نجوم و اختر شناسی

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

سحابیها

هزاران سال قبل اختر شناسان مسلمان یک توده ابر کم نور را در صورت فلکی جبار (شکارچی) مشاهده کردند که بسیار جالب و به سه ستاره روشن کمربند جبار خیلی نزدیک بود. قرنها بعد که تلسکوپ اختراع شد، اختر شناسان تعداد بیشتری از این توده‌های مه آلود را در آسمان مشاهده کردند و آنها را سحابی نامیده‌اند. این لغت در زبان لاتین به معنی ابر است یا nebula. در قرن هفدهم و هجدهم ، رصد کنندگان آسمان به نور ضعیف که در بین ستارگان دیده می‌شد سحابی نام نهادند.
در سالهای اخیر و با تلوسکوپهای بهتری که در دسترس است، ستاره شناسان در یافته‌اند که برخی از این سحابیها در واقع خوشه‌های ستاره‌ای یا کهکشانهای دور دست موجود در فراسوی راه شیری هستند و در چنین مواردی ، نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار گرفته است. با این حال واژه "سحابی " هنوز هم بطور وسیع ، گر چه با مسامحه ، در مورد چنین اجرامی بکار می‌رود.
سحابی
سحابی ابر وسیع متشکل از غبار و گاز است. گازهایی که آن را تشکیل می‌دهند فوق العاده رقیق و در دمایی کم هستند. سحابی به علت نور خود نمی‌تابد بلکه بر اثر نور ستارگان مجاور قابل رؤیت است. بعضی سحابیهای پخشی مشابه ابرهای کومولوس جو زمین هستند. سحابیهای دیگر ساختمان رشته‌ای دارند که ابرهای سیروس را تداعی می‌کنند. همه سحابیها متلاطم هستند و تمام آنها در جهات مختلف حرکت می‌کنند.
شوکها ، فشارها و میدانهای مغناطیسی می‌توانند بیانگر علت ساختمان پیچیده سحابیها باشند. سحابیها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیستند، از این رو مورد توجه ستاره شناسان باستان قرار نگرفتند. تا سال 1781 که اولین فهرست خوشه‌های ستاره‌ای و سحابیها توسط ستاره شناس فرانسوی "مسیه" گردآوری شد، توجهی به سحابیها نشده بود.
رده بندی سحابیها
سحابیها را به سه دسته: نشری ، بازتابی و تاریک طبقه بندی می‌کنند. سحابی نشری یک یا چندین ستاره بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره‌ها موجب برانگیختن هیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می‌شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری ، سحابی بزرگ جبار است. با چشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می‌توان این سحابی را دید. اگر ستاره‌ها مقداری سردتر باشند یا اینکه چگالی گازها در سحابی بیشتر باشد، ماده ابر از خود نور گسیل نمی‌کند بلکه نور ستاره را بازتاب می‌کند. این سحابیها را با نام سحابی بازتابی می‌شناسیم. البته طیف این قبیل سحابی با طیف ستاره ، یکی است. مثال بسیار خوب سحابیهای بازتابی ، سحابی است که ستاره‌های خوشه پروین را در بر گرفته است.
اگر در درون یا نزدیکی سحابی ستاره‌ای قرار نگرفته باشد که نور آن را تأمین کند، آن سحابی را سحابی تاریک می‌نامند. مشاهده سحابیهای تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابیهای نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابیها نور ستاره‌های پشت سر خود را جذب می‌کنند. اختر شناسان عقیده دارند که ستاره‌ها درو ن این سحابیها متولد می‌شوند. مثال بر جسته اینگونه سحابی سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار است.
سحابیهای سیاره نما
جدا از این سه گروه سحابیها ، برخی ازسحابیها از ستاره‌ها تشکیل می‌شوند. ستاره‌هایی مانند خورشید در پایان زندگی یعنی در مرحله غول سرخی لایه‌های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می‌پراکنند. این سحابیها را سیاره نما می‌نامند. آنها را به این سبب سحابی سیاره نما می‌نامند که وقتی با یک تلوسکوپ به آنها نگاه می‌کنیم به رنگ مایل به سبز دیده می‌شوند و به نحوی یاد آور ظهور قرصهای سیاره اورانوس و نپتون می‌باشند. همه آنها از نوع سحابی نشری هستند. زندگی ستاره‌های پر جرمتر از خورشید ، با انفجار ابر نواختری پایان می‌یابد و سحابی بزرگ و گسیخته‌ای از انفجار به جا می‌ماند که آن را سحابی باقیمانده انفجار ابر نواختری می‌نامند.
این سحابیها به لحاظ شکل زیبایی که دارند مورد توجه رصد گران هستند. یکی از این سحابیها سحابی M 57 در صورت فلکی چنگ رومی (شلیاق) است. اگر تا به حال این سحابی را رصد کرده باشید حتما می‌دانید که باید با بزرگ نماییهای بالا به دنبال شکار این جرم برویدف چرا که در بزرگ نماییهایی پایین مثلا در دوربینهای 20×120 و 20×60 این سحابی مثل ستاره‌ای در بین دو ستاره ی پایینی چنگ رومی است. یکی از اجرام زیبایی که می‌توان در فهرست ngc پیدا کرد سحابی اسکیمو در صورت ماه خرداد (دو پیکر یا جوزا) است.
این سحابی نیز دارای اندازه ی کوچک و درخشندگی کم است و راهنمای آن ستاره دلتا جوزا در پیکر پسین است. این سحابی دارای قدر مجموع نزدیک به 8 است. نکته‌ای که تقریبا در مورد همه سحابیهای سیاره نما صدق می‌کند این است که برای یافتن آنها باید در تصویر به دنبال ستاره‌ای بگردیم که ظاهرا فوکوس نیست. سحابی سیاره نمای «Henize 3-401» در صورت فلکی کشتی از دید تلسکوپ فضایی هابل ، همچون بسیاری از سیاره ‌نماهای دیگر ، دو جت گازی در دو جهت مخالف ، از جانب ستاره مرکزی به سمت بیرون گسترش یافته است.
امکان تشکیل سحابیهای سیاره نما
بنابر یافته‌های گروهی از ستاره شناسان ، به نظر می‌رسد امکان تشکیل سحابیهای سیاره نما در منظومه‌های ستاره‌ای دوتایی ، بیشتر از ستارگان منفرد باشد. بنابر آنچه تا بحال در کتابهای نجومی گفته شده است، حدود هفت میلیارد سال دیگر ، ناظران دور دست ، خورشید در حال احتضار را بصورت یک سحابی سیاره نما خواهند دید. اما آیا این پیش بینی واقعا درست است؟ به گفته «اورسولا دمارکو» از موزه تاریخ طبیعی آمریکا ، ممکن است ستارگان منفرد برای تولید سحابیهای سیاره نما چندان مناسب نباشند. «دمارکو» در جریان انجام یک کار تحقیقاتی مشترک با گروهی از مؤسسه علوم تلسکوپ فضایی ، شواهدی یافت که نشان می‌دهد بیشتر ستاره‌های مرکزی سحابیهای سیاره نما ، ستاره‌های دوتایی هستند!
شکل سحابیهای سیاره نما
بیشتر سحابیهای سیاره نما کروی شکل نیستند، بلکه دارای نوعی تقارن دو قطبی ظاهری هستند. ستاره شناسان مدتها بر این باور بودند که این اشکال ، در اثر گردش ستاره همدم به دور ستاره مرکزی بوجود می‌آیند. مشاهدات «دمارکو» نیز این نظر را تأیید کرد. او با استفاده از تلسکوپ 3.5 متری WIYN در رصدخانه «کیت پیک» ، به مطالعه 11 ستاره مرکزی واقع در سحابیهای سیاره نما پرداخت و متوجه شد که احتمالاً در اثر کشش گرانشی یک همدم چرخان ، تغییراتی در سرعت شعاعی 10 عدد از این ستارگان دیده می‌شود. برای دیدن اینکه بسیاری از سیاره نماها ، تقارن دو قطبی دارند، الزاما نیازی به استفاده از تلسکوپ هابل نیست. نمونه‌های خوب دیگر را می‌توان توسط بیشتر تلسکوپهای آماتوری کوچکتر مشاهده کرد.
از اواسط دهه 1990، یک ستاره شناس اسرائیلی به نام «نوام سوکر» سعی کرد سناریوهای مختلفی برای توضیح اشکال گوناگون سحابیهای سیاره نما ارائه کند. در این سناریوها ، جرم ستارگان دوتایی ، از جرم یک ستاره تا یک سیاره تغییر می‌کرد. «دمارکو» می‌گوید: «فکر می‌کنم اساس نظرات مطرح شده توسط "سوکر" درست باشد، هر چند من بر خلاف او به محاسبات انجام شده در این مدلها اعتماد دارم».
به عقیده یکی از دانشمندان مؤسسه علوم تلسکوپ فضایی ، طبق مدلهای تحول ستاره‌ای و محاسبات هیدرودینامیک ، برای چرخاندن یک ستاره غول متورم و پیر ، به گونه‌ای که باعث تولید برون ریزهای جت مانند و سحابیهای دو قطبی و یا حتی سحابیهای سیاره نمای قابل رؤیت شود، نیاز به وجود یک همدم ستاره‌ای و نه سیاره‌ای در اطراف آن است؛ «ممکن است در آستانه یک انقلاب در زمینه مطالعه منشأ سحابیهای سیاره نما باشیم.» برای یافتن نشانه‌هایی از دوتایی بودن و همچنین تعیین دوره‌های مداری برای ستاره‌هایی که تا کنون آزمایش شده‌اند و برای اطمینان از اینکه تغییرات سرعت شعاعی ، ناشی از عامل دیگری نیست، این گروه قصد دارد ستاره‌های مرکزی بیشتری را مورد مطالعه قرار دهد.
چشم انداز بحث
رصدهای اخیرِ پیش سیاره‌های بسیار جوان توسط گروهی از ستاره شناسان مؤسسه فناوری کالیفرنیا (Caltech) که با استفاده از تلسکوپ «کک 2» (Keck II) در مائوناکی هاوایی صورت گرفته است، اهمیت بادهای دوقطبی در تشکیل سحابیهای سیاره نما را بخوبی آشکار کرده است. مطالعات طیف سنجی این گروه که در همایش ماه ژانویه جامعه ستاره شناسی آمریکا ارائه شد، نشان می‌دهد که بادهای نامتقارن ستاره‌های در حال مرگ ، ساختن پوششهای دورِ ستاره‌ای را حتی پیش از مرئی شدن این پوشش ، به عنوان یک سحابی سیاره نما ، شروع می‌کند.
اما آینده خورشید چطور؟ یک ستاره تنها ، در واقع بیشتر لایه‌های بیرونی‌اش را بعد از مرحله غول سرخ ، از دست می‌دهد. اما «دمارکو» خیلی مطمئن نیست که این منجر به یک سحابی سیاره نمای مرئی شود. به گفته وی ، اگر یک غول با چرخشی سریع به دوران در نیاید، از دست دادن جرم ممکن است برای مدت بسیار طولانی ، کُند و پایدار باقی بماند، که این منجر به سحابی می‌شود که رقیق و نامرئی است.
به علاوه ، بخاطر جرم کم خورشید و تحول آرام آن ، این سحابی ممکن است قبل از آنکه ستاره مرکزی به اندازه کافی گرم شود و سحابی را یونیزه کند، به کلی پراکنده شود. به گفته «دمارکو» ، برای آنکه روند کاهش جرم در این سحابیها ، بصورت انرژی زا ، دوره‌ای و نامتقارن باشد، وجود یک ستاره همدم ضروری است. در واقع ، ممکن است بسیاری از ستارگان منفرد ، هرگز یک سحابی سیاره نمای مرئی تولید نکنند

www.roshd.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

حفره سياه (سياهچاله) چيست؟

يكي از شگفتي هاي فضا وجود حفره هاي سياه در آن است. مكان هايي كه در اثر جاذبه بي نهايت حتي نور از آن قابل گريز نيست و هر چه در آن وارد شود ديگر خارج نخواهد شد. به اين حفره ها در دانش نجوم سياه چال هاي فضايي گفته مي شود كه در اين مقاله به آن مي پردازيم.

