جستجوی مطالب

لوگوی دوستان

پیوندها

طراح قالب

مژده............. 

مژده به کسانی که:

 می خواهند عضو وبلاگ و انجمن بشن در نظرات اعلام کنن...

با تشکر مدیر وبلاگ

اطلاعیه 

لطفا اطلاعیه زیر را بخوانید و نظرتان را اعلام کنید

                                                           باتشکر

توجه...توجه...اطلاعیه مهم... 

دوستان عزيز سلام

من قصد گسترش و سامان بخشي به

اين وبلاگ را دارم از شما مي

خواهم كه همكاري نماييد و وبلاگي

با اين شرايط براي من طراحي و

بسازيد:

-وبلاگ داراي چند بخش باشد در

بالاي وبلاگ چند گزينه باشد كه با

كليك روي هريك به قسمت مورد

نظر وارد شويم

-وبلاگ گروهي باشد يعني چند

نفر(شايد شما) با پسورد هاي

مختلف بتوانند در آن فعاليت كنند

-قصد استفاده از سيستم ادامه

مطلب را دارم

-آمار گيري –نظرسنجي و...داشته باشد

- كدهاي جاوا جالب به كار رفته باشد

- تالار گفتمان داشته باشد

-امكان عضويت در وبلاگ باشد مانند وبلاگ پي 30 .

بلاگفا

هر كدام از شما عزيزان توان انجام طراحي و ساخت چنين

وبلاگي را داريد در قسمت نظرات اعلام كنيد تا اطلاعات

بعد ي را دريافت كنيد

كسي كه (كساني كه)اين كار را انجام دهند مي توانند در

وبلاگ ما عضو اصلي باشند اگر هم نمي توانيد در قسمت

نظرات پيشنهادات خود را در مورد وبلاگ مورد نظر من

ارائه دهيد من براي افراد بسياري پيام گذاشته و آن ها را

دعوت نمودم با دادن يك نظر بازديد خود را اعلام كنيد

قبلا از همكاري شما متشكرم

كهكشان 

اين يكي از كهكشون هاي آسموني است.جالبه نه؟...

چطور شهابسنگ پيدا کنيم؟  

سلام دوستاي خوبم

اميدوارم تا اينجا اين وبلاگ براتون جالب بوده باشه نظر يادتون نره و مطالبتون رو هم به اين ايميل ارسال كنيد:

Flower111@noavar.com

فكر كنم اين مطلب براتون جالبه .راستي...

چطور شهابسنگ پيدا کنيم؟

تصورش را بکنيد، در حال قدم زدن غرق در افکار خود و خسته از ناهمواری راه، سنگ‌ها را به اين سو و آن سو پرتاب می‌کنيد. شايد آن سنگ به ظاهر بی‌ارزش، گوهری باشد گران‌بها که خود را به شما رسانيده است.
وقتی تکه سنگی که وارد جو می‌شود آن قدر بزرگ باشد که تمام آن در اثر اصطکاک نسوزد، بخشی از آن به زمين می‌رسد و به صورت سنگی سوخته به نظر می‌آيد که به آن «شهابسنگ» گفته می‌شود. اين اجرام تاريخ منظومه شمسی را به همراه خود دارند. شهاب‌سنگ‌ها برحسب ترکيبشان به سه دسته آهنی،سنگی و آهنی-سنگی تقسيم‌بندی می‌شوند. به دليل اهميت علمی آنها، يکی از فعاليت‌های منجمان آماتور پيدا کردن شهاب‌سنگهاست. شهاب‌سنگ‌ها آنقدر باارزش هستندکه قيمت بعضی از آنها (نوع ماه يا مريخی) از طلای خالص هم وزن خود بيشتر است.
 يافتن شهاب‌سنگ‌های سنگی مشکل‌تر است زيرا خيلی شبيه به سنگ‌های زمينی هستند. نوع آهنی-سنگی نيز کمياب می‌باشد، در آنها سنگ و فلز با هم مخلوط شده‌اند. شهاب‌سنگ‌های آهنی عمدتاً از آهن و نيکل تشکيل شده‌اند، بسيار کم در معرض هوازدگی قرار می‌گيرند. بنابراين احتمال پيداکردنشان بيشتر است. برای شهابسنگ فرقی نمی‌کند که درکجا سقوط کند و احتمال فرود آنها در هر کجای کره زمين يکسان است. گفته می‌شود که در هر کيلومتر مربع از سطح زمين در هر ميليون سال، حداقل يک شهاب سنگ سقوط می‌کند. اما جستحوگران به نکاتی توجه می‌کنند تا اين شانس را افزايش دهند. شهاب‌سنگ‌ها (به خصوص نوع آهنی) به دليل سوختن سياه و براق هستند. جستجو گران مناطقی را برای اين کار انتخاب می‌کنند که کمتر دچار تحولات شده باشد و زمين آن دارای سطحی روشن و خالی از سنگ‌های سياه زمينی باشد.
چون در اين صورت احتمال رخ نمايی شهاب‌سنگ زياد است. به همين دليل بسياری از کشف‌ها در قطب جنوب انجام شده است. در اين مناطق جستجوگران حرفه‌ای با کمک چرخبال در ارتفاع پايين پرواز می‌کنند و با دوربين‌های خود سطح يخ‌ها را نظاره می‌کنند تا سنگ سياهی را ببينند.
پس يکی از مهم‌ترين شرايط يک شهاب سنگ، سياه بودن است. سپس بايد آن را بررسی کرد. چون شهاب‌سنگ دچار سوختگی شديد شده است معمولاً دارای لبه تيز و برنده نيست. اگر در سطح آن آثار سوختگی و حفره‌های ناشی از آن باشد، احتمال بيشتر می‌شود. در مقايسه با سنگ‌های زمينی، اين اجرام آسمانی کمتر دچار زنگ و هوازدگی می‌شوند و می‌توان در نگاه اول به اين تفاوت ظاهری پی برد. معمولاً شهاب‌سنگ‌ها چگال‌تر از سنگ‌های مشابه زمينی هستند. بيشتر شهاب‌سنگ‌ها (مخصوصاً نوع آهنی) دارای خواص مغناطيسی هستند بنابراين هميشه با خود يک آهن‌ربا داشته باشيد. اگر سنگی که شما پيدا کرديد خواص ذکر شده را داشته باشد، احتمالاً شهاب سنگ است ولی نظر قطعی را آزمايش‌های دقيق نمونه‌برداری و طيف‌سنجی می‌تواند اعلام کند. اگر سنگ شما از اين آزمايشات سربلند بيرون آمد آنگاه شما گنجينه‌ای گرانبها داريد که پس از ميلياردها سال و پيمودن ميليون‌ها کيلومتر به دستتان رسيده است.

