با سلام و خسته نباشید خدمت شما دوستان عزیز

همان طور که گفته شده بود توانستیم به قول خود عمل کنیم واین وبلاگ رو برای استفاده ی شما دوستان عزیز آماده سازیم.

در این وبلاگ سعی بر آن بوده است که جدید ترین-کابردیترین-جذابترین مطالب رو گرد هم بیاوریم و یک سری از ابزار نسبتا پر کاربرد دنیای اینترنت رو فراهم سازیم مانند اخبار لحظه ای فناوری اطلاعات و تکنولوژی-آپلود تمامی فایل ها-دیکشنری آنلاین-جستوجوگر گوگل-مترجم سایت به ۳۶ زبان زنده دنیا-تعیین وضعیت آب و هوا-اعلام اوقات شرعی-تلویزیون آنلاین-تبدیل تاریخ های میلادی و شمسی به یکدیگر و...

از شما دوستان عزیز تقاضا میشه نظرات-انتقادات و پیشنهاد های خود رو از طریق ثبت نظر-ایمیل-یا پشتیبانی آنلاین اعلام نمایید

همچنین امادگی خود رو برای همکاری با سایت ها و وبلاگ ها اعلام می نماییم.

با تشکر

---

I do not bother with your friends

Latest technology and scientific world, interesting and readable

(Different location in the virtual world)

Google - translator site to 36 languages ​​- the weather - The Prayer - Online TV - converts Gregorian dates and solar together and ...

You can ask my opinion - got through to register their feedback comments - email - or use the online support Also, his penchant for working with sites and blogs, we announced.

Thanks

متروی تهران برای اندروید!

متروی تهران برای اندروید!

لذت استفاده از تلفن های هوشمند زمانی بیشتر می شود که اپلیکیشن های بومی به کمک زندگی روزمره شما بیایند و آن را برایتان آسان تر کنند. یکی از برنامه هایی که برای شهروندان تهرانی کاربرد بسیاری دارد، اپلیکیشن مترو است.
 
به گزارش نارنجی، این اپلیکیشن یک امکان فوق العاده دارد و آن امکان نمایش زمان حرکت قطارها و فاصله زمانی بین دوقطار است. به کمک این ویژگی شما می توانید برای خروج از خانه و ورود به مترو برنامه ریزی زمانی داشته باشید تا در ایستگاه چندان معطل نشوید. شما همچنین می توانید فاصله زمانیتان تا ایستگاه مقصد را نیز محاسبه کنید و همچنین مسیر درست را برای رسیدن به مقصد پیدا کنید.

رمز موفقیت چشم‌گیر اپل

رمز موفقیت چشم‌گیر اپل

 رشد فروش مراکز تجاری اپل در سراسر دنیا، تجارتی مولتی میلیون دلاری را برای این شرکت رقم زده است که همه به علت راهنمایی‌های صریح کارمندان و همچنین توجهات متفکرانه بر روی کوچک‌ترین جزیئات است، به عنوان مثال چه موزیکی را برای نمونه نمایشی دستگاه‌های خود استفاده کنند.

به گزارش ایتنا به نقل از vizviz،روزنامه وال استریت نگاهی مو شکافانه به عملیات فروش شرکت اپل انداخته و چاشنی اسرار آمیزی که باعث توفیق در فروش این شرکت شده را کشف کرده است.

این روش‌های به شدت محافظه کارانه عبارتند از:

نظارت سخت گیرانه بر کارکنان: کارکنان شرکت اپل اجازهٔ حرف زدن در مورد شایعات با مشتریان را ندارند و تکنسین‌ها حق مطرح کردن اشتباهات جزئی را نیز ندارند.

اگر شما از کارکنان اپل باشید و در مورد این شرکت در اینترنت مطلبی را منتشر کنید اخراج خواهید شد.

تاخیر به هیچ گونه قابل تحمل نیست و کارکنانی که ۳ بار در ظرف ۶ ماه بیش از ۶ دقیقه تاخیر داشته باشند نیز اخراج می‌شوند.


تاکید بر بالا بردن میزان رضایت مشتریان است نه بر میزان بالای فروش، که به اختصار به آن APPLE می‌گویند.
Approach: برخورد با مشتریان با خوش آمد گویی گرم و خودمانی
Probe: بررسی مودبانه برای دریافتن کامل نیازهای مشتری
Present: ارائه راه حلی برای اینکه مشتری بتواند زود‌تر به خانه برگردد
Listen: گوش فرا دادن و حل کردن هر مسئله و دلواپسی
End: خاتمه دادن با وداعی گرم و دعوت به بازگشت

به عنوان بخشی از قانون اول APPLE (برخورد گرم با مشتری)، تکنسین‌ها ترغیب شده‌اند که به حرف‌های مشتریان گوش داده و با پاسخ‌های خود اطمینان حاصل کنند که نیازهای مشتری را تماما درک کرده‌اند.

فروشندگان تشویق شده‌اند راه حل‌هایی برای سهولت کار مشتریان بیابند نه اینکه فقط فروش داشته باشند.

فروشندگان اجازه ندارند تلفظ غلط مشتریان را تصحیح کنند.

کارکنان تازه وارد باید مراحل و تمرینات سختی که ممکن است چند هفته به طول انجامد را بگذارنند تا بتوانند وارد بخش اصلی شوند.

فروش از ۱۹-۱۵ دلار در ساعت توسط فروشندگان عادی شروع می‌شود ولی با هنر فروشندگی و نبوغ فروشندگان خبره این فروش به ۳۰ دلار در ساعت افزایش می‌یابد.

تغییر در میزان فروش شرکت بسیار نادر است و خیلی از فروشندگانی که در می‌یابند دیگر جایی برای پیشرفت ندارند، دست از کار می‌کشند.

هیچ سهم و کمیسیونی برای فروش در کار نیست، کارکنان اپل تشویق می‌شوند که بسته‌های خدماتی را به فروش برسانند.

اگر کارکنان نتوانند به میزان کافی از طرح‌های مورد خواستهٔ شرکت پیروی کنند دوباره به واحد آموزش برخواهند گشت و یا اینکه پست اجراییشان در مرکز فروش تغییر می‌کند.

این اهرم‌های کلیدی و حتی فرا‌تر از این‌ها به هم پیوسته‌اند تا تجربه‌ای منحصر بفرد را به وجود آورند که در طی هر ۱۵ دقیقه میلیون‌ها مشتری را به مراکز فروش شرکت اپل بکشند.

جدیدترین دستاوردهای نوکیا در همایش Nokia Connection ۲۰۱۱

جدیدترین دستاوردهای نوکیا در همایش Nokia Connection ۲۰۱۱

 Nokia Connection یک همایش سالانه است که امسال به همراه CommunicAsia ۲۰۱۱ ، ۲۱ ژوئن در هتل Marina Bay Sands سنگاپور برگزار می‌شود.

بنا بر گزارش GSM، این همایش بستر هیجان‌انگیزی برای نوکیا خواهد بود تا بدین وسیله از آخرین دستاوردها در مورد محصولات و خدمات به مشتریان، اپراتورها، رسانه‌ها و تحلیلگران منطقه پرده‌برداری کند.

Nokia Connection همایشی اختصاصی است و تنها مدعوین در آن حضور خواهند داشت.

نوکیا در CommunicAsia جدیدترین موبایل‌ها و خدماتش را نمایش داده و بر اکوسیستم آینده برنامه‌نویسان تاکید بیشتری خواهد داشت.

در این کنفرانس مدیر ارشد اجرایی نوکیا، استفان الوپ از استراتژی‌های جدید نوکیا و اهمیت بازار آسیای جنوب شرق و اقیانوسیه در این استراتژی‌ها صحبت خواهد کرد.

مِری مَک‌داوِل، معاون اجرایی تلفن‌های همراه نیز استراتژی‌های نوکیا در مورد گوشی‌های موبایل را مرور می‌کند و از چند گوشی موبایل جدید و خدمات مربوطه آنها پرده‌برداری می‌کند.

معاون ارشد برنامه‌نویسی و بازار، مارکو اِرژِنتی نیز در مورد اهمیت اکوسیستم جدید نوکیا و تصمیمات جهانی برای برنامه‌نویسان و برنامه‌ها سخن به میان خواهد آورد.

مارکو آتیساری، معاون ارشد طراحی موبایل‌های نوکیا از استراتژی‌های جدید نوکیا در طراحی تلفن‌های همراه و اصول طراحی مبتکرانه گوشی‌های جدید هوشمند نوکیا پرده‌برداری خواهد کرد.

آغاز عرضه تلفن ثابت هوشمند در تهران

---

نسل جدید تلفن های ثابت هوشمند که بر پایه تکنولوژی – NGN – بنا شده از امروز دوشنبه در تهران و با نام تجاری "الو تهران" به متقاضیان عرضه می شود که این خطوط قابلیت تماس تصویری و ارسال پیامک را خواهد داشت.

---

به گزارش خبرگزاری مهر،اولین خدمات تلفن هوشمند که بر پایه نسل جدید شبکه های مخابراتی – NGN – عرضه می شود توسط شرکت ضحی کیش به عنوان یکی از اپراتورهای دارای پروانه فعالیت خدمات تلفن ثابت بخش خصوصی در تهران ارائه خواهد شد.

حق اتصال این خطوط که با کد ۹۶ آغاز شده و دارای ۸ شماره است مانند خطوط تلفن ثابت مخابرات ۵۲ هزار تومان است اما تعرفه مکالمات از طریق این خطوط ۵۰ درصد ارزانتر از خطوط فعلی تلفن ثابت در کشور بوده به نحوی که بابت خرید بسته های ۵۰۰ دقیقه ای مکالمه شهری، بین شهری و موبایل با این خطوط، مشترک ماهانه مبلغ ۱۹۹۰۰ تومان می پردازد که این رقم برای تلفن های ثابت فعلی مخابرات رقمی حدود ۴۶ هزار تومان خواهد بود. در همین حال مکالمه نامحدود با خطوط " الو تهران" در طی یک ماه نیز هزینه ای حدود ۲۴ هزار و ۹۰۰ تومان خواهد داشت.

تلفن ثابت هوشمند قابلیت مکالمه تصویری، تماس داخلی رایگان بین مشترکان، ارسال پیام کوتاه، قابلیت جابجایی، کنفرانس تلفنی سه جانبه و منشی تلفنی نرم افزاری را دارد و ضبط پیام و ارسال آن از طریق ایمیل و ارسال و دریافت فکس بدون نیاز به دستگاه و دریافت ریزمکالمات به صورت آنلاین از دیگر امکانات این خطوط است.

استفاده از خطوط تلفن ثابت "الو تهران" نیازمند دارا بودن خطوط اینترنت پرسرعت از سوی مشترک و گوشی های مخصوص این خطوط است که متقاضی برای دریافت آن باید به دفاتر خدمات ارتباطی سراسر تهران که طرف قرارداد با شرکت ضحی کیش هستند مراجعه کنند.

انتقال تکنولوژی نسل جدید تلفن های ثابت از طریق شرکت "جوم" سوئد در ایران صورت گرفته و این فناوری از سوی شرکت "جوم کیش" که نماینده انحصاری فروش خطوط الوتهران است بومی سازی شده است.

 

شماره های رند خطوط الو تهران نیز با توجه به ترکیب شماره آن در سه نوع طلایی ۵۰۰ هزار تومان، نقره ای ۳۵۰ هزار تومان و برنز ۱۵۰ هزار تومان به فروش می رسد.

تلفن هوشمند ثابت تا یک ماه آینده توسط شرکت تعاونی منتظران عدل گستر یکی دیگر از اپراتورهای بخش خصوصی در مشهد و بابل به نام "الو ایران" عرضه عمومی خواهد شد.

این اولین گام بخش خصوصی دارای مجوز تلفن ثابت در کشور است و تا پیش از این عرضه تلفن ثابت در انحصار شرکت مخابرات ایران بود که این خطوط بر بستر فیبر بوده و تنها قابلیت مکالمه را دارد اما خطوط تلفن ثابت تصویری بر بستر IP عرضه می شود و از طریق مودم اینترنت پرسرعت کارایی خواهد داشت.

براین اساس هم اکنون شرکت ضحی کیش با سه شرکت ارائه دهنده اینترنت پرسرعت آسیاتک، اوراکل و عصر ارتباط داده ها برای تامین اینترنت پرسرعت مشترکان این خطوط قرارداد منعقد کرده است.

حق السهم دفاتر خدمات ارتباطی نیز برای فروش خطوط "الو تهران" ۵ هزار تومان بابت هر خط درنظر گرفته شده است.

پیش‌تازی تبلت‌ها

---

شرکت‌ها و برندهای معتبر هر روز تبلت‌هایی با قابلیت های جدید معرفی می‌کنند. در این مطلب نگاهی به جدیدترین تبلت‌ها می‌اندازیم.

---

اولین تبلت مبتنی بر WebOS

به نقل از پایگاه اینترنتی Mahsble ،تبلتی که قرار است توسط شرکت هیولت پاکارد روانه بازار شود نه دارای سیستم عامل ویندوز است ،نه اندروید بر روی آن نصب شده و نه IOS اپل بر روی آن نقش بسته است.

قرار است اولین تبلت مبتنی بر سیستم عامل WebOSرا شرکت هیولت پاکارد در اول ژولای یا همان 10 تیرماه سال جاری روانه بازار کند. نسخه وای-فای تاچ پد در آمریکای شمالی و اروپا از 19 ژوئن پیش فروش خواهد شد و از اول ژولای نیز وارد بازارهای آمریکا و اروپا خواهد شد.

تبلت شرکت HP قطری در حدود 13.7 میلیمتر داشته و دارای صفحه نمایش 9.7 اینچی با پردازنده دو هسته‌ای 1.2 گیگاهرتزی اسنپ دراگون نیز است .

حافظه داخلی تاچ پد 16 و 32 گیگابایت بوده و دارای یک گیگابات رم ،بلوتوث ،وای-فای و یک دوربین 1.3 مگاپیکسلی برای تماس‌های ویدویی است.

طبق اعلام رسمی شرکت HP ،نسخه 16 گیگابایتی دارای قیمت 499.99 دلار و 32 گیگابایتی دارای قیمت 599.99 دلار خواهد بود.

OnLive با تجربه ای نو برای آیپد و تبلت های اندرویدی

رایانش ابری روز به روز در حال گسترده تر شدن است و کنسول بازی OnLive هم یکی ازمصداق های این امر می باشد. به همان حدی که گرافیک بازی ها در چند سال اخیر پیشرفت داشته اند، رایانش ابری هم قدم های بزرگی را برداشته تا به جایی برسد که امروز چیزی مثل آن-لایو را در اختیار داشته باشیم. اما قبل از هر چیز باید به وضوح بیان شود که آن لایو چیست؟ همان طور که قبلا هم گفته شد:

OnLive در واقع سرویس رایانش ابری برای بازی در اینترنت است که امکان بازی کردن شما را بر روی کامپیوتر، مک، آی پد و کنسول OnLive فراهم مینماید. نحوه عملکرد این سرویس بدین شکل است که، تمامی عملیات پردازشی و گرافیکی بر روی سرورهای این شرکت انجام می شود و تصویری که شما دریافت می کنید، در واقع تصویر از پیش پردازش شده ای است که به صورت ویدئو برای شما در کسری از ثانیه ارسال میشود. ‏دسته بازی شباهت بسیاری به دسته کنسول ایکس باکس 360 دارد و دریافت کننده تصاویر، که کنسول OnLive محسوب می شود در اندازه کوچکی طراحی شده که قابلیت حمل آن را آسان می سازد. البته باید به فکر اینترنت هم باشید، زیرا بدون اینترنت این دستگاه عملا کاربردی ندارد.

خوشبختانه تا کنون شانس این را داشته ایم که آن لایو را روی تبلتی مانند HTC Flyer هم داشته باشیم. اما در نمایشگاه E3 امسال، معلوم شد که این کمپانی برنامه های جذاب تری هم دارد. همه چیز از یک اپلیکیشن شروع می شود که بازی کردن تحت کلود را برای آی پد و تبلت های اندرویدی در پاییز فراهم می کند. این برنامه به تبلت اجازه می دهد که هم به عنوان نمایشگر مورد استفاده قرار بگیرد. هم به عنوان یک دستگاه ورودی برای کنترل های حرکتی و تاچ. یعنی تبلت شما می تواند برای بازی که در تلویزیون HD خود مشاهده می کنید، دسته کنترل باشد. علاوه بر این تبلت شما قادر خواهد بود که به صفحه نمایش تبدیل شود و با دسته بازی ارتباط بر قرار کرده و به شما حس یک کنسول تمام عیار را بدهد.

جالب این که این اپلیکیشن فقط به تبلت ها محدود نخواهد شد و با اسمارت فون های اندروید یا iOS نیز به خوبی کار خواهد کرد. اما همه این ها روی کاغذ است. این اپلیکیشن در عمل چگونه است؟ انگجت با یک نمونه ی اولیه از این اپ روی تبلت زوم کار کرده و آن را نسبتا امیدوار کننده می خواند. البته در این نسخه اولیه، قابلیت استفاده از تبلت به عنوان دسته بازی وجود نداشت و امکان تست آن فراهم نبود.

این اپلیکیشن در پاییز برای تبلت های اندرویدی و iOS عرضه خواهد شد و شایعاتی نیز برای عرضه آن در آگوست برای تبلت HTC Flyer به گوش می رسد. مثبت این که تجربه کار با تبلت ها باز هم برایمان لذت بخش تر و جالب تر خواهد شد و منفی این که در ایران اینترنت به حدی نیست که بتوان با آن OnLive را تجربه کرد.

 

گران قیمت ترین iPad دنیا با قیمت 1.2 میلیون دلار

iPad 2 اپل در مقابل این iPad میلیون دلاری، رنگ پریده و کهنه به نظر می رسد. بدنه این iPad از الماس Camael پوشیده شده و تولید کننده این iPad آن را گرانترین iPad دنیا نام گذاری کرده است البته ما پیش تر نسخه 8 میلیون دلاری iPad2 که از سنگ های قدیمی، طلای 24 عیار و استخوان دایناسور ساخته شده بود را نیز معرفی کردیم.

 

در ادامه مشخصات تبلت 1.2 میلیون دلاری را مشاهده خواهید کرد:

اما تبلت 1.2 میلیون دلاری با یک کیلوگرم طلای 18 عیار و 60 گرم الماس زینت داده شده است. از الماس سیاه نیز برای دکمه Home و لوگوی Apple استفاده شده است.

مشتریان می توانند از Camael بخواهند تا به میزان لازم طلا و الماس به iPad اضافه کند یعنی قیمت این تبلت براساس تمایل مشتری کم و زیاد هم می شود. اگر شما هم تصور می کنید کسی حاضر به پرداخت چنین مبلغی نیست باید بدانید که Camael اعلام کرده در حال حاضر درخواست هایی برای خرید این تبلت از مشتریان مختلف دارد و در حال آماده کردن درخواست های آنهاست!

آشنایی با موتور موشک ها

---

موتور(پیشران) یکی از بخشهای عمده موشک است که نسبت به سایر قسمت ها، هزینه و دقت زیادی صرف تکمیل آن شده است. کار این قسمت ایجاد نیروی محرکه لازم برای طی مسافت دلخواه توسط موشک است.