بر اساس قانون جاذبه نيوتن، هر جرمي داراي نيروي جاذبه بوده و مقدار آن رابطه عكس با مجذور فاصله از آن دارد. در سال1795 لاپلاس با استفاده از قانون جاذبه نيوتن تئوري خود را چنين بيان كرد: اگر جسمي با جرم M آن قدر فشرده شود كه شعاع آن، rs كمتر از مقدار rs=2GM/c2 شود [G ضريب ثابت جهاني نيروي جاذبه و c سرعت نور] ، در نتيجه سرعت فرار از آن از سرعت نور بيشتر خواهد بود. آلبرت انيشتن مي گويد: هيچ جسمي نمي تواند از نور سريع تر حركت كند. اگر دو جسم با سرعت نور در خلاف جهت هم نيز حركت كنند باز هم نسبت سرعت آنها به يكديگر برابر با سرعت نور است. در واقع سرعت نور حد مطلق سرعت است. با توجه به اين نكته كه چون سرعت گريز از حفره هاي سياه بيشتر از نور است پس فرار از آن غير ممكن است.
آلبرت انيشتن در سال1915 در تئوري نسبيت خود(رابطه نيروي جاذبه، زمان و حجم) وجود اين سياه چال ها را عنوان كرد. اثبات فيزيكي و فرمولي آن تا سال ها ميسر نبود. اما امروزه به وجود آنها پي برده شده است. در اين تئوري، زمان به عنوان يك بعد (زمان فضايي) نيز شناخته شده است. از آنجايي كه نور نمي تواند از حفره ها بگريزد پس در فضا چنين جسمي قابل رويت نيست.
پيدايش
نوع و اندازه سياه چال ها زمان پيدايش آنها را تعيين مي كند. برخي از آنها در ابتداي تشكيل كائنات بوجود آمده و اكثراً در مركز كهكشان ها بوده و به آنها سياه چال هاي عظيم يا غول پيكر (Supermassive Black Holes) گفته مي شود. نوع ديگر آن استلارها (Stellars) هستند كه در اثر انفجار سوپرنواها بوجود مي آيند. انواع كوچك تر آنها تا اندازه كوچكتر از يك الكترون با جرم زياد وجود دارند.
سياه چال هاي غول پيكر
جرم اين سياه چال ها از يك ميليون تا سه ميليارد برابر خورشيد بوده و در ابتداي تولد كيهان پيدايش يافته اند. زماني كه هر نوع ماده، ستاره و يا سياره اي در نزديكي آن گرفتار جاذبه اش شود، با سرعت سرسام آور و به صورت مارپيچ به سمت مركز آن كشيده شده و در اثر جاذبه شديد بتدريج به يك صفحه تبديل مي شود. در يكي از تحقيقات اخترشناسان سرعت ورود چندين سياره به درون مركز كهكشان راه شيري محاسبه و معادل4 ميليون كيلومتر در ساعت بوده است. حتي سيارات غول پيكر قبل از رسيدن به هسته اصلي در اثر نيروي جاذبه بسيار قوي آن تكه تكه مي شوند.
با افزايش سرعت و برخورد قطعات به يكديگر و توليد اصطكاك شديد، دما به دهها ميليون درجه سانتي گراد رسيده و در اين حرارت اشعه هاي ايكس و گاما توليد مي شوند. با رديابي اين تشعشعات، مي توان به موجوديت آنها پي برد. به علت اين برخورد و اصطكاك شديد در نزديكي حفره ها نور بسيار درخشنده اي توليد و در نتيجه، مكان اين نوع حفره ها در كهكشان ها قابل رد يابي است. نام ديگر آنها «كواسار» (ستاره دجاجه) بوده و درخشنده ترين اجسام در فضا هستند.
دانشمندان بر اين عقيده اند كه زمان پيدايش آنها در ابتداي تولد كائنات بوده و امكان بوجود آمدن مجدد آنها مقدور نيست. به مركز اين نوع كهكشان ها «AGN» كه مخفف هسته فعال كهكشان است گفته مي شود. دانشمند انگليسي «هاكينگ» معتقد است كه جرم اصلي عالم را حفره هاي سياهي تشكيل مي دهند كه در ابتداي پيدايش جهان بوجود آمده اند. در اين فاصله زماني، سياه چال هاي اوليه از بين رفته ولي بزرگترها باقي مانده اند. در سال1994 اولين سياه چال به جرم2/5 تا3/5 ميليارد برابر منظومه شمسي توسط تلسكوپ هاي قوي در مركز كهكشان M87 پيدا شد.
آيا تمام كهكشان ها داراي حفره سياه هستند؟ اين سوالي است كه تاكنون پاسخي براي آن وجود نداشته است. برخي مواد ورودي به آنها در اثر سرعت سرسام آور قبل از رسيدن از قطبين آن خارج مي شوند. اين پديده بنام «جت كهكشاني» معروف بوده و قابل رويت است.
استلارها
اين نوع حفره ها از انفجار سوپرنوايي بوجود مي آيند. براي تشكيل اين نوع حفره ها جرم ستاره ها بايد حداقل سه برابر خورشيد باشد و در واقع آنها از مرگ ستارگان غول پيكر به وجود مي آيند. در زمان تولد، سوخت ستاره هاي جوان، هيدروژن است. در مركز هسته به علت نيروي جاذبه، فشار و حرارت شديد، واكنش اتمي اتفاق افتاده و هيدروژن تبديل به هليوم، نور، حرارت و تشعشع گشته و به سطح آن پرتاب مي شود. در اين زمان ستاره در حال درخشش و سوختن است. نيروي حاصل از گريز حرارت، نور و تشعشات ستاره، باعث خنثي شدن نيروي جاذبه مي شود. اين تعادل تا زماني برقرار است كه سوخت ستاره تمام نشود. اما پس از پايان سوخت (هيدروژن) و تبديل اكثر آن به هليوم، يك واكنش اتمي ديگر اتفاق افتاده و هليوم به كربن و باقيمانده آن به صورت تشعشع به انرژي تبديل مي شود. اين واكنش ادامه يافته و كربن به اكسيژن و بعد به سيليكون و در انتها به آهن تبديل مي شود. واكنش اتمي در زمان بوجود آمدن هسته آهني متوقف مي شود.
اگر ستارگان قديمي را دو نيم كنيم، ملاحظه خواهيم كرد كه از يك هسته آهني و لايه هاي فوقاني، بترتيب سيليكون، كربن، هليوم و هيدروژن تشكيل شده است. غير از هسته مركزي تمام لايه ها در حال سوختن هستند. در نهايت واكنش اتمي به علت نيروي شديد جاذبه و حرارت و فشار، تمام اجزاء عناصر هسته آهني را تبديل به نوترون مي كند. بتدريج با اتمام سوخت ستاره، نيروي گريز از مركز تشعشعات، حرارت و نور ديگر وجود ندارد تا بتواند نيروي جاذبه را خنثي كند. در نتيجه لايه هاي فوقاني به سمت مركز كشيده شده و بر اثر برخورد با هسته نوتروني منفجر و به سطح پرتاب مي شوند. اين واكنش را انفجار سوپرنوايي مي نامند. آنچه اتفاق مي افتد انفجار لايه هاي فوقاني بوده و ما فقط سطح خارجي آن را مشاهده مي كنيم. اين انفجار در واقع در اثر واكنش دروني بوده و فقط هسته باقي مي ماند.
در اين جا ستاره مي ميرد و اخترشناسان آن را مرگ ستاره ناميده اند. وقتي كه يك ستاره سوختش تمام مي شود مانند يك بمب منفجر شده و در زمان وقوع آن درخشش به ميلياردها برابر خورشيد مي رسد. ستاره هايي تا جرم1/4 برابر خورشيد به كوتوله هاي سفيد،1/4 تا3 برابر خورشيد به ستاره هاي نوتروني و از سه برابر بزرگتر از خورشيد به سياه چال هاي فضايي تبديل خواهند شد. حداقل جرم مورد نياز براي ايجاد سياه چال ها بنام «لاندو اوپن هايمر ولكو» ناميده و محاسبه شده است.
نزديك ترين سياه چال به ما «سايگنوس ايكس يك» است كه در سال971 رصد شده است. كهكشان راه شيري داراي بيش از چند ميليون از آنهاست. به وجود آمدن اين نوع سياه چال ها تا كنون ادامه داشته و هم چنان در حال تشكيل است ولي پيدايش جديد نوع اول آن امكان پذير نيست. انواع بزرگتر سياه چال ها داراي جرمي بيش از5 تا100 برابر خورشيد بوده و قطر آنها بين32 الي650 كيلومتر است. تعداد25 عدد از آنها تاكنون در كهكشان ما، راه شيري، رصد شده است.
سياه چال هاي كوچك
در مقايسه با دو نوع ذكر شده، سياه چال هاي كوچك از ابعاد كوچكتري برخوردارند. نوع ميكروي آن داراي جرمي معادل يك كيلومتر مكعب آب بوده كه در ابعادي كوچكتر از يك الكترون فشرده شده است. جرم برخي نيز 1017 گرم است.
مشخصات سياه چال ها
همان گونه كه ذكر شد نيروي جاذبه آنها به قدري زياد است كه حتي نور قادر به فرار از آن نيست. اين جارو برقي ها و يا هيولاهاي كيهاني همه چيز را در خود مي بلعند و بهتر است به آن نزديك نشويم!
طبق تئوري هاي بيان شده، زمان در نزديكي سياه چال ها كند و درون آن متوقف مي شود. شايد براي سفر در زمان بتوان از آنها استفاده كرد. زمان و مكان در اينجا بر اثر نيروي جاذبه بي نهايت كاملاً به هم ريخته شده و آخرين شكل ماده در آن تحقق مي يابد. بسيار سخت است كه تصور كنيم يك ماده با چنين جرمي تقريباً داراي حجم نباشد ولي اين آن چيزي است كه در مركز حفره سياه وجود دارد. به طور كلي آنها داراي دو محدوده هستند. مركز آن به نام يكتايي (Singularity) ناميده شده و در واقع جرم آن را تشكيل مي دهد. در اينجا كل جرم يك ستاره در ابعاد ميليون ها برابر كوچكتر فشرده شده است. در حاشيه آن منطقه ديگري بنام واقعه و يا حد افق (Event Horizon) وجود دارد كه در اصل اين يك فاصله فيزيكي نيست بلكه محدوده اي است كه بعد از آن امكان بازگشت وجود ندارد. هر قدر يكتايي بزرگتر باشد، واقعه افق آن بزرگتر خواهد بود. نور پس از عبور از اين محدوده ديگر نمي تواند از سياه چال بگريزد. تشعشعات آن بنام «شوارتست چايلد» نامگذاري شده است.
رديابي
ما مي دانيم، اكثر سيارات به علت جاذبه آن به دور يك ستاره بزرگ در گردش هستند. زماني كه اخترشناسان سياراتي را ديدند كه به دور مركزي مي چرخند كه ستاره اي وجود ندارد، نتيجه خواهند گرفت، كه يك سياه چال يا ستاره نتروني در آن وجود دارد. در كل آنها با سه عامل جرم، شارژ الكتريكي و سرعت گردشي شناخته مي شوند. اگر جرم خورشيد ما به اندازه يك كره به قطر6 كيلومتر كوچك شود تبديل به يك سياه چال خواهد شد.
لنزهاي فضايي
فرض كنيد كه زمين در يك سو و يك ستاره در طرف مقابل باشد. نور آن به طور معمول به زمين مي رسد. اگر يك سياه چال در حركت باشد و ميان زمين و آن ستاره قرار گيرد، به علت جاذبه بسيار قوي آن، نور متصاعد شده از ستاره به سمت سياه چال منحرف و متمركز مي شود. در اينجا ما آن ستاره را بسيار درخشنده تر از گذشته خواهيم ديد. اين واقعه را اثر لنز فضايي مي گويند. درست مشابه آن است كه ما يك ذره بين را در جلوي نور خورشيده قرار دهيم، خواهيم ديد كه پرتوهاي نور آن در يك نقطه متمركز و آنجا بسيار درخشنده تر مي شود. اين همان اثري است كه سياه چال در زمان عبور خود از ميان زمين و يك ستاره به وجود مي آورد و يكي از راههاي كشف آنهاست. با توجه به وجود ميلياردها حفره و ايجاد انحراف در نور منتشره از ستارگان، در زمين، بسياري از آنها را درجاي اصلي خود نمي توانيم رصد كنيم، زيرا كه پرتوي آنها به سمت حفره سياه منحرف شده است.
پايان انرژي
پس از اتمام سوخت ستاره ها چه اتفاقي خواهد افتاد؟ آيا جهان تبديل به يك مجموعه سيارات سرد و خاموش خواهد شد كه در حال دور شدن از يكديگرند؟ اين سئوالي است كه جوابش براي بشر نامعلوم است.

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

متغیرهای قیفاووسی و تپشهای منظم

مقدمه
می‌توان گفت که متغیرهای قیفاووسی مهمترین ستارگان تپنده‌‌ای هستند که تغییر پذیری زیاد و واضحتری را نشان می‌دهند. متغیرهای قیفاووسی ، که نام خود را از ستاره دلتا قیفاووسی گرفته‌اند، رده‌ای از اجرام آسمانی را در بر می‌گیرند که در نوار ناپایداری نمودار رنگ - قدر ، بالاتر از قدر مطلق حدود 1- هستند. اکثریت ستارگانی که در این بخش نمودار یافت می‌شوند، متغیرهای قیفاووسی هستند. از این رو ، هر ستاره به اندازه کافی پر جرم ، که در بخش نورانی نمودارقدر - رنگ جا می‌گیرد، سرانجام از نوار ناپایداری گذر خواهد کرد و دست کم در دوره‌ای کوتاه پس از رشته اصلی ، به متغیر قیفاووسی تبدیل خواهد شد.
دسته مهمی از ستارگان که تپشهای منظم از خود نشان می‌دهند، به متغیرهای قیفاووسی معروفند. این ستارگان ، نقش حساس و قاطعی در تعیین اندازه گیری فواصل در ستاره شناسی کوچک از مرتبه چند هزار سال نوری و نخستین مرحله اندازه گیری یک فاصله واقعا بزرگ که مربوط به کهکشان M31 است. اگر قیفاووسیها وجود نمی‌داشتند، قطعا راه دیگری برای پل زدن پیدا شده بود، اما دقت آن نمی‌توانست با دقت روش متغیرهای قیفاووسی برابری کند.