سن شهابسنگ‌ها چقدر است ؟
در زندگی هر شهابسنگ چهار دوره زمانی مجزا وجود دارد :
۱- سن زمینی :یعنی مدت زمانی که بر سطح زمین گذرانده است۲- سن تابش پرتوهای کیهانی :مدت زمانی که به صورت شهاب واره‌ای چند متری در مداری به دور خورشید قرار داشت
۳- سن پیدایش
۴- سن ماقبل پیدایش :فاصله زمانی میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره‌ها تا به کار رفتن این عناصر در اجرامی که شهابواره‌ها را پدید آوردند

۱- سن زمینی
منظور مدت زمانی است که از سقوط شهابسنگ بر سطح زمین می‌گذرد. برای شهابسنگ‌هایی که سقوط آنها مشاهده شده است این زمان به دقت معلوم است. اما سن زمینی شهابسنگ‌هایی که بعدها پیدا می‌شوند، ابتدا معلوم نیست. شهابواره‌ها هنگامی که در مدارشان به دور خورشید می‌گردند در معرض بمباران پرتوهای کیهانی هستند. این پرتوها پیش از آنکه در عمق شهابواره به دام بیفتند در واکنش با اتم‌های پیکره آن ایزوتوپ‌های گوناگونی می‌آفرینند که برخی از آنها ناپایدارند و پس از گذشت چند سال به عناصر سبک‌تر متلاشی می‌شوند. جو زمین پس از سقوط شهابسنگ، آن را در مقابل پرتوهای کیهانی محافظت می‌کند.

بنابراین ایزوتوپ‌های ناپایدار موجود شروع به متلاشی شدن می‌کنند، بی‌آنکه پرتوهای کیهانی، جانشین آنها را فراهم کنند. ما با بررسی شهابسنگ‌هایی که سقوط آنها به طور مستقیم مشاهده شده‌اند، مقادیر معمول این ایزوتوپ‌ها را در شهابسنگ‌های تازه می بينيم. شهابسنگ‌هایی که بعدها پیدا می‌شوند و سقوط آنها را کسی ندیده است مقدار کمتری از این ایزوتوپ‌ها خواهند داشت. اختلاف فراوانی ایزوتوپ‌ها در این دو نوع شهابسنگ، مدت زمانی را که از سقوط شهابسنگ گذشته معلوم می‌کند. تاریخ‌نگاری با «کربن ـ ۱۴» یکی از روش‌هایی است که در تعیین سن زمینی شهابسنگ‌ها به کار می‌رود .
عموماً سن زمینی شهابسنگ‌ها از چند ده تا چند هزار سال است، اما بسیاری از شهابسنگ‌های قطب جنوب بیش از ۵۰۰۰۰ سال پیش فرود آمده‌اند.