---

در این قسمت ما به تشریح کلی پیشران موشک ها خواهیم پرداخت اما قبل از ورود به بحث پیشران یا موتور اطلاعاتی به شرح زیر داده می شود:

 

آشنایی با عوامل موثر در موتور موشک

 اتمسفر: توده گازهایی که محیط کره زمین را احاطه کرده اند هوا یا اتمسفر گفته می شود. هوا ترکیبی از گازهای مختلف به مقدار 75 درصد نیتروژن و مقادیر کمی از گازهای دیگر است.

وزن قسمتهای بالای هوا بخشهای پایین تر را تحت فشار قرار می دهند لذا مولکول ها و ذرات قسمت پایین خیلی به هم نزدیک هستند. وقتی مولکولهای جسمی در چنین شرایطی قرار بگیرند، می گوییم هوا فشرده شده و دانسیته و یا چگالی آن افزایش یافته است. بر این اساس هوا در قسمت پایین و نزدیک سطح زمین فشرده شده و تحت فشار قسمت های بالاست. به عبارت دیگر، هرقدر از سطح زمین به طرف بالا برویم از مقدار فشار کاسته می شود، (مولکول ها از هم فاصله دارند). زیرا در قسمت های بالا برای تحت فشار قرار دادن هوا فشار کمتری موجود است.

وزن هوا یا اتمسفر باعث می شود سطوح اشیا تحت فشار قرار بگیرند. فشار عبارتست از مقدار نیروی وارد شده بر واحد سطح که معمولا پوند بر اینچ مربع می باشد و به صورت PSI نشان داده می شود. مقدار فشار در سطح دریا 14.7 پوند بر اینچ مربع می باشد و هر قدر تراکم هوا کم شود مقدار آن کمتر می شود. تعداد زیادی از موتورهای کوچک برای تولید نیرو اکسیژن مصرف می کنند، این اکسیژن را ممکن است مستقیما از اتمسفری که در آن پرواز کرده اند بگیرند و یا از اکسیژن مایع (تحت فشار) که با خود حمل می کنند و یا از اکسیژن مخلوط با مواد سوختنی (سوخت جامد) دریافت کنند. بر این اساس وقتی موشک در ارتفاع خیلی زیاد در بالای جو و یا قشر خیلی نازک جو پرواز می نماید باید اکسیژن مورد نیاز را به صورت مایع و یا جامد با خود حمل کنند.

 احتراق: اکسیژن موجود در هوا در یک سری از واکنش های شیمیایی و تغییرات مربوطه به طور فعال شرکت می نمایند که به این عمل احتراق یا سوزش می گویند.

حاصل پاره ای از این سوزش ها و فعل و انفعالات در مدت کم تولید حرارت می باشد؛ بر این اساس، سوزش یا احتراق عبارتست از ترکیب اکسیژن حاصله از مواد که با سوخت می باشد.

 سیستم مولد نیروی مکانیکی: نیروی حاصله از احتراق گاز با فشار دادن پیستون در داخل سیلندر یا به حرکت درآوردن توربین به نیروی مکانیکی تبدیل می شود. سوزش هوا با مواد سوختنی درون سیلندر بسته ای انجام و گازهای خاصله از سوخت و انبساط آنها باعث می شود سیلندر به طرف پایین حرکت نماید و میلنگ را به حرکت درآورد. از چرخش میلنگ می توان برای انجام کار مفید استفاده نمود. در سیستم توربین گازهای منبسط به طرف چرخ توربین هدایت شده به لبه پره های داخل توربین برخورد نموده و باعث می شود چرخ و محور مربوط حرکت نمایند. نیروی حاصله از محور چرخ ها برای مصرف توان مورد نیاز به کار گرفته می شود.

محرکه های سیستم جت: نیروی محرکه جت کاربردی عملی از قانون سوم حرکت نیوتن می باشد که اظهار می دارد: «برای هر نیروی فعال برروی جرم عکس العملی مخالف و برابر وجود دارد.»، برای نیروی محرکه هواپیما «جرم» یک جریان جوی است و زمانی که از میان پیشرانه عبور می نماید سبب می گردد شتاب یا سرعت افزایش یابد.

نیروی لازم بری رسیدن به این شتاب در مسیر مخالف عمل، بر روی وسیله ای که شتاب را بوجود می آورد دارای اثری یکسان است.

یک پیشرانه ی جت در مقایسه با ترکیب موتور ملخ دار از نیروی برابر برای ایجاد کشش استفاده می نماید، با در نظر گرفتن این مطلب که پروان? موتور به نسبت وزن زیاد هوا شتابی پائین فراهم می آورد اما شتابی بالا به نسبت وزن کم هوا تولید می نماید.

در واقع این همان اصل عکس العمل است که در تمامی شکلهای حرکت رخ می دهد و بطور قابل استفاده ای در بسیاری از روشها بکار گرفته شده است.

در موتورهای جت خروج سریع هوا از قسمت نازل موتورهای جت باعث می شود که موتور به طرف جلو حرکت نماید؛ نیروی وارده به سطوح مختلف یکسان است و به علت اینکه همه نیروهای وارده برابر و در جهت عکس هم است؛ لذا موشک ثابت مانده و حرکت نمی کند. گازهای موجود در داخل سیلندر بسته نیز همان مقدار فشار را به بیرون اعمال می نمایند و باز به علت اینکه فشارهای ایجاد شده نسبت به هم برابر است لذا سیلندرها به طور ثابت می ایستد، زیرا نیروی حاصله در همه طرف یکسان است و نیروهای برابر و مخالف به جسم، باعث حرکت نمی شود.

• تراست عبارتست از نیرویی که باعث حرکت چیزی شود، ولی در سیستم های موتور یا جت مخصوصا به نیروی حاصله از گازهای در حال احتراق اطلاق می شود.

 

جزیره لاست در ایران!

 جزیره لاست در ایران!

اگر در نیمه شمالی كشور سکونت دارید و هوس کویر گردی به سرتان زده است، كویر مرنجاب را از دست ندهید. این منطقه در دسترس‌ترین بخش كویری ایران برای بخش شمالی کشور است. منطقه ای که امنیت بیشتر آن در مقایسه با سایر قسمت‌های كویری مثل كویر لوت، اعتدال نسبی دمای آن، تنوع جاذبه‌های گردشگری، تنوع گونه‌های جانوری و پوشش گیاهی آن، از این منطقه فضایی وصف ناشدنی ساخته است.

مرنجاب كاروانسرایی در دل كویر دارد كه در ادامه راه ابریشم قرار گرفته. آن هم در روزگاری که كاروان‌ها برای سفر به خراسان، اصفهان، ری و بالعكس از این مسیر می‌گذشتند. كاروانسرای مرنجاب در حاشیه جنوبی دریاچه نمك قم، و به طور دقیق‌تر در 50 كیلومتری شمال شرق مركز شهرستان های آران و بیدگل قرار دارد. این كاروانسرا به‌شكل قلعه‌ای مربع شكل ساخته شده  و 6 برج در دیوارهای آن تعبیه شده است. ابعاد حیاط 30×20 متر است و چندین اتاق و شاه نشین به دور آن قرار دارند. بیرون قلعه، بركه كوچكی وجود دارد كه از دو چشمه آب تلخ و شور و چشمه شیرین پر می‌شود.

در دوران شاه عباس که ظاهرا هنوز در این منطقه تأسیسات دفاعی تعبیه نشده بود، ماجرای حمله ازبک ها اتفاق می افتد. در آن سال (یعنی سال 1012 قمری) با حمله ازبك‌ها و افغان‌ها از طریق دریاچه نمك و پیشروی آنها تا كاشان و اصفهان، شاه عباس به صرافت می افتد تا به سرعت یك پایگاه نظامی در این منطقه ایجاد كند و جلوی تهدید را بگیرد. سنگرهای دیده‌بانی بالای كاروانسرا حاصل همین تصمیم شاه عباس است که زمانی 500 مسلح در آن جای می گرفتند و امنیت عبور كالا از چین به اروپا و بالعكس را در این منطقه تامین می‌كردند.

 

جزیره سرگردان

اما اگر راهی مرنجاب می شوید، سری هم به جزیره سرگردان بزنید. این نام تپه‌ای است كه در دریاچه نمك آران و بیدگل قرار دارد و برای رسیدن به آن باید مسیر كاشان به آران و بیدگل را طی كرد و سپس وارد جاده خاكی مرنجاب شد، بعد از كاروانسرای مرنجاب باید 15كیلومتر در دریاچه نمك پیش رفت تا به جزیره‌ای از سنگ‌های متخلخل آتشفشانی و عاری از هرگونه پوشش گیاهی رسید. بلندترین نقطه این جزیره حدود 808متر بالاتر از سطح دریای آزاد است.

اطلاق نام سرگردان به این دلیل است كه هنگامی كه از فاصله دور به این جزیره نگاه می‌كنید دو انتهای جزیره در افق محو می‌شوند و منظره‌ای مانند كشتی سرگردانی در دریای بیكران كویر پدید می‌آورند. محو شدن دو انتها به‌علت گرمای منطقه و در نتیجه خطای دید و شكست نور است اما پیشینیان معتقد بودند كه این جزیره دائما در حال حركت است و از جایی به جای دیگر نقل مكان می‌كند. چیزی شبیه افسانه های امروزی و ماجرای جزیره شگفت انگیز سریال گمشدگان(lost)!

 

بهترین زمان سفر

برای رسیدن به مرنجاب بهترین راه، رفتن به كاشان و بعد آران و بیدگل است. در كنار امامزاده هلال‌ابن علی راهی است كه مستقیم به دل كویر می‌رود و پس از 45كیلومتر (حدود دوساعت) به مرنجاب می‌رسید.

مسیر دیگر از سمت پارك ملی كویر شروع می‌شود. بعد از پیشوای ورامین و سپس مباركیه (15 كیلومتر)، به كاروانسرای سنگی قصر بهرام (60كیلومتر) می‌رسید. كاروانسرای سفیدآب منزلگاه بعدی است كه در 80كیلومتری كاروانسرای قبلی قرار دارد. 50كیلومتر بعد مرنجاب در حاشیه دریاچه نمك خود را نشان می‌دهد.

تردد در این جاده تا سفیدآب نیاز به مجوز از سازمان حفاظت از محیط زیست استان سمنان دارد. بنابراین راه شمالی كم رفت وآمد‌ترین مسیر است و فقط محیط‌بانان در آن تردد می‌كنند.

برای سفر به كویر مرنجاب کافی است 5 شنبه ظهر از تهران حركت كنید تا قبل از غروب به كاروانسرا برسید و بساط چادر‌ها را علم كنید. شب را به كویر نوردی در اطراف كاروانسرا بگذرانید و جمعه صبح به دیدن رمل‌ها و دریاچه و جزیره سرگردان بروید. بهترین زمان برای سفر به كویر هم نیمه ماه قمری است، زمانی كه ماه كامل بوده و مدت زمان زیادی را از زمان طلوع تا غروب در آسمان طی می‌كند.

شهري معلق در اقيانوس

---

سلطان درياي کارائيب. اين لقبي است که به کشتي اوسيس – بزرگ‌ترين کشتي تفريحي دنيا- داده اند. اين لقب، پيش از اين به کشتي آلوره تعلق داشت؛ کشتي‌اي که توسط همين شرکت سازنده اوسيس، يعني‌رويال کارائيب ساخته شده بود و هم‌اکنون به نام خواهر دوقلوي اوسيس شناخته مي‌شود.

---

 

 

 

 

 

 

 

اوسيس بزرگ‌ترين و گران‌ترين کشتي تفريحي اقيانوس‌پيمايي است که تا به حال در دنيا ساخته شده است. اين کشتي، پنج برابر بزرگ‌تر از کشتي تايتانيک است و يک و نيم ميليارد دلار براي ساخت آن هزينه شده است.

اوسيس 360 متر طول، 47 متر عرض و 220 هزار تن وزن دارد. ارتفاع اين کشتي 18 طبقه، 65 متر از سطح درياست و علاوه بر آن، نه متر از اين کشتي نيز زير آب قرار مي‌گيرد. اين کشتي با طراحي منحصر به‌فردش در واقع يک شهر شناور در درياست که شامل استخر با امکان موج‌سواري، سالن بدنسازي، سالن سينما و تئاتر با ظرفيت 600 نفر، زمين فوتبال و بسکتبال، چندين رستوران و کافي‌شاپ، شهربازي و پارک و دو ديوار بزرگ صخره‌نوردي است.

در اين کشتي، مرکز خريدي نيز ساخته شده است. زمين فوتبال و استخر آن حتي جايي براي نشستن تماشاچيان هم دارد. تمام اتاق‌هايش دو بالکن دارد: يکي به سمت داخل کشتي که نمايي از پارک و زمين بازي دارد و يکي به سمت بيرون که نماي بسيار زيبايي از اقيانوس دارد. 42 آسانسور در کشتي اوسيس تعبيه شده که هر کدام گنجايش جابه‌جايي 16 نفر را دارد. سالن تئاتر اوسيس در پايين‌ترين نقطه از کشتي ساخته شده و نمايي از زير آب دارد.

اوسيس حتي آرايشگاه و مهدکودک نيز دارد. پارک در طبقه هشتم ساخته شده و مساحت آن 1900 متر است. در اين پارک، 12 هزار درخت وجود دارد که 62 درخت تاک و 56 گياه بامبو از آن جمله است. همچنين آب‌نمايي موزيکال و زيبا در ميان پارک ساخته شده است. در هر طبقه يک رستوران قرار دارد که در تمام آنها، انواع غذاهاي بين‌المللي سرو مي‌شود. سازنده کشتي تفريحي اوسيس، شرکت آمريکايي رويال کارائيب است که تا به حال بزرگ‌ترين و مشهورترين کشتي‌هاي تفريحي دنيا را طراحي کرده و ساخته است. ساخت اوسيس از سال 2006 در فنلاند آغاز شد و تقريبا سه سال طول کشيد.

اين کشتي اولين سفر خود را از اول دسامبر 2009 از فلوريدا به سمت هائيتي آغاز کرد و در آوريل 2010 به مقصد رسيد. اوسيس در اين مسير توقف‌هاي کوتاهي در جزاير سنت توماس، سنت مارتين و باهاماس در درياي کارائيب داشت. گنجايش اين کشتي 3630 مسافر و 2100 نفر خدمه است. البته اين ظرفيت قرار است با اضافه کردن چندين سوئيت به اين کشتي تا اواسط سال 2011 به 6200 مسافر و خدمه افزايش يابد. يکي از حاميان مالي ساخت اين کشتي کمپاني دريم ورکز بود و به همين خاطر از شخصيت‌هاي کارتوني اين کمپاني، مانند شرک و پرنس فيونا براي تزئينات پارک و همچنين تبليغات استفاده شده است. نرخ بليت براي هر نفر 1104 دلار است که البته براي استفاده از هر کدام از امکانات داخل کشتي بايد پولي جداگانه پرداخت شود.

کشتي اوسيس شامل شش موتور بزرگ 16 سيلندر مي‌شود که هر کدام نيرويي برابر با 18 هزار کيلووات توليد مي‌کند و اين نيرو، براي حرکت دادن کشتي استفاده مي‌شود. همچنين سه موتور کوچک‌تر انرژي 97 هزار واتي براي تامين برق کشتي توليد مي‌کنند. تمام وسايل بازي پارک و بدنه اصلي استخر از 21 لايه استيل ساخته شده است تا در برابر زنگ‌زدگي و پوسيدگي مقاومت داشته باشد. سرعت اين کشتي 37 کيلومتر در ساعت است که نسبت به بزرگي و وزن آن، سرعتي بالا محسوب مي‌شود.

 

جمله های عجیب

تا به حال به این جملات فکر کرده‌اید؟    

پر معنی ترین کلمه است...آن را بکار ببند  " ما"

عمیق‌ترین کلمه است... به آن ارج بنه "عشق"

بی رحم‌ترین کلمه است...از بین ببرش " تنفر"

سرکش ترین کلمه است...با آن بازی نکن " هوس"

خود خواهانه ترین کلمه است...از آن حذر کن "من" 

ناپایدارترین کلمه است...ان را فرو ببر "خشم"

بازدارنده ترین کلمه است...با آن مقابله کن "ترس"

با نشاط‌ترین کلمه است... به آن بپرداز "کار"

پوچ‌ترین کلمه است... آن را بکش "طمع"

سازنده‌ترین کلمه است... برای داشتنش دعا کن "صبر"

روشن‌ترین کلمه است... به آن امیدوار باش "امید"

ضعیف‌ترین کلمه است... آن را نخور "حسرت"

تواناترین کلمه است... آن را فراگیر "دانش"

محکم‌ترین کلمه است...آن را داشته باش "پشتکار"

سمی‌ترین کلمه است... بشکنش "غرور"

سست‌ترین کلمه است... به امید آن نباش "شانس"

شایع‌ترین کلمه است... دنبالش نرو "شهرت"

لطیف‌ترین کلمه است...آن را حفظ کن "لبخند"

حسرت انگیز ترین کلمه است... از آن فاصله بگیر "حسادت"

است... آن را ایجاد کن ضروری‌ترین کلمه "تفاهم"

سالم‌ترین کلمه است... به آن اهمیت بده "سلامتی"

اصلی ترین کلمه است... به آن اعتماد کن  "اطمینان"

بی احساس ترین کلمه است... مراقب آن باش "بی تفاوتی"

دوستانه‌ترین کلمه است... از آن سوءاستفاده نکن "رفاقت"

زیباترین کلمه است... با آن رو راست باش "راستی"

زشت‌ترین کلمه است... از آن دوری کن"دو رویی"

 ویرانگرترین کلمه است... دوست داری با تو چنین کنند؟ " تمسخر"  

موقرترین کلمه است... برایش ارزش قائل شو  "احترام"

آرام‌ترین کلمه است... به آن برس "آرامش"

عاقلانه‌ترین کلمه است... حواست را جمع کن "احتیاط"

دست و پا گیرترین کلمه است... اجازه نده مانع پیشرفتت بشود "محدودیت"

سخت‌ترین کلمه است... وجود ندارد "غیر ممکن"

مخرب‌ترین کلمه است... مواظب پل‌های پشت سرت باش "شتاب‌زدگی"

تاریک‌ترین کلمه است...آن را با نور علم روشن کن "نادانی"

کشنده‌ترین کلمه است...آن را نادیده بگیر"اضطراب"

صبورترین کلمه است... منتظرش باش "انتظار"

بی ارزش‌ترین کلمه است... بگذار و بگذر "انتقام"

ارزشمندترین کلمه است... سعی خود را بکن "بخشش"

قشنگ‌ترین کلمه است... راز زیبائی در آن نهفته است "خوشروئی"

تمیزترین کلمه است... اصلا سخت نیست "پاکیزگی"

رساترین کلمه است... سر عهدت بمان "وفاداری"

تنهاترین کلمه است...بدان که همیشه جمع بهتر از فرد بوده "گوشه گیری"

محرک‌ترین کلمه است... زندگی بدون هدف روی آب است "هدفمندی"

و هدفمندترین کلمه است... پس پیش به سوی آن "موفقیت"  

ده موقعیتی که زندگی در فضا را به کابوس بدل می کند!