منحنیهای نور
ترسیم نورانیت یک متغیر قیفاووسی در طول چرخه کامل تغییرات آن ، منحنی نور نامیده می‌شود. در مدت هزاران سالی که ستاره در فاز قیفاووسی می‌ماند، منحنی نور بارها تکرار می‌شود و شکل آن تقریبا در تمام چرخه‌ها یکسان است. در منحنی نور ، معمولا یک افزایش سریع نورانیت به طرف ماکزیمم و سپس کاهش تدریجی آن را به طرف مینیمم می‌بینیم، ولی در تعدادی از قیفاووسیها ، منحنیهای نور تقریبا بطور کامل متقاون هستند.
منحنیهای سرعت
به موازات تغییر نورانیت قیفاووسی ، سرعت شعاعی آن نیز در طول چرخه و درست با همان دوره تناوب تغییر می‌کند. هنگامی که ستاره اندازه تقریبا متوسطی دارد، سرعتش حداکثر است و هنگامی که اندازه ستاره ماکزیمم یا مینیمم است سرعت به صفر می‌رسد (نسبت به مرکز ستاره ، که ممکن است سرعت ثابتی نسبت به خورشید داشته باشد). این مطلب را می‌توان از چگونگی تپیدن ستاره در طول یک چرخه درک کرد. هنگامی که ستاره منقبض می‌شود، انتقال به طرف قرمز زیاد آن حاکی از این است که قسمت اعظم سطح ستاره که از زمین دیده می‌شود، در حال دور شدن است.
با رسیدن ستاره به اندازه مینیمم ، انتقال به طرف قرمز در آن دیده نمی‌شود، زیرا در چنین نقطه‌ای ، حرکت جو ستاره نسبت به مرکز آن متوقف می‌شود. در این موقع ستاره به نورانیت مینیمم نزدیک می‌شود، زیرا اندازه آن نیز مینیمم است. پس از این حالت ، ستاره انبساط خود را آغاز می‌کند و انتقال به طرف آبی از خود نشان می‌دهد. سرانجام گرانش انبساط را متوقف می‌سازد، و این در حالتی است که ستاره به اندازه و نورانیت ماکزیمم رسیده است. دوباره ، در این نقطه ، سرعت ستاره نسبت به مرکز آن صفر می‌شود و دیگر انتقالی حاکی از سرعت شعاعی ستاره به چشم نمی‌خورد. به موازات انقباض مجدد ستاره ، انتقال به طرف قرمز و کاهش نورانیت ظاهر شده و چرخه تکرار می‌شود.
دوره تناوب و درخشندگی
معلوم شده است که دوره تناوب متغیرهای قیفاووسی در گستره‌ای از حدود یک روز تا 150 روز است. تعداد قیفاووسیهای بلند دوره بسیار کم است. درخشندگیهای قیفاووسیها نیز گستره وسیعی ، از قدر مطلق 7- یا 8- در نورانیترین حالت تا 1- در کم نورترین حالت ، دارد. در طول چرخه تغییرات ، درخشندگی با عامل 2 یا 3 تغییر می‌کند؛ یعنی ستاره می‌تواند در حالت ماکزیمم ، 100% یا بیشتر ، نورانیتر از حالت مینیمم باشد. در برخی از قیفاووسیها تغییر دامنه نورانیت تنها حدئود 20% است، اما مقدار رایج تغییر دامنه از مرتبه 50% است. اختلاف قدر ، که دامنه نامیده می‌شود، می‌تواند گستره‌ای از حدود 0.2 تا 2.0 قدر داشته باشد. (یادآوری این نکته سودمند است که اختلاف 0.75 در قدر متناظر با دو برابر شدن نورانیت است).
رابطه دوره تناوب درخشندگی و تابندگی ذاتی آنها
در سال 1914 ، اخترشناسی به نام هنریتا لیویت که در رصدخانه کالج هاروارد کار می‌کرد، به اکتشاف مهمی درباره متغیرهای قیفاووسی نائل شد. او مشغول بررسی صفحه‌های عکاسی بود که از ابرهای ماژلان ، دو کهکشان همسایه راه شیری که در آسمان نیمکره جنوبی دیده می‌شوند، گرفته شده بودند. خانم لیویت ، در این کهکشانها چند صد ستاره متغیر کشف کرد و تعداد زیادی صفحه عکاسی را ، که در زمانهای مختلف از آنها تهیه شده بود، برای تعیین ویژگیها ، منحنیهای نور ، دوره تناوب و قدر آنها بکار برد. او در روند این بررسیها ، همبستگی استواری میان دوره تناوب و درخشندگیهای متغیرهای قیفاووسی کشف کرد.
قیفاووسیهای کوتاه دوره ، همگی کم نور ، ولی در مقایسه ، قیفاووسیهای بلند دوره نورانی بودند. هنگامی که لیویت داده‌هایی را که یافته بود به صورت نمودار ترسیم کرد، بدست آورد. این همبستگی ، که رابطه دوره تناوب درخشندگی نامیده می‌شود، تا آن زمان ناشناخته بود، زیرا مشکلاتی در تعیین فاصله دقیق قیفاووسیهای کهکشان راه شیری وجود داشت. هیچ یک از قیفاووسیها بدان اندازه نزدیک نیستند که بتوان اختلاف منظر آنها را به دقت تعیین کرد؛ از طرف دیگر ، تا آن موقع روشهای دیگری برای اندازه‌گیری فاصله‌های دور دست هنوز تکمیل نشده بود. از این رو ، خانم لیویت یکه تاز این عرصه بود تا کشف خود را انجام دهد. از آنجا که تمام قیفاووسیهای ابرهای ماژلان تقریبا فاصله‌ یکسان با زمین دارند، کار خانم لیویت نیز بی دردسر بود. حتی لازم نبود که فاصله تک تک آنها را بدست آورد تا همبستگی میان فاصله و دوره تناوب را کشف کند. چرا که با یکسان بودن فاصله‌ها ، تنها با ترسیم نمودار قدر ظاهری و دوره تناوب نیز می‌شد نتیجه لازم را گرفت.
رابطه دوره تناوب - درخشندگی به مهمترین ابزار در سنجش فاصله‌های ستاره‌ای تبدیل شده است. این رابطه ، درجه‌بندی اساسی فواصل کهکشانهای نزدیک را میسر می‌سازد و مبنای درجه‌بندی مقیاس فاصله نا اجرام بسیار دور دست را تشکیل می‌دهند. این رابطه را می‌توان در هر جا که متغیر قیفاووسی یافت می‌شود بکار برد، زیرا تنها چیزهایی که باید اندازه‌گیری شود، دوره تناوب قیفاووسی و قدر ظاهری آن است. درجه‌بندی رابطه دوره تناوب - درخشندگی ، در آغاز ، بسیار مشکل بود و به روشهای مختلف و غیر مستقیم انجام می‌شود. در سال 1952 ، اخترشناسان دریافتند که تمام درجه بندیهایی که تا آن زمان انجام گرفته، نادرست است. پس از آن ، در سالهای دهه 1950 ، با روشی بسیار دذقیق ، یعنی تطبیق با رشته اصلی ، تمام محاسبات از نو صورت گرفت. متغیرهای قیفاووسی خوشه‌های باز در بخش نزدیک کهکشان ما برای تنظیم رابطه قدر مطلق - دوره تناوب بکار گرفته شدند، زیرا فاصله‌های آنها به کمک تنظیم رشته اصلی برای خوشه ، به دقت قابل تعیین بود.
با چنین درجه‌بندی ، رابطه دوره تناوب - درخشندگی حاصل شد. در این نمودار ، زمان تناوب بر حسب قدر مطلق ترسیم شده است. اگر در هر کجای جهان ، یک متغیر قیفاووسی بیابیم و دوره تناوب و میانگین قدر آن را تعیین کنیم، یافتن فاصله آن مستقیما از روی نمودار به آسانی امکان پذیر است. صرفا ، از روی دوره تناوب می‌توان قدر مطلق قیفاووسی را از نمودار بدست آورد و سپس با انجام مقایسه‌ای میان قدر ظاهری اندازه‌گیری شده و قدر مطلق ، فاصله را یافت. برای مثال ، یک متغیر قیفاووسی در کهکشانی دیگر دارای دوره تناوب 10 روز و قدر ظاهری آبی 21.5 است. از روی نمودار می‌دانیم که قدر مطلق آن می‌باید 3.5- باشد.
این بدان معناست که تفاوت میان قدر مطلق و قدر ظاهری این قیفاووسی برابر است با 25 = 3.5 + 21.5. اختلاف میان این دو قدر با عامل 25 به معنی اختلاف میان درخشندگی با عامل 10 میلیارد (1010) است. با یاد آوری اینکه قدرمطلق یک جسم به عنوان قدرظاهری آن در فاصله 10 پارسکی تعریف می‌شود، می‌توان گفت که اگر این قیفاووسی 10 پارسک دورتر بود، 10 میلیرد بار کم نورتر دیده می‌شد. نورانیت یک جسم با عکس مربع فاصله آن تغییر می‌کند. از این رو ، فاصله قیفاووسی می‌باید به اندازه 510 بار بیشتر از 10 پارسک ، یعنی 610 پارسک باشد. این فاصله ، یعنی یک میلیون پارسک ، دورترین فاصله‌ای است که در آن می‌توان متغیرهای قیفاووسی را بزرگترین تلسکوپهای روی زمین بخوبی مطالعه کرد.
ستاره میرا
در مدت وقوع یک تپش، شعاع قیفاووسی حدودا 10 درصد تغییر می‌کند، این مقدار ، به حد قابل ملاحظه‌ای کمتر از حوزه نوسان انواع مشخص دیگری از ستارگان متغیر است. مثلا ستاره میرا که تپشهای نامنظمی دارد، حدود 20 درصد تغییر می‌کند. نور مرئی که بوسیله میرا گسیل می‌شود، در خلال یک چرخه آن بطور فوق العاده‌ای تغییر می‌کند. ستاره میرا در درخشنده‌ترین وضعیت خود ، به صورت یک ستاره قرمز از قدر دوم ظاهر می‌شود؛ اما در کم نورترین وضعیت خود ، شگفت آور بود، ستاره‌ای که بطور منظم ، هر یازده ماه یکبار ظاهر و مجددا ناپدید می‌‌‌شد! شناخته شده بود، نشان می‌دهد آنها با چه دقتی آسمانها را نظاره می‌کردند.

