهم را ببیند وآنچه را که از دست داده ایم به ما نشان دهند." 

اخترشناسان مرتبا ابرنواخترهایی در کهکشان ها مانند این نمونه را رصد می کنند و طبق این رصدها و مشاهدات محققان تخمین زده اند که تقریباً سه ابرنواختر در هر قرن در کهکشان راه شیری رخ می دهد.

دیوید گرین از دانشگاه کمبریج گفت: "اگر میزان تخمین تعداد ابرنواختر درست باشد  باید حدود 10 باقیمانده ی ابرنواختر که از A ذات الکرسی جوانترند، هم اکنون وجود داشته باشند.  اگر یکی از آنها را رهگیری کنیم خیلی عالی خواهد شد !"

رهگیری برای یافتن این جرم درسال 1985 آغاز شد؛ وقتی که اخترشناسانی که گرین رهبری آنها را بر عهده داشت، از تلسکوپهای رادیویی برای شناسایی باقیمانده ی ابرنواختری در نزدیکی مرکز کهکشانمان استفاده کردند. با توجه به اندازه ی کوچکش ،احتمال می رفت که از ابرنواختری که حدود 400 تا 1000 سال پیش رخ داده بود، بوجود آمده باشد.

22 سال بعد مشاهدات چاندرا نشان داد که بقایای این ابرنواختر از سال 1985 به اندازه زیادی در حدود 16 درصد، منبسط شده اند . که این امر نشان می داد که بقایای ابرنواختر خیلی از آنچه قبلا تصور   می شد، جوانتر هستند .

این سن کم در هفته های اخیر با رصدهای رادیویی بیشتر تایید شده است . این مقایسه اطلاعات نشان می دهد که سن بقایای این ابرنواختر 140 سال است – شاید هم کمتر! - که آنرا در نوع خود به جوانترین ، تبدیل کرده است.  در کنار اینکه رکورد جوانترین ابرنواختر را داراست، این جرم از جنبه های دیگر نیز مورد توجه است. سرعت بالای انبساط و انرژی های بسیار زیاد ذره ای که تولید می شوند بی نظیر هستند و باید مطالعات عمیق تری را بوسیله ی چاندرا و رادیو تلسکوپها درباره ی این جرم انجام داد.

رینولدز می گوید: " هیچ جرم دیگری در کهکشان چنین ویژگی هایی را دار نیست . این یافته برای کسب اطلاعات بیشتر درباره چگونگی انفجار ستارگان و اتفاقات بعد از آن بسیار مهم است"

05.25.08

Jennifer Morcone - MarshallSpaceFlightCenter, Huntsville, Ala.( Nasa.gov)

Translated By PersianAstronomy( ©2008-05-25 )

نویسنده : آرش فراست

گروهی از مشهورترین اخترشناسان و تلسکوپ سازان سراسر جهان راههایی برای احداث تلسکوپی فوق العاده غول پیکر بر روی ماه یافته اند.

ارمانو اف. بورا استاد فیزیک رصدخانه ی اپتیکی دانشگاه لاوال ایالت کبک کانادا می گوید: " خیلی ساده است، ایزاک نیوتن فهمیده بود که هر مایعی اگر در ظرف کم عمقی ریخته و چرخانده شود، به طور طبیعی شکلی سهموی به خود می گیرد؛ شکلی مشابه با آینه تلسکوپ، که نور ستاره را متمرکز می کند. این امر می تواند کلیدی برای ساخت رصدخانه ای غول پیکر بر روی ماه باشد."

بورا که از سال 1992 بر روی این تلسکوپهای مایع – منظور تلسکوپهایی است که در آنها به جای آینه، از یک ماده مایع استفاده می شود.م- مطالعه می کند و سیمون پ. ووردن، مدیر مرکز تحقیقاتی امس ناسا، از اعضای تیم بررسی  کننده ی روشهای چرخش هستند.

عکس پایین: طرحی احتمالی از تلسکوپ مایع بر  روی ماه

بر سطح زمین، آینه ی مایع می تواند صیقلی، صاف و بی نقص ساخته شود به شرط اینکه که ظرف در بر گیرنده ی آن کاملا افقی باشد  و در هوایی بدون لرزش و اصطکاک قرار گیرد و توسط موتوری همگام با سرعتی ثابت چرخانده شود.

بورا خاطر نشان کرد: " احتیاج نیست که خیلی سریع بچرخد؛ آینه ای 4 متری – که بزرگترین آینه ی مایعی است که تا کنون در آزمایشگاه ساخته ام- در حدود 3 مایل در ساعت (هم سرعت قدم زدن سریع یک انسان) سرعت دارد. که در جاذبه کم ماه نیز می تواند با سرعت کمتری بچرخد. "

در بیشتر تلسکوپهایی که آینه ی مایع دارند، از جیوه استفاده شده. جیوه در دمای اتاق به حالت مایع وجود دارد و حدود 75 درصد نور دریافتی را بازتاب می کند؛ تقریبا مانند نقره. بزرگترین تلسکوپ مایع بر روی زمین، تلسکوپ زنیت بزرگ the Large Zenith Telescope)) است که توسط دانشگاه بریتیش کلمبیای کانادا راه اندازی شده است و قطر دهانه اش 6 متر است ( 20 % بیشتر از قطر تلسکوپ 200-اینچی عروف هیل رصدخانه ی پالومار در کالیفرنیا). که وقتی این تلسکوپ مایع کانادیی در سال 2005 کامل شد، فقط 1 میلیون دلار هزینه برداشت؛  یعنی فقط با قیمتی بالغ بر یک ششم هزینه ی ساخت تلسکوپ پالومار در سال 1948.

این عوامل اقتصادی  اخترشناسان را بر آن داشت که شروع به نقشه کشیدن برای ساخت رصدخانه ای بر روی سطح ماه بکنند.

جیوه بر روی ماه کاربردی ندارد؛ چون بسیار چگال است و بنابراین برای پرتاب به ماه سنگین؛ و وقتی در معرض خلاء ماه قرار خیلی زود تبخیر می شود. البته، در سالهای اخیر بورا و همکارانش با گروهی از ترکیبات  به نام مایعات یونی آزمایشاتی انجام داده اند.

او توضیح می دهد: " مایعات یونی اساساً نمکهای ذوب شده هستند و میزان تبخیر آنها تقریباً صفر است. پس در شرایط خلاء ماه ، تبخیر نمی شوند؛ همچنین می توانند در دماهای بسیار پایین مایع باقی بمانند. "

او و همکارانش هم اکنون در حال ساخت مایعات یونی ای هستند که در دماهای کمتر از دمای تبخیر نیتروژن نیز مایع بمانند.

پایین: تلسکوپ 6 متری زنیت بزرگِ دانشگاه بریتیش کلمبیا که برای کاوش دنیاهای دور دست از آینه ی مایع استفاده می کند.

مایعات یونی که چگالی شان از جیوه بمراتب کمتر است، فقط کمی از آب چگالتر هستند. اگر چه خودشان بازتابش بالایی ندارند ولی آینه چرخان بوجود آمده از این مایعات می تواند با لایه ا ی بسیار بسیار نازک از جنس نقره پوشانده شود؛ گویی که یک آینه ی جامد است. جالبتر از همه این است که لایه ی نقره ای فوق العاده نازک می باشد (با ضخامتی در حدود 50 تا 100ِ نانو متر) که آن را محکم می کند. در واقع در خلاء فضا یک آینه ی مایع که با لایه ی نازک و جامدی از نقره پوشیده شده، نه تبخیر می شود و نه کدر.

یک آینه ی مایع نباید نسبت حالت افقی که دارد کج بشود، چون بیرون می ریزد و آینه از بین می رود. اما این بدان معنا نیست که آینه را نمی توان روی اهداف مختلف تنظیم کرد. طراحان اپتیکی در حال انجام آزمایشات بر روی آینه های ثانویه ای هستند که  بالای آینه ی مایع نصب می شوند و با روشهای الکترومکانیکی تغییر جهت می دهند؛ یا حتی به دنبال یافتن روشی برای تکان دادن خود آینه؛ تا بتوانند زوایای دورتر از سمت الراس را هم نشانه بروند. مانند روشهایی که رادیو تلسکوپ غول پیکر آرسیبو با جهت گیری می کند.