---

زندگی در ایستگاه فضایی بین المللی برای بسیاری از افراد رویایی است، اما برای کسانی که با تحمل تمرینهای طاقت فرسا آماده اقامت در این ایستگاه شده اند، همه چیز متفاوت است و زندگی آنها روزهای وحشتناکی نیز دارد.

بد اقبالی هایی که در تجربه این پدیده برای انسان رخ داده اند، نشان دهنده این موضوع هستند که هنوز باید در زمینه ایجاد پایگاههای بشری در فضا بیشتر بیاموزیم. در ادامه، 10 موقعیت و وضعیتی را که می توانند زندگی در فضا را به جهنمی ترسناک تبدیل کنند، مورد بررسی قرار می دهیم.

---

افتادن ناخنهای دست

تجربه نشان داده دستکشهای لباسهای فضایی که فضانوردان در هنگام کار کردن یا راهپیمایی فضایی در خارج از ایستگاه فضایی به دست می کنند برای سلامت آنها بسیار مضر است. بررسی هایی که به تازگی انجام گرفته نشان می دهند در حدود 10 درصد از فضانوردان در اثر پوشیدن این دستکشها به “آسیب ناخن انگشت” دچار می شوند و تعدادی از آنها یکی از ناخنهای خود را به کلی از دست می دهند زیرا دستکش با محدود کردن مسیر حرکت انگشتان دست می تواند به ناخنها آسیب رسانده و آنها را بکند هر چه دست فضانورد بزرگتر باشد، این آسیب دیدگی جدی تر می شود و شاید ناسا باید برای کاهش دادن ابتلا به آن در جستجوی فضانوردانی با جثه کوچکتر باشد.

 

خطرهای بی وزنی

زندگی در بی وزنی می تواند نتایج کاملا عجیبی بر زندگی داشته باشد. در ماه مارچ سال 2007 فضانورد “سونیتا ویلیامز” در تلاش بود تا مقداری سبزیجات و چاشنی معطر را درون سوشی فضایی خود بگنجاند که ناگهان این مواد در ایستگاه متلاشی شده و همه جا را در بر گرفتند و بلافاصله دیوارها و فضای اطراف مملو از قطرات و ذرات گیاهی شد. از بین رفتن بوی این ماده در فضای ایستگاه مدت زمان زیادی را صرف کرد و ویلیامز نیز ناچار شد دیگر از این گیاه سنتی ویژه سوشی استفاده نکند زیرا آنها برای دستگاه هایی که درون ایستگاه قرار داشتند بسیار خطرناک به شمار می رفتند.

سواری خطرناک

در حالیکه معلق ماندن در ایستگاه فضایی می تواند بسیار هیجان انگیز باشد، ورود یا خروج از آن می تواند سواری بسیار خطرناکی به شمار برود. به ویژه گفته می شود سفرهایی که توسط کپسول فضایی سایوز صورت می گیرند فشار شدیدی را به فضانوردان وارد می آورند. “تریسی کدوول دایسون” به تازگی و پیش از اینکه از ایستگاه به زمین بازگردد گفت: می گویند سفر با سایوز تجربه ای مانند یک تصادف قطار، در پی آن تصادف خودرو و در نهایت افتادن از روی دوچرخه را برای انسان خلق می کند. اما پس از اینکه وی این سفر را تجربه کرد تمامی این شایعات را رد کرد و اعلام کرد به هیچ وجه اذیت نشده و سفر بازگشت به خانه اش، سواری بسیار هیجان انگیزی بوده است.

رژیم غذایی فضایی

غذاهای فضایی هنوز با غذاهای دلنشین و گوارا فاصله فراوانی دارند. میوه های تازه و سبزیجات در ایستگاه نایابند و استفاده از غذاهایی مانند نان در بی وزنی غیر ممکن است زیرا ذرات آن در شرایط بی وزنی در همه جا شناور خواهند شد و تمیز کردن آنها برای ساکنان ایستگاه به یک فاجعه تبدیل می شود و فضانوردان از صرف غذاهای تکراری با قابلیت گرم کردن مجدد که در برنامه ای هشت روزه تکرار می شوند، عاصی می شوند. در زمستان سال 2004 ماموریت ارسال مخزن مواد غذایی تازه به ایستگاه به تاخیر افتاد و از این رو ساکنان ایستگاه مجبور شدند غذای خود را جیره بندی کنند. در آن زمان دو ساکن ایستگاه حجم غذای روزانه خود را به نیم کاهش دادند و برای جبران کالری های جذب نشده از انواع شکلات و دسرها استفاده کردند.

فضای دلگیر

علی رغم اینکه ایستگاه طی 10 سال گذشته گسترش یافته و امکان سکونت دائم در آن به وجود آمده است، بسیاری از فضاهای داخلی آن بسیار تنگ و کوچک هستند. و تا یک و نیم سال پیش تعداد ساکنان ثابت ایستگاه 6 نفر بود، این یعنی میزان تقسیم فضا میان افراد بیشتر می شد و به هر یک از این افراد فضاهای کمتری تعلق می گرفت. خوابیدن در ایستگاه می تواند بسیار دشوار باشد، به ویژه اگر ناچار باشید در تورفتگی به اندازه یک کابین تلفن بخوابید و اگر خوابیدن امکان پذیر شد، خطر دیگری در کمین فضانوردان است. به گفته “ژولی پایت” فضانورد کانادایی ممکن است زمانی که از خواب بیدار می شوید خود را در جایی نبینید که در آن به خواب رفته اید.

 

مشکلات بهداشتی

عدم وجود حمام در ایستگاه معمولا تجربه های دردناکی را برای فضانوردان به وجود می آورد. بی وزنی استفاده از حمام و دوشهای آب معمولی را در ایستگاه غیر ممکن می کند، و فرایند خشک شدن رطوبت نیز خود داستانی دیگر است. از این رو فضانوردان برای شستن لباسهای خود از تفنگ آبی ویژه ای استفاده می کنند آب را به سمت لباسها شلیک می کند. همچنین برای شستشوی موهای سر، فضانوردان از شامپوهای خشک استفاده می کنند. حال برای درک عمق فاجعه می توانید کوچک بودن فضای ایستگاه را تصور کنید در حالی که باید 6 ماه در کنار چند نفر دیگر در چنین حفره کوچکی زندگی کنید و به حمام نیز نروید.

مشکلات دستشویی

یکی از آزار دهنده ترین و مداوم ترین مشکلات ایستگاه وضعیت دستشویی آن است. در ایستگاه فضایی دو دستشویی وجود دارد که یکی از آنها در بخش روسی ایستگاه و دیگری در بخش آمریکایی آن قرار گرفته است که هر دوی آنها برای قابل استفاده بودن عملیات لوله کشی طاقت فرسایی را طلب می کنند. سپس مشکل بعدی فاضلاب است، که در سال 2009 با استفاده از سیستم بازیافت و تصفیه از فاضلاب ایستگاه آب آشامیدنی، آب برای شستشو و آشپزی به دست آمد. ساندار موگین یکی از فضانوردانی که در آن دوره در ایستگاه به سر می برد از این عملیات به عنوان یکی از وحشتناک ترین و شگفت انگیز ترین فعالیتهایی یاد کرده که در ایستگاه انجام گرفته است.

استخوانهای فرسوده

فضانوردان باید برای ماندن و زندگی کردن در مدار زمین، عواقب سلامتی سنگینی را تحمل کنند. یکی از مهمترین این موارد تاثیرات کیهانی بر روی تراکم استخوان فضانوردان است. مطالعات نشان می دهند قدرت استخوانهای فضانوردان با نیم سال اقامت در فضا در حدود 14 درصد کاهش پیدا می کند. دیگر تحقیقات نشان می دهند که تراکم مواد معدنی استخوانها با هر ماه اقامت در فضا 0.4 تا 1.8 درصد کاهش پیدا می کند و فضانوردان را با خطر بیشتر شکستگی و پوکی استخوان مواجه می شوند.

 

تهوع

خو گرفتن به زندگی در بی وزنی به ویژه به خاطر نبودن شبیه ساز این شرایط بر روی زمین، زمان زیادی از فضانوردان می گیرد و از این رو به هم خوردن وضعیت طبیعی بدن فضانوردان و احساس حالت تهوع شدید پس از پرتاب و حتی قبل از اینکه فضاپیما به ایستگاه فضایی برسد، امری رایج است.

تنهایی

شاید سخت ترین بخش از زندگی در فضا احساس انزوا و احساس دلتنگی شدیدی است که پس از نیم سال اقامت در ایستگاه به فضانوردان دست می دهد. با وجود اینکه فضانوردان می توانند با مراوده با همکاران خود در ایستگاه و یا برقراری چند تماس تلفنی با منزل بر این احساس غلبه کنند، واقعیت این است که گاه بخشی مهم از زندگی آنها در حالی سپری می شود که فضانوردان بر روی زمین نیستند. برای مثال در سال 2007 مادر فضانورد «دانیل تانی» در اثر تصادف رانندگی کشته شد اما وی در ایستگاه به سر می برد و از این رو در فاصله 320 کیلومتری از زمین برای مادر خود عزاداری کرد تا دو ماه پس از مرگش دوباره به زمین بازگردد. همچنین در سال 2004 فضانورد «مایکل فینک» به دلیل حضور در ماموریت ناسا در ایستگاه نتوانست در هنگام تولد فرزند دومش در زمین حضور داشته باشد و چهار ماه پس از تولد فرزندش به زمین بازگشت.

نقد و بررسی اختصاصی از کار با سیمبیان آنا (Anna) و نگاهی تخصصی به دو گوشی هوشمند در آستانه عرضه نوکی

نقد و بررسی اختصاصی از کار با سیمبیان آنا (Anna) و نگاهی تخصصی به دو گوشی هوشمند در آستانه عرضه نوکیا : E6 و Oro

---

هفته گذشته نمونه های اولیه جدیدترین گوشی های نوکیا یعنی گوشی E6  ، یک گوشی از سری تجاری و Oro، یک گوشی از سری اشرافی نوکیا که اتفاقا هر دو تجربه استفاده از سیمبیان آنا را برای ما به ارمغان آوردند توسط گروه جی اس ام مورد بررسی و آزمایش قرار گرفت. ذکر این نکته خالی از لطف نخواهد بود که این دو گوشی هنوز به طور رسمی از سوی نوکیا عرضه نشده اند و جی اس ام اولین بررسی تخصصی، از نمونه های اولیه این دو گوشی را ارائه می دهد.

 

این دو تلفن همراه شرکت نوکیا، اولین گوشی های  این شرکت هستند  که بطور پیش فرض از سیستم عامل Symbian Anna استفاده می کنند. البته خبر خوب اینکه بنا بر گفته های مقامات نوکیا، این بروزرسانی سیستم عامل، برای تمام تلفن های دارای سیمبیان 3 به زودی در دسترس خواهد بود. قبل از آنکه شروع به بحث و بررسی تخصصی این دو گوشی بکنیم بهتر است بگویم که تجربه کار با سیمبیان آنا، تجربه این به کلی متفاوت و صد البته بهتر از کار با نسخه های پیشین سیمبیان است. بهتر است به طور خلاصه بگویم که سرانجام نوکیا پرده کهنه کشیده شده بر روی سیستم عامل های خود را به دور انداخت و پس از مدتها سیمبیان را با ظاهری کاملا جدید منتشر کرد.

E6 یک گوشی با صفحه لمسی دارای صفحه کلید سخت افزاری QWERTY می باشد که دقت صفحه نمایش اش از لحاظ تراکم پیکسلی، حتی از صفحه نمایش  گوشی iPhone نیز بیشتر است.

 Oro را هم شاید بتوانیم اولین گوشی اشرافی تمام برند ها که به سیستم عامل هوشمند مجهرز است بنامیم.

خیلی وقت بود که یک گوشی حرفه ای مخصوص تایپ کردن از نوکیا ندیده بودیم. البته نمی خواهیم موفقیت های گوشی های قبلی سری E را نادیده بگیریم ولی روند آن دسته از گوشی ها خیلی تکراری و یکنواخت شده بود. خوشبختانه گوشی E6 یک سری نوآوری های جدیدی را ارائه میکند که به این سری از گوشی ها یک جان دوباره ای میبخشد.

 
 

 
E6 اولین گوشی نوکیا با کیفیت با دقت تصویر VGA و اولین گوشی نوکیا با کیبرد سخت افزاری QWERTY با صفحه لمسی میباشد. همانطور هم که گفتیم، تراکم و دقت پیکسلی این گوشی از صفحه شبکیه ایه گوشی iPhone نیز بیشتر است. ولی خوبی های E6 به همینجا تمام نمیشوند! مثل بیشترخانواده گوشی هایی که از سیستم عامل سیمبین 3 استفاده میکنند، این گوشی نیز دارای دوربین 8 مگاپیکسلی با سنسور فوکوس ثابت و فیلمبرداری HD میباشد. به همه اینها آپدیت سیستم عامل سیمبین 3 (یا همون Anna) را که نیز اضافه کنید یک گوشی قوی مخصوص تایپ و تجاری خواهیم داشت.

تلفن همراه Oro  اگر چه از صفحه نمایشی بزرگتر( که خود کار را برای استفاده آسان تر از قابلیت لمسی گوشی آسان می کند) استفاده می کند، اما از لحاظ میزان روشنایی صفحه نمایش و کیفیت تصویر، وقتی آن را کنار E6  می گذاریم، به مراتب پایین تر است.

E6 و Oro  در یک نگاه

  همانطور که با مشاهده مشخصات سخت افزاری این دو گوشی  متوجه می شوید، آنها در مقایسه با پیشرفته ترین های بازار، از سخت افزاری بالا بهره نمی برند ولی به شما این اطمینان رو میدهیم که برای کاری که ساخته شده و با توجه به سیستم عاملی که استفاده می کنند، عملکردی کاملا بی نقص را ارائه می دهند. سیستم عامل جدید سیمبین آنا، فوق العاده بهینه شده است و کاملا روان در گوشی E6  و Oro  کار میکند. مسلما این دو گوشی به دلایل کاربرد های مختلف و البته تخصصی که دارند  توجه همگان را به سوی خود جلب نمیکند ولی به اندازه کافی امکانات دارد که ارزش خرید را داشته باشند. (البته اگر بحث امکانات باشد، این مورد تنها و تنها برای گوشی E6 صدق می کند).

 

 
نوکیا همچنین روی طراحی گوشی E7 بسیار کار کرده است و نتیجه این شد که E6 یک گوشی بسیار زیباست که با مواد اولیه با کیفیت ساخته شده است.
 

 
Oro  را هم شاید بتوانیم اولین گوشی اشرافی با بهره گیری از امکانات گوشی های هوشمند و طراحی شبیه گوشی های هوشمند بنامیم. نیاز به توضیح نیست که کیفیت ساخت و زیبایی آن، با توجه به استفاده از یاقوت، طلا و چرم در آن بسیار بالا است.
 
 تشابه نوکیا E6 به هم خانواده قبلی خودش یعنی E5 در کم حجم بودن کیبرد سخت افزاری QWERTY میباشد که 115.5 x 59 x 10.5 میلیمتر می باشد. بیشتر جلوی گوشی شامل صفحه نمایش عرضی 2.46 اینچی، دکمه های بزرگ کنترلی (دکمه تماس و غیره) و کیبرد وسیع چهار سطری QWERTY میباشد. نه تنها از لحاظ ابعاد بلکه از لحاظ وزن نیز بسیار شبیه به گوشی E5 میباشد (133 گرم) که تقریبا برای یک گوشی با بدنه فلزی عادی است.

 
شرایط این بررسی از لحاظ ظاهری برای Oro  متفاوت می باشند. این گوشی از یک صفحه نمایش 3.5 اینچی لمسی خازنی استفاده می کند که اندازه مناسب آن و همچنین کیبورد مجازی که نوکیا در اختیار قرار می دهد کار را برای تایپ کردن آسان می کند. وزن این گوشی با توجه به اندازه و کیفیت آن بسیار عالی می باشد (تنها 132 گرم)

 
طراحی و ساخت
 
برخلاف نوکیا E5، گوشی نوکیا E6 گوشی جذابی میباشد. از مواد اولیه اعلاء ساخته شده است، طراحی بهتری دارد و حتی رنگ گوشی نیز بهتر به نظر میرسد. باید اعتراف کنیم که یکی از خوشتیپ ترین گوشی های مخصوص تایپ نوکیا میباشد که تا به حال به آن برخوردیم.

ما لذت استفاده از نسخه سفید  E6 را داشتیم و همانطور که قبلا هم گفتیم واقعا زیباست. برخلاف رنگ آمیزی قدیمی، نوکیا کار طراحی و اسمبل کردن تمام قسمت ها روی پنل گوشی (صفحه کلید، صفحه نمایش، کاور باتری، صفحه بر روی دوربین و قسمت کنترل زیر صفحه نمایش) را به خوبی انجام داده است. با اینکه بدنه گوشی E6  تماما از یک جنس ساخته نشده است، ولی ممکن است به راحتی شما را گول بزند.

قاب دور گوشی، کاور باتری و قاب دوربین گوشی تماما از فلز ساخته شده اند و پلاستیک مات برای قسمت های بالا و پائین پنل پشت گوشی استفاده شده است.
 

 اما گوشی Oro، از یک قاب طلای 18 عیار، دکمه یاقوت و کاور چرم بسیار زیبا استفاده می کند. نسخه ای که که ما استفاده کردیم دارای یک کاور پشتی با  چرم سیاه رنگ بود اما تنها با مشاهده عکس های Oro  با چرم قهوه ای نیز می توانید زیبایی حیرت انگیز آن را متوجه شوید. من فکر نمی کنم کسی پیدا شود که از لحاظ ظاهری ، از نوکیا Oro  خوشش نیاید اما بدون شک، با توجه به مواد استفاده شده در این گوشی و در نتیجه قیمت بسار بالای آن، این گوشی تنها مورد توجه مشتریان خاص قرار خواهد گرفت.

 

صفحه نمایش 2.46 اینچی 16 ملیون رنگ خازنی لمسی که دقت 640x480 دارد، تقریبا نصف جلوی گوشی را پوشانده است. این اولین گوشی نوکیا با این دقت و اولین گوشی مخصوصا تابپ QWERTY نوکیا با صفحه لمسی میباشد. این دقت خیلی بالا نیست ولی به دلیل اینکه اندازه صفحه کوچک میباشد، تراکم پیکسل حتی از صفحه گوشی آیفون 4 نیز بالاتر میرود. ما موفق شدیم که دو صفحه نمایش را با دقت اندازه گیری کنیم و تراکم پیکسل هر دو را محاسبه کردیم. برای گوشی آیفون 4 این مقدار 326 پیکسل در هر اینچ بود و برای گوشی E6 این عدد 328 پیکسل در هر اینچ بود. (جی اس ام آرنا)
 
 
صفحه گوشی E6 یک صفحه LCD میباشد که بر تکنولوژی خازنی تکیه میکند و پاسخگویی آن مانند عموم صحفه های خازنی دیگر عالی میباشد. طبق معمول، حتی کوچکترین تماس را شناسایی میکند و حتی از قابلیت زوم دو انگشتی در گالری و اینترنت پشتیبانی میکند. زاویه دیدش برای یک صفحه LCD معمولی خوب است و رنگ ها کاملا زنده و دقیق میباشند. البته افرادی که انگشتان دستشان بزرگ میباشد ممکن است بخاطر اندازه کوچک صفحه و دقت بالا به مشکل برخورند.