www.roshd.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

سحابی خرچنگ عاملی کند کننده

تصاویر جدید تلسکوپ فضایی هابل از این ابر نواختر آثار بی‌نظمی ناحیه‌ای از رشته‌ها و فورانهای گازی را آشکار می‌کند. شش هزار سال نوری دورتر از ما در صورت فلکی ثور جرم بی نظیری به نام سحابی خرچنگ دیده می‌شود، تکه‌های به جا مانده از ستاره‌ای که در سال 1054 میلادی تبدیل به یک ابر نواختر شده است. سحابی خرچنگ عاملی کند کننده برای ذرات پر انرژی است و در مرکز آن تپ اختر بسیار چگالی قرار دارد که به سرعت درون یک ستاره منفجر شده می‌چرخد.
درون سحابی خرچنگ
یکی از بهترین موضوعات مورد مطالعه ستاره شناسان بررسی و مشاهده آثار این ابر نواختر می‌باشد. جف هستر و پال سکامن از دانشگاه ایالت آریزونا در تمپه تصاویر جدید تلسکوپ فضایی هابل را در این مورد بکار می‌برند. این تصاویر که با دوربین شماره 2 سیاره‌ای (میدان دید باز) تهیه شده‌اند جزئیات غیر قابل انتظاری از سحابی خرچنگ را نشان می‌دهند. تصاویر نشان می‌دهند در ستاره‌ای که منفجر می‌شود، مواد اعم از گاز و یا مواد به جا مانده از انفجار با سرعت خیلی زیاد، در حدود هزار کیلومتر در ثانیه به اطراف پرتاب می‌شوند.
به نظر می‌رسد رشته‌های سحابی خرچنگ ، جز چند تغییر جزئی در طول از نظر ترکیب و رنگ چندان فرقی با نظریه‌های قبلی نداشته باشد. رشته‌ها با گره‌های داغ و گازهای گرم و سرد ترکیب می‌شوند. در این طرحواره ، رنگ قرمز نشان دهنده گسیل اتمهای اکسیژن در گاز سرد و رنگ سبز نماینده اتمهای اکسیژن در گاز داغ و آبی نشان دهنده گسیل اتمهای سولفور در گاز گرم است. رصدهای روی سطح زمین توان تفکیک را پایین می‌آورد و ساختار معمولی از خرچنگ ارائه می‌دهد.
عکسی که مشاهده می‌کنید بزرگترین عکسی است که تا به حال توسط دوربین wfpc2 هابل گرفته شده است. سحابی خرچنگ تقریباً در بین تمامی اجرام رصد شده بیشترین پیچیدگی از نظر ساختار را داراست و یکی از دینامیکی‌ترین اجرام است. این عکس جدید سحابی خرچنگ از گرد آوری و مونتاژ 24 عکس تکی توسط هابل گرفته شده و بالاترین تفکیک و کیفیت را در بین تمامی عکسهای گرفته شده از خرچنگ داراست.
وانگهی هستر و سکامن در سحابی خرچنگ گرد و غباری بیش از حد انتظارشان مشاهده کردند. در صورتی که نظریه قبلی ستاره شناسان این بود که در سحابی ، گرد و غبار تحت شرایطی در نواحی گازهای مولکولی خیلی سرد قرار می‌گیرد و این آسانترین راه نشانه گذاری برای جستجوی مناطق تاریکی است که در مقابل یک زمینه روشن قرار دارند.
از همه مهمتر اینکه این دو محقق چگونگی برهمکنش رشته‌ها با سحابی سنکروترونی خرچنگ را کشف کردند. (بر همکنش میدانهای مغناطیسی و ذرات پر انرژی). داده‌های هابل نشان می‌دهد که فشار سحابی سنکروترونی بیشتر به ساختار رشته‌های سحابی خرچنگ وارد می‌شود، در یک بطری است. وقتی بطری را ایستاده نگه داریم، سرکه که سنگینتر از روغن است، در ته بطری قرار می‌گیرد و رغن روی آن می‌ایستد. اگر بطری را بچرخانیم حبابهای روغن ازته ظرف وارد سرکه چگالتر می‌شوند. در مورد سحابی خرچنگ ، "نور" سحابی سنکروترونی انبوه مواد باقی مانده سنگین و چگال به طرف گاز سرد هل می‌دهد.
چگونگی ارتباط با محیط اطراف
هستر و سکامن می‌کوشند تا توضیحی برای این موضوع بیابند که چگونه یک تپ اختر با محیط اطرافش برهمکنش دارد. تصاویر برای اولین بار نشان دادند گره کوچک درخشانی فقط به اندازه 1500 واحد نجومی ، از تپ اختر گسیل شده است (یک واحد نجومی فاصله متوسط زمین از خورشید است). گره و تپ اختر هر دو با انرژی یکسان پرتو ایکس فوران می‌کنند و به نظر می‌رسد در طول مدار چرخشی تپ اختر قرار دارند. هستر و سکامن معتقدند که گره ممکن است یک "شوک" در فوران (مواد یا گاز) باشد.
از اکتشافات مهم دیگر این محققان این است که هاله‌ای در فاصله ده هزار واحد نجومی بالای قطب مخالف تپ اختر در حدود 20 درجه‌ای از خط دید ما گسیل می‌یابد. فوران پرتو ایکس بطور مستقیم از میان مرکز هاله پخش می‌شود. این چرخه ممکن است با مرزی مابین نواحی اثر قطبهای تپ اختر و بادهای استوایی مشخص شود. اما علت بالا آمدن هاله و وجود گره بر فراز قطب ، مبهم است.

www.roshd.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

سرابهای جاذبه‌ای در کیهان

با وجود پیشرفت‌های زیادی در زمینه کیهان شناسی ، معمایی که هنوز هم حل نشده ، مقدار چگالی ماده موجود در جهان است. چون قسمت نامشخصی از ماده بصورت نامرئی است، امکان دستیابی به مقدار آن برای اخترشناسان تقریبا غیر ممکن است. ولی اخیرا آنها پدیده تازه‌ای کشف کرده‌اند که نوید روشن کردن بسیاری پرسشها را پیرامون مقدار تام ماده مرئی و نامرئی در کائنات و پراکندگی آن را در فضا به ما می‌دهد. این کشف عبارتست از پدیده سرابهای جاذبه‌ای.
سرابهای گرانشی
"سرابهای جاذبه‌ای" زمانی حاصل می‌شوند که دو ستاره یا بیشتر که در فاصله‌های متفاوتی از زمین واقع شده‌اند، بصورت کامل با کره زمین روی یک خط قرار گیرند و بنظر برسد که در آسمان باهم برخورد کرده‌اند. روشنایی دورترین ستاره برای رسیدن به ما باید از میدان گرانشی نزدیکترین ستاره بگذرد و در این عبور منحرف می‌شود. این انحراف روشنایی یک تغییر شکل و حتی نوعی تکثیر تصویر از ستاره پدید می‌آورد.
پیش بینی سراب جاذبه‌ای
آلبرت انیشتین در سال 1936 با استفاده از نسبیت عمومی نشان داد که اگر از دید ناظر رصد کننده ، دو ستاره با کره زمین روی یک خط قرار گیرند، دورترین ستاره علاوه بر تصویر عادی خود که یک نقطه است، تصویر دیگری به شکل یک حلقه نورانی در اطراف آن نقطه روشن ، پیدا خواهد کرد. این حلقه نورانی ، نوعی سراب کیهانی و نوعی توهم بصری است زیرا در عالم حقیقت وجود ندارد. آلبرت انیشتین همخط شدن دو ستاره با زمین را امری بسیار غیر محتمل می‌دانست و این پدیده را فقط بصورت تئوری ارایه داده بود.
عدسی گرانشی
در پدیده سراب کیهانی ، ستاره نزدیکتر که قوه جاذبه آن ، روشنایی ستاره دورتر را منحرف می‌کند، "عدسی جاذبه‌ای" نامیده می‌شود. این ستاره مانند عدسی عینک ، روشنایی ستاره را منحرف می‌کند تا سراب جاذبه‌ای را پدید آورد. یک سال بعد از ارایه نظریه آلبرت انیشتین ، "فریتز زوایکی" همان کسی که موضوع ماده نامرئی را مطرح کرد با قبول تئوری آلبرت انیشتین ، به جای ستاره‌ها ، کهکشانها و انبوه‌های کهکشانی را به عنوان عدسی گرانشی پیشنهاد کرد.
کشف سراب کیهانی
42سال بعد از ارائه این نظریات ، در سال 1979 یک جفت کویزار اجسام ستاره مانند بسیار دور کشف شد که خیلی به هم نزدیک و شبیه بودند. فیزیکدانان بر این اعتقاد شدند که این شباهت حیرت انگیز حاصل تصادف نیست، یکی از این کویزارها می‌تواند سراب گرانشی کویزار دیگر باشد، ولی در این مورد باید عدسی گرانشی آنرا هم کشف می‌کردند. پس از رصدهای دقیق ، کهکشانی کشف شد که روی یکی از کویزارها قرار گرفته بود. بدین ترتیب نخستین سراب کیهانی کشف شد. در واقع آنچه دیده می‌شد یک کویزار بیش نبود، و کهکشانی که بین این کویزار و زمین بصورت هم خط واقع شده بود، به عنوان عدسی گرانشی عمل کرده و دومین کویزار را بصورت سراب پدید آورده بود. پس از آن سرابهای دیگری نیز کشف شد. حتی حلقه‌های نورانی که آلبرت انیشتین پیش بینی کرده بود در جهت انبوه‌های کهکشانی دیده شدند.
رابطه بین سراب کیهانی و ماده نامرئی
یک سراب کیهانی ، حاصل و نتیجه تداخل عمل پیچیده میان روشنایی یک جسم نورانی سماوی «ستاره ، کویزار ، کهکشان یا انبوه کهکشانها) و میدان گرانشی یک عدسی گرانشی است. میدان جاذبه به توده تمام ماده (مرئی یا نامرئی) و تقسیم پراکندگی فضایی آن در عدسی بستگی دارد. از طرف دیگر ، مسیر روشنایی نیز تحت تاثیر میدان جاذبه گرانشی تمام مواد بین کهکشانی (مرئی یا نامرئی) است که می‌تواند میان جسم نورانی و عدسی و میان عدسی و زمین وجود داشته باشد.
بنابراین سرابهای کیهانی قادرند مارا نه تنها در مورد توده نامرئی در عدسیها ، بلکه درباره فضای میان کهکشانی نیز آگاه سازند. ولی یافتن سرابهای کیهانی کار آسانی نیست و مقدار سرابهایی که تا کنون یافته شده‌اند، انگشت شمار می‌باشند. این کمیابی دلیل آنست که فضای میان کهکشانی نمی‌تواند پر از سیاهچاله‌های یک تکه توده‌دار (حدود یک میلیارد برابر توده خورشید) باشد، زیرا این سیاهچاله‌ها عدسیهای گرانشی بسیار خوبی هستند. فیزیکدانها امیدوارند با کشف سرابهای کیهانی ، بیشتر اسرار توده نامرئی کائنات را آشکار کنند.

www.hupaa.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

مدار مریخ و معمّاهای یوهان کپلر

یوهان کپلر(1571-1630) یکی از دستیاران تیگو براهه منجم مشهور دانمارکی بود. وی تلاش می کرد تا تا از طریق ریاضیات، منظومه خورشید مرکزی را توجیه و ثابت کند. به همین دلیل کپلر، هندسه را برای توجیه این مسئله انتخاب کرد. او همچنین از طریق هندسه توانست، مدار سیارت و دوره تناوب آن ها را با درصد خطای کمترمحاسبه کند. کپلر پیش از آنکه به عنوان دستیار تیگو براهه درآید، الگویی برای محاسبه نسبت فواصل بین سیارت ارائه کرد.