۲- سن تابش پرتو های کیهانی
دومین سن هر شهابسنگ، دوره‌ای است که طی آن جرم کوچکي در مداری به دور خورشید می‌گردید. پرتوهای کیهانی با برخی اتم‌هاي هر تکه سنگ یا توده آهن ـ نیکل که در فضا قرار دارد، واکنش می‌کنند. این واکنش‌های هسته‌ای، اتم‌های ثانویه‌ای پدید می‌آورد که به مرور زمان بر تعداد آنها افزوده می‌شود. مقدار این اتم‌های ثانویه (یا ایزوتوپ‌ها) به ترکیب شیمیایی و مدتی که در معرض پرتوهای کیهانی بوده است بستگی دارد. اندازه‌گیری‌های فراوانی گاز نئون، نشان می‌دهند که سن تابش پرتو های کیهانی برای شهابسنگ‌های سنگی از چند میلیون تا چند ده میلیون سال است. ظاهراً در فضا فقط تعداد کمی از شهابسنگ‌های سنگی برای بیش از ۴۰ میلیون سال، از خطر تخریب بر اثر خردشدگی در امان می‌مانند. شهابسنگ‌های آهنی از این نظر خوش اقبال‌ترند، زیرا به مراتب سخت‌ترند و اندازه‌گیری‌های مناسب نشان می‌دهند که دست کم به مدت ۱۰۰۰ میلیون سال به شکل اجرامی چند متری در فضا دوام آورده‌اند.

۳- سن پیدایش
منظور مدت زمانی است که از آخرین تغيير عمده‌ی دمای زیاد شهابسنگ می‌گذرد. مثلاً سن پیدایش کندریت‌های بازالتی (نوعي شهابسنگ)، طول زمانی است که آنها پس از تبلور از حالت مذاب، گذرانده‌اند. کندریت‌ها هر چند ذوب نشده ماندند، اما داغ بودند و اندکی پس از پیدایش، دوباره به حالت جامد متبلور شدند. سن پیدایش آنها هم مدت زمانی است که از هنگام شکل‌گیری دانه‌های فعلی کانی‌هایشان می‌گذرد. سن پیدایش هر دو نوع شهابسنگ تقریباً ۴۵۵۰ میلیون سال است.

توضیح بسیار مختصری از روش تعیین سن پیدایش، به این شرح است :
می‌دانیم که عنصر پرتوزایی مانند اورانیوم با سرعت ثابتی به سرب تبدیل می‌شود و سرعت تلاشی آن نوعی «ساعت» پرتوزا پدید می‌آورد. در این روش نمونه‌هایی از چند شهابسنگ هم خانواده یا دانه‌هایی از یک شهابسنگ را به کار می‌برند. مقادیر اورانیوم و سرب را در هر نمومنه تعیین می کنند و با استفاده از آن، نسبت سربی که از تلاشی طبیعی اورانیوم حاصل شده محاسبه می گردد . از روی این نسبت می توان حساب کرد چه مدت از زمانی که شهابسنگ ها داغ بوده اند گذشته است - یعنی چند وقت از هنگامی که اتم های اورانیوم و سرب می توانستند آزادانه میان دو کانی مجاور هم، یا دو شهابسنگ متفاوت سنگی، حرکت کنند می گذرد .

۴- سن ماقبل پیدایش
تقریباً تمام عناصر٬ به جز هیدروژن و هلیوم٬ در دل گونه‌های مختلف ستاره‌ها پدید آمده اند . این موضوع نه تنها درباره ی شهابسنگ ها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می شود٬ و از جمله بدن خود ما صادق است . سن ماقبل پیدایش برای هر عنصر٬ فاصله‌ی زمانی میان پیدایش آن در یک ستاره تا شرکت آن در تشکیل سیارات یا شهابسنگ ها است . بسیاری شهابسنگ‌های سنگی محصولات حاصل از شکافت پلوتونیوم را در خود دارند.

 پلوتونیوم عنصر ناپایداری است که به سرعت متلاشی می‌شود و نیمه عمر آن فقط ۸۲ میلیون سال است٬ در حالی که اورانیوم ۲۳۸ ٬ نیمه عمری برابر ۴۵۰۰ میلیون سال دارد . [نیمه عمر هر عنصر عبارت از مدت زمانی است که طی آن نصف تعداد اولیه‌ی یک عنصر پرتوزا به عناصر دیگر واپاشیده مي شود. به سبب نیمه عمر کوتاه آن٬ تمام پلوتونیوم آغازینی که در هنگام پیدایش منظومه‌ی شمسی وجود داشت تا ۴ میلیارد سال پیش متلاشی شد. از آن هنگام نه در زمین و نه در کل منظومه شمسی پلوتونیوم با منشاء طبیعی وجود ندارد. اندازه‌گیری محصولات حاصل از تلاشی پلوتونیوم در شهابسنگ‌ها حکایت از آن دارد که سن ما قبل پیدایش پلوتونیوم٬ حدود ۱۵۰ میلیون سال است. یعنی خود پلوتونیوم اولیه تنها حدود ۱۵۰ میلیون سال پیش از پیدایش خورشید و سیارات٬ در یک ستاره پدید آمده است. بخشی از عناصر شیمیایی در زمانی که به شکل‌گیری سیارات نزدیک‌تر است پدید آمده‌اند. شواهد تازه حاکی از آن است که برخی اجرام سیاره‌ای توسط نوعی آلومینیوم پرتوزا ذوب شده بودند.