علاوه بر این بورا می گوید: " اگر تلسکوپ در هر جایی به جز قطبها قرار داشته باشد، با هر چرخش زمین یا ماه می توان نوار دوّاری از آسمان را پوشش داد. و محور ماه نیز که جابجا می شود هر 18.6 سال یکبار یک دایره را کامل می کند؛ پس در یک دوره ی 18.6 ساله، تلسکوپ می تواند قسمت قابل توجهی از آسمان را زیر نظر بگیرد ."

پایین: رادیو تلسکوپ آرسیبو که در ارتفاع 1000َ و در پورتوریکو واقع شده است، هیچ حرکتی نمی کند ولی می تواند پهنای وسیعی از آسمان را با استفاده از آینه های متحرک ثانویه ای بررسی کند. یک تلسکوپ مایع واقع بر سطح ماه نیز می تواند از این تکنیک استفاده کند.

ساخت یک تلسکوپ مایع بزرگ در نزدیکی یکی از قطبین ماه خیلی جالب است. خود تلسکوپ می تواند در نزدیکی کف دهانه ای قرار گیرد تا همیشه در سایه قرار داشته باشد؛ مکانی که دمایش بسیار سرد است و برای کاوشهای فروسرخ بسیار مطلوب؛ همچنین صفحات خورشیدی نیز می توانند بر فراز قله ی کوههای همیشه روشن اطراف قرار گیرد تا انرژی مورد نیاز چرخش آینه را تامین کنند.

این واقعیت که تلسکوپ مایع همیشه به بالای سر خود نگاه می کند ساختن آنرا بسیار ساده کرده و جرم آنرا با حذف وسایل اضافی،  دنده ها و سیستمهای کنترلی  نشانه گیرنده که در تلسکوپهای هدایت شونده به کار می روند، به شدت کاهش داده است.

بورا می گوید:" تمام چیزی که احتیاج خواهید داشت صفحه ی حاوی آینه ی مایع است که احتمالا وسیله ای چتر-مانند است، به همراه یک اتصال ابر رسانا (با اصطکاک نزدیک به صفر) و موتور چرخاننده ی آن."

طبق تخمین ووردن نیز تمام تجهیزات و مواد مورد نیاز برای یک تلسکوپ مایع 20ِ متری و کامل، فقط چند تُن خواهد بود که می تواند در ماموریت مجزا با آرس 5ِ  و در دهه ی 20ِ قرن حاضر به ماه برده شود.

    تلسکوپهای آینده آینه هایی به قطر 100ِ متر خواهند داشت؛ یعنی بزرگتر از یک زمین فوتبال!

بورا توضیح داد که: " یک آینه به آن بزرگی می تواند گذشته را برای ما نمایان کند؛ زمانی که جهان بسیار جوان بود و فقط در حدود نیم میلیارد سال عمر داشت؛ وقتی که اولین نسل از ستارگان و کهکشانها در حال شکل گیری بودند، و هیجان انگیز تر از آن چیزهای جدید و غیر مترقبه ای هستند که کشف خواهیم کرد."

قرار دادن یک تلسکوپ غول پیکر بر روی ماه همیشه ایده ای علمی تخیلی بوده، ولی به زودی تحقق خواهد یافت... .

ترجمه : آرش فراست

ما از کجا هستیم؟ پاسخ به این بستگی دارد که چقدر به گذشته نگاه کنیم. محققان در حال مطالعه ی قدیمی ترین دانه های شخانه هستند تا سرچشمه ی منظومه شمسی را  کشف  کنند . بعضی از مواد سازنده ی سیارات احتمالاً از تصادم کهکشان ما با کهکشان دیگری بوجود آمده اند.

حدود  4.6   میلیارد  سال  پیش ستاره ی زرد ما و صفحه پر از اجرام آن از ابر مولکولی چگالی برخاستند. بیشترین جزئیات درباره ی محیط پیش-خورشیدی (پیش از شکل گیری خورشید) با داغ شدن نخستین گاز  و  غبار  از  بین  رفتند،  اما بعضی از خرده های صخره ای از دگرگونی فرار کردند و بنابراین از مدارک گذشته ی دور منظومه ی شمسی مراقبت کردند.

فیلیپ هک از دانشگاه شیکاگو می گوید:" خرده های  پیش  خورشیدی  قدیمی ترین مواد در منظومه ی شمسی هستند، سن این مواد  به  طور  واضح نشان می دهد که آنها از  منظومه ی  شمسی  هم  پیرتر هستند." اما چقدر پیرتر؟

هک و همکارانش 22 قطعه از سنگ آسمانی مورکیسون را، که به دلیل مواد درونش شناخته شده است، جدا کردند و اینکه این مواد قبل از آمدن  به منظومه ی شمسی  در  حال تولد  ما  چه  مدتی در فضای بین ستاره ای بوده اند را اندازه گیری کردند.

سن قطعات مذکور، که در شماره ی اخیر نشریه ی اختر فیزیک Astrophysical Journal گزارش شده، این فرضیه را که منظومه ی شمسی ما پس از عبور یک  کهکشان  کوچک  اقماری  از  راه  شیری در حدود 6 میلیارد سال پیش شکل گرفته است، حمایت می کند.

اجرام پیش خورشیدی

دانشمندان از دهه ی 1960 می دانند که شهابسنگ ها حاوی ایزوتوپ های ( یک ایزوتوپ نوع سبکتر یا سنگینتری از یک عنصر است) کمیاب هستند. در سال 1987 برخی از این ایزوتوپ ها در قطعات میکرومتری  شهابسنگها  یافت  شدند  که  احتمالاً  بیرون  منظومه ی  شمسی شکل گرفته بودند و فرآیند تشکیل سیاره ها را پشت سر گذاشته بودند.

برای مثال برخی از کریستالهای الماس در شهابسنگ ها مقادیر زیادی از ایزوتوپهای گاز زنونرا دارند که نشان می دهد آنها از انفجارات ابرنواختری سرچشمه گرفته اند.

هک می گوید:" وفور ایزوتوپ ها به ما می گوید که یک قطعه ی پیش-خورشیدی از چه نوع ستاره، سیاره یا جرمی آمده است."

هک و همکارانش به طور خاص  به  قطعات کربید  سیلیکون  از  شهابسنگ  مورکیسون  توجه کردند. این اجرام به دلیل  بیشتر  داشتن  ایزوتوپهای  سنگین  سیلیکون  از  هر جرم دیگری در منظومه شمسی، برجسته هستند. خصوصاً میزان سیلیکون 29 و سیلیکون 30 (خویشاوندان ایزوتوپ رایج تر سیلیکون 28) 100 مرتبه از کریستالهای معمولی یافت شده بیشتر است.

به دلیل این وفور غیر عادی دانشمندان باور دارند که قطعات کربید سیلیکونی پیش-خورشیدی  در بادهای ستاره ای ناشی از ستاره های asymptotic giant branch (AGB) شکل می گیرند، که معمولاً به دلیل میزان زیاد کربن در اتمسفرشان ستاره های کربنی نامیده می شوند.

در پست های بعدی به بررسی بیشتر این  موضوع خواهیم پرداخت ...

Space.co

ترجمه : آرش فراست

قطعات کربید سیلیکونی ایزوتوپهای دیگری نیز دارند که سخن از سفر طولانی بین ستاره ای از ستاره ی کربنی سرچشمه شان به ابر مولکولی که منظومه ی شمسی را تشکیل داد، می گویند.

فضای  بین  ستاره ای پر از اشعه ها ی  کیهانی  است ،  که  پروتونها  و هسته های پر از انرژی هستند. وقتی یک اشعه ی کیهانی به جرمی سرگردان در فضا برخورد می کند می تواند اتمهای موجود را به چند قسمت  تفکیک  کند . طبق توضیحات هک برخی از این قسمتها ایزوتوپهایی هستند که احتمال نمی رود در ستاره ها شکل بگیرند.

این ایزوتوپها مانند ساعت هستند؛ هر چه یک جرم حاوی مقدار بیشتری از  آنها  باشد،  یعنی بیشتر در فضای بین ستاره ای بوده و توسط اشعه های  کیهانی  بمباران شده است. (به محض اینکه جرم با صخره های فضایی بزرگتری از یک منظومه ی  خورشیدی در حال تولد ترکیب شود، دیگر با تشعه  های  کیهانی زیادی ترکیب نمی شود بنابراین ساعت متوقف می شود.)

محققان دیگر سعی در اندازه گیری زمان این سفر بین ستاره ای دارند، اما نتایج آنها با عدم قطعیت های زیادی همراه است زیرا نمی دانند که دقیقاً چه اتفاقی برای اتمهایی که  با  اشعه ی  کیهانی برخورد می کنند می افتد.