در این الگو، کپلر پنج چند وجهی منتظم ( نوعی چند وجهیست که اضلاع و زاویه های تمام وجوه آن یکسانند) را با ترتیب خاصی به صورت تو در تو، در درون یکدیگر قرار داد. بین هر دو چند وجهی منتظم فضای خالی وجود داشت که در میان آن ها نیم کره هایی گنجانده شده بود. در این الگو، پنج چند وجهی منتظم و شش نیم کره تعبئه شده بود که نخستین و کوچکترین نیم کره در درون داخلیترین چند وجهی منتظم و ششمین و بزرگترین نیم کره در خارج از الگو قرار داشت به طوری که تمام الگو در این نیم کره واقع بود. این نیم کره ها نقش مدار سیارات را داشتند. و به این ترتیب کپلر توانست نسبت فواصل مدار سیارات را با 5 درصد خطا محاسبه کند. کپلر با ارائه این الگو مهارت و قدرت ریاضی خود را نشان داد و به همین دلیل به عنوان دستیار تیگو براهه در اورانیبورگ، که رصد خانه ای بود در جزیره هون که توسط پادشاه دانمارک ساخته شده بود، منصوب شد. نخستین ماموریتی که به کپلر داده شد، محاسبه و تعیین مدار مریخ بود. وی در تعیین مدار مریخ از منظومه خورشید مرکزی استفاده کرد. او به مدت یک سال و نیم مشغول رصد و محاسبه مدار مریخ بود.
امّا او به نتیجه شگفت آوری دست یافت. حرکت طولی مریخ (شرق وغرب دایره البروج ) که کپلر محاسبه کرد با حرکت طولی که تیگو براهه بدست آورده بود، حدود 8 دقیقه قوسی اختلاف داشت . دیگر دستیاران تیگو علت این اختلاف را خطای ابزار می دانستند. امّا کپلر این طور فکر نمی کرد، چون ابزار های آزمایشگاه تیگو براهه حداکثر خطایی که داشتند دو یا سه دقیقه بود. کپلر می پنداشت که مسیر حرکت مریخ نبایستی دایره باشد. به همین خاطر به دنبال شیوه دیگری برای محاسبه و تعیین مدار مریخ برآمد. موضع رصد و محاسبه مدار مریخ توسط تیگو براهه و کپلر از زمین متحرک بود.
و به همین خاطر کپلر در صدد بر آمد تا چارچوب خود را از زمین متحرک به خورشید که ثابت است، منتقل کند. کپلر برای این کار، بایستی مدار زمین را به طور دقیق تعیین کند. او برای تعیین مدار زمین، فرض مسئله خود را چنین قرار داد که در لحظه ابتدا، زمین، خورشید و مریخ در یک راستا قرار دارند. دوره تناوب مریخ که او بدست آورده بود، 687 روز بود. پس از یک دوره مریخی (یعنی 687 روز) مریخ دوباره به موضع خود می رسد، امّا در این لحظه زمین در موضع قبلی نبوده یعنی زمین، مریخ و خورشید در یک راستا قرار ندارند. چون دوره زمینی 365 روز می باشد.
از این طریق کپلر توانست مدار زمین را مشخص کند. او مدار زمین را دایره بدست نیاورد بلکه مدار زمین را بیضی نزدیک به دایره یافت. او مشاهده کرد که سرعت زمین در نزدیکی خورشید افزایش می یابد. و این مسئله ذهن کپلر را مشغول کرده بود. و او برای حل مسئله خود به دنبال علت فیزیکی آن می گشت. وی فکر می کرد که خورشید بر سیارات نیرو وارد می کند که آن ها را در مدار نگه داشته. امّا روشی برای اثبات عقیده خود نداشت. امّا شیوه اثبات هندسیّه مدار زمین موجب شد که کپلر قانون اول خود را تدوین کند. مطابق این قانون خط واصل سیاره و خورشید در بازه زمانی یکسان، مساحت یکسانی را جارو می زند. و به عبارتی این قانون نشان می دهد که سرعت سیارات در نقاط مختلف مدار در یک دوره تغییر می کند.
کپلر با تعیین مدار نسبتاً دقیق زمین، اکنون می توانست مدار مریخ را محاسبه کند. او در روشی مشابه با روش قبلی، مدار مریخ را تعیین کرد. او مدار مریخ را بیضی مایل به دایره بدست آورد. امّا شکل بیضی مدار زمین با بیضی مدار مریخ متفاوت بود. هر چند که بیضی ها از نظر شکل متفاوتند امّا در یک خواص کلی متشابه اند و اینکه هر نقطه واقع بر بیضی مجموع فاصله شان از دو نقطه ثابت به نام کانون، همواره یکسان و ثابت است. با کشف مدار بیضی مریخ و زمین، کپلر قانون دوم خود را توانست تدوین کند. به موجب این قانون، مدار سیارات به دور خورشید، بیضی می باشند و خورشید در یکی از کانون های بیضی قرار دارد.
کپلردر سال 1609 پس از آنکه دو قانون خود را تدوین کرد با دو مسئله مهم رو به رو شد و اینکه چرا مدار حرکت سیارات به دور خورشید بیضی است. و همچنین سرعت و مدار سیارات نبایستی تصادفی و مستقل از یکدیگر باشند. و به همین دلیل تلاش می کرد تا بتواند بین سرعت و اندازه مدار سیارات رابطه را بیابد. کپلر پس از ده سال محاسبه و بررسی توانست به رابطه ای میان اندازه مدار و دوره سیارات دست یابد.
کپلر در سال 1619 در کتاب هماهنگی جهان می نویسد:" پس از آنکه با تلاش و کوشش خود در مدتی طولانی، و با استناد به رصد های تیگو براهه، رابطه درست و حقیقی را پیدا کردم..."(1) این قانون که به قانون هماهنگی یا دوره تناوب نیز معروف است بدین شرح است: مربع دوره گردش سیارات با مکعب فاصله میانگین آن ها از خورشید متناسب است و یا به عبارتی دیگر، نسبت مربع دوره گردش سیارات به مکعب فاصله میانگین آن ها از خورشید همواره ثابت است. این رابطه همیشه یک مقدار ثابتی است: T^2/R^3
سیاره مریخ
کپلر در واقع حرکات اجرام آسمانی را بر اساس هندسه و ریاضیات توصیف کرد و هرگز در مورد علت های آن چیزی نگفت. او دوست داشت که پدیده های آسمانی و حرکات اجرام آسمانی را بر اساس علت های فیزیکی توضیح دهد. تا اینکه نیوتون با ظهور خود در میدان رقابت، توانست با ارائه چهار قانون مهم خود( قانون چهارم همان قانون گرانش است) به این مسائل از دید فیزیکی و ریاضی پاسخ دهد.
در پایان این نکته را مستلزم می دانم که عامل مشترکی میان نیوتن و کپلر در کشف حقایق طبیعت وجود دارد البته شاید این عامل با دانشمندان دیگری نیز در اشتراک باشد، اما چون بحثمان درمورد کپلر هست این نسبت را به وی می دهیم. و اینکه افتادن سیب در برابر چشمان نیوتن منجر به این شد که نیوتن به فکر قانون گرانشی بیفتد و این امر سبب مشهور شدن او شد که تحول عظیمی را در فیزیک ایجاد کرد. و کپلر هنگامی که به دستیاری تیگو براهه منصوب شد اولین ماموریت او رصد مدار مریخ بود، و این مدار مریخ بود که باعث شد کپلر به معمّاهایی برخورد کند، و در حل این معمّا ها قوانینی را تدوین نمود که با استناد به این قوانین توانست به این پرسش ها پاسخ دهد. مردم هم عصر نیوتن و همچنین مردمان قبل از او هیچگاه با افتادن سیب از درخت نتوانستند به فکر نیروی گرانشی بیفتند و مانند نیوتن شوند.
تی دانشمندان هم عصر کپلر مانند تیگو براهه و حتی دانشمندان ومنجمان قبل از او که مشغول رصد مدار سیارات بودند، نتوانستند مانند کپلر در مورد مدار سیارات این گونه فکر کنند.

www.hupaa.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

مردمان اولیه و آسمان بالای سرشان

مردمان اولیه از آسمان به عنوان قطب نما ، ساعت و تقویم استفاده می‌کردند. طلوع و غروب خورشید به ترتیب نمایانگر شرق و غرب بودند. صورتهای کره ماه ، یک ماه را معین می‌نمود و ماه به همراه حرکت سالانه خورشید در آسمان تقویم را پدید آورند. با شروع تبادلات تجاری میان فرهنگها ، موقعیت ستارگان برای راهنمایی دریانوردان بکار گرفته شد.
ستاره شناسی ما قبل تاریخ
آثار مشاهدات آسمان حتی از دوران ما قبل تاریخ ، یعنی قبل از آغاز ثبت رخدادها بر جای مانده است. تصور می‌شود که سنگهای قائم یافته شده در برخی از نقاط اروپا اولین رصدخانه‌ها باشند و این سنگها برای نشان دادن موقعیت خورشید و ماه در برخی از اوقات سال ، نظیر اعتدالین ، چیده و مرتب شده‌اند. احتمالا مراسم مذهبی در این روزها برگزار می‌شد، هر چند که کاربرد دقیق سنگها به درستی معلوم نیست.
می‌توان نمونه برجسته سنگهای قائم ما قبل تاریخ را در استون هنج انگلیس یافت. این سنگها حول دایره‌ای چیده شده‌اند و ظاهرا بین سالهای 2200 و 1600 قبل از میلاد بر پا شده‌اند. خیابانی دراز به محلی منتهی می‌شود که خورشید به هنگام رسیدن به بالاترین نقطه آسمان (انقلاب تابستانی) ، در روز به آنجا می‌رسد. از دیر باز استون هنج با مراسم بت پرستی آمیخته بوده است و هنوز آئینهای گرامی داشت انقلاب تابستانی در آنجا برگزار می‌شوند.
اغلب ، اختر شناسی اولین علم محسوب می‌شود. تقریبا همه تمدن های پیشین حرکات اجرام سماوی را مطالعه می‌کردند و از اندوخته دانششان برای تعیین زمان ، تجارب و نظم دادن به زندگی روزمره بهره می‌گرفتند. این اولین کوشش برای درک نیروهای طبیعی و مهار آنها به سود بشر بود.
انسانهای شکارچی و گیاه چین
انسانهای نخستین با شکار و جمع آوری گیاهان امرار معاش می‌کردند. اگر چه بقایای اندکی از این جوامع باستانی بر جای مانده ، ولی بی‌تردید آنها بازگشت ادواری فصول و الگوهای نا متغیر ستارگان را مشاهده کرده‌اند. به عنوان مثال ، استخوانهایی که در آفریقا کشف شده ، نقوشی را نشان می‌دهند که ظاهرا هلالهای ماه را در قالب تقویم جمع بندی کرده است. انسانها تقریبا در 9 هزار سال قبل از میلاد در جوامع زراعی ساکن شدند. دو فرهنگی که در ابتدا پیدایش یافتند عبارت بودند از مصریان در آفریقا و بابلیان در در غرب آسیا ، برای هر دو تعیین زمان جهت سازماندهی به زندگی مذهبی و اقتصادی ضروری بود و آنها با حرکات ماه و خورشید تقویم ابداع کردند. این تقویمها بر پایه سال شمسی یا سال قمری استوار بودند. سال شمسی مدت زمانی است که زمین به دور خورشید می‌گردد یعنی 365 روز و یک چهارم روز.
اعتقادات بابلیان
بابلیان تقویمشان را از روی رصد ماه که چرخه‌اش 29.5 روز طول می‌کشد، ابداع کردند. تقویمهای بابلی که احتمالا نخستین بار در سال 3 هزار قبل از میلاد پدید آمدند، بر اساس 12 ماه قمری بودند. بعد از هر دوره 29 روزه ، دوره‌ای 30 روزه قرار داشت، در نتیجه سال قمری 354 روز بود. برای مساوی نمودن سال قمری و شمسی، که تغییر فصول را کنترل می کرد هر چند سال یکبار چند ماه دیگر به تقویم اضافه می شد.
بابلیان معتقد بودند که خدایان ، خورشید ، ماه ، سیارات و ستارگان را در آسمان قرار داده‌اند و به دقت بر آنها نظارت می‌کنند. آنها دریافتند که سیارات در پهنه معینی از آسمان حرکت می‌کنند که به برج فلکی معروفند و الگوهای ستارگان این پهنه را به صور فلکی تقسیم نمودند. آنها همچنین مشاهدات خود را از کسوفها ، شهابها ، ستارگان دنباله دار ثبت کردند.
مصریان
مصریان باستان توجه اندکی به حرکات سیارات داشتند و از ستاره شناسی تنها برای تعیین زمان استفاده می‌کردند. آنها اولین مردمانی بودند که تقویمی مبتنی بر سال شمسی ابداع نمودند. آن سال با طغیان رود نیل آغاز می‌شد که رخدادی سالیانه بود و برای جوامع زراعی مجاور کرانه‌اش اهمیتی حیاتی داشت. این طغیان با طلوع صبحدم ستاره شعرای یمانی ، درخشانترین ستاره آسمان ، مقارن بود.
چینی‌ها
قدمت اختر شناسی چینی به 4 هزار سال قبل از میلاد باز می‌گردد و چینی‌ها متقاعد شدند که حرکات خورشید ، ماه و سیارات راهنمای پیشگویی آینده هستند. آنها به دقت آسمان را رصد نمودند و امروزه یاد داشتهای آنها درباره ستارگان دنباله دار و ابرنواخترها برای اخترشناسان کاربرد قابل ملاحظه‌ای دارد. آنها توجه خاصی به کسوف مبذول داشتند و می‌پنداشتند که بد یمن است. آنها تصور می‌نمودند که کسوف بر اثر خورده شدن خورشید توسط اژده‌ها ایجاد می‌شود و در خلال کسوف به خیابانها می‌ریختند تا با کوبیدن قابلمه و ماهی تابه آن جانور را فراری بدهند.
تمدن مایا
مایایی‌ها که در خلال سالهای 2 هزار قبل از میلاد و 900 میلادی ساکن آمریکای جنوبی بودند، معتقد بودند که سیارات و ستارگان خدایانند. آنها برای رصد حرکات متغیر اجرام سماوی اهرامی بنا نهادند و تقویم شمسی دقیقی وضع نمودند. آنها همچنین با محاسباتی وقوع خسوف و کسوف را پیش بینی می‌کردند.