 این ایزوتوپ آلومینیوم بسیار ناپایدار است و می‌باید کمتر از ۵ میلیون سال پیش از تولد سیارات در یک ستاره بوجود آمده باشد. به این ترتیب٬ عناصر شیمیایی مختلف در شناخت مراحل جنینی منظومه شمسی به ما یاری می‌رسانند. پرتوزایی در شهابسنگ‌ها به مراتب از سنگ‌های زمینی٬ که از نظر اورانیوم و توریوم غنی‌ترند٬ کمتر است. به همین سبب برای سنجش پرتوزایی شهابسنگ‌ها به ابزارهای فوق‌العاده دقیقی نیاز است .

ستاره دنباله دار 

هر ستاره دنباله دار، هسته ای متشکل از یخ و غبار (موسوم به گلوله برفی کثیف) دارد که پهنای آن حدود 20 کیلومتر (12 مایل) است. هنگامیکه این ستاره به خورشید نزدیک می گردد، هسته اش تبخیر شده و سری درخشان و دنباله ای طولانی شکل می گیرد.
بخش اعظم میلیاردها ستاره دنباله دار منظومه شمسی، در محدوده های دور دست آن قرار دارند، اما مدار بعضی از این ستارگان از نزدیکی خورشید عبور می کند و این امر موجب می شود تا شب هنگام در آسمان بخوبی دیده شوند.

تمام منظومه شمسی ما از جمله دنباله دارها حدود4.5 میلیون سال پیش از رمبیدن یک توده ی بزرگ ابر و گاز به وجود آمد.این توده ابتدا به آرامی می چرخید ولی هر چه رمبش ادامه پیدا کرد ،چرخش سریعتر شد و دمای آن بالا رفت.(درست مثل این که یک اسکیت باز با جمع کردن دستانش سریعتر می چرخد). این چرخش سریع از ریختن همه ی مواد به داخل هسته جلوگیری کرد.در عوض این ابر و مواد موجود در آن به شکل یک صفحه ی تخت متراکم گشت.در همین زمان دمای هسته ی این ابر بالا رفت تا آن جا که همجوشی هسته ای آغاز گشت و بدین گونه خورشید به وجود آمد. با وجود این مناطق خارجی این صفحه کاملا سرد بود .به علت کم بودن دما دانه های یخ شکل گرفتند و با تجمع آن ها توده های یخی با بزرگی چند کیلومتر شکل گرفتند،و توده های بزرگتر نیز سیاره ها را شکل دادند.
پهنای هسته یک ستاره دنباله دار فقط چند کیلومتر می باشد، اما دنباله آن بسیار طولانی است. ستاره دنباله دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله ها حتی از بهترین خلئی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده، کمتر است.

چرا ستاره های دنباله دار دنباله دارند؟

دنباله ی یک دنباله دار بارزترین مشخصه آن است. همچنانکه دنباله دار به خورشید نزدیک تر می شود دم درخشانی در امتداد آن و در جهت مخالف خورشید گسترش می یابد. در فاصله ای زیاد از خورشید هسته دنباله دار ها سرد و مواد داخل آن منجمد می باشند. با نزدیک شدن به خورشید باد های شدید خورشیدی قسمتی از هسته را تصعید می کنند که این مواد کما را تشکیل می دهند. فعل و انفعالاتی که باد های خورشیدی روی کما انجام می دهند باعث به وجود آمدن هسته می شوند. ساختار شیمیایی کما مواد تشکیل دهنده دنباله را تعیین می کند. ممکن است به نظر آید که دنباله داری دم ندارد ولی واقعا این طور نیست بلکه دنباله آن قدر شفاف است که دیده نمی شودولی دانشمندان با استفاده از فیلتر های مخصوص قادر به دیدن آن ها هستند.مثلا دم دنباله دار هیل پاب(1997)به راحتی در نور مرئی دیده می شد ولی عکس هایی که با فیلترتهییه شده بودند وجود تعدادی دنباله تشکیل شده از غبار و گاز های یونیده را نشان دادند.

انواع دنباله ها:

دو نوع دنباله وجود دارد:غبار و گاز یونیده.یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود دردود می باشد.این نوع دم هنگامی تشکیل می شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می کند.چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچکترین نیرویی جابجا می شوند در نتیجه این دنباله ها مامولا پخش و خمیده اند.دنباله های گازی وقتی تشکیل می شوند که نورخورشید مقداری از مواد کما را یونیده می کند و سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور میکند.دنباله های یونی معمولا کشیده تر و باریک ترند.هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیون ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند.وقتی که دنباله دار از خورشید دور میشود دم و کما ازبین میروند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می مانند.تحقیقات راجع به ستاره دنباله دار هیل پاب وجود نوعی دم رانشان داد که شبیه دنباله های تشکیل شده از غبار بود ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود.(همان طور که گفتیم مواد موجود در هسته نوی کما و دنباله را تعیین می کنند).

دنباله دار ها از کجا می آیند؟

دنباله دار ها در دو جا به طور بارز یافت می شوند :کمر بند کوییپر و ابر اورت.دنباله دار های کوتاه مدت معمولا از ناحیه ای به نام کمربند کوییپر می آیند.این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است.اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد.این اجسام معمولا کوچک هستند و اندازه ی آن ها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می کند.طبق رصد های هابل حدود 200میلیون دنباله دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می رود از ابتدای تشکیل منظومه ی شمسی بدون تغییر مانده اند.دنباله دار های با تناوب طولانی مدت از ناحیه ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می گیرند.این اجرام در دورترین قسمت منظومه ی شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد ، متان ، سیانوژن ، یخ آب و صخره تشکیل شده اند.معمولا یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آن ها به داخل منظومه ی شمسی می شود.