هک و همکارانش از یک مدل پیشرفته برای فعل  و  انفعالات اشعه  ی  کیهانی  استفاده می کنند، و روی گازهای ساکن شیمیایی متمرکز شده اند که پیشینه ی واضحتری از گذشته تهیه می کنند. با استفاده از طیف سنج جرمی گاز نجیب ، محققان مقادیری از هلیوم 3 و نئون 21 را در نمونه هایشان ثبت کرده اند. هر دوی اینها ایزوتوپهای کمیابی هستند که به طور گسترده از تصادم اشعه های کیهانی پدید می آیند. محققان از وفور ایزوتوپ ها تخمین می زنند که بیشتر این اجرام بین 3 تا 200 میلیون سال را در فضای بین ستاره ای گذرانده اند؛ پیش از اینکه به ابرهای مولکولی 4.6 میلیارد سال قبل برخورد کنند.

تصادم کهکشانی

سن اجرام از آنچه انتظار می رود کمتر است. مطالعات قبلی تخمین زده بود که قطعات کربید سیلیکونی می توانند 500 میلیون سال در فضای بین ستاره ای بمانند قبل از اینکه با موج تلاطم یک ابرنواختر نابود شوند.

از این حقیقت که هیچ کدام از قطعات مورد مطالعه ی هک سنهای پیش-خورشیدی بیش از 200 میلیون سال ندارند به نظر  می رسد  که اتفاقی  دراماتیک  در تاریخ  کهکشان ، درست قبل از شکل گیری  منظومه شمسی ما، رخ داده است. این اتفاق دراماتیک می توانسته ادغامی بین کهکشان راه شیری ما با یک کهکشان اقماری  بدون  فلز بوده  باشد . به پیشنهاد دونالد کلیتون از دانشگاه کلمسون، همچین تصادمی باعث متلاشی شدن ساختار ستاره می شود.

کلیتون می گوید: این تصادم که  باعث  انفجار  ستاره  شده  است  حدود  دو  میلیارد سال قبل از تولد خورشید رخ داده است که در واقع این اطلاعات را تشریح می کند.

زمان این ادغام عدم وجود کربید  سیلیکون  قدیمی  را  توضیح  می دهد. این برای یک ستاره ی با جرم متوسط حدود یک و نیم میلیارد سال طول می کشد تا ستاره به بلوغ برسد و به یک ستاره ی AGB تبدیل شود، پس باید یک آرامش نسبی در جرم حاصل از قطعه ی کربید سیلیکونی پس از انفجار در ساختار ستاره وجود داشته باشد. سپس در حدود 200 میلیون سال قبل از شکل گیری منظومه شمسی ستاره هایی که توسط این ادغام تحریک شده بودند شروع به تلمبه کردن این قطعات کردند.

این قطعات در یک نقطه باقی نمی ماندند  و در  کهکشان  حرکت  می کردند. در واقع این مدرکی است که نشان می دهد تمامی موادی که منظومه شمسی ما را شکل دادند خیلی پراکنده بوده اند. پس ما در جای خاصی متولد نشده ایم. هر چند شاید در زمان خاصی متولد شده باشیم. قبل از ادغام کهکشان ما  موادی که توسط ستارگان شکل می گیرند را برای تشکیل نوع منظومه شمسی ما نداشت.

هک می گوید: "همچین انفجاری، به خصوص برای رساندن کربن و دیگر عناصر به منظومه ی شمسی ما بسیار مهم بوده است."

SPACE.com

ترجمه : پدرام محمدطاهری

شاید روزی  که  انسان  برای  اولین  بار  به  ماه نگاه کرد و مسحور زیبایی خارق العاده آن شد  و  جز  صدها  شعر  و  داستان  چیزی  دیگری بر زبان نراند ، تصورش راهم نمیکرد که روزی بتواند  بدان  جا  سفر  کرده  و تسخیرش کند یا اینکه با گلوله ای آن را هدف قرار دهد ! اما این روزها گویی تمام آن داستان ها یک به یک درحال وقوع هستند و شاید لازم است که صفحات  دیگری  بدانها اضافه  شود . اکنون که مشغول  خواندن  این  مقاله  هستید  خیل عظیمی از دانشمندان سازمان فضایی  امریکا – ناسا در حال بررسی نتایج یکی دیگراز  پروژه های  جسورانه ی خود که چند روز پیش برروی ماه به اجرا در آوردند ، هستند .

حدود سه سال پیش در آوریل سال 2006 ناسا اعلام کرد قصد دارد بعد از نزدیک به 4 دهه کم توجهی  علمی  به  ماه  یک پروژه  روباتیک کوچکی به  گرد  این  قمر  به  راه  بیاندازد . ولی این بار خبری از فرودی نرم و سرشار از احتیاط بر روی ماه نبود ، بلکه این بار قرار بود ماه مورد هدف برخورد قطعه ای از فضاپیما نه برای یکبار  بلکه  دوبار  قرار گیرد . نام این فضاپیما LCROSS مخفف  Lunar Crater Observation and Sensing Satellite  بود که طبق برنامه در هفته گذشته توانست ماه را هدف قرار دهد .

هدف  کلی  این  ماموریت  جستجو برای توده هایی از یخ آب در کره ماه بود که میتواند ذخیره خوبی برای مسافران آینده  ماه  و  شاید  ساکنان  آن  باشد . ناسا تصمیم گرفت تا با ایجاد یک برخورد در قطب جنوب ماه  ( جایی که وجود یخ در آن محتمل تر است ) و پراکنده کردن ذرات حاصل از برخورد در فضا به بررسی  ویژگیهای  فیزیکی – شیمیایی  خاک  این  نقطه  بپردازد  تا  با  آن  بررسی  ها  بتوان  به نتایج ارزشمندی دست پیدا کرد .

هفته پیش سرانجام  فضاپیما با طی کردن حدود 8.3 میلیون کیلومتر در طول 113 روز به ماموریت تاریخی خود با برخورد در دهانه ای بنام کابئوس (Cabeus ) در قطب جنوب ماه – جائی که دائما در سایه پنهان شده است  پایان داد . LCROSS در ماه  جون از مرکز فضایی کندی در ایالت فلوریدا راهی فضا شده بود .

سرمایه گذار اصلی و عضو مرکز تحقیقات ایمیز آقای  آنتونی  کولاپرت در  مورد فضاپیما و  نتایج عملکرد آن میگوید : ابزارهای علمی فضاپیما به گونه ای بسیار عالی کار کردند و انبوهی از اطلاعات ارزشمند را در اختیار گذاشتند و این باعث خواهد شد تا دانستنی های ما در مورد نزدیک ترین همسایه قابل رویت زمین بیشتر شود . اکنون اعضای تیم از این حجم اطلاعات دریافتی شگفت زده شده اند .

 روز  قبل  از اجرای ماموریت  ،  فضاپیما در حال تدارک و آماده سازی  خود برای هدف گیری ماه بود و در حوالی ساعت  PM06:50  * در فاصله ی 86400 کیلومتری  از  سطح ماه بخش اولیه و قطعه برخوردی از فضا پیما جدا شد . پس از گذشت مدتی در روز بعد ( 9 اکتبر) قطعه جدا شده با سرعت 2.4 کیلومتر در ثانیه به سمت سطح ماه پیش رفت و  در  حدود   ساعت  AM04:31 با ماه  برخورد  کرد  . در همین  حین  کمی  بالاتر LCROSS   در  حال  نظاره ی  این  برخورد  برای حدود  4 دقیقه بر فراز سطح ماه بود و تصاویری را از آن تهیه کرد . پس از آن نوبت به خود فضاپیما بود که ماه را هدف قرار دهد و به  این  ماموریت پر هیاهوی خود پایان دهد . تقریبا در ساعت  AM04:36   LCROSS خود را در موقعیت برخورد قرار داد و با سطح ماه برخورد کرد . پس از این دو برخورد کوچک ، مقادیری غبار از سطح کره به فضا پراکنده شد که در این حین از نقاط مختلف و حتی از روی رصدخانه های زمینی بررسی ها آغاز گردید .

دووگ کوک عضو هیئت مدیره ماموریتهای سیستم های اکتشاف ناسا در واشنگتن میگوید : این یک روز خوب برای علم و اکتشاف بود . وی ضمن ایراد این مطلب که اطلاعات حاصله می تواند توجه زیادی را به سمت کسب دانش بیشتر در مورد ماه جلب کند اضافه کرد : من میخواهم به تیم LCROSS  تبریک بگویم - در درجه اول بخاطر این دستیابی شگفت و عظیم در بهره برداری وسیع  از یک فضاپیمایی کوچک و  کم هزنیه و در درجه دوم برای پشتکارشان در اجرای تکنیک های فنی دشوار و مدیریت چالش هایشان .