www.roshd.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

طوفان مغناطیسی چیست

طرح یک فیلم علمی-تخیلی نوع ب، اتفاق عجیب غریبی در عمق زیر زمین در حال اتفاق افتادن است، جایی که چرخش پیوسته‌ی هسته‌ی مایع و فلزی زمین، میدان مغناطیسی نامرئی‌ای تولید می‌کند که سیاره‌ی ما را از تابش‌های مضر کیهانی محافظت می‌کند. این میدان، به آرامی در حال ضعیف‌تر شدن است. آیا ما به سمت رستاخیز غیرمغناطیسی شدنی به پیش می‌رویم که ما را در برابر اثرات مهلک بادهای خورشیدی و اشعه‌های کیهانی بدون دفاع باقی می‌گذارد؟ «طوفان مغناطیسی» برای آینده‌ی مبهم مغناطیسی ما محتمل به نظر می‌رسد. دانشمندانی که این مسأله را مورد بررسی قرار داده‌اند در همه‌جا به مطالعه پرداخته‌اند، از مریخ، که در چهار بیلیون سال پیش دچار یک بحران مغناطیسی شده است و از آن زمان به بعد عاری از هرگونه میدان مغناطیسی، جو قابل ملاحظه و محتملاً حیات شده است، گرفته تا آزمایشگاهی در دانشگاه مریلند، که تیمی به سرپرستی دن لاترپ فیزیکدان، دست به شبیه‌سازی هسته‌ی مذاب آهنی زمین با استفاده از 240 پوند سدیم مذاب به شدت قابل انفجار زده‌اند. واضح‌ترین نشانه‌های میدان مغناطیسی زمین شفق‌های قطبی هستند، که در اثر برهمکنش ذرات باردار کیهانی با جو زمین در هنگام فروافتادن در قطب شمال و جنوب مغناطیسی به وجود می‌آیند.
لیکن نشانه‌های تحلیل میدان مغناطیسی بسیار ظریف می‌باشند - اگرچه آن‌ها در هر ظرف سفالی‌ای که تا کنون در کوره پخته شده است آشکارند. در هنگام پخته شدن سفال‌ها در دمای بالا، ناخالصی‌های آهنی موجود در خاک رس حالت دقیق میدان مغناطیسی زمین را دقیقاً در آن لحظه به ثبت می‌رسانند. جان شاو زمین شناس از دانشگاه لیورپول انگلیس، با بررسی کوزه‌ها از عصر حجر تا زمان حال مدرن کشف کرده است که شدت تغییرات میدان مغناطیسی تا چه حد هیجان‌انگیز می‌باشد. او می‌گوید: «هنگامی که ما نمودار نتایج حاصل از سرامیک‌ها را رسم می‌کنیم، کاهش سریعی را با حرکت به سمت زمان حال مشاهده می‌کنیم. نرخ تغییرات در 300 سال اخیر از هر زمان دیگری در 5000 سال گذشته بیشتر است. میدان مغناطیسی از یک میدان قوی به سمت یک میدان ضعیف به پیش می‌رود، و این اتفاق به سرعت در حال افتادن است.»
با نرخ کنونی، میدان مغناطیسی زمین در عرض چندین قرن به طور کامل از بین می‌رود، و سیاره زمین در برابر جرقه‌های بی‌رحمانه‌ی ذرات باردار کیهانی بدون حفاظ می‌ماند با نتایجی غیر قابل پیشبینی برای جو زمین و حیات. احتمالات ممکن دیگر: میدان می‌تواند از ضعیف شدن دست بکشد و دوباره قوی بشود، و یا بعد از ضعیف شدن تا حد خاصی ناگهان جهت خود را تغییر دهد - یعنی این‌که قطب‌نماها سمت قطب جنوب را نشان می‌دهند. آثار قدیمی‌تری از نوسان میدان مغناطیسی زمین نسبت به آن‌چه از تحقیقات شاو حاصل شده است نتایجی بسیار پیچیده‌تر را نشان می‌دهد. گدازه‌های آتشفشانی کهن در جزیره هاوایی هم در مورد قدرت میدان مغناطیسی زمین با توجه به زمان سرد شدن گدازه‌ها و هم در مورد جهت قطب‌های شمال و جنوب مغناطیسی با توجه به جهت گدازه‌ها به ما اطلاعات می‌دهند. مایک فولر زمین‌شناس از دانشگاه هاوایی می‌گوید: «وقتی ما به 700,000 سال پیش بر‌می‌گردیم پدیده‌ی غیر قابل باوری را مشاهده می‌کنیم. جهت مغناطیسی صخره‌ها ناگهان در جهت معکوس قرار گرفته است. به جای آن‌که آن‌ها به سمت شمال مغناطیسه باشند- همانند چیزی که امروز مشاهده می‌کنیم - به سمت جنوب مغناطیسه شده‌اند.»
به نظر می‌رسد که چنان تغییر جهت میدان مغناطیسی‌ای به طور متوسط هر 250,000 سال یک‌بار به وقوع پیوسته است، که نتیجتاً هم اکنون برای جابه‌جایی دیگری در قطب‌های مغناطیسی خیلی هم دیر شده است. گری گلاتزمایر دانشمندی از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا چنان جابه‌جایی‌هایی را بین دو قطب شمال و جنوب در شبیه‌سازی‌های کامپیوتری مشاهده کرده است (یکی از شبیه‌سازی‌ها را در این‌جا می‌بینید). این اتفاقات مجازی شباهت خیلی زیادی با رفتار کنونی میدان مغناطیسی زمین نشان می‌دهد ولذا می‌توان نتیجه گرفت که ما در آستانه‌ی تجربه یکی دیگر از جابه‌جایی‌های قطب‌های زمین قرار داریم، اگرچه تکمیل آن چندین قرن به طول می‌کشد.
برخی از محققان عقیده دارند که ما در حال حاضر هم در مرحله انتقالی قرار داریم، با توجه به توسعه نواحی‌ با رفتارهای غیر متعارف مغناطیسی - که خطوط میدان در جهت اشتباه حرکت می‌کنند - نشانه‌هایی از حالت ضعیف‌تر و آشوبناک‌تری برای سپر محافظ ما است.
راب کو زمین شناس از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا، حتی ممکن است شواهدی در گدازه‌هایی در اُرگان پیدا کرده باشد که حاکی از ضربات مغناطیسی ناشی از دوره‌ی جابه‌جایی می‌باشد. تصویری که ایجاد می‌شود ممکن است به پرسروصدایی استانداردهای آبروریزی‌های هالیوودی نباشد، لیکن با توجه به این‌که تمدن بشری هیچ گاه در چنین موقعیتی قرار نداشته است، نسل بشر می‌تواند دوران جالب و پرمبارزه‌ای را در پیش رو داشته باشد.

www.hupaa.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

چرا ستاره های دنباله دار دنباله دارند؟

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.
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 :
و 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.

www.hupaa.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

وقتی شهابواره وارد جو زمین می شود

شبی رویایی! ستارگان در سکوت آسمان چشمک می زنند، گویی همه آنها بر گنبد آسمان میخکوب شده اند. از آن شبهایی است که باید ساعتها نشست و به ستاره ها خیره شد: دب اکبر و ذات الکرسی رقصی را به دور ستاره قطبی آغاز کرده اند و ماکیان آسمان تابستان بالهای خود را گشوده است گویا این دو را در رقص ستاره ها همراهی می کند. اما ناگهان آرامش آسمان برهم می خورد! شیی بزرگ و نورانی، درخشان تر از سایر ستارگان در آسمان ظاهر می شود و با سرعتی باور نکردنی به پیش می تازد.به رنگهای سبز، قرمز، زرد و آبی می درخشد و دنباله ای چون دود هواپیما بر جا می گذارد. در آنی پهنه ی آسمان را طی می کند و ناگهان خاموش و ناپدید می شود. چه حادثه عجیبی این مهمان ناخوانده چه بود و از کجا آمد؟
این مهمان فضایی از دوردستهای فضا به زمین رسیده است. آنچه که در آسمان نور افشانی کرد در واقع یک شهاب بود. سنگی از گوشه های دور منظومه شمسی. سنگی چند میلیارد ساله که اگر به دست دانشمندان بیفتد، گوشه ای از تاریخ منظومه شمسی را از دلش بیرون می کشند. این میهمان با پای خود به زمین می آید. اگر برای آوردن مشتی خاک یا چند تکه سنگ از ماه و مریخ باید میلیونها دلار خرج کرد، سنگهای آسمانی مفت و مجانی به زمین می آیند. تعدادشان هم کم نیست. در همه جا می توان پیدایشان کرد. شاید در موقع کوهنوردی، در موقع گشت و گذار در دشت و بیابان، بی اعتنا پا بر روی یکی از این سنگها گذاشته و گذشته اید. شاید یکی از سنگهای پی و دیورا خانه تان سنگ آسمانی است.
زمین همیشه در معرض بمباران این سنگهای آوره است و هر سال بین 20000 تا 100000 تن ماده از فضای بیرون به جو زمین وارد می شود. این مواد اندازه های گوناگونی دارند از چند صدم گرم تا چند صد کلیو گرم. آنها خرده ریزه هایی هستند که از تشکیل منظومه شمسی باقی مانده اند.
این خرده ریزه های کوچک را شهابواره می نامند و وقتی شهابواره وارد جو زمین می شود اصطکاکش با مولکولهای هوا چنان شدید است که ملتهب می شود و می سوزد در این موقع می بینیم ستاره ای در آسمان به راه افتاده و حرکت می کند. این تیر های نورانی رونده یا شهابها از منظره های زیبای آسمان شب هستند. در جایی که آسمان صاف و تاریک است شما در ساعت می توانید پنج شش شهاب را ببینید.
شهابها لحظه به لحظه کوچکتر و کم نور تر می شوند، چون می سوزند و ماده آنها تمام می شود اما بعضی از آنها آنقدر بزرگ هستند که به صورت تکه سنگی بر روی زمین می افتند. این سنگ یعنی شهابسنگ سنگی است که شکارش آرزوی منجمان آماتور می باشد.
هر چه شهاب پرنور تر باشد احتمال اینکه ماده اش نسوزد و و بخشی از آن به زمین بیفتد بیشتر است. پس از روی نورانیت شهاب می توان حدس زد که آیا به طور کامل می سوزد و یا اینکه روی زمین می افتد
قدر (میزان نورانیت) سیاره زهره در حالت خود 4- است. اگر میزان نورانیت زهره را به خاطر بسپارید می توانید از آن به منزله مقیاس سنجش نورانیت شهابها استفاده کنید. شهابهای پرنورتر از زهره را آذرگوی (گوی آتشین) می نامند. یک آذر گوی به قدر 4- تکه آهن و یا سنگی به وزن 50 گرم است. برای آنکه آذرگویی با نورانیت شدید مثلا" از قدر 12- دیده شود وزنش حتما" باید 3 تا 5 کیلو گرم باشد. چنین آذر گویی حتما به زمین می افتد در واقغ شهابهایی نورانیتر از قدر 8- بدون شک خود را به زمین می رسانند.
نورانی ترین آذر گویی که تاکنون مشاهده و ثبت شده است شهابی از قدر تقریبی 22- (به نورانیت خورشید) بوده است که در شب 13 آذر 1351 آسمان منطقه سوماوا در کشور چک را برای مدتی روشن کرد. متاسفانه هیچ تکه ای از این آذر گوی یافت نشد. آذر گوی های نورانی گاهی چنان منفجر می شوند که چیزی از آنها باقی نمی ماند و آنها را بولید می نامند.

www.persianstar.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

معرفی متغیر های تپشی

به طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازه های مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به ما می دهند،اهمیت پیدا کردند.
متغیر های تپشی
درخشندگی این ستاره ها بر اثر انقباض و انبساط لایه های سطحی شان تغییر می کند.تپش آنها ممکن است شعاعی یا غیر شعاعی باشد،تپش های شعاعی صورت کروی ستاره را نگه می دارد اما تپش های غیر شعاعی موجب بیضی شدن ستاره می شود.این دسته از متغیر ها بر حسب دوره تناوب تغییراتشان،دما و مرحله تحولشان به زیر رده های مختلفی تقسیم می شود که مهمترین آنها عبارتند از :
قیفاووسی
این متغیر ها نام خود را از ستاره دلتا - قیفاووس گرفته اند.آنها ستاره های جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرونگ-راسل ( H-R ) به سر می برند دوره تناوب آنها ۱ تا ۷۰ روز و رده طیفی شان G٬FوK است.افزایش درخشندگی این متغیر ها سریع تر از کاهش درخشندگی شان رخ می دهد.برای مثال دلتا-قیفاووس در مدت ۱.۵ روز به بیشینه درخشندگی و طی ۴ روز به کمینه خود می رسد.در سال ۱۹۱۲ هنریبا لیویت با برسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی بزرگ متوجه شد٬ هرچه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد٬ درخشندگی واقعی آن بیشتر است.این یافته بزرگ کمک بزرگی به فاصله سنجی ستاره و خوشه های ستاره ای محسوب می شود.زیرا به این ترتیب می توان درخشندگی واقعی ستاره را بدست آورد و از مقایسه قدر ظاهری با درخشندگی مطلق فاصله مورد نظر را بدست آورد.در سال ۱۹۱۷ هارلو شیپلی با همین روش فاصله ما تا مرکز کهکشان محاسبه نمود و کمی بعد از او ادوین هابل با بررسی چند قیفاووسی در کهکشان های دیگر ( که سحابی پنداشته می شدند ) دریافت که کهکشان ما در عالم تنها نیست.
W - سنبله
اغلب در خوشه های کروی و در عرض های بالایی کهکشان یافت می شوند.دوره تناوب آنها ۰.۸ تا ۳۵ روز و تغییر قدرشان بین ۰.۳ تا ۱.۲ قدر است.این ستاره ها هم از رابطه دوره تناوب - درخشندگی پیروی می کنند٬ اما برای هر دوره تناوب مشخص ۰.۷ تا ۱.۲ قدر کم نور تر از همتایان قیفلووسی خود هستند.
RR - شلیاقی
ستاره هایی پیر٬سفید٬داغ و کم جرم که منحنی نوریشان شبیه قیفاووسی هاست اما دوره تناوب آنها کوتاهتر و بین ۰.۰۵ تا ۱.۲ روز است. این متغیر ها مستقل از دوره تناوبشان٬ قدر مطلق ثابتی دارند. دامنه تغیرات آنها ۰.۳ تا ۲ قدر است.جالب آن است که می توان تغییرات آنها طی یک شب دنبال کرد.
RV - ثوری
ابرغول های نارنجی و قرمز اند که دچار تپش ستاره ای شدند. در بیشینه درخشندگی از رده طیفی F-G هستند در حالی که در کمینه درخشندگی دمایشان کمتر است و از رده K-M محسوب می شوند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا ۱۵۰ روز و تغییر قدرشان تا ۳ قدر متغیر است.
نیمه منظم
این متغیر ها غول ها و ابر غول های سرخی اند که تغییرات درخشندگی متناوبی از خود نشان نمی دهند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا چندهزار روز و تغییراتشان معمولا کمتر از ۲.۵ قدر است.
بلند دوره منظم ( میراگونه )
سردسته آنها امیکرن-قیطس یا میرا ( MIRA ) می باشد.دوره تناوب این رده ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز و تغییراتشان حداقل ۲.۵ فدر است.در واقع آنها ابرغول های سرخی از رده طیفی M هستند. این ستاره ها که در دوران پایان زندگیشان به سر می برند٬واقعا بزرگ اند به طور مثال میرا چناب بزرگ است که اگر به جای خورشید قرار گیرد لایه های بیرونی تا مدار مشتری می رسند.تپش های آنها هم شعاعی و هم غیر شعاعی است٬و شاید به دلیل همین تپش هاست که برخی از آنها از جمله میرا بیضوی اند.