مسیر حرکت دنباله دارها

مدار سیارات نزدیک به دایره است حال آن که مدار دنباله دار ها به شدت بیضوی است. به علت تاثیرات گرانشی دنباله دار ها در حضیض سریعتر حرکت می کنند تا در اوج.دنباله دار ها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بتدی می شوند: دنباله دار ها بامدت تناوب کوتاه و متوسط-مانند هالی با دوره تناوب 76 سال- بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می برند.این دنباله دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند ولی نیروی گرانش یکی از سیارات به خصوص مشتری آن ها را نزدیک خورشید می راند و دوره تناوب آن ها کمتر از 200 سال است.(شومیکر-لوی 9 یکی از این دنباله دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد). دنباله دار های بلند مدت با تناوبی بیش از 200 سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل پاب نمونه ای از این دنباله دار ها است که تناوبی برابر با4،000 سال دارد.

ستارگان دنباله دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم میشوند:
ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی که دوره تناوب مداری شان کمتر از 200 سال می باشد.
گروه اول، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری کوتاه هستند.
این ظن وجود دارد که ستارگان دارای دوره تناوب مداری کوتاه، زمانی در ابر اوپتیک – اورت دارای دوره تناوب طولانی بوده اند. بسیاری از ستارگان دارای دوره تناوب مداری کوتا ، در فواصل زمانی منظمی دیده شده اند که معروفترین آنها ستاره دنباله دار هالی است. ستاره دنباله دار انکی کوتاهترین دوره تناوب مداری را دارد که 5/3 سال می باشد.

ستارگان دنباله دار با هر بار گذشتن از کنار خورشید، مقداری از مواد خود را بر اثر تبخیر از دست می دهند. دنباله ستارگان دارای دوره تناوب مداری کوتاه، بسیار درخشان است، اما با هر بار گذشتن از کنار خورشید، مواد خود را از دست داده و بدین ترتیب، امکان رویت آنها کمتر می شود.
بعضی از این ستارگان قبل از متلاشی شدن فقط یک بار دیده می شوند، هر چند که طول عمر معمولی یک ستاره دنباله دار با دوره تناوب کوتاه حدود 10000 سال است. گردش بسیاری از ستارگان دنباله دار دارای دوره تناوب طولانی بدور خورشید هزاران یا حتی میلیونها سال طول می کشد. بنابر این، طول عمر این ستارگان بسیار بیشتر از نوع دیگر است.

روز و شب آسماني يعني چه؟ 

خارج از کره زمين" روز و شب معنا ندارد. روز و شب يک قرارداد زميني است که بر اثر حرکت گردشي و چرخشي زمين به دور خود و خورشيد ايجاد مي شود. پس تکليف زمان خارج از جو  کره زمين چه مي شود؟ و چگونه قابل محاسبه است؟ آيا وقتي قرآن مي گويد ما زمين و آسمانها را در شش روز آفريديم " اين آفرينس با معيارمحاسبات انساني انجام گرديده است يا با معيار محاسبات آسماني؟ 

روز و شب آسماني يعني چه؟

قرآن كريم" بجز به انسان به دو موجود ديگر نيز اشاره مي كند كه جنس يكي از نوع نور ( فرشته گان) و ديگري از جنس آتش ( اجنه ) است. در قرآن كريم آمده است : يسبح لله ما في السموات و ما في الارض و ما بينهما ( يعني آنچه در زمين و آسمان و بين آنهاست خداوند را تسبيح مي كند.) لذا بر اساس فرمايش قرآن" همزمان با ما كه مشغول تسبيح خداوند هستيم " موجودات صاحب شعور ديگري در آسمان و ميان زمين و آسمان مشغول تسبيح و حمد پروردگار هستند. لزومي ندارد جنس آنان از جنس ما خاكيان باشد. لذا اگر بخواهيم حيات هاي ديگري را در كهكشانها بيابيم نبايد فقط بدنبال موجوداتي از جنس بشر باشيم و در جستجوي سياره اي با مشخصات آب و هوايي و زيست محيطي زمين" بلكه بايد همزمان در جستجوي موجوداتي با خصوصيات متمايزتر از جنس بشر در سيارات ديگر باشيم. بي شك اينهمه سياره و خورشيد در فضاي بيكران" به بيهودگي آفريده نشده اند.

محاسبه فواصل نجومي 

محاسبه فواصل نجومي

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامتر های آن مورد محاسبه قرار می گیرد ، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته های دور برای محاسبه ی فاصله ی اجرام آسمانی روش هایی ابداع شده بود.اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دور تر از سیاره های مریخ و مشتری جواب نمی دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود .اما این روش ها با گذر زمان پیشرفت کرد و روش های جدیدی به وجود آمدند . در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روش های اندازه گیری اشاره می کنیم .