پس از دو برخورد رصدخانه های  مختلف  گزارش  هایی  را  از  ثبت  برخورد  منتشر کردند . این اطلاعات در اختیار تیم دانشمندان LCROSS قرار داده خواهد شد تا مورد ارزیابی و مطالعه قرار گیرد  تا این تیم پس از هفته ها بررسی  بر روی  این  اطلاعات بتوانند تشخیص  نهایی  خود  را  در مورد حضور یا غیبت  یخ آب در کره ماه اعلام کنند .

تصاویر و  فیلم های گردآوری شده توسط کمیته ها و انجمن های آماتوری نجوم بصورت عمومی و با زبانی ساده در سطحی وسیع منتشر شد تا باعث بالا بردن سطح علمی عموم در مورد  این  ماموریت  شود . جنیفر هلدمن مسئول رصدهای زمینی این برخورد  و هماهنگ کننده پروژه ایمیز  میگوید : یکی از اهداف اصلی این پروژه جلب توجه  مردم پیرامون LCROSS و کره ماه بود که بنظر میرسد این هدف نیز با موفقیت مواجه شده  است .

در پایان دنیل اندروز مدیر  پروژه  ایمیز  میگوید : زمانی که ماموریت LCROSS مطرح شد برنامه ای جاه طلبانه  و  سفری  خیالی  به  نظر می آمد  ، اما  این  ماموریت  نمونه ای شد  برای  سفرهای  روباتیک کوچک اندازه با مخارج  بسیار  محدود  که  بدون  هیچ   مشکلی انجام  گرفته  است .  براستی  این  دانشی  است بزرگ با بودجه ای  اندک !

* زمان ها به وقت امریکا درج شده است .

NASA.gov

09-10-09

ترجمه : محمد اسلامی

شاید در حدود 1 سال بود که کسی از کاوشگر فونیکس خبری نداشت ، البته از وقتی که مدار گرد ناسا اطلاعاتی از آن را به زمین ارسال کند . با این حال دانشمندان و مهندسین هنوز در حال کاوش بر روی مریخ نورد خود هستند و مشاهدات جدید منتشر شده ی این هفته نشان می دهد که قسمتی از کاوشگر در درون برف ها گیر افتاده است .

در ماه جولای گذشته و همچنین در ماه آگوست ، مدارگرد مریخ عکس های خیره کننده ای از دشت های مریخ که کاوشگر فونیکس نیز  در این مناطق بوده ، فرستاد .از این عکس ها چنین بر می آمد که کاوشگر با لایه ایی از یخ خشک(کربن دی اکسید جامد) پوشیده شده است و نور تیره ای از خود ساطع میکند . مسلما ما نمیدانیم که چگونه این یخ ها روی کاوشگر انباشته شده است ، چون هنگامی که این لایه در حال قطور شدن بود ، کاوشگر مشکلات خود ش را داشت.

عکس راست : مریخ نشین فونیکس در جون 2008 ، تنها چند هفته بعد ازفرود بر روی قطب مریخ ، عکس چپ : آگوست 2009 مریخ نشین توسط برف کاملا پوشیده شده .

پس از چهار بار خاموش شدن اتوماتیک در اوایل سال جاری  ، MRO در خواب الکترونیکی بسر میبرد ، در حالی که کنترل کننده های زمین به درمان مشکلات می پرداختند . به همین دلیل مدار گرد مریخ نمیتوانست که مکان دقیق فونیکس را مشخص کند چون سطح یخ مانع ساطع شدن پرتوهای نور خورشید می شد .

با داشتن دما ی 150 درجه سانتیگراد زیر صفر ، مهندسین فونیکس شانس کمی برای زنده ماندن این کاوشگر در نطر گرفتند .هنوز در حدود یک ماه هست که مهندسین در حال برقراری ارتباط با فونیکس هستند.مرکز کنترل زمین چند پیغام برای فونیکس می فرستد تا خود را دوباره فعال کند تا مدار گرد ادیسه هم بتواند فونیکس رو شناسایی کند .

Sky & Telescope

ترجمه : پدرام محمدطاهری

شاتل فضایی آتلانتیس و هفت خدمه ی فضانورد خود به سفر یازده روزه اش که چیزی حدود 7.2 میلیون کیلومتررا شامل می شد ، عصر امروز در ساعت 18:15دقیقه ( به وقت مرکزی ایران ) با فرود در مرکز فضایی کندی واقع در ایالت فلوریدای امریکا پایان داد .

این ماموریت که STS-129  نامیده شد ، شامل سه راه پیمایی فضایی و اتصال دو پلت فرم به بدنه ایستگاه فضایی بین المللی بود . این پلت فرم ها قسمت های یدکی بزرگی را برای زمانی که شاتل ها بازنشسته شدند نگه داری می کند . زیرا پس از بازنشستگی شاتل ، امکان انتقال این حجم از تجهیزات وجود ندارد . خدمه شاتل حدود 14000 کیلوگرم تجهیزات و قسمتهای جایگزین برای سیستمهای تامین کننده قدرت ایستگاه را با خود به فضا بردند . همچنین در این ماموریت نیکول استوت، یکی از خدمه های ایستگاه، همراه آتلانتیس و دیگر سرنشینان  به زمین بازگشت ، استوت پیش از این حدود 91 روز را در این ایستگاه اقامت داشت .

با به پایان رسیدن ماموریت آتلانتیس ، سکوی پرتاب برای ماموریت STS-130  شاتل فضایی اندیوردر ماه فوریه سال 2010 آماده سازی می شود .

اطلاعات بیشتر :

NASA.GOV

 http://www.nasa.gov/shuttle

ترجمه : پدرام محمدطاهری

بعضی وقتها است که واقعا می توانید به چشمهایتان اطمینان کنید . این چیزی است که فضاپیمای استریوی ناسا در مورد رویدادی پر مجادله در سطح خورشید بنام سونامی های خورشیدی به پژوهشگران میگوید .

سال گذشته ، زمانی که فیزیکدانهای خورشید اولین شواهد حضور امواج نیرومند  از جریان پلاسمای داغ در سطح خورشید را یافتند به آنچه می دیدند اطمینان نکردند . حجم عظیمی بود بصورت متناوب که تا ارتفاعی به اندازه کره زمین بر می خاست و از نقطه مرکزی ای در یک الگوی دایره ای شکل و مدور با وسعت چندین میلیون کیلومتر در محیط دایره موج دار می شد . دانشمندان درتردید بودند و اظهار داشتند که ممکن است این واقعه نوعی خطای چشم باشد و امری واقعی نیست .

اما جو گرومن از آزمایشگاه خورشیدی در مرکز پرتاب های فضایی گودارد می گوید : اکنون ما حقیقت را می دانیم ، سونامی های خورشید واقعی هستند و اتفاق می افتند .

فضاپیمای دوقلوی ناسا در فوریه سال 2009 زمانی که لکه ی خورشیدی 11012 بطور غیر منتظره ای منفجر شد این واقعیت را تایید کرد . طی این انفجار میلیاردها تن ابر گاز CME در فضا پراکنده شد و جریان سونامی ای در سطح خورشید به راه افتاد . در همین حین استریو از دو سوی خورشید با 90 درجه اختلاف این امواج را ثبت کرد و نمایی بی مانند را از این رویداد تهیه نمود .

بالا : یک سونامی خورشیدی که توسط فضاپیمای استریو از دو دید عمود برهم ( از دو سوی خورشید ) تصویربرداری شده . بخش های خاکستری رنگ از تفریق پی درپی دو عکس از یکدیگر و تقویت کنتراست آنها حاصل شده است . ( مشاهده در اندازه بزرگ تر ) . ( اطلاعات بیشتر ) 

اسپایروس پاتوراکوث از دانشگاه ژرژماسون می گوید : این موج یک چیز واقعی بود و نه یک موج آب ، بلکه یک موج غول پیکر از پلاسمای داغ و مغناطیسی که در سطح خورشید جریان یافته بود . ( مراجعه شود به Astronomical Journal )

در طی این پدیده یکی از استریو ها بلندی این امواج را 100,000  کیلومتر و سرعت پراکنده شدن آن را 250 کیلومتر در ثانیه و انرژی آن را معادل 2400 مگاتن تی ان تی یا 10²⁹ ارگ ثبت کرد . نام فنی این روش امواج هیدرودینامیک مغناطیس سریع  یا بطور خلاصه MHD است .