 

 

صفحه کلید QWERTY ظاهرا همانی است که در گوشی های E5 وC3 استفاده شده است.
اندازه دکمه ها خوب و دارای طراحی هستند که کار کردن با آنها لذت بخش است و عکس العمل دکمه ها نیز خوب میباشد. بجز حالتی که انگشتان بسیار بزرگی داشته باشید، نباید با کار کردن با این کیبرد مشکلی داشته باشید.

 

 سمت راست گوشی E6 خیلی شلوغ میباشد. دکمه کم و زیاد کردن صدا در بالا که در وسط این دکمه، دکمه سومی برای فعال کردن فرمان های صوتی (با نگه داشتن دکمه) و ضبط صدا (فشار دادن دکمه) میباشد. پایین این سه دکمه، دکمه قفل و باز کردن همیشگی نوکیا وجود دارد. صدای اسپیکر های این گوشی، اگرچه جزو بالاترین ها جای نمی گیرید، اما برای آنکه بتوانید در محیطی شلوغ، به راحتی متوجه صدای زنگ بشوید، به اندازه کافی بلند است.

همچین سوراخ کوچک مخصوص بستن طناب گوشی در پایین قرار دارد.
 
 دکمه قفل و باز کردن گوشی یک قابلیت دیگر هم دارد. فلش دوتایی پشت گوشی را فعال میکند که میتوانید به عنوان چراغ قوه از آن استفاده کنید. فقط کافیست دکمه را به پائین کشیده و 3 ثانیه صبر کنید. همین کار چراغ قوه را خاموش نیز میکند. (جی اس ام آرنا)

سمت راست گوشی فقط درگاه microUSB را دارد که توسط یک درپوش پلاستیکی پوشیده شده است. ولی این گوشی توسط USB شارژ نمیشود که خیلی عجیب است و ما امیدواریم به زودی این مسئله برطرف شود. (جی اس ام آرنا)

 

 
بالای گوشی شامل ورودی کارت حافظه microSD که زیر یک دروپوش پلاستیکی مخفی شده است بعلاوه ورودی بدون محافظ هدفون 3.5 میلیمتری و دکمه روشن کردن گوشی میباشد.
پائین گوشی فقط ورودی شارژر گوشی میباشد.
 

 

در عقب گوشی، ما بلند گوی گوشی، فلش دوتایی LED و دوربین 8 مگاپیکسلی با فوکوس ثابت را داریم که همگی روی یک صفحه فلزی قرار دارند. متاسفانه این صفحه برجسته است و این باعث میشود که لنز دوربین در معرض خط افتادن قرار گیرد.

 

 
زیر صفحه فلزی پشت گوشی، باتری 1500mAh لیتیوم یونی قرار دارد. این باتری گفته شده که تا 672 ساعت بصورت Stand-by روی شبکه 2G و تا 14 ساعت و 40 دقیقه مکالمه را جواب گو میباشد. روابط عمومی نوکیا اعلام کرده است که E6 جزو گوشی های است که بیشترین طول عمر باتری را دارا میباشد. البته ما باید مدت زمان بیشتری را با این گوشی سپری کنیم تا به شما بگوییم که این ادعا واقعیت دارد یا خیر. ولی با توجه به گوشی های قبلی E71 و E72 میتونیم بگوییم که تا حدودی این ادعا درست میباشد.

 
اصلا جای تعجب نیست که نوکیا E6 که یک گوشی مخصوص تایپ QWERTY خوش ساخت و کم حجم میباشد. صفحه کلید و ارگونومی این گوشی فوق العاده میباشد و E6 سخت افزاری خیلی خوبی نیز دارد. تمام این امکانات بعلاوه باتری قوی این گوشی تمام چیزیست که شما از یک گوشی تجاری انتظار دارید.
 
 
سیمبین آنا بالاخره از راه رسید!
 
بالاخره آپدیت سیمبین 3 که مدتها همگان منتظرش بودند از راه رسید و خواهیم دید که به زودی در امسال این آپدیت بر روی گوشی های موجود که سیمبین 3 را دارند قرار خواهد گرفت. گوشی های نوکیا E6 و X7 و Oro اولین دستگاه هایی خواهند بود که به طور پیش فرض به این آپدیت مجهز خواهند شد.

سیمبین آنا، این سیستم عامل را وارد مرحله ای جدید می کند و آنرا کاربرپسند تر میکند. محیط به روزتری دارد، مرورگر اینترنت تازه ای دارد، امکان ورود متن بصورت Split-Screen، صفحه اصلی بهتر و Ovi Maps و گالری و امکانات اجتماعی را هم بهبود میدهد.

به دلیل اینکه ما مدت زمان زیادی از این گوشی ها استفاده نکردیم، نمی توانیم درباره تمام امکانات آن اظهار نظر کنیم، اما تجربه کار با آنا، به طور کلی، با تمام نسخه های پیشین سیمبیان متفاوت بود. ضمنا از آنجا که Oro  از صفحه نمایش بزرگتری در مقایسه با E6  بهره می برد و هیچ تفاوتی هم در سیستم عامل این دو گوشی وجود ندارد، ما تجربیات خود از کار با سیستم عامل آنا را بیشتر از طریق کار با نوکیا Oro  بدست آوردیم اما این اطمینان را به شما می دهیم که گوشی E6   هم از تمامی امکاناتی که ما در Oro  شاهد آن بودیم بهره می برد.

 

  

اینبار سیمبیان بهتر از همیشه میباشد و ما بالاخره میتوانیم بگوییم که از آن حالت از رده خارج، بیرون آمده است. منوهای Pop-up جدید، انیمیشن های بهتر، منوهایی زیباتر و صدالبته آیکون هایی بسیار زیباتر و کاملا متفاوت با نسخه های قبل سیمبیان (بله، درست خواندید!) از جمله مواردی هستند که در آنا ارائه شده اند. این همان آپدیتی هست که ما منتظر آن بودیم و البته  امیدواریم که این آخرین بروزرسانی این سیستم عامل نباشد .

البته آنا از نظر گرافیکی هنوز ضعف هایی (بخصوص در بخش Setting  ) دارد اما در کل پرشی بلند برای نوکیا محسوب می شود. با توجه به سابقه نوکیا، می توانم بگویم اگر این شرکت زودتر این سیستم عامل و با این زیبایی را ارائه می داد (مثلا 2 سال پیش) اکنون شاهد این نبود که بخواهد برای نجات خود دست به دامان ویندوز بشود، اما خب، این حرکت نشان داد که شاید هنوز هم برای این شرکت دیر نباشد تا بخواهد خود را از این مخمصه نجات دهد. البته نوکیا همواره در بازار گوشی های غیر هوشمند جزو بهترین های بازار بوده و هست، اما در سالهای اخیر و بخصوص با ورود آیفون، مشکلات این شرکت بیشتر در بخش گوشی های هوشمند آن بوده اند.

صفحه خانگی ، در سیمبیان آنا از ظاهری زیباتر در مقایسه با نسخه های پیشین بهره می برد. نوکیا قابلیت پیمایش بین پنج صفحه را برای این سیستم عامل (البته به صورت پیش فرض) قرار داده است. پیمایش بین صفحه ها آسان و به همان زیبایی و روانی پیمایش بین صفحات اندرویدها و آیفون می باشد.

همچنین برخلاف دیگر سیستم عامل ها امکان قرار دادن عکس ضمینه، برای هر صفحه به صورت مجزا وجود دارد. (مانند سیمبیان 3) پس از حرکت ار صفحه ای به صفحه دیگر، تصویر ضمینه قبلی به شکل زیبایی کمرنگ می شود و تصویر ضمینه جدید جای آن را می گیرد.

امکاناتی که در هنگام عکس برداری و فیلمبرداری در اختیار شما قرار می گیرد مانند نسخه سوم سیمبیان ساده ولی کامل می باشند.

اما آیکون ها در سیستم عامل آنا کاملا عوض شده اند و اینبار گرافیکی تر و زیباتر شده اند. عموم آیکون ها دارای لبه هایی گرد هستند (گرد تر از آیکون های سیستم عامل IOS ) که همین موضوع زیبایی و البته متفاوت بودن آن را با نسخه های قبلی سیمبیان (که می دانم برای بسیاری مهم ترین چیز است) بیش از پیش نمایان می سازد

طبقه بندی ها در قسمت Setting  مانند سابق است و در این زمینه شاهد تغییری نیستیم. البته من همیشه Setting  و شیوه طبقه بندی آن را در سیمبیان تحسین می کردم و دلیلی هم نمیدیدم تا نوکیا بخواهد آن را عوض کند اما به نظر من می توانست از "آیکون" برای این قسمت استفاده بیشتری بکند.

OVI map  هم مانند سابق یکی از بهترین هاست (مخصوصا برای کابران ایرانی و با توجه به نقشه های ارائه شده از سوی نوکیا برای آنها). دسترسی به فروشکاه نرم افزاری نوکیا، از طریق برنامه ویژه OVI  امکان پذیر است که البته به همان دلایلی که دسترسی به فروشگاه نرم افزاری اندروید و اپل برای کاربران ایران امکان پدیر نیست، در OVI  هم به صورت پیش فرض قابل دسترسی نیست.

نوکیا E6  و Oro  به عنوان اولین گوشی های دارای سیستم عامل سیمبیان آنا که ما با آنها کار کردیم از سرعتی بالا برخوردار بودند. هر دوی این گوشی ها دارای پردازنده ای با سرعت 680 مگاهرتز می باشند. البته کلا سیمبیان ها سابقه ای طولانی در استفاده از حداقل سخت افزارها را بدون افت سرعت دارند اما باید دید آیا پس از نصب برخی نرم افزار هایی خاص، باز هم سرعت گوشی همانقدر بالاست و یا اینکه افت می کند.

کیفیت عکسبرداری با دوربین های هشت مگا پیکسلی هر دوی این گوشی ها در بهترین حالت در حد متوسط قرار می گیرد. البته ذکر این دو نکته که اصولا هدف از ساخت این دو گوشی کیفیت دوربین نبوده و اینکه نسخه ای که ما با آن کارکردیم، ورژن نهایی گوشی نبوده خالی از لطف نیست.

امکان USB On-the-go support هم در E6  امکان این را فراهم می آورد تا شما بتوانید به راحتی فلش مموری خود را به این گوشی متصل کرده و تمام فایل های داخل آن را، چه آنهایی که قابل اجرا بر روی گوشی هستند و چه آنهایی که قابل اجرا نیستند را به صورت کامل مدیریت بکنید.
 
سخن پایانی
 
خیلی وقت بود که هیچ چیز امیدوار کننده ای در مورد سیستم عامل سیمبین ندیده بودیم. تغییر جهت نوکیا به سمت ویندوز موبایل، باعث شد که همگان فکر کنند که این سیستم عامل دیگر آینده ای ندارد. این حرف که هنوز سیمبیان از لحاظ زیبایی و رابط کاربری هیچگاه در حد و اندازه های IOS  و اندروید نیست امری بوده که در این یکی دو سال اخیر (و شاید هم بیشتر) مثل پتک بر سر نوکیا کوبیده شده  اما سیستم عامل آنا نشان می دهد که  هنوز در سیمبین پتانسیل هایی وجود دارد و آپدیت آنا وعده ای است برای استفاده از این پتانسیل ها.

نوکیا E6 یک جانشین با ارزش برای گوشی های QWERTY مخصوص پیام رسانی و تجاری می باشد و تمام موارد لازم برای اینکه یک گوشی پر فروش شود (شامل صفحه نمایش لمسی با کیفیت که در نوع خود تک است، کیفیت ساخت عالی، سخت افزار و دوربین قوی بعلاوه محیط کاربری سیمبین آنا) را دارد.

نوکیا Oro  را هم شاید بتوانیم یک گوشی اشرافی، زیبا و البته  کاربردی بنامیم که می تواند هم توقع آنانی را که یک گوشی خاص، گران قیمت و البته خوشمند را به طور همزمان می خواهد را برآورده کند.

نوکیا گوشی E6 را در سه ماهه جاری با قیمت 345 یورو (بدون در نظر گرفتن مالیات)منتشر و Oro  را با قیمتی 800 یورویی (بدون در نظر گرفتن مالیات) عرضه خواهد کرد. مطمئنا این یک قیمت گزاف برای هر دوی این گوشی ها  است و ما امیدواریم که کمپانی نوکیا یک کاهش قیمت را در نظر داشته باشد چون باعث می شود که فروش این گوشی ها (مخصوصا E6  ) به طرز چشمگیری افزایش پیدا کند.

تلفن همراه دو هسته ای سونی اریکسون

تلفن همراه دو هسته ای سونی اریکسون

گروه خبری GSM: به گزارش پایگاه اینترنتی unwiredview،شرکت‌های بسیاری از سازندگان تلفن همراه اعم از سامسونگ ،ال-جی ، htc  وارد رقابت در دنیای تلفن های دو هسته‌ای شده بودند ولی شرکت سونی اریکسون هنوز گامی برای تحقق این امر برنداشته بود.

به گزارش فارنت، به نظر می‌رسد که زمان ارائه یک تلفن همراه دو هسته‌ای از سوی گوی سبز فرا رسیده و شرکت مذکور قصد دارد تا اولین تلفن همراه دو هسته‌ای خود با نام Xperia Duo را معرفی و روانه بازار کند.

نخستین تصویر لو رفته از این تلفن همراه که دارای سیستم عامل اندروید خواهد بود امروز در دنیای اینترنت منتشر شده است.

به نظر نمی‌رسد که تصویر منتشر شده جعلی باشد زیرا همیشه سونی اریکسون معروف به تولید تلفن های همراهی با طرح های بدیع و بسیار زیبایی بوده است و طراحی Xperia Duo نیز در همین راستا می‌باشد و به نوعی متفاوت ترین تلفن همراه اندرویدی خواهد بود که تاکنون تولید شده است.

تنها نکته ای که می توان از این تصویر دریافت کرد این است که Duo دارای صفحه نمایش ۴٫۳ اینچی و یا ۴٫۵ اینچی است زیرا صفحه نمایش کاملا سطح رویی تلفن همراه را پوشانده است.

به هر حال باید منتظر ماند تا شرکت سونی اریکسون این تلفن همراه را به صورت رسمی معرفی کند تا مشخصات سخت افزاری این تلفن همراه هوشمند بسیار زیبا نیز مشخص شود.

برقراری تماس تلفنی و ارسال پیام کوتاه از طریف آیپد ممکن شد!

برقراری تماس تلفنی و ارسال پیام کوتاه از طریف آیپد ممکن شد!

پایگاه‌های خبری از تولید ابزاری موسوم به PhoneItiPad خبر دادند که به مدل 3G رایانه لوحی iPad امکان می‌داد به شبکه‌های مخابراتی مخصوص تلفن‌های همراه متصل شوند و کاربران از طریق آن بتوانند تماس‌های تلفنی برقرار کنند، اطرافیان آن‌ها نیز با iPad آن‌ها تماس بگیرند و از طریق آن پیامک رد و بدل کنند.

به گزارش گروه اخبار خارجی آژانس خبری فناوری اطلاعات و ارتباطات ، این نرم‌افزار  که هم‌اکنون به صورت رسمی وارد بازار  شده است،19/99دلار قیمت دارد و به گفته کارشناسان کلیه قابلیت‌های مخابراتی کاربردی برای تلفن‌های همراه را در اختیار صاحبان مدل 3G رایانه لوحی iPad می‌گذارد.

این ابزار  در شرکت توسعه دهنده نرم‌افزاری iPhoneIslam تولید شده است که این مرکز پیش‌تر نرم‌افزار  FaceIt3GS را تولید کرده بود که به صاحبان گوشی هوشمند iPhone 3GS امکان می‌داد از قابلیت FaceTime استفاده کنند. این قابلیت به صورت قانونی امکان فعالیت‌های صاحبان iPhone 4، iPad 2 و iPod touch را محدود می‌کند.

باید توجه داشت که این نرم‌افزار جدید قابلیت سازگاری را سیستم‌عامل iOS 5 را ندارد و تنها روی دستگاه‌های الکترونیکی مجهز به سیستم‌عامل iOS 4.x.x کار می‌کند. برخی کارشناسان بر این باورند که عرضه این سرویس باعث خواهد شد تا از این پس کاربران به جای خرید گوشی هوشمند iPhone رایانه لوحی iPad را که تقریبا قیمت مشابهی دارد خریداری کنند و در عین حال قابلیت‌های تلفن‌همراه را نیز در اختیار داشته باشند.

جزئیات تازه منتشر شده از سوی مقامات اپل درباره آیفون 5

جزئیات تازه منتشر شده از سوی مقامات اپل درباره آیفون 5

مقامات اپل تائيد كردند نسل بعدي تلفن هوشمند آيفون يعني آيفون 5 داراي يك دوربين 8 مگاپيكسلي خواهد بود.

به گزارش ایسنا مقامات اپل تائيد كردند آيفون 5 داراي يك دوربين 8 مگاپيكسلي خواهد بود و اين دوربين توسط شركت سوني ساخته خواهد شد.

شركت سوني اكنون ساخت دوربين‌هاي هشت مگاپيكسلي تلفن‌هاي همراه سوني اريكسون را برعهده دارد و گفته مي‌شود قرار است براي ساخت تلفن‌هاي آيفون 5 با شركت اپل همكاري كند.

DigiTimes نيز به نقل از سازندگان قطعات گزارش داد كه آي‌فون 5 شيشه‌اي خميده خواهد داشت و استيو جابز، مدير اجرايي اپل، حدود 300 ماشين برش شيشه براي استفاده در برش شيشه‌هاي خميده براي آيفون 5 خريداري كرده است.

هم‌اكنون آيفون 4 داراي يك دوربين پنج مگاپيكسلي است. اطلاعات دقيقي درباره زمان عرضه‌ي آيفون 5 وجود ندارد اما شايعات از توليد iPhone 5 در ماه سپتامبر و عرضه آن تا انتهاي سال جاري ميلادي حاكي است.

آي‌پاد نانو نسل قبل که يكي از محصولات پرطرفدار اپل محسوب مي‌شود، شيشه‌اي کمي خميده دارد و از ديگر اطلاعات منتشر شده درباره آيفون مي‌توان به موارد زير اشاره كرد:

1- صفحه نمايش بزرگ‌تر از لبه تا لبه و نزديك به 3.7 اينچ

2- ضخامت كم‌تر نسبت به آيفون 4

3- پردازنده سريع‌تر A5

4- آنتن‌دهي قوي‌تر نسبت به آيفون 4

5- دوربين هشت مگاپيكسلي

6- آيفون 5 تا پايان سال 2011 و يا حتي اوايل 2012 عرضه نخواهد شد

7- توليد اين محصول در ماه سپتامبر 2011 آغاز مي‌شود

دیدن آنلاین ماهواره ی رصد

دیدن آنلاین ماهواره ی رصد

---

www.n2yo.com

گالري تصاوير هستي

---

تصاوير زير منتخبي از تصاوير نجومي سايت apod.nojum.ir است که عظمت و زيبايي کائنات را بيش از پيش به نمايش گذاشته است.