اختلاف منظر ظاهری :

انگشتتان را مقابل خود بگیرید ، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید . در هر مورد پشت زمینه ی انگشت شما تغییر می کند زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که با هم دارند زمینه های متفاوت را به شما نشان می دهند . با این روش می توان با داشتن فاصله ی دو چشم از هم فاصله ی انگشت را محاسبه کرد. این روش که اختلاف منظر نامیده می شود برای محاسبه ی فاصله ی اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است .(برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می شود.)برای محاسبه جابه جایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می گیرند و جابه جایی زاویه ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می آورند(همانطور که می دانید هر واحد نجومی Au برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است .):



که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می گیرند و رابطه را به صورت زیر می نویسند.که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می آید.



با این روش بدلیل ناتوانی فقط می توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست ومعمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می شود .

اختلاف منظر طیفی :

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می کند و با دانستن نوع طیف ستاره می توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد . نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می کند . از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با به دست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله ی جرم محاسبه می شود.در این فر مول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می شود.
به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیت هایی دارد ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است زیرا تا حدود فاصله ی دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است اما در مورد خوشه ها و کهکشان ها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از متغییر های قیفاووسی و ابر نواختران:

متغییر های قیفاووسی و ابرنواختران از شاخص های اندازه گیری فاصله هستند زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد .متغییر های قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشان ها هستند .
اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواختر های گروه I(a)میتوانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا در خشندگی این ابر نو اختران به قدری زیاد می شود که می توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد.
برای مثال در سال 1992 یک تیم از اختر شناسان ازتغییر های قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله ی آن از زمین استفاده کردند. آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکس برداری کردند. با مقایسه عکس ها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکس ها شناسایی کردند با رصد های متوالی از آن متغییر ها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند سپس با طیف سنجی، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I)a) است و کم باشد از نوع II است .
از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می کنند و دوره تناوب آن را بدست می آورند.همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییر ها رابطه ی مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می توان در خشندگی مطلق آن را بدست آورد.از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و(در پایه ی 2.54 ) تغییر می کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می توان از رابطه زیر قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد.



حال با دانستن قدر مطلق از رابطه ی بالا و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله، فاصله بدست می آید.

استفاده از قانون هابل:

روش دیگربرای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشان ها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می کنیم.


که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشان ها و اجرام دوردست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر به دست می آید.
که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می توان سرعت را بدست آورد:



حال با قرار دادن سرعت در رابطه ی هابل فاصله بدست می آید.



البته روش فوق دقت زیادی ندارد.دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است.زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می کند هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می آورد.در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواختر هاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می کند

نظر يادتون نره.

منظومه شمسي 

           بد نيست بدونيدكه:          

      منظومه شمسي

فاصله عطارد با خورشيد   58ميليون  كيلومتر

فاصله خورشيد با زهره108 ميليون كيلومتر 

فاصله زمين با خورشيد149.5ميليون كيلومتر

فاصله مريخ با خورشيد227ميليون  كيلو متر

فاصله مشتري با خورشيد 778ميليون كيلومتر

فاصله زحل با خورشيد 1428ميليون كيلومتر

فاصله اورانوس با خورشيد2873ميليون كيلو متر

فاصله نپتون با خورشيد4500ميليون كيلومتر

فاصله پلوتون با خورشيد5920ميليون كيلو متر

                   فاصله زمين تا سيارات

اگر بتوانيم با موشك فوق العاده سريع السري كه بتواند در هر ثانيه 7مايل (كه هر مايل1.609344كيلومتر است) وهر ساعت 38 هزار كيلومتر طي كند حركت نمائيم فاصله زمين تا سيارات همسايه يعني كرات منظومه شمسي را در مدت زير طي مي كنيم

از زمين تا ماه 9 ساعت

از زمين تا زهره 43 روز

از زمين تا مريخ 82 روز

از زمين تا عطارد 95 روز

از زمين تا خورشيد5 ماه 

از زمين تا مشتري 1سال و9ماه و15 روز

از زمين تازحل 3سال و7ماه و15 روز

از زمين تا اورانوس 7 سال و 8ماه

از زمين تا نپتون 12 سال

از زمين تا پلوتون 16سال

طول سال در منظومه شمسي

در زمين 365روز

درعطارد 88روز

در زهره 230 روز

در مريخ 687 روز

در مشتري 4343روز

در زحل 10767روز

در اورانوس 30661روز

در نپتون 89885روز

ستارگان 

سلام شروع وبلاگ با مطلبي در مورد ستاره ها آغاز مي كنم:

ستارگان

بطور کلي ستارگان داراي مراحل مختلف جنيني ، کودکي و جواني و پيري هستند. پس از اکتشاف برابري جرم و انرژي توسط انيشتين ، دانشمندان تشخيص دادند، که کليه ستارگان بايد تغيير و تحول يابند. هر ستاره هنگامي که نور (انرژي) پخش مي‌کند، مقداري از ماده خويش را مصرف مي‌کند. ستارگان هميشگي نيستند، روزي به دنيا آمده‌اند و روزي هم از دنيا خواهند رفت. ستارگان گويهاي بزرگي از گاز بسيار گرم هستند که بواسطه نورشان مي‌درخشند.