سونامی خورشیدی در1997 توسط فضاپیمای SOHO ( رصدخانه خورشید و هلیوسفر  ) کشف شد . در ماه می آن سال یک CME ی انفجار گونه طی یک فعالیت در پهنه ای از خورشید ایجاد شده بود و SOHO دقیقا در نقطه ی انفجار، یک سونامی ( نقطه ای موج یافته ) را ثبت کرد . گورمن در این باره می گوید : ما شگفت زده شده بودیم . آیا این یک موج بود یا سایه ای از یک CME ؟

اما این نقطه ی شاخص در تصاویر SOHO کافی نبود تا بتواند به درستی سوالاتی در این مورد را پاسخ دهد . نه برای آن موجی که نخستین بار ثبت شده بود و نه رویداد های مشابه دیگری که SOHO طی این چند سال کاوش خود دنبال کرده بود .

این سوالات تا سال هایی پس از پرتاب استریو در سال 2006 بی پاسخ ماند . اما در زمان فوران خورشیدی فوریه   2009 فضاپیمای استریو-B دقیقا در بالای نقطه ی انفجار قرار داشت و درست در همان هنگام  استریو-  A در سمت راست این انفجار مستقر شده بود . ( دو نمایی که با اختلاف زاویه 90 درجه تهیه می شد ، می توانست نمایی سه بعدی و دقیق را از انفجار تهیه کند . ) آنجلوس ورلیداس از آزمایشگاه تحقیقاتی ناوال در واشنگتن D.C در این باره می گوید : این یک ژئومتری عا لی است برای رخنه کردن به رازاین امواج غول پیکر .

اما واقعیت فیزیکی این امواج مجددا  توسط فیلم هایی از در هم گسیختن آنها در داخل هم تایید می شود . ورلیداس می گوید : ما دیده ایم که امواج توسط حفره های کرونا منعکس می شوند ( حفره های کرونا : حفره هایی  مغناطیسی در اتمسفر خورشید هستند )   و این یک فیلم فوق العاده است از نوسان زبانه های خورشیدی به محض برخورد ضربه ی حاصل از موج با زبانه ها  و ما این را رقصیدن زبانه ها می نامیم .

چپ : داخل دایره – رقصیدن زبانه ها . به بالا و پایین جهیدن زبانه بعد از دریافت ضربه توسط سونامی خورشیدی نگاه کنید .

(مشاهده با فرمت GIF و حجم 4 مگابایت ) . ( مشاهده با فرمت Quicktime movie و حجم 54 مگابایت)

سونامی های خورشیدی هرگز تهدیدی مستقیم برای زمین نیستند . با این وجود آنها برای مطالعات خورشید بسیار ارزشمندند . گورمن می گوید : ما می توانیم از آن ها برای تشخیص وضعیت های مختلف خورشید استفاده کنیم . با مشاهده چگونگی گسترش امواج و به بیرون جهیدن مواد می توانیم اطلاعات زیادی درباره ی اتمسفر زیرین خورشید که هیچ راه دیگری برای دسترسی به آن وجود ندارد استفاده کنیم .

ورلیداس نیز می گوید : همچنین امواج سونامی می تواند پیش بینی ما را از آب و هوای فضا بهتر کند . آنها شبیه چشم یک گاو نر ، یک لکه را نشان می کنند ، درست هر کجا یک فوران خورشیدی محلی را اشغال کرده است . مشخص کردن نقطه دقیق انفجار می تواند در زمانی که CME ها یا شعاع های طوفان به زمین می رسند کمک زیادی بکنند .

NASA-11.24.2009

Dr. Tony Phillips

Translate By PersianAstronomy - ( 12.11.2009 )

Pedram M.tah

ترجمه : آرش فراست

شکلاتی داغ برای خودتان درست کنید! لباس گرم بپوشید! به دوستانتان خبر بدهید. بهترین شهاب باران 2009 در شبی سرد و طولانی از ماه دسامبر بر روی آمریکای شمالی فرو خواهد ریخت.

بیل کوک عضو بخش شهاب های محیطی ناسا می گوید: " این شهاب باران جوزایی است، و در 22 و 23 ام آذر و در شرایط ایده آل رصدی اوج خواهد گرفت."

ماه نو ،آسمان را برای نمایشی که کوک و دیگران می گویند به 140 شهاب در ساعت نیز خواهد رسید، آماده خواهد کرد. بر طبق گزارشات سازمان جهانی شهاب (IMO) بیشترین فعالیت در حدود ساعت 12:10 بامداد به وقت ایلالت متحده (08:40 به وقت مرکزی ایران ) روز 14 ( 23 آذر )  دسامبر خواهد بود. اگرچه مدت زمان اوج طولانی است و آسمان شب برای ساعتها و حتی شاید روزها پر از شهابهای جوزایی و در حدود مقدار بیشینه خواهد بود.( از آنجایی که در زمان اوج بارش در ایران خورشید طلوع کرده است بنابراین اوج اصلی بارش غیرقابل رویت است . اما نگران نباشید کافی است که ساعت 12:30 دقیقه بامداد 23 آذر در زیر آسمانی تاریک باشید تا بتوانید اوج های متعددی را تا هنگام صبح رصد کنید . )

عکس :  طوفانی از شهاب های جوزایی در دوربینی در مرکز پروازهای فضایی مارشال که از تمام آسمان عکس گرفته است .

( مشاهده ی فیلم با  فرمت Mov )

کوک این پیشنهاد را می دهد: آسمان را در طول شب و در نزدیکی نیمه شب محلی تماشا کنید ، (در ایالات متحده)، برای اهالی آمریکای شمالی این یعنی یک شنبه شب تا صبح دوشنبه.

محققان مشتاقند تا ببینند جوزایی های 2009 چه می کنند. بارش ها در دهه های اخیر شدیدتر شده اند و آنها از خود می پرسند که آیا این امر ادامه می یابد یا خیر.

جوزایی ها قطعات خرد جسمی عجیب به نام 3200 فائتون هستند. مدت زمان زیادی تصور می شد که یک سیارک باشد، اما حالا تحت عنوان یک دنباله دار از بین رفته طبقه بندی شده است. این بطور اساسی اسکلت صخره ای یک دنباله دار است که پس از ملاقاتهای بسیار نزدیک با خورشید یخ خود را از دست داده است. زمین هر ساله در میانه ی دسامبر به درون جریانی از قطعات خرد 3200 فائتون می رود که باعث می شود شهابها از دید ما از درون صورت فلکی جوزا به پرواز در آیند.

وقتی که جوزاییها برای اولین بار در اواخر قرن نوزدهم ظاهر شدند، کمی قبل از جنگ ملی ایالات متحده ، بارش ضعیف بود و توجه کمی به آن می شد. هیچ نشانه ای از اینکه تبدیل به نمایشی بزرگ خواهد شد نبود.

کوک که یک نقشه ای رسم کرده که نشان می دهد این بارش از زمان کشفش تا به حال شدت گرفته است، می گوید: جوزاییها قوی هستند- و قوی تر هم می شوند  :

حال چه اتفاقی رخ می دهد؟ جاذبه ی مشتری بر روی جریان قطعات فائتون، باعث می شود که این جریان هر چه بیشتر و بیشتر به سمت مدار زمین حرکت کند. زمین نیز در هر دسامبر شیرجه ی عمیقتری به درون جریان این قطعات می زند.

متخصص شهاب پیتر براون از دانشگاه اونتاریوی غربی می گوید که این روند می تواند برای مدتی ادامه داشته باشد: " بر اساس مدلسازی که از این اجرام در دهه ی 1980 و توسط جیم جونز در گروه شهاب دانشگاه اونتاریوی غربی انجام شده، به نظر می رسد که فعالیت جوزایی ها در چند دهه ی آینده افزایش خواهد یافت، شاید 20% تا 50% از میزان فعلی بیشتر خواهد شد."

افزایش 50 درصدی میزان شهاب های جوزایی را به 200 تا ( یا حتی بیشتر) در ساعت افزایش می دهد. کوک می گوید: "این نمایش سالانه ی جالبی خواهد بود."

بعلاوه براون می گوید:" نسبت جوزایی های بزرگ و درخشان بر طبق مدل جونز در چند دهه ی آینده افزایش خواهد یافت" پس جوزایی ها می توانند تبدیل به بارش آذرگوی شوند.