• 
  پيکره هاي غبار در سحابي روزت

• 
  خورشيد درخشان و هلال زمين از ديد ايستگاه فضايي

• 
  اين زمين است که با دوران حول محور خود باعث مي شود تا دواير هم مرکزي از ستارگان بر روي تصاويري با نوردهي بلند مدت ضبط شوند

• 
  m78 در مرکز اين نماي منطقه وسيع و رنگارنگ قرار دارد که فضايي در شمال کمربند شکارچي را ميپوشاند

• 
  هلال زمين از ديد فضاپيما رزتا

• 
  سطح خارجي ستاره ي v838 تکشاخ ناگهان به ميزان بسيار زيادي منبسط شد و در نتيجه ي اين اتفاق، اين ستاره درخشان ترين ستاره ي کل کهکشان راه شيري در ژانويه ي 2002 گشت

• 
  کهکشان درخشان ngc 253 يکي از پرنور ترين و پر غبارترين کهکشان هاي مارپيچي قابل روئيت است

• 
  m83 که به صورت عمودي به آن مي نگريم يکي از کهکشان هاي مارپيچي نزديک به کهکشان راه شيري خودمان است

• 
  سحابي حلقه

• 
  سطح حلقه ي زحل در سمت ديگر آن توسط خورشيد کاملا روشن شده است

• 
  ادغام کهکشاني از ديد هابل

• 
  ميدان عميق سحابي حلقه

• 
  در گوشه‌ي بالا سمت راست، خوشه پروين به رنگ آبي آراسته شده‌است

• 
  سحابي حباب در سمت راست بالاي تصوير و خوشه‌ي ستاره‌اي باز m52

• 
  سحابي خرچنگ از نگاه هابل

• 
  کهکشان مارپيچي زيبا و بزرگ ngc7331

• 
  ماه کامل و سياره مشتري

• 
  مقارنه زيباي عطارد، زهره، زحل و يک هلال باريک ماه در شفق صبحگاهي

• 
  سحابي پرنور m33

• 
  خوشه پروين و غبار ستاره اي

• 
  سه ستاره‌ي پرنوري که در منتهي اليه سمت چپ تصوير مي‌بينيد، بدون شک سه ستاره‌ي معروفي هستند که کمربند جبار را تشکيل مي‌دهند

• 
  در فاصله ي تقريباً 100 متري از شاتل فضايي چلنجر، بروس مك كندلس دورتر از هر آن چه قرار گرفت كه تا آن زمان كسي پيش رفته بود.

• 
  از سمت چپ به ترتيب مي‌توان سحابي‌هاي مرداب و سه پاره? پنجه‌ي گربه? سحابي تاريک پيپ و ابر‌هاي رنگارنگ رو حوا و قلب‌العقرب (راست) را مشاهده کرد.

• 

وضعیت تابش انرژی خورشیدی در ایران

---

ایران در مجموع کشوری است بسیار آفتابی و از نظر مقدار دریافت انرژی خورشیدی در شمار بهترین کشورها محسوب می شود.

 انرژی فراوان و لایزال خورشید، بدون نیاز به شبکه های انتقال و توزیع عظیم و پرخرج، در سراسر کشور گسترده شده است. معماری سنتی ایران نشان دهنده توجه خاص ایرانیان در استفاده صحیح و موثر از خورشید در زمانهای قدیم می باشد. متاسفانه در حال حاضر و با وجود علوم و تکنولوژی جدید در کشور، استفاده از انرژی خورشید بسیار ناچیز است. چنین تصور می شود که وجود منابع عظیم نفت و گاز و پایین بودن سطح علمی و فنی کشور باعث عدم پیشرفت در استفاده از انرژی خورشیدی شده است ولی بایستی توجه شود که :

1. ارزش واقعی منابع فسیلی خیلی بیشتر از آنست که از نفت برای گرم کردن آب و یا گرمایش ساختمانها و اموری از قبیل آنها استفاده شود.

2. منابع نفت و گاز دیر یا زود این منابع تخلیه خواهند شد.

3. در مواقع بحرانی مانند زمان جنگ که اختلالاتی در استخراج و تولید ایجاد می شود و یا در زمستان که بعلت بسته بودن راه ها، امر توزیع مختل می گردد، مصرف کنندگان با کمبود شدید سوخت روبرو خواهند شد.

از طرفی می توان به صراحت اعلام کرد که سطح کنونی علمی و صنعتی کشورمان برای ایجاد و گسترش تکنیک خورشیدی به حد کافی آمادگی دارد.

بنابراین اگر طرح های خورشیدی معرفی شوند و علوم و فنون مربوطه ترویج یابند، صنایع خورشیدی کشور، می تواند به عنوان یک صنعت خود کفا وارد عمل گردد.

مهمترین نکته اینست که پژوهشگران و مخترعین و صنعتگران ایرانی باید طرح ها و دستگاه هایی را معرفی کنند که با شرایط جوی و علمی و فنی ایران مطابقت داشته و از نظر اقتصادی نیز مقرون به صرفه باشند مخصوصا اینکه پس از افزایش قیمت نفت در سال 1973 کشورهای پیشرفته به اجبار شروع به پیشرفت در این زمینه کرده و تا کنون پیشرفتهای جدی نیز صورت داده اند.

حال ببینیم کشورمان در طول سال چقدر انرژی خورشیدی دریافت می کند:

همانطور که می دانیم ایران کشوری 4 فصل است در نتیجه میزان تابش در فصول مختلف آن متفاوت است در نتیجه میزان روز/ساعت  شهرهایی از 6 منطقه آب و هوایی معتدل و مرطوب، خیلی سرد،معتدل و خشک، گرم، گرم و مرطوب و سرد را به طور نمونه در زیر می آوریم:

معتدل و مرطوب:

بابلسر:507

رامسر:391

رشت:400

خیلی سرد:

تبریز:700

همدان:598

سقز:558

معتدل و خشک:

بم:757

 اراک:705

یزد:723

گرم:

ایرانشهر:802

بوشهر: 807

گرم و مرطوب:

چابهار:870

بندر عباس:795

سرد:

تهران: 659  

سمنان:669

مشهد:640

اعداد بالا پتانسیل بالای انرژی خورشیدی در کشور را نشان می دهد در نتیجه لازمست مصرف انرژی بخشهای مختلف در شهرها و روستاهای کشور از قبیل مصارف خانگی، تجاری، صنعت و حمل و نقل مورد تجزیه و تحلیل قرار گیرد و آمارهای دقیقی بر اساس بافت اجتماعی و اقتصادی و سیاسی و اهداف جامعه و توسعه آینده کشور تهیه گردد. البته دانشگاه ها نیز می توانند در این مورد کمک های ارزنده ای داشته باشند. امید است در برنامه ریزی های آتی تامین انرژی های لازم از طریق منبع بی پایان خورشید در دستور کار قرار گیرد.

لزوم گسترش انرژی های نو در کشور

---

امروزه انرژی های نو به رغم ناشناخته ماندن، به سرعت درحال گسترش و نفوذ است و غفلت از آن، غیرقابل جبران خواهد بود، انرژی خورشیدی، بادی، آبی، بیوماس، بیوگاز وانرژی زمین گرمایی از عمده ترین منابع انرژی های پاك می باشند. وقوع سه عامل در سال 1995 میلادی، سبب ایجاد نقطه عطفی برای انرژی های تجدید پذیر، به خصوص انرژی باد شده است.

1: تغییرات آب وهوایی بر اثر انباشت گازهای گلخانه ای در جو؛

2:  افزایش تقاضای مصرف انرژی برق در سراسر جهان؛

3: گشوده شدن چشم انداز نوید بخشی در مورد انرژی های تجدید پذیر بود كه با صراحت از سوی كارشناسان اعلام شد.

باید درنظر گرفت كه درواقع، در ازاء هر كیلووات ساعت برق تولیدی از انرژی های تجدید پذیر به جای زغال سنگ از انتشار حدود یك كیلوگرم CO2 جلوگیری خواهد شد. بنابراین به عنوان نمونه، برای هر یك درصد انرژی متداول كه توسط انرژی باد جانشین شود، حدود 13 درصد انتشار گاز CO2 كاهش می یابد. همچنین، كاهش سولفور و اكسید نیترات ( عوامل باران اسیدی) یكی دیگر از منابع محیط زیستی انرژی باد است.

در ایران، وجود زمینه مناسب اقلیمی و تابش آفتاب در بیشتر مناطق و در اكثر فصول سال، همچنین وجود پستی وبلندی ها در مسیر نهرهای آب، داشتن مناطق واجد پتانسیل بالای باد و قابلیت های تولید انرژی زمین گرمایی، زمینه لازم و مناسبی را برای استفاده و گسترش انرژی های نو و پاك فراهم آورده است. در این راستا، با توجه به افزایش توان مهندسی كشور در ساخت نیروگاه های برق آبی، در سال های اخیر، امیداست استفاده از پتانسیل های برق آبی به یك اولویت در ساخت نیروگاه های جدید تبدیل شود در سال 1381، ظرفیت نیروگاه های آبی كشور به 10 درصد كل ظرفیت نصب شده، تولید برق كشور رسید.

در ضمن استفاده از انرژی های بادی و زمین گرمایی و نیز استفاده حرارتی از انرژی خورشیدی (آبگرمكن های خورشیدی) نزدیك به اقتصادی شدن است. اگر چه، نیروگاه های حرارتی خورشیدی و فتوولتائیك تا افق دو دهه آینده، اقتصادی نخواهد بود، لیكن توسعه تحقیقات و كسب فن آوری های ساخت آنها، با توجه به پتانسیل عظیم انرژی خورشیدی در ایران از اهمیت بالایی برخوردار است.

با این وجود، ایران در راه بكارگیری انرژی های نو با موانع عمده واساسی مواجه است. یكی از این موانع، وجود نفت ارزان و منابع غنی هیدروكربنی در كشور است. نبود شناخت از انرژی های نو و مجهول ماندن مزایای آن توسط مردم ومسئولان از دیگر موانع دستیابی به انرژی های نو، نبود توجیه اقتصادی، علی الخصوص در این برهه زمانی است.

انرژی های پایان پذیر و آلاینده محیط زیست نفت، گاز طبیعی، زغال سنگ و انرژی هسته ا ی، كه در حال حاضر، عمده منابع تأمین كننده انرژی در جهان هستند، همه دارای آلاینده های زیست محیطی و جبران ناپذیر در زمین و فضا، از قبیل افزایش CO2، افزایش دمای زمین، ذوب شدن یخ های قطب ها، از بین بردن لایه ازن و... هستند كه حركت دانش بشری برای تأمین انرژی جهان در آینده باید به سوی تأمین انرژی جهان از انرژی های پاك و جانشینی آن با انرژی های آلاینده باشد.

انرژی های پاك

انرژی برق آبی

در سال 2001، مصرف جهانی انرژی برق آبی به رقم 2627 تراوات ساعت رسید. در این سال، آمریكای شمالی 8/21 درصد، اروپا 9/23 درصد، كشورهای آسیا و اقیانوسیه 7/21 درصد، آمریكای جنوبی و مركزی 20 درصد، كشورهای شوروی سابق 7/5 درصد، آفریقا 1/3 درصد و خاورمیانه 3/0 درصد، مصرف انرژی برق آبی جهان را به خود اختصاص داده اند. در میان كشورهای جهان، بیشترین سهم مصرف، به كانادا، برزیل، چین و آمریكا، به ترتیب با 6/12، 3/10، 8/9 و 1/8 درصد ازمصرف جهانی تعلق داشت.

انرژی خورشیدی

خورشید منبع عظیم انرژی بلکه سرآغاز حیات و منشاء تمام انرژیهای دیگر است. در حدود 6000 میلیون سال از تولد این گوی آتشین می‌گذرد و در هر ثانیه 4/2 میلیون تن از جرم خورشید به انرژی تبدیل می‌شود. با توجه به وزن خورشید که حدود 333هزار برابر وزن زمین است. این کره نورانی را می‌توان به‌عنوان منبع عظیم انرژی تا 5میلیارد سال آینده به حساب آورد.

خورشید از گازهایی نظیر هیدروژن (88/8 درصد) هلیوم 3 درصد) و63 عنصر دیگر که مهم‌ترین آنها اکسیژن ، کربن ، نئون و نیتروژن است تشکیل شده‌است.

میزان دما در مرکز خورشید حدود 10 تا 14 میلیون درجه سانتیگراد می‌باشد که از سطح آن با حرارتی نزدیک به 5600 درجه و به صورت امواج الکترو مغناطیسی در فضا منتشر می‌شود.

زمین در فاصله 150میلیون کیلومتری خورشید واقع است و 8 دقیقه و 18 ثانیه طول می‌کشد تا نور خورشید به زمین برسد. بنابراین سهم زمین در دریافت انرژی از خورشید میزان کمی از کل انرژی تابشی آن می‌باشد. حتی سوختهای فسیلی ذخیره شده در زمین، انرژیهای باد ، آبشار ، امواج دریاها و بسیاری موارد دیگر از جمله نتایج همین انرژی دریافتی زمین از خورشید می‌باشد.

انرژی خورشید به طور مستقیم یا غیر مستقیم می‌تواند دیگر اشکال انرژی تبدیل شود ، همانند گرما و الکتریسیته . موانع اصلی استفاده از انرژی خورشیدی شامل متغیر و متناوب بودن میزان انرژی و توزیع بسیار وسیع آن است.

انرژی خورشید برای حرارت آب ، استفاده دینامیکی ، حرارت فضایی ساختمانها ، خشک کردن تولیدات کشاورزی و تولید انرژی الکتریسیته مورد استفاده قرار می‌گیرد .

در سال 1830 ستاره شناس انگلیسی به نام جان هرشل John Herschel یک جعبه جمع آوری خورشیدی را برای پختن غذا در طول یک سفر در افریقا استفاده کرد .

کاربردهای الکتریکی فتوو لتایک‌ها را آزمایش می‌کنند یک فرایند که توسط آن انرژی نور خورشید به طور مستقیم به الکتریسیته تبدیل می‌شود . الکتریسیته می‌تواند به طور مستقیم از انرژی خورشید تولید شود و ابزارهای فتوولتایک استفاده کند یا به طور غیر مستقیم از ژنراتورهای بخار ذخایر حرارتی خورشیدی را برای گرما بخشیدن به یک سیال کاربردی مورد استفاده قرار می‌دهند .

بررسی امكان استفاده از انرژی خورشیدی از دیدگاه اقتصادی

هر چند هزینه استفاده از انرژی خورشیدی بسیار بالاست، ولی امروزه در سیاست گذاری ها فقط هزینه سیستم های خورشیدی در نظر گرفته نمی شود، بلكه فواید حاصل از بكارگیری آنها، مانند كاهش آلودگی محیط زیست نیز مدنظر قرار می گیرد، با وجود تمام مسائلی كه مطرح می شود، می توان مناطقی از كشور را یافت كه استفاده از انرژی خورشیدی در آنها توجیه اقتصادی دارد. به عنوان نمونه، استفاده ازسلول های خورشیدی در مناطق دور دست رامی توان در عرض چند سال به قیمت روز رساند. با توجه به فناوری های موجود و وسعت استفاده از انرژی خورشیدی در دنیا، به نظر می آید در بخش هایی مانند گرمایش ساختمان ها، تولید آب گرم، طبخ غذا، خشك كن ها وآب شیرین كن ها، این انرژی می تواند با انرژی های رایج رقابت كند. تحقیقات انجام شده نشان می دهد كه درحال حاضر، ساخت نیروگاه های مستقل خورشیدی به صرفه نیست بلكه نیروگاه های چرخه تركیبی، همچون خورشیدی- گازی یا خورشیدی- بخاری بسیار اقتصادی خواهند بود.

یكی از موانع مهم در استفاده از انرژی های خورشیدی، سرمایه بر بردن صنایع خورشیدی است كه باید راهكارهای اساسی آن اندیشیده شوند. انواع مختلف انرژی های تجدیدپذیر بر اثر وجود آفتاب تولید شده اند. سلول های فتوولتائیكی كه تولید برق می كنند، سیستم های سهموی و برج های متمركز كننده خورشیدی، انرژی باد وانرژی زمین گرمایی همگی انرژی خود را از خورشید می گیرند، هم اكنون در كشورهای اروپایی به شدت روی انرژی خورشیدی كار می شود و استفاده از این انرژی، حرف اول زندگی بشر را در آینده خواهد زد.

انرژی باد

در چند سال گذشته، میانگین رشد سالانه انرژی باد در دنیا حدود 30 درصد گزارش شده است كه بیشترین نرخ رشد را درمیان سایر منابع انرژی در دنیا برخوردار است. كل ظرفیت برق بادی در جهان در سال 2001 به 24000 مگا وات رسید. اروپا در حال حاضر؛ بیش از 70 درصد از برق بادی جهان را تولید می كند و حدود دو سوم از ظرفیت های اضافه شده تولید در سال 2001، به كشورهای اروپایی اختصاص دارد. در حال حاضر، مزرعه های بادی در آمریكا حدود 10 میلیارد كیلو وات ساعت در سال برق تولید می كنند كه از نظر ملاحظات زیست محیطی و مبارزه با تولید گازهای گلخانه ای، این میزان انرژی باد می تواند سالانه از انتشار 5/7 میلیون تن دی اكسید كربن جلوگیری كند.

استفاده از انرژی برق در ایران در پروژه «تعیین پتانسیل باد درایران»، 26 منطقه كشور شامل 45 سایت مورد مطالعه قرار گرفت كه براساس نتایج این پروژه، ایران كشوری با باد متوسط است، ولی برخی از مناطق آن، دارای باد مناسب و مداومی برای تولید برق می باشند. توان بالقوه انرژی باد در سایت های مطالعه شده حدود 6500 مگا وات بوده و اكثر نقاط دارای پتانسیل، در مناطق شرقی كشور واقع شده اند.

در میان انواع انرژی های تجدید پذیر، انرژی باد هزینه سرمایه گذاری اولیه كمتری دارد. با بهبود فناوری، افزایش توربین ها و رفع محدودیت ها، كاهش چشمگیری در این هزینه متصور است. در حال حاضر، برق تولیدی از سوخت های فسیلی، ارزان تر از برق تولیدی از توربین های بادی است. كه هزینه بهره برداری از انرژی باد حدود 85 درصد در طول 20 سال گذشته كاهش نشان می دهد.

انرژی زمین گرمایی (ژئوترمال)

انرژی زمین گرمایی، از حرارت حاصل از تجزیه مواد رادیواكتیو، هسته مذاب كره زمین، كوه زایی و واكنش های درون زمین سرچشمه می گیرد. تقریباً در همه جا، در قسمت های كم عمق زمین و یا در 10 فوت بالاتر از سطح زمین درجه حرارت تقریباً یكنواخت باقی می ماند و بین 50 تا 60 درجه فارنهایت (10 تا 16 درجه سانتیگراد) می باشد. چشمه های آب گرم، نمونه هایی از انرژی زمین گرمایی هستند، آب توسط سنگ های زیرزمین گرم می شوند و سپس در سطح زمین جریان می یابند. حدود بیست كشور از این انرژی برای گرم كردن خانه ها، آب و یا برای تولید الكتریسیته استفاده می كنند در حال حاضر بازده كلی این سیستم كمتراز یك درصد از انرژی مورد نیاز جهان است.