www.academist.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

زندگی یک ستاره

جالب است بدانید که ستارگان هم مانند موجودات زنده متولد می‌شوند، زندگی می‌کنند و سپس می‌میرند، ولی طول زندگی آنها بسیار طولانی است. متاسفانه عمر کوتاه انسانها کفاف نمی‌دهد تا بتوانند زندگی یک ستاره را در مراحل مختلف شاهد باشند. با این حال اخترشناسان این مراحل را برای ما مشخص می‌کنند.
در طول زندگی انسان ، ستارگان بیشمار راه شیری عملا بدون تغییر به نظر می‌رسند. گاهی یک نواختر (ستاره‌ای که بطور ناگهانی و انفجاری مقادیری عظیم انرژی از خود آزاد می‌کند) ، ناگهان ظاهر آشنای یک صورت فلکی را به مدت چند هفته عوض می‌کند و دوباره کم نورتر می‌شود. منظره زیبایی که یک ابرنواختر در آسمان پدید می‌آورد، بسیار نادر است. ستارگان نیز در نهایت تغییر می‌کنند و هیچ کدام تا ابد پایدار نمی‌مانند. ستاره ، هنگامی که انبار عظیم سوخت هسته‌ای آن به پایان برسد، می‌میرد. ستارگان بسیار جوان هنوز در میان گازهایی که از آن شکل می‌گیرند، پنهان هستند.
ستاره بعد از تولد
بعد از آنکه ستاره شکل می‌گیرد (تولد ستاره)، بلافاصله حیاتی پایدار بدست می‌آورد. در همین زمان واکنشهای هسته‌ای در داخلی‌ترین هسته ستاره ، هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و انرژی آزاد می‌گردد. سرانجام همه هیدروژن درون آن به مصرف می‌رسد. بعد از این ، تغییراتی در لایه‌های درونی ستاره آغاز می‌شود. در حالی که واکنشهای جدیدی از هلیوم شروع می‌شوند، لایه‌های بیرونی باد می‌کنند تا ستاره را به اندازه غول برسانند.
در اثر تغییرات زیاد ، ستاره به مرحله متغیر بودن می‌رسد. در نهایت هیچ منبع ممکن برای آزادسازی انرژی باقی نمی‌ماند. ستارگان کوچکتر در اثر انقباض به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگان سنگین‌تر به‌صورت ابرنواختر منفجر می‌شوند. ماده بیرون ریخته از یک ابرنواختر ، بخشی از گاز بین ستاره‌ای را تشکیل می‌دهد که زادگاه ستارگان جدید است.
سحابی سیاره‌ای
ستارگان در یکی از آخرین مراحل زندگی خود ، قبل از آن که به کوتوله سفید تبدیل شوند، منظره بسیار زیبایی در آسمان بوجود می‌آورند. این مرحله سبب پیدایش سحابی‌های سیاره‌ای می‌شود. یک سحابی سیاره‌ای هنگامی تشکیل می‌شود که ستاره مرکزی آن ، لایه‌ای به بیرون پرتاب کند. لایه گاز همانند حلقه‌ای از دود منبسط می‌شود.
تأثیر نیروی گرانش بر زندگی ستارگان
سراسر زندگی ستاره به یک میدان نبرد شبیه است. نیروی گرانش سعی دارد که ستاره را منقبض کند، ولی با مقاومت فشار رو به بیرون ستاره مواجه می‌گردد. سرانجام ستاره تحلیل می‌رود و گرانش ، کنترل را بدست می‌گیرد. در این حالت ستاره شکل کاملا متفاوت با ستاره‌ای معمولی و سالم به خود می‌گیرد.
مراحل مختلف زندگی ستاره
تشکیل کوتوله سفید
نیروی گرانش یک نیروی جاذبه است، لذا ذرات ماده در اثر این نیرو به هم نزدیکتر می‌شوند. همچنین چون نیروی گرانش با جرم ذرات نسبت مستقیم دارد و نیز چون جرم ستاره فوق‌العاده زیاد است، لذا جاذبه گرانشی درون آن بسیار شدید خواهد بود. به عنوان مثال در اعماق خورشید فشار در فاصله یک دهمی سطح تا هسته ، تقریبا یک میلیون بار بیشتر از فشار جو در سطح زمین است. در این فاصله فشار تا هزار میلیون بار بیشتر از فشار جو زمین صعود می‌کند. این فشار با مقاومت گازهای داغ درون خورشید مواجه می‌شود. این گاز توسط کوره هسته‌ای گرم نگه داشته می‌شود.
هنگامی که آتش هسته‌ای رو به کاهش می‌گذارد، گاز داغ درون ستاره سرد می‌شود. بنابراین نیروی گرانش غالب می‌شود. آنچه در این مرحله روی می‌دهد، به جرم ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای رو به مرگ مانند خورشید ، درهم فرو می‌ریزد تا به اندازه زمین برسد. در این روند هیچ انفجار واقعی و قابل توجه رخ نمی‌دهد. ستاره فقط به توده‌ای از خاکستر رادیواکتیو تنزل پیدا می‌کند و به آرامی سوسو می‌زند. در این حالت ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می‌شود. یک فنجان از ماده آن یک صد تن وزن دارد.
تشکیل ستاره نوترونی
اگر جرم ستاره‌ای بیشتر از خورشید باشد، فشار فرو ریزش مرحله کوتوله سفید را نیز پشت سر می‌گذارد و متوقف نمی‌شود. فرایند فرو ریزش تا جایی که قطر ستاره به حدود ده کیلومتر برسد، ادامه پیدا می‌کند. در این نقطه ، ستاره گلوله‌ای چگال از ذرات هسته‌ای است که آن را ستاره نوترونی می‌نامند. یک فنجان از ماده آن ، یک میلیون میلیون تن وزن دارد.
تشکیل تپ اختر
برخی از ستارگان نوترونی به سرعت می‌چرخند و در هر بار چرخش ، تابشهایی در محدوده امواج رادیویی گسیل می‌کنند. اینگونه ستارگان نوترونی ، تپ اختر نامیده می‌شوند.
تشکیل ابرنواختر
یک ستاره نوترونی بدون وقوع یک انفجار شدید اولیه شکل نمی‌گیرد. ستاره رو به مرگ ، ممکن است در چند ثانیه آخر حیات خود ، به صورت یک ابرنواختر شعله‌ور شود. درخشش آن چند روز از تمام کهکشانها پیشی می‌گیرد. از بخش مرکزی ابرنواختر ، یک ستاره نوترونی تشکیل می‌شود.
تشکیل سیاهچاله‌ها
یک ستاره رو به مرگ ، مثلا با جرمی 10 برابر جرم خورشید چنان زیر بار گرانش تولید شده قرار می‌گیرد که هیچ نیرویی نمی‌تواند در برابر فرو ریزش آن مقاومت کند. وقتی که چنین ستاره‌ای منقبض می‌شود و به اندازه‌ای در حدود دو کیلومتر می‌رسد، گرانش به حدی زیاد می‌شود که سرعت گریز از سطح آن به بیشتر از سرعت نور می‌رسد.
از موشک گرفته تا ذرات نور و علائم رادیویی ، هیچ یک نمی‌توانند از سطح آن بگریزند. این گرانش به قدری نیرومند است که همه چیز را به طرف خود می‌کشد. ما فقط می‌دانیم که در این حالت ، ستاره به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود. سیاهچاله‌ها را نمی‌توان دید، چون نور نمی‌تواند از سطح آن بگریزد.
عقاید انسانها در مورد ستارگان
از یک نظر زمانی هر یک از ما درون ستارگان بوده است و از دیدگاه دیگر ، هر کس روزگاری در فضای خالی و گسترده بین ستارگان جای داشته است. بالاخره اگر برای جهان آغازی در نظر گرفته شود، زمانی هر یک از ما در آن آغاز حضور داشته است. به این معنی که هر مولکول بدن ما ، دارای موادی است که روزگاری در مرکز داغ و پر فشار یک ستاره جای داشته‌اند. در این نقاط بود که آهن موجود در سلولهای قرمز خون ، شکل گرفته است.

www.hupaa.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

ماهواره‌های ستاره شناسی

ستارگان گرم از خود تشعشع ماوراء بنفش ساطع می‌کنند که معمولا جو زمین مانع رسیدن آن به زمین می‌شود. بنابراین همیشه تلسکوپهای ماوراء بنفش بر روی ماهواره‌ها نصب می‌شوند. بجای شیشه که این نوع تشعشع را جذب می‌کند با یک کانی به نام کوارتز آینه‌های تلسکوپ را می‌سازند. این آینه‌ها پوشش مخصوصی دارند که می‌توانند اشعه ماوراء بنفش را منعکس کنند.
مکان ماهواره‌ها
از آنجایی که ماهواره‌ها برای جلوگیری از تداخل امواج رادیویی باید جدا از هم باشند، لذا شماره مکانهای مداری در مدار همزمان با زمین که امکان استفاده آن برای ارتباطات وجود دارد محدود است. از اینرو جای شگفتی نیست که وظیفه مدیریت در امور دستیابی به مدار و استفاده از فرکانسها برای انواع روز افزون و متنوع کاربردهای زمینی و ماهواره‌ای بوسیله شمار روز افزونی از کشورها بی‌نهایت دشوار شده است. از سویی استفاده از ماهواره‌ها در کشورهای متمدن و پیشرفته به عملکرد دقیق و عملیات روز به روز دقیقتر نه تنها از نظر بکار گیری شیوه خودشان ، بلکه از نظر همسایگانشان در مدار همزمان با زمین نیاز می‌باشد.
برخی از ماهواره‌ها نیز در مدار ناهمزمان با چرخش زمین (non - geosynchronous) قرار داده می‌شوند. در ماهواره‌های ناهمزمان با مدار زمین ، ماهواره دیگر در دید ایستگاه زمینی نیست، زیرا که سطح افق زمین را پشت سر می‌گذارد و از دیدرس خارج می‌شود. در نتیجه برای اینکه ارسال همواره ادامه یابد به چندین ماهواره از این نوع نیاز است و چون نگهداری و ادامه کار چنین شیوه ارتباطی بسیار پیچیده و گران است، لذا کاربران و متخصصان طراحی ماهواره‌ها بیشتر جذب ماهواره همزمان با زمین می‌شود.
ماهواره‌های ستاره شناسی
ماهواره‌های ستاره شناسی اطلاعاتی درباره فضا فراهم می‌کنند که از زمین بدست نمی‌آید. آنها میدان مغناطیسی زمین ، کمربند تشعشع آن و بادهای خورشیدی را مطالعه می‌کنند. آنها تشعشع ستارگان و کهکشانهای دور دست را شامل اشعه گاما ، تشعشع ماوراء بنفش ، اشعه ایکس و تشعشع مادون قرمز شناسایی می‌کنند. این تشعشع اغلب اطلاعاتی درباره اجرامی نظیر کوازارها ، ابرهای گازی شکل نامرئی حفره‌های سیاه و بقایای ستارگان منفجر شونده را آشکار می‌کند.