در سطح دماي آنها هزاران درجه است و در داخل دمايشان بسيار بيشتر است. در اين دماها ماده نمي‌تواند به صورتهاي جامد يا مايع وجود داشته باشد. گازهايي که ستارگان را تشکيل مي‌دهند بسيار غليظتر از گازهايي هستند که معمولا بر سطح زمين وجود دارند. چگالي فوق العاده زياد آنها در نتيجه فشارهاي عظيمي است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت مي‌کنند، اما حرکت آنها به آساني مشهود نيست. در يک سال هيچ تغييري را در وضعيت نسبي آنها نمي‌توان رديابي کرد، حتي در هزار سال نيز حرکت قابل ملاحظه‌اي در آنها مشهود نمي‌افتد.

نقش و الگوي آنها در حال حاضر کم و بيش دقيقا همان است که در هزار سال پيش بود. اين ثبات ظاهري در نتيجه فاصله عظيمي است که ميان ما و آنها وجود دارد. با اين فواصل چندين هزار سال طول خواهد کشيد تا تغيير قابل ملاحظه‌اي در نقش ستارگان پديد آيد. اين ثبات ظاهري مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فيزيکدانان بر اين باورند که در بعضي کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شيري ، ستارگان نوزاد بسياري در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار مي‌دارند تکامل ، تخريب و محصول نهايي يک ستاره ، به جرم آن بستگي دارد. در واقع سرنوشت نهايي ستاره که تا چه مرحله‌اي از پيشرفت خواهد رسيد با جرم ستاره ارتباط مستقيم دارد.

نحوه تشکيل ستاره

گوي آتشين مورد نظر در نظريه انفجار بزرگ ، حاوي هيدروژن و هليوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباري در فضا بصورت پلاسماي فضايي متشکل از ذرات بسياري از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نيز مقداري يونهاي هليوم به بيرون تراوش مي‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخي سحابيها شکل مي‌گيرند. اين مواد متراکم رشد کرده و توده‌هاي عظيم گازي را بوجود مي‌آورند که تحت عنوان پيش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل مي‌شوند. بسياري از اين توده‌ها در اثر نيروي گرانش و گريز از مرکز بزرگ و کوچک مي‌شوند، که اگر نيروي گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ريزش ستاره مطرح مي‌شود و اگر نيروي گريز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشي ستاره و شکل گيري اقمار و سيارات مي‌رود.

مقياس قدري

همه ستارگان به شش طبقه روشنايي که قدر ناميده مي‌شود، تقسيم شده‌اند. روشنترين ستارگان داراي قدر اول و کم نورترين ستارگان که توسط چشم غير مسلح قابل روءيت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقيه ستارگان داراب قدرهاي بين 16 - 1 هستند. قدر يک ستاره عبارت است از: سنجش لگاريتمي از روشنايي ستارگان ، اگر قدر يک ستاره را با m نمايش دهيم، داريم:

(قدر ظاهري) 2.5logL + Cte = m-

که مقدار ثابت Cte همان صفر مقياس قدري است.

روشنايي ستاره

مقدار انرژي تابيده شده از ستاره به واحد سطح زمين را روشنايي يک ستاره مي‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدري) را طوري انتخاب مي‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومي (Vega) برابر صفر شود. علامت منفي در فرمول نشان مي‌دهد که قدر روشنايي ستاره بالا باشد، داراي قدر پايين خواهد بود.

رنگ ستارگان

هر وسيله‌اي که براي آشکارسازي نور بکار مي‌رود داراي حساسيت طيفي است. مثل چشم انسان که اولين وسيله‌اي است براي آشکارسازي نور و حساسيت چشم براي نورهاي مختلف يکسان نيست. هر وسيله ديگري هم که براي اندازه گيري نور بکار مي‌رود مثل فيلمهاي عکاسي براي نورهاي با طول موجهاي متفاوت ، داراي حساسيت يکسان نيست. پس روشنايي يک جسم بستگي به نوع وسيله اندازه گيري شده دارد. بر اين اساس قدرهاي مختلفي داريم، که يکي از آنها قدر ديدگاني و ديگري قدر عکسبرداري مي‌باشد.

طيف ستارگان

هنگام مطالعه طيف ستارگان (يا همان بررسي کيفي ستارگان) مشاهده مي‌شود که اختلاف فاحشي بين ستارگان وجود دارد. از آنجايي که وجود هر خط سياه در طيف ستاره بيانگر وجود يک عنصر شيميايي ويژه در اتمسفر آن ستاره است، شايد به نظر مي‌رسد که علت اختلاف در طيف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شيميايي سازنده ستارگان باشد. ولي در نهايت چنين نيست، بلکه علت اختلاف طيف ستارگان دماي ستارگان مي‌باشد. چون ستارگان داراي دماهاي متفاوتي هستند، طيف آنها نيز متفاوت است.