درسال 2000 حجم تولید برق و حرارت از انرژی زمین گرمایی در جهان 65/49261 گیگاوات ساعت برق بوده است.

نتیجه گیری

آمارها، گویای آن است كه بزرگ ترین عامل انهدام و آلودگی محیط زیست درمیان عوامل انسان ساخت، عبارت است از تولید، تبدیل ومصرف انواع انرژی، این درحالی است كه نه تنها مصرف انرژی درجهان در سطح ثابتی باقی نخواهد ماند، بلكه پیش بینی ها، حاكی ازافزایش مصرف آن در سال های آتی ناشی از افزایش جمعیت، میل به رفاه و افزایش تولید ناخالص سرانه در جهان كه پیش بینی می شود تا سال 2020 به حدود متوسط 7000 دلار یعنی، تقریباً 75 درصد بیش از سال 1890 باشد.

پیامد مصرف این میزان انرژی، افزایش میزان انتشار دی اكسید كربن از 9/5 گیگا تن كربن در سال 1990 به 4/8 در 2020 خواهد بود. انتشار گازهای آلایندهSOX وNOX را باید به این میزان اضافه كرد. مطالعات وتجربیات نشان می دهد كه دو راه حل اصلی برای تعدیل این مشكل وجود دارد:

- افزایش بازده مصرف انرژی

- افزایش سهم انرژی های تجدید پذیر در تركیب انرژی جهان

یادآوری این نكته بسیار مهم است كه استفاده از انرژی های تجدید پذیر در مقایسه با سوخت های فسیلی، هر چند از هزینه بهره برداری بسیار اندك برخوردار است، لكن هزینه های سرمایه گذاری بسیار بالاتر و حتی چندین برابر خواهد داشت. به عنوان نمونه، هزینه های سرمایه گذاری توربین های بادی حداقل سه برابر، نیروگاه های حرارتی خورشیدی بیش از 8 برابر وسیستم های فتوولتائیك حدود 10 برابر هزینه سرمایه گذاری توربین های گاز است. در حقیقت، همین موانع سبب شده كه سهم انرژی های نو در حال حاضر كمتر از 2 درصد و در2020 حدود 4 درصد از كل انرژی مصرفی جهان پیش بینی شود. استفاده از منابع انرژی جدید، بجای منابع فسیلی الزامی است. سیستم جدید انرژی آینده، باید متكی به تغییرات ساختاری وبنیادی باشد كه در آن، منابع انرژی بدون كربن، نظیر انرژی خورشیدی و هسته ای وكربن خنثی مانند بیوماس مورد استفاده قرار می گیرند. كه در حال حاضر به دلایل متعدد، نفوذ و توسعه انرژی های نو را بسیار كند ومحدود ساخته است

پلاستیک‌ های هوشمندی ‌که خود درمانی می ‌کنند

---

امروزه با پیشرفت دانش و دستیابی روزافزون محققان به فناوری ‌های نوین، شاهد معرفی انواع و اقسام ابداعات فناورانه هستیم که وقتی با پیشوند هوشمند همراه می ‌شوند، توجه بیشتری را به خود جلب می ‌کنند. البته آنچه ارائه این قبیل سامانه ‌های هوشمند را هر روز جالب‌ تر از پیش می ‌سازد، حضور آنها بر موج بلند و پرسرعت پیشرفت ‌های لازم برای توسعه نیازمندی ‌های کنونی ما و بالاخص مرزهای کشف نشده این فناوری پرقابلیت در مقام پیش نیازی برای پاسخگویی نیازهای فردای بشر است.

---

در این میان دانش مواد و حوزه پلیمرها به عنوان رکن اصلی شکل‌ گیری مواد ترکیبی و مصنوعات نیز از ورود فناوری ‌های هوشمند به عرصه خود بی نصیب نمانده و بویژه شاهد تحولاتی در حوزه هوشمند سازی و خودگردانی مواد پلیمری برای دست یافتن به خواص و کارکردهای متفاوت هستیم.از رهگذر همین تلاش‌ ها، دانشمندان از نوع جدیدی پلاستیک پرده ‌برداری کرده‌اند که با سایر انواع دیگر آن تفاوتی اساسی دارد و می ‌تواند هنگام قرار گرفتن در معرض نور معمولی به ترمیم و بهبود خودش بپردازد. صحبت از دانش مواد و بویژه شاخه پلیمرهاست که از این پس و با ابداع فناوری پلیمرهای هوشمند به صحنه مهمی برای نمایش دستاوردهای آینده فناوری ‌های ساخت و ترکیب مواد تبدیل خواهد شد و بی ‌شک با ورود مواد هوشمند و برخوردار از قابلیت‌ های دلخواه به ساختار مواد ترکیبی همچون پلاستیک‌ها می‌توان چشم انتظار بروز تحولات چشمگیری در تهیه، تولید و بازیافت کالاهای پلاستیکی بود.

البته مروری بر پلیمرها و دنیای پلیمری می ‌تواند آمادگی مناسبی برای پرداختن به ماجرای پلیمرهای هوشمند و ساز و کار آن فراهم کند. یک پلیمر(بسپار) در واقع یک مولکول بزرگ یا ماکرومولکول است که از ترکیب و تکرار واحدهای ساختمانی مشابه به هم ایجاد می‌شود و این اجزای متشابه ‌الترکیب از طریق جوش خوردن پیوندهای شیمیایی در زمانی که اتم‌ها الکترون ‌ها را به شراکت می ‌گذارند به هم متصل می ‌شوند. بسیاری از پلیمرها جزو پلاستیک ها هستند، اما سایر مواد طبیعی و مصنوعی نیز در همین رده ‌بندی جای می ‌گیرند.

شناخته‌ شده‌ ترین پلیمرهای مصنوعی شامل لاستیک مصنوعی، نئوپرن، نایلون، پی.وی.سی، پلی ‌استیرن، پلی ‌اتیلن و سیلیکون می ‌شوند. نگاهی به این نام‌ های آشنا (که دنیای مواد ترکیبی و مصنوعی پیرامون ما را تشکیل می ‌دهند و تأمین نیازهای زندگی بدون آنها کمتر امکان‌ پذیر نشان می ‌دهد)‌ ما را بیش از پیش با واقعیت قلمرو مواد ترکیبی و تحولات آن نزدیک می‌سازد.

 این ماده جادویی می ‌تواند کاری کند که بسیاری از محصولات پلیمر بنیان دنیای اطراف ما هم طول عمرشان به درازا بکشد و هم دیرپایی و دوامشان بهبود و افزایش پیدا کند. محصولات پلیمری فراوان و متنوعی از اقلام معمول خانگی نظیر کیسه ‌ها و ظروف نگهداری مواد غذایی گرفته تا تویی لاستیک ‌ها و تجهیزات پزشکی گران ‌قیمت و حتی بیشتر اسباب بازی ‌های کودکان، تنها نمونه ‌ای از کالاهای پلاستیکی شکل‌ گرفته با این پلیمرهای هوشمند می ‌توانند باشند.

امروزه پلاستیک‌های لاستیک مانند سفت و بادوام در میان هزاران قلم کالاهای مصرفی پیدا می ‌شوند، اما حتی این پلاستیک‌های قرص و محکم هم نقاط ضعفی دارند، چراکه وقتی این مواد استفاده می ‌شوند نسبت به صدمات و آسیب‌دیدگی ناشی از خراشیدگی‌ها، برش‌ها و سوراخ‌ها بسیار آسیب‌پذیر نشان می ‌دهند. با نیم‌نگاهی به پیرامون خود و محیط زیست می ‌بینیم که در خانه، اداره، فروشگاه، صنایع و کارخانجات همه ما به نحوی از یک چرخه «آسیب و دورریز» مطابق سلیقه و نگرش و فرهنگ خودمان درخصوص کالاهای مصرفی پلاستیکی پیروی می‌کنیم. مکان‌های دفن زباله و پسماندهای شهری، انباشته از اشیای پلاستیکی دورانداخته شده ‌ای هستند که علت رها شدن شان شکستن، بریدگی، ترک خوردن یا سوراخ شدن است و در مواقعی سبب بروز مخاطرات ایمنی می ‌شوند.

 در این میان و با توجه به حجم انبوه و روزافزون اشیا و کالاهای پلاستیکی که به علت فرسودگی و آسیب از رده خارج می ‌شوند، نیاز به ارائه موادی با قابلیت ترمیم و اصلاح خود به خودی بیش از هر گزینه دیگری به کانون توجه و تلاش ‌های محققان برای ساخت مواد هوشمند و خودفرمان بدل شده است. پیرو همین تلاش‌ها دیده می‌شود که اکثر رویکردهای اتخاذ شده از سوی دانشمندان برای مواد پلیمر بنیان قابل علاج و بهبودپذیر، نیازمند گرمایش نواحی آسیب‌ دیده و به کار بردن وصله است. البته باید اعتراف کرد که مهم ‌ترین و چالش ‌برانگیز‌ترین بخش ماجرا همین قضیه گرمایش و نحوه دریافت و اعمال آن از سوی پلیمرهاست. نکته جالبی که در مورد رویکرد تازه دانشمندان برای ابداع پلیمرهای هوشمند درمان‌ پذیر وجود دارد، تدبیر متفاوتی است که برای بخش گرمایش پلیمرهای هوشمند به کار بسته ‌اند. دانشمندان دانشگاه کیس وسترن خط مشی دیگری را در دستور کار خود قرار می‌دهد و آن ارائه یک ماده لاستیک مانند خود درمانگر حاوی فلز است که قادر به جذب نور ماورای بنفش و تبدیل آن به حرارت متمرکز و موضعی است.

دانشمندان از نوع جدیدی پلاستیک پرده ‌برداری کرده‌اند که می ‌تواند هنگام قرار گرفتن در معرض نور معمولی به ترمیم و بهبود خودش بپردازد.

دانشمندان آنچه توسعه داده ‌اند را یک ماده پلاستیکی جدید متشکل از زنجیره‌ های بسیار کوچک معرفی می ‌کنند که این زنجیره‌ ها به هم می چسبند و با همگذاری و جفت شدن، زنجیره‌ های بسیار بزرگ ‌تری را تشکیل می ‌دهند. ولی آنچه مخصوص این مولکول طراحی و در نظر گرفته شده است، قابلیت سوا شدن و به هم ریختن هنگام قرارگرفتن در معرض نور است. براساس همین توانایی زمانی که مولکول اقدام به جداسازی و اوراق کردن زنجیره‌ها  ، مواد جدا شده به سوی پرتگاه یا شکاف جریان می‌یابد و به این ترتیب سامانه بهبود می‌پذیرد. گزارش این پژوهش که در نشریه Nature منتشر شده به نکات جالب توجهی اشاره دارد که کار دانشمندان و رویکرد انتخابی ‌شان برای منبع گرمایش و قابلیت خودترمیمی مولکولی را شاخص می ‌سازد. به عنوان نمونه استفاده از نور به این شیوه از مزیت‌ هایی افزون بر گرمایش مستقیم برخوردار است و می ‌تواند برای هدف‌ گیری نقطه ‌ای یا تعیین دقیق هدف در ناحیه صدمه دیده و همچنین برای ترمیم و اصلاح اشیا و اهدافی که هنوز زیر بار تنش و کششی هستند به کار آید.

موضوع جالبی که دانشمندان در مورد این دسته از مواد هوشمند خاطر نشان می ‌کنند، بهره گیری از پتانسیل بالقوه خود درمانی و بهبودپذیری آنها برای گسترش کاربردهای بیشتر آن است. درواقع مواد هوشمندی با قابلیت ترمیم و بهبود صدمات ناشی از فرآیند طبیعی استهلاک و فرسودگی می ‌توانند سودمندی خود را در حوزه‌ هایی همچون حمل و نقل، ساخت و ساز، بسته ‌بندی و بسیاری کاربردهای دیگر به اثبات برسانند. در همین رابطه برخی محققان معتقدند پلیمرهای بهبودپذیر می ‌تواند به عنوان چاره و راه‌حلی برای چرخه آسیب و دورریز کالاهای مصرفی مطرح شود که مردم برخی کشورها با شدت بیشتری با آن مأنوس هستند. ضمن این که پلیمرهای بهبودپذیر می ‌تواند به منزله گام اولیه ‌ای در روند توسعه کلاسی از مواد پلیمری مطرح شود که در مقایسه با مواد پلیمری قابل دسترس فعلی از طول عمر بسیار بالایی برخوردارند. در این بین اما موانعی نیز وجود دارند که باید پشت سر گذاشته شوند تا این تحقیق مفهومی بتواند به مرحله تولید در مقیاس صنعتی خودش ترجمه شود.

انواع روش‌های کدگذاری (2)

---

همان‌طور که در مطلب "اصول اولیه کدگذاری داده‌ها"  به طور مفصل توضیح دادیم، برای انتقال داده‌ها چه به صورت دیجیتال و چه به صورت آنالوگ، بسته به نوع محیط انتقال داده‌های باید به صورت دیجیتال یا آنالوگ کد گذاری شوند. در این مقاله تلاش بر این است که خوانندگان با تکنیک‌های کدگذاری به صورت دقیق تر آشنا شوند.

---

در قسمت قبلی کدگذاری های کد خط، شامل تک قطبی، قطبی را توضیح دادیم. همچنین گفتیم کدگذاری قطبی خود به سه دسته RZ، NRZ و دوفازی تقسیم می‌شود. در این مقاله ابتدا روش دو فازی توضیح داده می‌شود.

 

کد گذاری دو فازی

روش دوفازی، در این روش سعی شده مشکلات دو روش قبلی تا حدودی حل شود. خود این روش به قسمت منچستر (Manchester) و منچستر تفاضلی (Differential Manchester) تقسیم بندی می‎شود.

 

منچستر

در این تکنیک، در وسط هر دوره بیتی، یک گذار وجود دارد که به عنوان محتوای بیت و کلاک مورد استفده قرار می‌گیرد. مانند شکل اگر از high به low برویم صفر و اگر از low به high برویم، یک کد می‌شود.

منچستر تفاضلی

در این روش، مانند NRZ-I از عدم تغییر استفاده می‌کنیم. در روش NRZ-I عدم گذار به معنای صفر بود ولی در اینجا عدم وارونگی به معنای یک است.

کد گذاری دو قطبی

در این روش، به جای دو سطح ولتاژ، از سه سطح ولتاز مثبت، منفی و صفر استفاده می‌کنیم. اگر یادتان باشد در روش RZ نیز از سه سطح ولتاژ استفاده می‌کردیم ولی سطح صفر، نشانگر داده دودویی نبود. در این هر سه سطح نمایانگر داده هستند.

کدگذاری AMI

رشته ی داده های بیتی در این تکنیک به این صورت کد می‌شود که عدد صفر، به ولتاژ صفر نسبت داده می‌شود و عدد یک به ولتاژهای مثبت و منفی. به این صورت که اولین یک، ولتاژ مثبت می‌گیرد و یک بعدی ولتاژ منفی و این روند تا آخر رشته بیتی انجام می‌شود.

اشکال این روش احتمال خطای بیشتر آن نسبت به روش های منچستر و NRZ است ولی در مقابل با کاهس مولفه DC و امکان همگام سازی و استفاده کارا از پهنای باند رو به رو هستیم.

کدگذاری B8ZS

این تکنیک از تکنیک های منشعب شده از AMI است. یکی از معیب روش AMI وجود صفرهای متوالی بود زیرا در این حالت سیگنال برای مدتی صفر خواهد بود و هم زمانی از میان می‌رود. عدد 8 در نام این روش بدین معناست که در انتهای هر هشت صفر متوالی یک تغییر مصنوعی در سیگنال به وجود می‌آوریم. مطابق تصویر، اگر آخرین یک دارای ولتاژ منفی باشد، تغییر مصنوعی دارای 5 پالس منفی، مثبت، صفر، مثبت و صفر می‌شود. و اگر آخرین یک دارای ولتاژ مثبت باشد، تغییر مصنوعی دارای 5 پالس مثبت، منفی، صفر،منفی و مثبت است. دقت کنید که این 5 پالس در گیرنده به عنوان عدد صفر تعبیر می‌شوند.

این روش استاندارد کدگذاری آمریکای شمالی است.

کد گذاری HDB3

در این روش به جای هر 8 بیت صفر متوالی، 4 بیت صفر متوالی در نظر گرفته می‌شود. شکل تغییر مصنوعی به تعداد زوج یا فرد بودن یک‌هاتا قبل از رسیدن به 4 صفر متوالی بستگی دارد. به این ترتیب که اگر تعداد یک ها زوج بود، تغییر مصنوعی به شکل 4 پالس مثبت، صفر، صفر و مثبت خواهد بود و اگر تعداد یک ها فرد باشد، تغییر مصنوعی به شکل صفر، صفر، صفر و منفی خواهد بود. این تکنیک کدگذاری در اروپا و ژاپن مورد استفاده قرار می گیرد.

کد گذاری 21BQ

در این روش از 4 سطح ولتاژ استفاده می‌کنیم به طوری که هر پالس نمایانگر دو بیت داده است. چهار سطح به ترتیب: +3، +1، -1 و -3 هستند. این روش به سطح قبلی وابسطه است.

 

اگر سطح قبلی مثبت باشد و بیت بعدی به ترتیب زیر باشد، ولتاژ برابر است با :

00: ولتاژ +1

01: ولتاژ +3

10: ولتاژ –1

11: ولتاژ -3

 

اگر سطح قبلی منفی باشد و بیت بعدی به ترتیب زیر باشد، ولتاژ برابر است با:

00: ولتاژ -1

01: ولتاژ +1

11: ولتاژ +3

 

کدگذاری MLT-3

این روش مانند NRZ-I است با این تفاوت که از سه سطح ولتاژ استفاده می‌کنیم. سطوح مثبت، منفی و صفر.

• اگر بیت بعدی صفر باشد گذار نداریم.

• اگر بیت بعدی یک باشد و سطح فعلی غیر صفر، سطح بعدی صفر است.

• اگر بیت بعدی یک باشد و سطح فعلی صفر، سطح بعدی غیر صفر و معکوس آخرین سطح غیر صفر است.

جیمز وب جانشین هابل می شود

---

تلسکوپ فضایی جیمز وب که قرار است جانشین هابل شود، وعده گشودن پنجره جدیدی را به جهان می ‌دهد. استقرار تلسکوپ فضایی جیمز وب در فضا می ‌تواند آغازگر کشف فراژرف ها در کیهان باشد. اما اگر این تلسکوپ که به افتخار مدیر ناسا در طول برنامه ماموریت‌های آپولو  نام‌گذاری شده است شکست بخورد، پیشرفت اخترشناسی تا یک نسل کامل عقب خواهد افتاد.