براون می گوید:" مدل های دیگر جریان این اجرام به نتایج دیگری رسیدند، در چند مورد میزان شدت بارش جوزایی ها در دهه های آینده کاهش خواهد یافت. علیرغم سالهای بسیار تلاش ، ما اطلاعات اندکی از ساختار و تکامل اجرام فائتونی در دست داریم".

NASA - 12.08.2009

Dr . Tony Phillips

Translate By PersianAstronomy – ( 12.12.2009 )

Arash Farasat

ترجمه : آرش فراست

تیمی بین المللی به سرپرستی اخترشناسان دانشگاه هرتفوردشایر انگلستان چیزی را کشف کرده اند که شاید سردترین جسم ستاره گون پیدا شده در خارج منظومه شمسی ما باشد. با استفاده از تلسکوپ فروسرخ بریتانیا که در هاوایی قرار دارد، کشف این جسم که به عنوان یک کوتوله ی قهوه ای شناخته می شود انجام شد.

چیزی که اخترشناسان را هیجان زده کرده رنگهای عجیبش هستند که بسته به طیفی که برای رصد آن استفاده می شود، آن را به صورت آبی یا قرمز شدید ظاهر می کنند.

این جسم به نام SDSS 1416+13B شناخته شده است، و در مداری پهناور به دور کوتوله ی قهوه ای تقریباً درخشانتر و گرمتری به نام SDSS 1416+13A قرار دارد. نقشه برداری دیجیتالی آسمان اسلوان یا بطور اختصار SDSS عضو درخشانتر جفت را در نور مرئی شناسایی کرد. در حالیکه SDSS1416+13B فقط در نور فروسرخ دیده می شود. این جفت در فاصله ی بین 15 و 50 سال نوری از زمین قرار دارند، که در نجوم تقریباً نزدیک محسوب می شوند.

تصویر : نمایی طراحی شده توسط یک هنرمند از زوج کوتوله های قهوه ای سرد .

فیلیپ لوکاس از دانشکده ی ریاضی، فیزیک و نجوم دانشگاه هرتفوردشایر می گوید: به نظر می رسد که در سه سال اخیر این چهارمین باری است که UKIRT (تلسکوپ فروسرخ بریتانیا) کشفی رکورد شکن انجام می دهد که کشف همین سردترین کوتوله ی قهوه ای می باشد، با دمایی حدود کمی بیشتر از 200 درجه سلسیوس! ما باید کمی مراقب این یکی باشیم زیرا رنگهایش از هر چیزی که قبلاً دیده شده متفاوت ترند که ما هنوز واقعاً آنرا درک نمی کنیم. حتی اگر اینگونه به نظر برسد که دمای پایین هم رکورد شکن نباشد، رنگها چنان مفرط هستند که این جسم ، فیزیکدانان بسیاری را برای توضیح آن مشغول نگاه می دارد.

اولین فردی که به SDSS 1416+13Bتوجه کرد بن برنینگهام از دانشگاه هرتفوردشایر بود، به عنوان عضوی از جستجوی اختصاصی برای یاقتن کوتوله های قهوه ای سرد در طرح جستجوی عمیق آسمان در طول موج فروسرخ UKIDSS بود که توسط UKIRT انجام گرفت. جسم در طول موجهای نزدیک به فروسرخ خیلی آبی تر از دیگر کوتوله های قهوه ای بود . طیف سنجی نزدیک فروسرخ که توسط تلسکوپ ژاپنی سوبارو در هاوایی انجام شده نشان داد که این نوعی از کوتوله قهوه ای است که کوتوله ی تی ( T ) نامیده می شود و مقدار زیادی متان در اتمسفر خود دارد ، اما با خصوصیاتی عجیب و غریب ؛ که شامل فضای خالی زیادی در طول موجهای مشخصی است. برنینگهام خیلی زود متوجه شد که ستاره درخشانتر که قبلاً رصد شده (SDSS 1416+13A) و در تصویر کشف UKIDSS  نزدیک این کوتوله به نظر می رسد نیز یک کوتوله ی قهوه ای است. سپس سندی لگت، یکی از اعضای تیم، از رصدخانه ی جمینای از تلسکوپ مدارگرد اسپیتزر برای تحقیق بر روی SDSS 1416+13B در طول موج های بلندتر استفاده کرد. او رنگ این جسم را در طول موجهای میانی فروسرخ اندازه گیری کرد، که تصور می شود بهترین شاخص دما باشند، و به این پی برد که با کمی تفاوت این قرمزترین کوتوله ی قهوه ای شناخته شده در این طول موجهااست. در تطبیق با مدلهای فرضی اتمسفر کوتوله های قهوه ای دمایی در حدود 441 فارنهایت (227 سلسیوس) تخمین زده شد.

برنینگهام گفت: این واقعیت که این جسم همدم کوتوله ی قهوه ای گرمتر ( که آن هم طیف غیر عادی ای دارند) است نیز به پر کردن فضاهای خالی دانسته های ما کمک می کند. به نظر می رسد که هر دوی این کوتوله های قهوه ای تا حدی از عناصر سنگین خالی هستند. که این توسط عمر بسیار زیادشان توضیح داده می شود، که همچنین با دمای بسیار پایین همدم محوتر نیز تناسب دارد.

اگرچه برای ستاره بودن خیلی کوچک هستند، کوتوله های قهوه ای جرم کمتری نسبت به ستاره های دیگر و جرم بیشتری نسبت به غولهای گازی سیاره ای دارند. به دلیل دمای پایینشان این اجسام در نور مرئی بسیار محو هستند و توسط تابششان در طول موجهای فروسرخ شناسایی می شوند.

پیش تر ، قبل از اینکه توضییحی برای آنها که اجسامی سردتر، کم نورتر و قرمز تر از ستاره های کوتوله قرمز بودند، آنهم با رنگ قهوه ای که مخلوطی از سیاه و قرمز را نشان می دهد، پیدا شود، لقب کوتوله ی قهوه ای را به آن ها  داده بودند.

Astronomy 01.29.10

Provided by Royal Astronomical Society, U.K.

Translate by PersianAstronomy - ( 02.02.10 )

Arash Farasat

ترجمه : محمد اسلامی

این بار ناسا با همکاری شرکت خودروسازی جنرال موتورز با شتاب بخشیدن به پروژه ی روبونات2 که در مراحل آزمایشی نهایی خود است،مرحله ی جدیدی از تکنولوژی فضایی خود را به نمایش میگزارد.

مهندسین شرکت جنرال موتورز و محققین ناسا با کمک یکدیگر و با استفاده از آخرین تکنولوژی روز این دستاورد جدید را که باعث پیشرفت در صنعت فضایی و خودروسازی می شود را به کار گرفته تا افق های جدیدی از علم و فناوری را برای دانشمندان باز کنند.با استفاده از این روبات ناسا میتواند بدون آنکه فضانوردان در معرض خطر واقع شوند،تجهیزات فضایی را در جای خود نصب کنند.

قابل به ذکر است که ایده ی استفاده از اینگونه روبات های انسان نما،10 سال پیش توسط ارتش امریکا ارائه شد.ناسا و شرکت جنرال موتورز سابقه ی همکاری گسترده ایی در صنعت هوا فضا دارند که میتوان به ماشین ماه گردی که در پروژه ی آپولو در سال 1960 فرستاده شد،اشاره کرد.

NASA - 2010
Translate By PersianAstronomy - (02.18.10)
Mohammad Eslami

تلسكوپ ها انواع گوناگوني دارند:

* تلسكوپ هاي شكستي:

در تلسكوپ شكستي ، عدسي هاي شيئي معمولا از دو عدسي با جنس هاي متفاوت شيشه اي تشكيل شده اند. اين قبيل عدسي ، آكرومات (عدسي ساده) ناميده مي شود. منشور شيشه اي مي تواند براي ساخت رنگين كمان از نور سفيد استفاده شود. اين به دليل اين است كه شيشه، رنگهاي نور را به درجات مختلف منحرف ميكند.