www.roshd.ir

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

چگونه از آسمان شب عکس بگیریم

در این مقاله سعی می کنم تا شما کاربرای عزیز را به صورت مختصر با عکاسی آسمان شب آشنا کنم. این مقاله شما را یاری خواهد کرد تا برحسب امکاناتی که دارید، به عکاسی نجومی به پردازید. در مقالات آینده بحث عکاسی نجومی را به صورت دقیق تری پیگری خواهیم کرد. اگر شما کاربر گرامی عکاسی نجومی می کنید می توانید عکسهای خود را برای ما ارسال کنید تا در گالری تصاویر نجومی که در حال راه اندازی است با نام خودتان منتشر کنم.
عکاسی از رد ستاره ها :
ابزار: هر دوربین عکاسی (دیجیتال یا آنالوگ) که سرعت قابل تنظیم داشته باشد و بتوان دیافراگم آن را برای مدت طولانی باز نگه داشت. دوربین را حتما" باید روی سه پایه یا هر وسیله دیگری ثابت نگه داشت.
سیستم نوری: لنز معمولی دوربین عکاسی کافی است. هر لنز با فاصله کانونی 50mm تا 300mm مناسب است. قطر لنز ترجیحا" باید بیشتر از 15mm باشد.
روش عکاسی: فاصله لنز دوربین را روی بینهایت ( ∞ ) تنظیم کنید و دوربین را به هر قسمت از آسمان که می خواهید نشانه روید. 10 دقیقه یا بیشتر، دریچه دیافراگم را بازنگه دارید. (در واقع فیلم و یا CCD دوربین شما به این میزان نور می بیند.) آسمان باید تاریک باشد در شبهای مهتابی عکس خوبی از رد ستاره ها نخواهید گرفت.
عکاسی از ماه:
ابزار: تلسکوپ (بازتابی یا شکستی)، با آداپتوری که تلسکوپ را به دوربین عکاسی وصل کند. از لنز تله هم می توانید استفاده کنید. اگر تلسکوپ موتور ساعتی (برای ردیابی اجرام آسمانی) دارد بهتر است ولی الزامی نیست. دوربینهای دیجیتال که قاصله کانونی آنها بیشتر از 100mm می باشد هم مناسب هستند.
سیستم نوری: فاصله کانونی موثر عدسی بین 1000mm تا 2000mm می باشد و قطر آن باید بیشتر از 25mm باشد. از لنز تله 200 تا 1000 هم می توانید استفاده کنید. نسبت کانونی ممکن است بین f/8 تا f/80 باشد.
009/0 ضرب در فاصله کانونی لنز دوربین = قطر تصویر ماه
روش عکاسی: سه پایه و استقرار محکم لازم است. از فیلم حساسیت بالا استفاده کنید تا زمان نوردهی را به یک صدم (100/1) یا حتی کمتر کاهش یابد. در دوربینهای دیجیتال از ISO بیشتر از 100 بهره بگیرید. اگر موتور ساعتی دارید، از فیلم کم حساسیت و نوردهی زیاد استفاده کنید. در دوربینهای دیجیتال از ISO کمتر از 100 بهره بگیرید.
عکاسی از خورشید :
ابزار: تلسکوپ و دوربین عکاسی. اگر تلسکوپ ندارید، از لنز تله با فاصله کانونی بالا می توانید استفاده کنید. حتما" باید از فیلتر استفاده کنید. اگر به فیلتر مخصوص رصد خورشید (مایلار) دسترسی ندارید می توانید از فیلم سوخته و ظاهر شده عکاسی، شیشه دوده اندود، ورقه مغناطیسی داخل دیسکت کامپیوتر، و یا فیلتر مخصوص جوشکاری به جای فیلتر استفاده کنید تا شدت نور خورشید را به اندازه نور ماه بدر کاهش یابد. اگر از دوربین دیجیتال استفاده می کنید بهتر است فیلتر مخصوص رصد خورشید (مایلار) استفاده کنید زیرا اگر در این فیلتر های دست ساز مشکلی وجود داشته باشد ممکن است به CCD دوربین شما آسیب برساند.
سیستم نوری: مشابه عکاسی از ماه، بهتر است از لنز با قطر 50mm به بالا و f/8 استفاده کنید.
روش عکاسی: اگر شدت نور خورشید تا حد ماه بدر کاهش یابد، می توان سرعت یکصدم (100/1) تا یک پانصدم (500/1) و فیلم های با حساست کمتر استفاده کنید. در دوربینهای دیجیتال از ISO کمتر از 100 بهره بگیرید.
عکاسی از نواحی پر ستاره آسمان:
ابزار: هر دوربینی که دارید. سه پایه مجهز موتور ساعتی (برای ردیابی اجرام آسمانی) لازم است. اگر این ابزار را ندارید، از فیلم های خیلی حساس باید استفاده کنید.
سیستم نوری: بهتر است قطر عدسی کمتر از 25mm نباشد. فاصله کانونی مناسب بین 30mm تا 330mm است.
روش عکاسی: از فیلم با حساسیت بالا استفاده کنید. دوربین را باید دقیقا" به سمت موضوغ نشانه رود و همراه با حرکت ظاهری ستاره ها، حرکت کند. اگر موتورردیاب ندارید، نوردهی می تواند برای لنز نرمال ( 50mm ) تا 60 ثانیه ادامه پیدا کند که این زمان هرچه لنز بزرگتر می شود باید کمتر شود زیرا در اینصورت شما رد ستاره ها را به جای ستاره ها عکاسی می کنید. بطور مثال برای لنز 70mm تا 30 ثانیه و برای لنز 100mm تا 10 ثانیه و برای لنز 300mm تا 4 ثانیه این زمان را باید کاهش دهید. اما اگر از موتور ردیاب استفاده می کنید این زمان می تواند 10 دقیقه و یا بیشتر باشد.
عکاسی از خوشه های باز:
ابزار: دوربین، تلسکوپ یا لنز با فاصله کانونی 500mm یا بیشتر، سه پایه مجهز به موتور ردیاب. اگر از دوربین دیجیتال استفاده می کنید بهتر است از نوع SLR باشد زیرا که دوربین های دیجیتال غیر SLR فاصله کانونی کمتر از 500mm دارد و همچنین قابلیت اتصال به تلسکوپ را ندارند. البته می توان با روشهای ابتکاری دوربینهای دیجیتال معمولی را نیز به تلسکوپ متصل کرد.
سیستم نوری: قطر عدسی تلسکوپ و یا لنز نباید کمتر از 50mm باشد، هرچه قطر آن بیشتر باشد، زاویه دید آن نیز بیشتر است. بنابراین ستاره های بیشتری را ثبت خواهید کرد.
روش عکاسی: نوردهی 15 دقیقه یا بیشتر. هرچه فاصله کانونی تلسکوپ بیشتر باشد کار مشکل تر است. در این هنگام شما به یک استقرار محکم برای تلسکوپ نیاز دارید. حتی وزش باد نیز می تواند عکسهای شما را خراب کند. پایه تلسکوپ و یا دوربین عکاسی باید دقیقا" قطبی شده باشند. (یعنی محور بعد، باید دقیقا" در سمت ستاره قطبی باشد) روش قطبی کردن تلسکوپ را در مقاله های آینده که در مورد تلسکوپ ها می نویسم به طور کامل شرح خواهم داد. در دوربینهای دیجیتال از ISO بیشتر از 200 بهره بگیرید.
عکاسی از سحابی ها و کهکشانها:
ابزار: تلسکوپ و دوربین عکاسی. قطر شیئی تلسکوپ و فاصله کانونی آن باید زیاد باشد. داشتن موتور ردیاب الزامی است.
سیستم نوری: قطر شیئی بزرگتر از 75mm باید باشد، و فاصله کانونی آن 500mm تا 2500mm .
روش عکاسی: از فیلم های حساس استفاده کنید. با این فیلمها، حتی با 10 دقیقه نوردهی هم می توان عکس گرفت. بسیاری از این اجرام کم نورند. بنابراین استفاده از تلسکوپ بزرگتر و فیلم حساستر بهتر است. در دوربینهای دیجیتال از ISO بیشتر از 800 بهره بگیرید.
عکاسی از سیارات :
ابراز: تلسکوپ و ابزارهای موثر بر افزایش درشتنمایی مثل تی-رینگ، تله اکستندر، یا عدسی بارلو، تا فاصله کانونی موثر 2500mm تا 25000mm برسد. استفاده از موتور ساعتی و استقرار استوایی تلسکوپ الزامی است.
سیستم نوری: استفاده از فاصله کانونی موثر زیاد الزامی است، یعنی f/16 تا f/100 .
روش عکاسی: از فیلم حساسیت پایین (دانه ریز) استفاده کنید تا بتوانید عکسها را بعدا" بزرگ کنید.در دوربینهای دیجیتال از نوع SLR بهره بگیرید و حسایت را کمتر از ISO200 تنظیم کنید. زمان نوردهی برای دوربینهای با عدد f بالاتر، بین 1 تا 10 ثانیه است. عکسبرداری از سیارات کار بسیار مشکلی است ولی با این حال تجربه خوبی برای عکاسی است.
عکاسی از دنباله دارها :
ابزار: دوربین همراه با تلسکوپ با عدسی تله، با فاصله کانونی 200mm تا 450mm . استفاده از موتور ردیاب الزامی نیست. ولی اگر موتور ردیاب دارید می توانید جزئیات بیشتری از دنباله دار را عکاسی کنید.
سیستم نوری: شیئی تلسکوپ بهتر است بیشتر از 50mm باشد و نسبت کانونی f/3 تا f/8 باشد.
روش عکاسی: نوردهی از 10 ثانیه تا 10 دقیقه. در حین عکسبرداری به طرف سر دنباله دار نشانه روید. از حساسیت بیشتر استفاده کنید بهتر است. دنباله دارها سوژه های مناسب عکاسی حتی با دوربینهای دیجیتال معمولی هستند ولی متاسفانه در حال حاضر دنباله دار خاصی در آسمان نیست تا از آن عکس بگیرید.
عکاسی از شهابها:
ابزار: از هر نوع دوربینی می توان استفاده کرد. استفاده از عدسیهای زاویه باز (واید) بهتر است. زاویه دید دوربین نباید کمتر از 40 درجه باشد.
سیستم نوری: دوربین 35 میلیمتری با فاصله کانونی 50mm مناسب است. دوربینهای دیجیتال معمولی در صورتی که قابلیت تصویر برداری با نوردهی های بالا (در حد ساعت) را دارند مناسب است. اما دوربینهای دیجیتال نوع SLR هم انتخاب خوبی است.
روش: باید زمان بارشهای شهابی و مکان بارش را بندانید (به مقاله بارشهای شهابی مراجعه کنید.). یکی دو دوربین را به آن منطقه نشانه روید و شروع کنید به نوردهی، شهابها به صورت خطوط روشن روی فیلم نقش می بندند.

www.persianstar.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM

mohamadaminsh

کاربر طلایی1

تاریخ عضویت : دی 1389

تعداد پست ها : 25772

محل سکونت : خوزستان

پاسخ به:نجوم و اختر شناسی

رصد خورشید در هنگام خورشیدگرفتگی

خورشیدگرفتگی که یکی از زیباترین پدیده های آسمانی است و بی شک یکی از تاثیرگذارترین این نوع پدیده ها بر روی کره ما و موجودات روی آن است، هر ساله عده زیادی از منجمان آماتور و حرفه ای و علاقه مندان به این نوع پدیده ها را به سمت خود جلب می کند. هنگام خورشید گرفتگی باید از نگاه کردن به خورشید سخت احتیاط شود و حتما از پشت فیلترهای مخصوص و مطمئن به آن نگاه کرد.
نگریستن مستقیم به کسوف با دوربین نجومی (تلسکوپ) و یا دوربین دو چشمی، حتی برای لحظه ای کوتاه هم که باشد، ممکن است آسیب فراوان به چشم برساند و حتی سبب کوری مطلق شود. در این مقاله سعی شده است نحوه مشاهده بدون خطر خورشید گرفتگی شرح داده شود.مشاهده‌ی خورشیدگرفتگی در هنگام گرفت جزئی کاری خطرناک می‌باشد و برای چشم انسان ضرر داردو برای این منظور می‌توانید از عینک مخصوص و یا از شیشه جوشکاری نمره‌ی 14 استفاده کنید.یکی دیگر از راه‌های آسان برای رصد خورشید استفاده از جعبه نمایش است که در متن زیر روش ساخت آن را می‌گوییم.
ابزار مورد نیاز :
1ـ چهارتخته‌ی مقوایی سفید به ابعاد 60*15 سانتی متر
2ـ دو تخته‌ی مقوای سفید مربع شکل به ضخامت چند میلیمتر و طول 15 سانتی متر
3ـ چند ورق فویل آلمینیومی و سوزن ته گرد.
روش ساخت :
ابتدا به کمک چهار قطعه مقوای سفید یک مکعب مستطیل بسازید. یکی از مقواهای مربع شکل را بردارید و در مرکز آن سوراخی به قطر 5 سانتیمتر ایجاد کنید. سپس روی آن را یک ورقه آلمینیوم بکشید و با سوزن در آن سوراخی ریز پدید آورید، طوری که در مرکز سوراخ 5 سانتیمتری مقوا قرار گیرد. این مقوا را به عنوان یکی از قاعده‌های مکعب و مقوای دیگر را به عنوان پرده نمایش برای قاعده دیگر استفاده کنید. بعد از چسباندن دو قاعده روی یکی از سطوح جانبی آن دریچه‌ای به وجود آورید تا بتوانید تصویر را روی پرده نمایش مشاهده کنید. به این ترتیب وسیله نمایش شما آماده است. حال قاعده‌ای که حاوی سوراخ کوچک است به سمت خورشید گرفته و از پنجره به درون آن نگاه کنید.
یکی دیگر از روش‌های آسان برای مشاهده خورشیدگرفتگی قرار دادن صفحه سفیدی در پشت چشمی تلسکوپ یا دوربین دوچشمی و یا تک چشمی است. به این گونه که دور عدسی شی دوربین و یا تلسکوپ را با مقوایی تیره رنگ می‌پوشانیم. این مقوا مانع گذر نور از دور دوربین می‌شود. در پشت چشمی نیز مقوایی سفید قرار داده و آن را عقب و جلو می‌برید تا تصویر آن واضح شود. نمونه‌‌ای از آن را در شکل زیر مشاهده می کنید.
گر هم که توانایی مالی دارید، می توانید برای تلسکوپ خود فیلتر مایلار مخصوص رصد خورشید تهیه کنید.

www.persianstar.com

کریمی که جهان پاینده دارد تواند حجتی را زنده دارد

دانلود پروژه و کارآموزی و کارافرینی

سه شنبه 17 بهمن 1391 4:25 PM