---

زمانی که در آوریل سال 1990 میلادی بدنه یک تلسکوپ غول پیکر رهسپار فضا می شد هیچ کس تصور نمی کرد قرار است این تلسکوپ دنیای ستاره شناسی را متحول کند. هابل؛ تلسکوپی است که تمام مردم نام آن را شنیده اند و کم و بیش تصاویر زیبای آن را در رسانه ها دیده اند. تلسکوپ فضایی هابل در این سال ها تبدیل به یک برند برای  ستاره شناسان شده است، برندی که برای ما عظمت کیهان را به یاد می آورد . البته هزینه هایی که در طی حیات هابل صرف این تلسکوپ گردید بسیار سرسام آور است اما این هزینه های گزاف در مقایسه با دستاوردهای این غول فضایی به هیچ عنوان قابل مقایسه نیست. این که چرا ما باید تا این مقدار هزینه کنیم و حتما در خارج از جو زمین یک تلسکوپ داشته باشیم بسیار ساده است:

• نبود گرد و غبار در مسیر دید

• نبود پراکنش نور خورشید و ماه در اثر مولکول‌های جو سیاره

• نبود آلودگی نوری ناشی از مظاهر تمدن بشری

• نبود آلودگی جوی و یا رطوبت در هوا

• امکان رصد در طول موجهای غیر مرئی (جو جلوی پرتوهای ایکس، فرابنفش، فروسرخ و... را می‌گیرد.)

• و ...

 

دلایلی است که ضرورت وجود یک تلسکوپ قدرتمند در خارج از جو زمین را بیان می کند.

در تاریخ 21 ساله حیات هابل تا کنون 21 راهپیمایی فضایی جهت تعمیر و بروز رسانی آن انجام شده است که آخرین آن ها در سال 1388 توسط سرنشینان شاتل فضایی آتلانتیس انجام گرفت. شاتلی که خودش به زودی بازنشسته می شود و قرار است آخرین ماموریت شاتل ها را انجام دهد.

تلسکوپ فضایی هابل هم مانند بسیاری از ماموریتهای فضایی موفق دیگر بیشتر از آنچه که پیش‌بینی می‌شد، کار کرده‌است و سرانجام زمان بازنشستگی‌اش نزدیک می شود. در مورد زمان پایان کار هابل و چگونگی پایان کارش حرفها متفاوت است. اما چیزی که آشکار است این است که تا تلسکوپ فضایی بعدی آماده? رفتن به فضا نباشد، این اتفاق نمی‌افتد.

اما تلسکوپی که قرار است جایگزین هابل 11110 کیلوگرمی بشود تلسکوپی است به نام جیمز وب. این تلسکوپ که با همکاری سازمانهای فضایی ناسا و اسا در حال ساخت است هم اکنون مراحل آزمایشات نهایی خود را می گذراند و قرار است تا سال 2013 به وسیله موشک آریان ? به فضا پرتاب شود.

پروژه جیمز وب باید بدون درصدی خطا حتما با موفقیت انجام گیرد چراکه قرار است در جایی در فاصله 1.5 میلیون کیلومتری زمین قرار گیرد یعنی چهار برابر فاصله ماه از زمین و دور از دسترس تمام فضاپیماها برای تعمیر تلسکوپ. اهداف مهمی که برای این تلسکوپ در نظر گرفته شده عبارتند از : جستجو برای یافتن پرتوهای مادون قرمز حاصل از انفجار بزرگ، مطالعه بر روی تولد ستاره‌ها و چگونگی تشکیل و گسترش کهکشان. شاید بتوان اهمیت جیمز وب را این گونه توضیح داد:  تلسکوپ فضایی وب قرار است کاری را برای ما انجام دهد که تلسکوپ گالیله برای نجوم آن زمان انجام داد!

هابل و جیمز وب آن طور که جان ماتر، برنده جایزه نوبل فیزیک و رهبر پروژه ساخت جیمز وب عنوان می کند تفاوت های بسیاری با یکدیگر دارند. برای مثال او می گوید: "هابل نمی‌تواند اولین اجرام نورانی آسمان را که تنها چند ‌صد ‌میلیون سال پس از انفجار بزرگ شکل گرفته‌اند، رصد کند. ما می‌دانیم این اجرام وجود دارند اما گسترش کیهان باعث‌شده طول‌موج نوری که ساطع می‌کنند از دسترس هابل خارج باشد. فکر می‌کنم با جیمز وب بتوانیم به حدود 200میلیون سال پس از انفجار بزرگ برگردیم و ماده اولیه تشکیل‌دهنده این اجرام را ببینیم."

موارد دیگری که ماتر به آن ها اشاره می کند این ها هستند: "جیمز وب یک تلسکوپ فروسرخ است در حالی که هابل قدرت رؤیت نور مرئی و طول‌موج‌هایی از فرابنفش را دارد. در نتیجه جیمز وب برای عملکرد صحیح به دمای پایین‌تری نیاز خواهد داشت. قطر آیینه آن 6.5 متر است در حالی که قطر آیینه هابل تنها 2.4 متر است. هابل در فاصله 575 کیلومتری زمین واقع‌شده و در دمای 77 درجه کلوین کار می‌کند؛ درحالیکه جیمزوب در دمایی سردتر و در فاصله دورتری از زمین کار خواهد کرد."

پروفسور بهرام مبشر، نماینده سابق آژانس فضایی اروپا در تلسکوپ هابل نیز درباره تلسکوپ جیمز وب می گوید:" این تلسکوپ که قطر آیینه آن‌ 6.5 متر است در مدار زمین قرار خواهد گرفت و با قدرتی 9 برابر هابل به جهان می‌نگرد. به وسیله این تلسکوپ‌ که یک و نیم میلیون کیلومتر از زمین فاصله دارد می‌توان به ابتدای جهان نگاه کرد. البته ما هر روز رو به تکامل هستیم و هم اکنون در حال طراحی تلسکوپ‌هایی با قطر 30 متر در زمین هستیم که سه برابر بزرگترین تلسکوپ‌ موجود در جهان است و حدود سال 2018 در هاوایی شروع به کار می‌کند."

 به نظر می رسد قرار است بعد از پرتاب جیمز وب و شروع به کار آن، دانش اخترشناسی متحول بشود و دنیایی جدید به روی دانشمندان گشوده شود. دنیایی که ما را به پاسخ این سوال نزدیکتر خواهد کرد: آغاز جهان چگونه بوده است؟

خلاصی ازاین نگرانی

نکته های امتحانی برای دانش آموزان و دانشجویان

---

فرض كنید مجبورید چند جلد كتاب را برای امتحان مطالعه كنید. وقت كافی برای انجام آن دارید ولی نمی توانید چشمهای خود را باز نگه دارید....

---

با نزدیک شدن به ایام امتحانات پایان سال، اضطراب و نگرانی بر دانش آموزان و دانشجویان مسلط می شود. این موضوع می تواند به کاهش شانس دانش آموز برای کسب نمره ای که لایق آن است منجر شود که این اتفاق حتی می تواند برای معلم یا استاد این دانش آموزو دانشجو افسوس و نگرانی به دنبال داشته باشد.

چندین تکنیک وجود دارد که به کمک آن می توان از نگرانی این ایام خلاصی یابید و لازم است که دانش آموزان این نکات را به خاطر بسپارند تا ایام امتحانات را با آرامش خاطر بگذرانند.

 

 

توصیه هایی به والدین، معلمین و اساتید

 

استرس یا یک عصبانیت خشک و خالی؟

تمایل دانش آموزان برای ارجاع دادن نگرانی و عصبانیت در ایام امتحانات به استرس را متوقف کنید جنبه منفی استرس آن است که می تواند هرگونه عصبانیت معمولی را تبدیل به یک معضل غیر قابل کنترل و درگیری با محیط اطراف نماید.

داشتن احساس نگرانی و حتی عصبانیت در ایام امتحان می تواند یک نکته مثبت باشد. این احساس نسبتا بی دوام است و علامت مثبتی است که نشان می دهد دانش آموز به طور جدی به امتحانش فکر می کند بنابراین باعث می شود بیشترین استفاده را از توانایی نهفته خود بکند. همچنین این تنش می تواند انرژی شخص را به وظایف کوتاه مدت لازم برای آمادگی برای امتحان جهت دهی کند.

 

اولین و مهمترین چیز برای توفیق در كلاس درس, استفاده موثر از زمان خارج از كلاس درس است

 

آمادگی برای امتحان

نگرانی یک واکنش طبیعی به امتحان است. تمام دانش آموزان کم و بیش این نگرانی را احساس می کنند. نکته اینجاست که از این نگرانی ها و عصبانیت ها استفاده مثبت بنمایید برای مثال می تواند باعث شود دانش آموز به جای در جا زدن، توانایی های بالقوه خود را بالفعل نماید.

هر چه می توانید در مورد امتحان توضیح دهید. در اولین فرصت درباره جایی که قرار است امتحان برگزار شود و نیز نحوه برگزاری امتحان کتبی و شرایط انضباطی حوزه امتحان صحبت نمایید

درباره ترس از امتحان صحبت نمایید و درباره اینکه چگونه نگرانی شان را در این موارد بروز دهند گفتگو کنید.

دانش آموزان را تشویق کنید که با دوستانشان تشکیل گروه دهند. یک سیستم مرور دسته جمعی می تواند به دانش آموز کمک کند تا به ارزیابی روش و روند مطالعه خود بپردازد.

داشتن خواب آرام و با کیفیت دانش آموز را برای امتحان بسیار سرحال و آماده می کند.

دانش آموز را در مورد تغذیه  در ایام امتحان و در طی برگزاری آزمون حساس کنید. مواد سرشار از چربی، شیرینی و کافئین، کارکرد مغز را بهینه نخواهند کرد. بدون یک وعده غذایی متعادل مدت زمان زیادی قادر به ادامه امتحان نخواهید بود.

خواب خوب و کافی در شب قبل از امتحان بسیار با ارزش تر از فشردن و تزریق مطالب فراوان در ذهن است.

 

توصیه هایی به دانش آموزان و دانشجویان

بهترین نکات برنامه ریزی

آنچه برای پیشرفت تحصیلی دارای اهمیت اساسی است ،چیست؟ مسلما اولین و مهمترین چیز ، لااقل برای توفیق در كلاس درس ، استفاده موثر از زمان خارج از كلاس درس است.

می دانیم كه هر شبانه روز 24 ساعت است. دو یا سه ساعت هر روز را به مطالعه كردن اختصاص دهید. اگر زمانی كه در

كلاس ها, غذاخوری, خواب شبانه و درس خواندن صرف می شود از 24 ساعت كم كنیم باز پنج یا شش ساعت باقی می ماند كه می توانیم آن را به كارهایی اختصاص دهیم كه بیش از مطالعه كردن دوست داریم. من تصور می كنم عامل دیگری كه توفیق تحصیلی به دنبال می آورد مرور مرتب یادداشتهای كلاسی و فصلهای مربوطه كتاب درسی است. مرور دوره ای و آماده سازی برای امتحانات دراز مدت, وقت بیشتری در اختیار شما می گذارد و از شتاب برای آمادگی امتحان جلوگیری می كند. بدین شیوه شما می توانید با كمال آرامش, با انگیزه بیشتر و تشویش كمتر در روز امتحان حاضر شوید. آخرین چیزی كه شما می توانید جهت دستیابی به نمرات خوب انجام دهید بهره جویی از تمامی منابع و امكاناتی است كه مدرسه، اولیا و یا دانشگاه در اختیار شما می گذارد همه این منابع می تواند به شما كمك كند.

حفظ هوشیاری در هنگام مطالعه

حفظ هوشیاری و سرحالی حین مطالعه بسیارمهم و البته دشوار است. فرض كنید مجبورید چند جلد كتاب را برای امتحان مطالعه كنید. وقت كافی برای انجام آن دارید ولی نمی توانید چشمهای خود را باز نگه دارید. حال این توصیه را به كار بندید نخست, یك ساعت تنظیم كننده وقت از آن دسته ساعتهای كوچك كه ثانیه ها را هم جدا می كند تهیه كنید. ساعت را برای فاصله های ده دقیقه ای تنظیم كنید. مطالعه را شروع كنید تا زمانی كه صدای زنگ را بشنوید از پشت میز بلند شوید و به مدت دو دقیقه در اتاق دوری بزنید, می توانید آب میوه ای بنوشید سپس ساعت را باز تنظیم كنید و كل فرایند را تكرار كنید. اگر برخاستن و دور زدن و نوشیدن كفایت نكرده است به برخی فعالیتها مانند خم شدن تا سر زانو و بعد راست شدن, عضلات خود را سفت و شل كردن بپردازید. این كار حركت جریان خون به مغز را حفظ می كند. شما در نهایت متعجب می شوید كه همین دوره های كوتاه مطالعاتی تا چه میزان بر اطلاعات شما می افزاید.

لابه لای مطالعه به خود استراحت دهید . حداقل هر یک ساعت مطالعه نیازمند ده دقیقه استراحت است.

کار مدام و پرهیز از تفریح باعث دلسردی می شود. انجام کارهای کوچک و در نظر گرفتن جوایز خوب برای درست انجام دادن این کارها باعث می شود لحظات نگرانی را با آرامش بیشتری سپری کنید و زود تسلیم نشوید

بهترین نکته های مرور

اگر مرور کردن را به درستی برنامه ریزی نکرده باشید وقت با ارزش شان را از دست خواهید داد. بهتر است بدانید که:

* برای هفته هایی که امتحان دارید برنامه ریزی کنید. این موضوع باعث می شود بدون آنکه آرامش و ساعات فراغت خود را از دست بدهید مطالب ضروری را چندین بار مرور کنید

* از درس خواندن و به زور حفظ کردن در دقیقه نود پرهیز کنید. خواب خوب و کافی در شب قبل از امتحان بسیار با ارزش تر

از فشردن و تزریق مطالب فراوان در ذهن است.

* به محض اینکه با مشکلات درسی مواجه شدید با معلمان و یا شاگردان قوی تر کلاس صحبت کنید.

* لابه لای مطالعه به خود استراحت دهید . حداقل هر یک ساعت مطالعه نیازمند ده دقیقه استراحت است. انجام بعضی

حرکات ورزشی سبب آمادگی بیشتر برای شروع مجدد مطالعه می گردد. مثلا حرکت کششی، قدم زدن، تنفش عمیق در هوای آزاد به بهبود فرآیند یادگیری کمک شایانی می کند. هر گز این تمرینات را سرسری نگیرید زیرا برای داشتن ذهنی فعال انجام این تمرینات الزامی است.

* کار مدام و پرهیز از تفریح باعث دلسردی می شود. انجام کارهای کوچک و در نظر گرفتن جوایز خوب برای درست انجام دادن این کارها باعث می شود لحظات نگرانی را با آرامش بیشتری سپری کنید و زود تسلیم نشوید.

گرافین؛ اَبَرماده آینده نوکیا

                      گرافین؛ اَبَرماده آینده نوکیا

استراتژی‌های نوکیا در سال 2011 علاوه بر گوشی‌های هوشمند و یک میلیارد کاربر بعدی، تحولات آینده را نیز شامل می‌شود. نوکیا و 9 شریک دیگر به عنوان بخشی از اجرای این استراتژی، ماده فوق‌العاده جدیدی به نام گرافین (Graphene) کشف کرده‌اند.

 به گزارش گروه خبری GSM از روابط عمومی نوکیا، این ماده که به نوعی زندگی را تغییر می‌دهد، نوعی کربن چندشکلی است که ساختار دوبعدی دارد و ضخامتش به اندازه یک اتم است. اما با وجود اندازه کوچک مقاوم‌ترین ماده در آزمایش بوده؛ به طوری که 200 برابر از استیل قوی‌تر است و سبک‌ترین ماده‌ شناخته شده، بهترین رسانای طبیعی و با قابل انعطاف‌پذیری بالا است. پیش‌بینی می‌شود که گرافین به عنوان ماده اصلی در همه دستگاه‌های الکترونیک، جای سیلیکون را خواهد گرفت. 

در سال 2009 اتحادیه اروپا تصمیم گرفت که باید کارهای بیشتری برای تقویت تحقیقات در فناوری‌های آینده و نوظهور صورت گیرد؛ پس بی‌درنگ یک سری تحقیقات اولیه گسترده‌ای به نام پروژه‌‎های FET* آغاز کرد.
در چهارم ماه مه امسال، برنامه گرافین در بوداپست با شرکت NRC** معرفی و آغاز شد. نوکیا عقیده دارد گرافین ماده‌ای است که آینده را تغییر می‌دهد. برای همین در این پروژه ابتکاری شرکت کرد تا امیدبخش‌ترین ماده را به دنیای واقعی عرضه کند. اگرچه، نوکیا این کار را به تنهایی انجام نمی‌دهد. شرکت نوکیا با کمک 9 شریک دیگر که 4 تای آنها برنده جایزه نوبل هستند این پروژه را انجام می‌دهد: دکتر آندره جِلم، دکتر کنستانتین نووزلوف، دکتر کی.وون کلیتزینگ و دکتر اِی. فِرت به عنوان هیئت مشاورین برای این فعالیت هستند.

به جز این برندگان جایزه نوبل، شرکای دیگری شامل کارشناسان ارشد اروپایی در زمینه گرافین نیز با این پروژه همکاری می‌کنند: دانشگاه فناوری چالمرز، دانشگاه منچستر، دانشگاه لانکاستر، دانشگاه کمبریج، دانشگاه AMO آلمان، موسسه نانوتکنولوژی کاتالان، انجمن تحقیقات ایتالیا و سازمان علوم اروپا. همه اینها به این معنی است که افراد بسیاری در انتظار این هستند که پروژه گرافین به واقعیت بپیوندد.

اما چرا این فناوری اینقدر مهم است؟ با عملی شدن این پروژه، گوشی‌هایی نظیر نوکیا Morph به واقعیت تبدیل می‌شوند. به این معنی که مواد سازنده می‌توانند بسیار باریک باشند و می‌توانند با دست به هر شکلی درآیند. جایی که محدودیت‌های اندازه وجود دارد، تلفن همراهی را تصور کنید که به جیب شما وصل شده است.

موضوع این فناوری فقط برای گوشی‌های موبایل نیست، این فناوری در ابعاد وسیع‌تر کاربرد دارد. با استفاده از این فناوری تلویزیون شما ممکن است از لحاظ تئوری مانند توپ پارچه از هم باز شود و به دیوار اتاقتان مانند کاغذ دیواری بچسبد.

نوکیا سعی دارد این فناوری را به طور انبوه عرضه کند و نه تنها موبایل‌های آینده را متحول کند بلکه برای هر کس دیگری آن را قابل استفاده کند.

ثانیه‌ صفر!

ثانیه‌ صفر!

چگونگی پیدایش جهان از سوال‌هایی بوده که همیشه فکر انسان را مشغول کرده است. در علم نجوم تئوری‌های مختلفی در مورد پیدایش جهان وجود دارد که بیگ بنگ یا مهبانگ مورد قبول‌ترین آن می‌باشد.

انفجار نخستین جهان، نزدیک‌ترین زمانی است که از شروع جهان ما می‌توانیم بر روی آن تحقیق و مطالعه کنیم. این تئوری از زمانی شروع می‌شود که ما به علت دمای فوق‌العاده زیاد آن زمان، نمی‌توانستیم وجود داشته باشیم.

تئوری بیگ بنگ پذیرفته شده‌ترین نظریه‌ی درباره‌ی شروع و تکامل جهان می‌باشد. در این تئوری گفته می‌شود که در حدود 14 میلیارد سال پیش، جهان از یک ماده‌ی بسیار چگال که تنها حدود چند ملیمتر بوده است تشکیل شده بود.