زماني كه كسي تصوير واضح و تيزي (نوك دار) را از چيزي كه به آن مي نگرد، مي‌خواهد داشته باشد، اين تاثير آزار دهنده مي شود كه بهنام خطاي رنگي[1] (ابيراهي رنگ) شناخته مي شود. آكرومات براي از بين بردن اين تاثير با استفاده از عدسي هايي از دو نوع شيشه طراحي شده است. يكي از عدسي ها كوژ است و جنس آن از شيشه ي گرد[2]است. عدسي ديگر كاو است و از جنس ظرف بلور، چيزي كه اگر مقارن يك عدسي هم شكلش ساخته شود ، متراكم تر و انحراف نور در آن قوي تر از شيشه ي گرد است. اگرچه، همچنين اين انحراف نور بيشتر بطور قوي صورت مي گيرد اما همچنين اختلاف در چگونگي انحراف نورها با رنگهاي مختلف ،حتي به نسبت افزايش مقدار زيادي از انحراف، بيشتر بيان شده است.

بنابراين ،مي توان دو عدسي نزديك به هم، يكي از شيشه ي بلوري و يكي از شيشه ي گرد ساخته شود كه نور را به دو راه مخالف انحراف دهند. بنابراين اين اختلاف در انحراف رنگها ، اين تاثيرات را از بين مي برد ، اما اين عدسي هنوز خودش يك كار اساسي از انحراف نور گذرنده از ميان آن در يك راستا را ايفا مي كند.

هرچند ، به علت رفتار رنگهاي مختلف نور در شيشه، يك قانون ساده ي ثابت را دنبال نمي كند، اين حذف كردن ميتواند تنها براين دو رنگ تحميل شود. اين هنوز يك پيشرفت بزرگ خارج از ميدان عدسي است. اما بعضي اوقات يك پيشرفت بزرگتر مطلوب است و سپس يك عدسي از 3 عدسي شيئي براي تلسكوپهاي كمي بيشتر گران قيمت طراحي شد.

عدسي شيئي روي تلسكوپ، به جاي شبيه بودن به يك بزرگ كننده معمولي عدسي شيشه اي در شكل، بطور مساوي بر هر دو وجه برآمده است، معمولا يك شكل هلالي شده دارد ، و اين قبيل عدسي، عدسي هلالي[3] ناميده مي شوند.

اين براي كم كرن انحراف ديگري، به نام خطاي كروي [4] انجام شده است. انحراف نور با يك عدسي از قانوني رياضي به نام قانون هاي شكست نور (قانون اسنل) [5] پيروي مي كند ، و اين ناشي از حقيقت نور گذرنده است كه در شيشه آرامتر از آن چه در هوا مي پيمايد، سرعت دارد.

يك سطح كروي بطور متناسب براي ساخت زمان ساييدن عدسيها آسان است، اما اين تنها يك شباهت زياد، به شكلي است كه سطح آن، مايل به متمركز كرن پرتوهاي وارد آينده به آن در تنها يك نقطه در تصوير است.

گاهي ، مخصوصا زماني كه خيلي از عدسي ها براي تثبيت هدف، با قالب گرفته شدن از پلاستيك ، ساخته مي شوند، اين بدترين هزينه براي ساخت قالب ضروري كامل تصوير به منظور ساختن سطح ايده آلي از انحراف نور در تصوير است. عدسي هاي شبيه اين با نام عدسي هاي كروي ناميده مي شوند.

گاهي حتي از اين قبيل عدسي ها از جنس شيشه براي منظورهاي خاصي ساخته مي شوند ، اما اين قبيل عدسي ها گران گرانهستند و بنابراين استفاده ي عمومي ندارند.

اصطلاح انحنادار، زيرا اين به معناي «غيركروي» است، گاهي ديگر انواع عدسي ها كه ساختن آنها دشوار نيست، استفاده مي شوند. آنها هنوز سطح خميده دارند چيزي كه دايره هايي به جاي خم هاي پيچيده براي ساختن تصاوير كامل را نياز مي شود. براي نمونه، تو شايد عدسي‌هاي استوانه‌اي را كه مي‌تواند يك خط منتشره ي بلندتر را بسازد ، ديده باشي، حتي در ميان آنها ، اين را عريض تر نمي سازد. ازاين قبيل عدسي ها مي توان ابزارهاي نوري كه يك چيز در يك جهت را انجام مي‌دهند و اشيا مختلف ديگر ساخت.

يك كاربرد اين عدسي هاي تغيير شكل دهنده[6] استفاده براي فشردن عرض تصوير روي پرده‌ي فيلم (2.35 برابر به همان پهناي درازا) در قاب تصوير متحرك فيلم طراحي شده براي تصوير متحرك اصلي به نسبت صفحه كه 1.33 برابر ، به همان پهناي درازا است ، شبيه تصوير روي تلويزيون تو است. (درواقع از زمان اديسون تصوير متحرك استاندارد كمي براي ساختن فيلم هاي معمولي به نسبت صفحه 1.37 : 1 تغيير داده شد. هر چند فيلمها 2.35 :1 به نسبت صفحه هستند، در يك محدوده روي فيلم ضبط شده اند اما فيلم همچنين چندين آثار صداي بزرگ را به خوبي نگه داشت)

ديگر كاربرد آن عينك است. عدسي هاي عينك معمولا حلقوي هستند و نه كروي ، بطوريكه همچنين مي تواند براي اشتباه روي هم رفته ي فاصله كانوني در عدسي هاي چشمي را تصحيح كند بهاستثناي اختلاف‌ها در فاصله كانوني در جهات گوناگون يا ناهم خوانيهاي بينايي[7] .

معمولا عدسي هاي شيئي تلسكوپ در تلسكوپهاي شكستي نجومي از ابزار كروي استفاده نمي كنند.

دو مثال براي تلسكوپ شكستي درمقابل تصوير شده است:

عدسي هاي باريك، خطاي كروي كمتري از عدسي هاي كلفت دارند. حتي بعد از تصحيح براي رفع انحراف رنگي ، دو ابزار شيئي، مختصري كلفت تر از يك عدسي شامل تنها يك ابزار ساخته است، باز هم خطاي كروي هنوز بطور مساعد ضعيف مي باشد.

 درست كردن عملي يك عدسي هلالي، آن را به حداقل مي رساند، زيرا هنگاميكه روي هم رفته شكل عدسي ، سطح منحني را دنبال مي كند تا جايي كه جريان پرتوهاي نور منحرف مي‌شود به جهت مطلوب جديد، هنگامي است كه نگاه داشتن فضاي يكنواخت بين آنها ، ازدست نرود. (البته، چرا آن بايد يك اختلاف پيچيده بسازد.)

همچنين ممكن است توجه بشود كه انحناها بر عدسي ها در شكل بالا، براي هدفهاي تصويري اغراق شده است.

زماني كه در جلوي سطح شديدا كوژ شده باشد، در فاصله كانون كوتاهتر تلسكوپ در قسمت پايين تر شكل نشان داده شده است ، تراز كردن نوار انحراف بين دو سطح هدايت كننده به سطح پشتي ،كوژ به جاي كاو مي شود، اما با انحناي سطح كمتر قوي. اين تلسكوپ سومين ابزار را نياز دارد ، همچنين ساخت از فلوئوريت كلسيم يا از گونه خاصي شيشه ، براي تنظيم كردن بيشتر سراسر آن را براي گرايش شيشه به منحرف ساختن نور آبي بيشتر قوي از نور زرد و نور زرد بيشتر قوي از نور قرمز. با دو ابزار ، يك عدسي آكروماتيك مي تواند هر دو نور قرمز و آبي به كانون يكسان بياورد اما نور زرد نيز به جاي كانوني شدن در يك نقطه، به طول معمولي شيشه هاي گرد و بلوري است ، استفاده مي شوند ، انحراف بيشتر قوي و زودتر به كانون آوردن.

استفاده از 3 ابزار و بطور بيشتر مهم ، ابزاري كه شيشه معمولي نيستند، به 3 رنگ اجازه مي دهد تا به كانون يكساني آورده شوند، اما اين نيز زماني كه كانوني شدن رنگها در بين داشتن اشتباه هاي خيلي كمتر، به خوبي صورت بگيرد ،منجرمي شود.

اين گونه عدسي ها با توجه به بالا، آكروماتيك هستند. طراحي كردن عدسي آكروماتيك بدون استفاده از فلوئوريت يا مواد شبيه آن ممكن است. پلاستيك ها، از قبيل آكريليك ، نيز با شيشه هاي نوري در دومين قابل فرق مي كنند، گرچه آنها خيلي زياد نسبت به دما از شيشه حساس هستند. همچنين، اينجا اختلاف بين شيشه هاي نوري معمولي كه اجازه بدهد به آنها تا براي ساخت آكروماتيك، به خوبي استفاده شود، وجود دارد.

 اچ دنيس تيلور[8] يك شي نوري–بصري در سال 1895 طراحي كرد چيزي كه به فلوئوريت يا پودر گرد با هم نياز نداشت.