اندازه گيري دماي ستارگان

در مورد ستارگان امکان اندازه گيري دماي جنبشي (دمايي که توسط دماسنج اندازه گيري مي‌شود) وجود ندارد. زيرا نمي‌توانيم ترمومتر را در قسمتهاي مختلف ستاره قرار داده و اين دما را اندازه گيري کنيم. از طرفي لايه‌هاي مختلف ستاره داراي دماهاي مساوي هستند و هر چه از لايه‌هاي خارجي به طرف لايه‌هاي داخلي حرکت کنيم دما افزايش مي‌يابد. بنابراين تعريف دماي منحصر به فردي که مربوط به هر لايه از ستاره باشد غير ممکن است.

اندازه گيري فراواني عناصر در ستارگان

در حالت کلي مشاهده خطوط طيفي مربوط به يک عنصر در طيف يک ستاره دليل بر وجود آن عنصر در اتمسفر اين ستاره است و برعکس اين ممکن نيست. يعني عدم حضور خطوط طيفي يک عنصر در طيف يک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زيرا علاوه بر حضور يک عنصر لازم است، شرايط فيزيکي (دما و فشار) براي تشکيل خطوط طيفي آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانيم خطوط طيفي آن عنصر را مشاهده کنيم. با توجه به اينکه شدت خطوط جذبي بستگي به فراواني آن عنصر دارد، بنابراين مي‌توانيم از روي شدت خطوط طيفي ، فراواني عناصر را در ستارگان تعيين کنيم.

جرم ستارگان

اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسيار مهم به شمار مي‌رود. تنها راهي که براي تخمين جرم يک ستاره در دست داريم آن است که حرکت جسم ديگري را که بر گرد آن دوران مي‌کند مورد مطالعه قرار دهيم. ولي فاصله عظيمي که ما را از ستارگان جدا مي‌کند، مانع آن است که بتوانيم سيارات متعلق به همه آنها را ببينيم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهيم. عده زيادي ستاره موجود است که جفت جفت زندگي مي‌کنند و آنها را منظومه‌هاي مزدوج يا دو ستاره‌اي مي‌نامند. در چنين حالات بايستي حرکت نسبي هر يک از دو ستاره مزدوج مستقيما مطالعه شود، تا از روي دوره گردش آنها جرم نسبي هر يک بدست آيد. در حضور ارتباط ميان جرم و نورانيت ستارگان ، نخستين بار بوسيله سرآرتورادينگتون اظهار شد که نورانيت ستاره‌ها تابع معيني از جرم آنها است، و اين نورانيت با زياد شدن جرم به سرعت ترقي مي‌کند.

منابع انرژي ستارگان

براي هر ستاره‌اي سه منبع انرژي را مي‌توان نام برد که عبارتند از:

انرژي پتانسيل گرانشي

مي‌توان فرض کرد که خورشيد يا ستارگان در حال تراکم تدريجي هستند و بدين وسيله انرژي پتانسيل گرانشي خود را بصورت انرژي الکترومغناطيسي به محيط اطراف تابش مي‌کنند.

انرژي حرارتي

مي‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشيد اجرام بسيار داغ آفريده شده‌اند و با تابش خود به محيط اطراف در حال سرد شدن هستند.

انرژي هسته‌اي

مي توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌هاي سبکتر همجوشي کرده و انرژي آزاد شده در اين همجوشي منبع انرژي ستارگان را تأمين مي‌کند، يا مي‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌هاي سنگينتر از طريق واپاشي به هسته‌هاي سبکتر تبديل شده و انرژي آزاد شده از اين واپاشيها انرژي ستارگان را تأمين مي‌کند.

مرگ ستارگان

سه طريق براي مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگاني که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشيد است. اين ستارگان در نهايت به کوتوله‌هاي سفيد تبديل مي‌شوند. ستارگاني که جرم آنها بيشتر از 1.4 برابر جرم خورشيد است، در نهايت به ستارگان نوتروني و به سياه چاله‌ها تبديل خواهند شد. دير يا زود سوخت هسته اي ستارگان به پايان رسيده و در اين صورت ستاره با تراکم خود انرژي گرانشي غالب آمده و اين تراکم (رمبش) تا تبديل شدن الکترونهاي آزاد ستاره به الکترونهاي دژنره ادامه پيدا مي‌کند، که در اين صورت ستاره به يک ستاره کوتوله سفيد تبديل شده است. برخي از ستارگان از طريق انفجارهاي ابرنواختري به ستارگان نوتروني تبديل مي‌شوند. ستارگاني که بيشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشيد دارند، به ستاره نوتروني تبديل شده و آنهايي بيشتر از سه برابر جرم خورشيد دارند، عاقبت به سياه چاله تبديل مي‌شوند. سياه چاله آخرين مرحله مرگ ستاره مي‌باشد.

اولین پیام 

این وبلاگ انجمن نجوم شباهنگ باغبادران است که توسط نجمه قاسمی تهیه و تنظیم می شود

منوی اصلی

آرشیو مطالب

لوگوی ما

آمار وبلاگ

امکانات