زيرا فلوئوريت بيشتر بطور قوي، با شيشه هاي معمولي فرق مي كند، هرچند يك آكروماتيكي كه از فلوئوريت استفاده كند (دوباره يا شيشه اي كه تقريبا شبيه آن باشد) به داشتن سطحي هرچند داراي انحناي قوي ، براي بدست آوردن فاصله كانوني مشابه، نياز ندارد. ابزار مثبت و منفي عدسي، نياز رسيدن كامل براي نزديك شدن به حذف هر قدرت خارجي ديگري را، انجام نمي دهد. اين تصميمها انحراف ديگر عدسي را داراست. آكروماتيكِ اچ دنيس تيلور طراحي شد، براي استفاده در تلسكوپ f/16 ، فاصله اي كه بيشتر مردم براي تلسكوپهاي شكستي آكروماتيك نشان مي دادند، چيزي كه هنوز براي تصاوير عالي دردسترس قرار دارد. 3 ابزار آكروماتيك -با فلوئوريت- مشابه ابزار ، ازطرفي ، اجازه داد، تلسكوپي ساخته شود كه تصاوير گيرا در فاصله كانوني f/6 را انتقال خواهد داد و دو ابزار عدسي ها كه خطاي كروي را با استفاده از فلوئوريت كم مي‌كند – مشابه ابزار ، حتي اگر كسي درباره استفاده از اصطلاح «آكروماتيك» براي توضيح آن بپرسد، مي تواند هنوز شبيه f/9 انجام دهد.

* تلسكوپهاي نيتوني:

گونه ديگر معمول تلسكوپ، تلسكوپهاي نيوتني[9] هستند كه معمولا از ابزار غيركروي براي ساخت آنها استفاده مي شود. در تلسكوپ نيوتني جاي عدسي شيئي با آينه كاو جايگزين مي شود، چيزي كه مي‌تواند بزرگ كند و از تصاوير در بسياري مشابه طرز عدسي كوژ باشد. يك آينه يدكي، آينه تخت كوچك كه به نام مورب [10] ناميده مي شود كه براي خارج نگهداشتن سر شخص استفاده كننده از تلسكوپ از راه ورود نور مي باشد.

اين گونه تلسكوپ درمقابل تصوير شده است:

در تلسكوپ نيوتني ،آينه كه كار مشاهده را انجام مي دهد به نام آينه نخست ناميده مي شود و معمولا بصورت كروي جايگزين نمي شود، اما در طي سايش براي گرفتن ، بر روي شكل سهميگون با دقت تنظيم مي شود. (بنابراين مرحله اي به نام سهموي كردن آينه را تنظيم مي كند.)

* تلسكوپهاي ماكستوف:

نوع ديگر تلسكوپ با نام تلسكوپ ماكستوف[11] شناخته مي شود. اين تلسكوپ براي استفاده در بعضي تلسكوپهاي خيلي گران با اندازه نسبتا كوچك، طراحي شده است. اخيرا ، بيشتر هزينه هاي قابل كنترل تلسكوپهايي ازاين گونه دارد فراهم مي شود. اين تلسكوپ شهرت خيلي خوبي براي كيفيت نوري خود دارد. در اين تلسكوپ، آينه نخست با كروي جايگزين شده است. يك ابزار كلفت شيشه اي در جلوي تلسكوپ ، با خميدگي مشابه بر جلو و عقب، به عنوان مصحح براي خطاي كروي آينه رفتار مي كند.

يه طور مخصوص درمقابل از تلسكوپ ماكستوف تصوير شده است. همچنين نقطه ي دايره اي در مركز آن وجود دارد كه در داخل آينه آن پوشانده شده است. اين آينه نوري را كه معمولا به كانون آورده مي شود ، كمي فراتر از اين بازتاب مي كند و چون كه اين آينه سهمويگون است ، كانوني كردن بازتاب نور بازتاب شده در آن تاخير دارد تا اين نور به پشت تلسكوپ از ميان سوراخي در مركز آينه نخست بيرون برود.

تلاشي ،براي كشيدن شكل مقياسي ساخته شده است، كه بر طراحي حقيقي در دفتر ديميتري ماكستوف[12] بنا شده است. هرچند فاصله از سطح آينه خارجي پشت تلسكوپ تا سطح صاف كانون در عدسي چشمي هنوز اغراق مي شود.

اين به خصوص از تلسكوپ ماكستوف-كاسگرين[13] عموما شناخته مي شود به نام تلسكوپ گريگوري ماكستوف [14] ، زيرا جان گريگوري طراحي اي شامل نقطه ي نقره پوش كرد كه ابتدا درغرب به خوبي شناخته شد. طرح نشان داده شد در تصوير بالا براي تلسكوپ f/9 است. تلسكوپهاي ممتاز نوري كاملا با آنها تركيب شده اند.

مشابه، اما كمتر گران و بنابراين محبوبيت مردمي اين نوع تلسكوپ بيشتر است كه اشميت كاسگرين تلسكوپ[15] ناميده مي شود. در آن، به جاي يك قطعه ي كلفت شيشه اي با دو سطح كروي ،اصلاح با قطعه ي خيلي نازك شيشه اي ، تخت بر روي يكطرف و با سطح غيركروي روي طرف ديگر ميسر مي شود.

اينجا ،آينه براي بازتاب نور به عقب از ميان انتهاي تلسكوپ به جلو وسيله بازگردانده مي شود. اينگونه تلسكوپ عموما فاصله ي كانوني f/10 با 8 ثانيه (يا 220 ميليمتر) يا دهانه بزرگتر دارد. كسي با 4 ثانيه (يا110  ميليمتر) دهانه شايد ، كمي آهسته فاصله ي كانوني f/12 داشته باشد.

گروهي از دانشمندان سازمان فضايي آمريكا با ارائه برنامه اي شگفت انگيز اعلام كردند به منظور نجات زمين از گرماي جهاني و افزايش طول عمر آن مي توان اين سياره را به مداري دورتر انتقال داد.

به گزارش خبرگزاري مهر، دانشمندان به منظور جلوگيري از افزايش حرارت زمين شيوه اي غير طبيعي را كشف كرده اند: حركت دادن زمين به نقطه اي خنك تر از منظومه خورشيدي. تنها ابزاري كه براي انجام اين انتقال نياز خواهد بود چند ستاره دنباله دار در نزديكي زمين است و پس از آن سياره زمين در منطقه اي ايمن و خنكتر از منظومه خورشيدي قرار خواهد گرفت.

ايده حركت دادن زمين به منظور بهبود دادن موقعيت بين سياره اي زاييده افكار گروهي از دانشمندان ناسا و اخترشناسان آمريكايي است كه معتقدند با انجام چنين كاري مي توان 6 بيليون سال ديگر به عمر مفيد زمين افزود.

گرگ لاگلاين از مركز تحقيقاتي امز در اين باره معتقد است تغيير مدار زمين نيازمند فناوريهاي دور از ذهني نيست، براي انجام چنين كاري مي توان از شيوه اي كه اكنون براي منحرف كردن شهاب سنگها و ستاره هاي دنباله دار استفاده مي شوند كمك گرفت.

برنامه اي كه توسط اين محققان ارائه شده است هدايت كردن يك شهابسنگ يا ستاره دنباله دار است به شكلي كه از نزديك ترين فاصله ممكن از زمين عبور كند در اين صورت بخشي از نيروي گرانشي آن به زمين منتقل شده و در نتيجه سرعت مداري زمين افزايش پيدا خواهد كرد. به اين شكل سياره زمين به مداري بالاتر از موقعيت كنوني خود و در فاصله اي بيشتر از خورشيد قرار خواهد گرفت.

به گفته دانشمندان ناسا چنين راه حلي در كوتاه مدت مي تواند براي جلوگيري از بحران گرماي جهاني بسيار موثر باشد. براي هدايت اجرام كيهاني بايد از راكتي شيميايي استفاده كرده و در زمان مناسب به شهاب سنگ يا ستاره دنباله داري ضربه زد.

بر اساس گزارش گاردين، با اين حال براي انجام چنين برنامه اي محاسبات بسيار دقيقي لازم است زيرا يك اشتباه بسيار كوچك مي تواند منجر به برخورد جرم كيهاني هدايت شده با زمين شود كه بر اساس تخمينها، برخورد جرمي با قطر 100 كيلومتر با زمين با سرعتي در مقياس سرعتهاي كيهاني مي تواند زمين را از حيات تهي كند.