در حدود 100 سال پیش در سال‌های آغازین قرن بیستم، دانشمندان بسیاری در پی یافتن جوابی برای راز پیدایش جهان بودند. و یا اینکه جهان هیچ‌گاه متولد نشده است و همیشه جهان وجود داشته است. اولین پاسخ‌ها به این سوال در سال‌هایی حدود 1919 میلادی داده شد. زمانی که آلبرت انیشتین نظریه‌ی نسبیت عام خود را شرح داد. صدها سال بود که دانشمندان فکر می‌کردند که جهان ثابت و بدون تغییر است. اما انیشتین این معادلات را با معرفی ثابت کیهان شناختی اصلاح کرد. ثابت کیهان شناختی چیزی که است که جهان را منظم کرد و آن را به حالت تعادل در آورد. یکی از کسانی که به تئوری نسبیت عام انیشتین توجه کرد و آن را در مطالعات کیهان‌شناسی خود به کار برد کیهان‌شناس بلژیکی Georges Lemaître بود. او بر روی این معادله کار کرد و برای زمان نقطه‌ی آغازی قائل شد و آن را بیگ بنگ نام نهاد. او فرض کرد که جهان از چیزی به وجود آمده است که او آن را اتم اولیه‌ی نامید. این اتم اولیه‌ی منفجر می‌شود و به قطعات دیگر تبدیل می‌شود. و آن ذرات یک بار دیگر به ذرات دیگر تفکیک می‌شوند تا اینکه اتم‌های تشکیل دهنده‌ی این جهان به وجود می‌آیند. تئوری Lemaître بلافاصله همه‌گیر نشد. این تئوری هنوز ابهامات بسیاری داشت. تا زمانی که ادوین هابل کهشان‌هایی که به سرعت در حال دور شدن از زمین بودند را مشاهده کرد، و با این مشاهدات خود تأییدی بر نظریه‌ی Lemaître بود. به هر حال فرضیه‌ی Lemaître درباره‌ی آغاز جهان با آن چیزی که امروز درباره‌ی آغاز جهان می‌دانیم متفاوت است.

Lemaître معتقد بود که نقطه‌ی آغازین جهان دارای ساختار مرکب بوده که بعداً به اجزای سازنده‌ی جهان تفکیک شود، اما امروزه دانشمندان معتقدند که جهان در ابتدا بسیار ساده بوده و بعداً رشد پیدا کرده و پیچیده شده و توسعه یافته است.

ایده‌ی بیگ بنگ ابتدا به وسیله‌ی دانشمندی روسی که در آمریکا متولد شده بود به نام George Gamow داده شده بود. در سال 1940 میلادی این دانشمند به همراه شاگرد خود Ralph Alpher فرض کردند که جهان از یک انفجار بزرگ و به طور فوق‌العاده گرمی به نام بیگ بنگ آغاز شده است. سپس جهان از این ماده‌ی سوپ مانند که بعد از انفجار به جای مانده بود و مخلوطی از پروتون، نوترون، الکترون و اشعه‌های مختلف بود رشد پیدا کرد و رفته رفته سرد شد. عنصری که در ابتدا به وجود آمد هیدروژن و هلیوم بود و طبق گفته‌ی این دانشمند در نیم ساعت پس از انفجار بزرگ تمام عناصر موجود در عالم به دنبال هیدروژن و هلیوم خلق شدند.

تئوری بیگ بنگ خوشایند بعضی از دانشمندان نبود. آنها می‌گفتند که جهان را خالقی آفریده است و خلقت او بی‌عیب و نقص بوده. بعضی دیگر از دانشمندان عقیده داشتند که جهان همیشه بوده و برای آن نمی‌توان آغازی متصور بود. این نظرات باعث شده بود که بعضی از دانشمندان دنبال کشف تاریخ جهان بگردند و تئوری ارائه دهند که در آن بیگ بنگ را نفی کنند. البته ذکر این نکته ضروری است که خلقت جهان توسط یک خالق با نظریه‌ی بیگ بنگ تناقضی ندارد، همان طور که خدا انسان را به وسیله‌ی جنین آفرید، خدا جهان را آفریده اما طبق یک قانون و روش که این روش و قانون می‌تواند تئوری بیگ بنگ باشد.

دانشمندانی استرالیایی به نام Thomas Gold و Hermann Bondi و دانشمندی انگلیسی به نام Fred Hoyle در رقابت با این نظریه در سال 1948 نظریه‌ای ارائه دادند که در آن گفته می‌شد که جهان همیشه بوده است، و همیشه به این حالت که اکنون هست وجود داشته. و نظریه‌ی خود را تئوری حالت پایدار نامیدند.

مشاهدات دانشمندان، نشان می‌داد که جهان در حال توسعه یافتن و منبسط شدن است. آنها دیدند که کهکشان‌ها در حال دور شدن از یکدیگر می‌باشند و چگالی جهان در حال کم شدن است و برعکس حجم آن در حال افزایش می‌باشد. با گذشت زمان و دو برابر شدن فاصله‌ی بین کهکشان‌ها و جمع شدن مواد لازم، کهکشان جدیدی به وجود می‌آمد. برای به وجود آمدن کهکشانی جدید اگر در هر مایل مکعب دو اتم به یکدیگر وصل شوند در هر سال، یک هزارم اونس (مقیاس‌ وزنی‌ برابر 31/1035 گرم‌) ماده تشکیل می‌شود. که برای به وجود آمدن یک کهکشان باید زمان بسیار بسیار طولانی طی شود.

دانشمندان بر سر این موضوع بحث می‌کردند که دلیل این اتفاقات (انبساط جهان) چیست؟

نظریه‌ی بیگ بنگ در مورد مواد تشکیل دهنده‌ی ستاره‌ها خیلی خوب توضیح می‌داد. این نظریه پیش بینی می‌کرد که انرژی مورد نیاز ستارگان از انفجار هیدروژن به دست می‌آید. و انرژی تولید شده از حاصل این انفجار به صورت نور به بیرون منتشر می‌شود. درنتیجه ستاره‌ها به‌وسیله‌ی سوختی از هیدروژن انرژی مورد نیاز خود را تأمین می‌کنند. و این فعل و انفعالات در ستاره‌ها باعث به وجود آمدن اکسیژن، کربن و دیگر عناصر مورد نیاز برای زندگی می‌شود. نظر و ایده‌ی دانشمندان امروزی نیز همین هست که بسیاری از عناصر می‌توانند در ستاره‌ها به وجود بیایند.

کشمکش میان عقل و دل کیهان شناسان تا دهه‌ی 1960 ادامه داشت، اما در این دهه نیز مشاهدات دانشمندان نظریه‌ی بیگ بنگ را تأیید می‌کرد. و سرانجام پروفسور استفان هاوکینگ نظریه‌ی بیگ بنگ را گسترش بخشید. او شرح داد که جهان از یک جسم بسیار بسیار چگال آغاز شده و شروع به گسترش و انبساط کرده است، البته پروفسور هاوکینگ برای گفته‌های خود از تئوری نسبیت عمومی استفاده کرد. این نکته فراموش نشود که پروفسور هاوکینگ نه پایه‌گذار این تئوری است نه پایان دهنده‌ی آن، بلکه ایشان فقط تغییراتی در این تئوری به وجود آوردند. برای آشنایی بیشتر با نظریات پروفسور هاوکینگ در این باره می‌توانید به کتاب تاریخچه زمان ایشان که به فارسی هم ترجمه شده است مراجعه کنید. با تمام این صحبت‌ها بنیان گذار تئوری بیگ بنگ را باید George Gamow دانست.

حال بعد از پرداختن به تاریخچه‌ای مختصر از این تئوری خوب است که درباره‌ی خود نظریه‌ی بیگ بنگ هم صحبتی به میان بیاوریم. در انیمیشن زیر می‌توانید شبیه‌سازی این انفجار بزرگ را مشاهده کنید.

 

 

اگر شما فیلم پیدایش جهان از ابتدا تا کنون را به صورت برعکس ببینید، خواهد دید که جهان در حال کوچک شدن و به هم نزدیک شدن است، تا جایی که اجرام آسمانی با یکدیگر برخورد می‌کنند و یک کره‌ی کوچک با چگالی زیاد را می‌سازند. در ثانیه‌ی صفرم، قبل از انفجار بزرگ، کیهان خیلی داغ و غلیظ است. قوانین فیزیک هنوز قابل کاربرد نیستند. در لحظه‌ی انفجار حداقل 10 بعد برای شکل دادن به کیهان به وجود می‌آیند. از این ابعاد تنها 4 بعد به وجود خود ادامه می‌دهند که ما آنها را می‌شناسیم. 3 تا از ابعاد فضا و یک بعد زمان.

در ثانیه‌های ابتدایی تشکیل جهان، زمانی که فوتون‌ها با یکدیگر برخورد کردند و انرژی آنها به جرم تبدیل شد، پروتون، نوترون و الکترون تشکیل شدند. و چهار نیرو هویت مستقل یافتند، که آن نیروها نیروی گرانشی، الکتریکی و هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف می‌باشند. که به این نیروها، نیروهای بنیادی می‌گویند. در این زمان جهان همچنان مشغول سرد شدن بود. از 1023 درجه به 10 میلیارد درجه.

تقریباً 3 دقیقه بعد از بیگ بنگ، زمانی که دمای جهان به حدود 1 میلیارد درجه رسیده بود، پروتون و نوترون با یکدیگر ترکیب شدند و هسته‌ی هلیوم و لیتیوم را که سبک‌ترین عناصر هستند را به وجود آوردند.

مرحله‌ی عمده‌ی بعدی که رخ داده است، تقریباً 300000 سال بعد از بیگ بنگ بوده است، زمانی که دمای جهان چیزی در حدود 3000 درجه بوده است، که هنوز این دما هم دمای مطلوب برای حیات نبوده است. در این دما الکترون قادر به ماندن در مدار هسته‌ی اتم می‌شود و اتم‌های خنثی به وجود بیاورد. (اتم‌ها قبل از ترکیب با الکترون به دلیل وجود بار مثبت درون هسته‌ی اتم دارای بار مثبت بودند و بعد از ترکیب شدن با الکترون با بار منفی این بار مثبت خنثی شده و اتمی خنثی تشکیل شده است.) اتم‌های هیدروژن و هلیوم، سر انجام سوخت ستارگان را به وجود می‌آورند. تا حالا کیهان کدر و مات بوده است و قابل رویت نبوده است و این به دلیل فزونی الکترون‌های رها شده است. هنگامی که بیشتر الکترون‌ها در مدار هسته قرار می‌گیرند کیهان شفاف‌تر شده و دیدن آن سوی کیهان ممکن می‌شود.

1 میلیارد سال بعد از بیگ بنگ، ستاره‌ها و کهکشان‌ها متولد می‌شوند، و از آن زمان تا به امروز جهان شروع به بزرگ شدن و منبسط شدن و همچنین سرد شدن کرده است، و شرایط برای زندگی ما در این جهان مهیا شده است.

دو دلیل عالی برای اعتقاد ما به نظریه‌ی بیگ بنگ وجود دارد. اولین و واضح‌ترین آنها این است که جهان در حال منبسط شدن و توسعه یافتن است. دوم اینکه این تئوری پیش‌گویی می‌کند که 25 درصد از جرم این جهان باید از هلیوم باشد، (هلیوم در همان دقایق اول بیگ بنگ به وجود آمد.) و این فرض با مشاهدات ما از جهان تا کنون همخوانی داشته است

ترافیک سفرهای فضایی

ترافیک سفرهای فضایی

این روزها بازار فرستادن کاوشگر به ماه بسیار داغ است. بعد از چاندرایان (Chandrayaan) هندی، چانگِ (Chang"e) چینی و کاشف مداری ماه ناسا (Lunar Reconnaissance Orbiter)، آژانس فضایی ژاپن نیز اعلام کرد که به زودی کاوشگری به نام سلن (SELENE) را راهی ماه خواهد کرد تا به بررسی و کاوش تنها قمر زمین بپردازد.

این کاوشگر در واقع از سه فضاپیمای مجزا تشکیل شده است که قرار است در یک همکاری فشرده به پرسش‌های اساسی در رابطه با ساختار و فیزیک نزدیک‌ترین همسایه‌ی زمین پاسخ گویند. نحوه‌ی به وجود آمدن و سیر تحول ماه و امکان استفاده از منابع قمر زیبای زمین از جمله اهداف این مأموریت می‌باشد. همچنین پاسخ به پرسشی قدیمی در رابطه با نقشه‌ی جاذبه‌ی ماه که تا به امروز ناتمام مانده است. دانشمندان برای تشخیص قدرت گرانشی اجرام فضایی از پدیده‌ی داپلر استفاده می‌کنند که لازمه‌ی آن برقراری ارتباط مستقیم و آن‌لاین با سفینه‌ی کاوشگر است.

چرخش ماه به دور زمین و به دور محور خود به شکلی است که همواره نیمی از آن به سمت زمین و نیمی دیگر از آن به سمت خارج از دید زمینیان است. سمت دیگر ماه را که از زمین قادر به دیدن آن نیستیم را سمت تاریک ماه می‌نامند. این نامگذاری به این معنا نیست که آن طرف ماه واقعاً تاریک است، بلکه منظور ناشناخته ماندن آن بوده است. اولین تصویر از سمت تاریک ماه در سال 1959 توسط فضاپیمای روسی لونا-3 به زمین فرستاده شد.

طرحی از کاوشگر سلن به همراه دو ماهواره Relay و VRAD

 نقشه‌برداری از میدان جاذبه‌ی سمت تاریک ماه به این دلیل که هیچ‌گاه نمی‌توان امواج رادیویی فضاپیمایی را که در آن طرف مشغول داده‌برداری است، دریافت کرد، تا به امروز عملی نشده است. اما در طرحی جاه‌طلبانه، دانشمندان آژانس فضایی ژاپن (JAXA) محموله‌ای سه‌گانه را راهی مدار ماه خواهند کرد تا به این امر جامه‌ی تحقق بپوشانند.

SELENE که در زبان یونان باستان به معنی ماه بوده است، کاوشگری 3 تنی است که قرار است در اوایل جولای 2007 از مرکز پرتاب‌های فضایی تانگاشیما راهی سفر اکتشافی خود شود. این کاوشگر سه‌گانه شامل یک مدارگرد اصلی است که در مداری تقریباً دایره شکل به ارتفاع 100 کیلومتر از سطح ماه، به دور نزدیکترین همسایه‌ی زمین خواهد چرخید. دو مدارگرد کوچکتر به نام‌های ماهواره‌ی رله (Relay) و ماهواره‌ی VRAD در مدارهایی قطبی و بیضی شکل به دور ماه خواهند چرخید. این دو ماهواره در شکل نشان داده شده‌اند.

SELENE در ابتدای کار در مداری بیضی شکل و قطبی به دور ماه خواهد چرخید و به تدریج شروع به کاهش ارتفاع می‌کند تا وارد مدار عملیاتی خود که دایره‌ای به ارتفاع متوسط 100 کیلومتر است، شود. در طی کاهش ارتفاع، دو ماهواره‌ی کوچک Relay و VRAD رها خواهند شد تا مدار قطبی بیضی شکل اولیه را حفظ نمایند. از این دو مدارگرد کوچک به عنوان تقویت‌کننده و فرستنده‌های رادیویی استفاده می‌شود. هر دوی این ماهواره‌ها 50 کیلوگرم وزن دارند. مدار Relay بیضی کشیده‌ای است که ارتفاع نقطه‌ی اوج آن 2400 کیلومتر و ارتفاع نقطه‌ی حضیض آن 100 کیلومتر است. VRAD اما اگرچه در حضیض از همان ارتفاع 100 کیلومتری گذر می‌کند، اما در اوج تنها 800 کیلومتر بالا می‌رود.

SELENE همچنین ابزاری را با خود حمل می‌کند تا دانشمندان را قادر به ارزیابی منابع معدنی، تهیه‌ی نقشه‌های جغرافیایی و عکاسی از سطح و محیط ماه نمایند. پیش‌بینی می‌شود که این مجموعه حدود یک‌ سال به داده‌برداری از ماه بپردازند و دانش ما را در مورد نزدیک‌ترین و مورد ‌توجه‌ترین جرم سماوی تمام تاریخ حیات، افزایش دهند.

ارباب حلقه‌ها

در منظومه‌ی شمسی دو حلقه‌ی آبی رنگ وجود دارد. یکی به دور زحل (شکل بالا) و دیگری به دور اورانوس (شکل پایین)

 

باور غلط : زحل تنها سیاره‌ی منظومه شمسی است که حلقه‌هایی به دور خود دارد.

باور صحیح : غیر از زحل سه سیاره بزرگ دیگر (مشتری، اورانوس و نپتون) هم دارای حلقه‌اند، اما زحل چشمگیرترین حلقه‌ها را دارد.

 

حلقه‌های زحل

اخترشناسان قرن‌ها فکر می‌کردند که حلقه‌ها قمرهای سیاره‌اند، در سال 1658، اخترشناس هلندی، کریستیان هویگنس تشخیص داد که ساختارهای اطراف زحل، حلقه هستند. در سال‌های بعد، که استفاده از تلسکوپ‌های قوی‌تر امکان‌پذیر شد، اخترشناسان به تعداد حلقه‌های بیشتری در پیرامون زحل پی بردند.

در سال‌های 1380 و 1981، کاوشگرهای فضایی ویجر 1 و 2 نخستین عکس‌های تفصیلی از زحل و حلقه‌های تماشایی آن را به زمین ارسال کردند.

 

دانشمندان از ترکیب دقیق حلقه‌ها آگاه نیستند، اما می‌دانند که حلقه‌ها از غبار و مقادیر بسیار زیاد آب تشکیل شده‌اند. آب به شکل‌های گوناگونی از جمله دانه‌های برف، گلوله‌های برفی، دانه‌های تگرگ و کوه‌های یخی در این حلقه‌ها منجمد شده است. گستره‌ی قطر این شکل‌ها از 6/7 تا 9 متر است. دانشمندان از چگونگی شکل گرفتن حلقه‌ها نیز اطلاع کاملی ندارند. یک نظریه بیانگر آن است که آنها قمرهای بزرگ‌تری بوده‌اند که بر اثر برخورد با دنباله‌دارها یا شهاب‌سنگ‌ها خرد شده‌اند. نظریه‌ی دیگر این تلقی را مطرح می‌کند که حلقه‌ها، موادی هستند که در هنگام شکل‌گیری منظومه‌ی شمسی نتوانسته‌اند به شکل قمر در بیاییند.

در سایت http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html می‌ توانید اطلاعات بیشتری در مورد حلقه های زحل پیدا کنید.

 

حلقه‌های اورانوس

به خاطر تیرگی زیاد مواد سازنده‌ی حلقه‌های اورانوس، مشاهده‌ی آنها بسیار مشکل است. در سال 1977، این حلقه‌ها در مسیر نور یک ستاره قرار گرفته و بدین ترتیب کشف شدند. کاوشگر فضایی ویجر2 در سال 1986 یازده حلقه باریک این سیاره را از نزدیک مورد بررسی قرار داد. اکنون مشخص شده است که اورانوس، 13 حلقه به علاوه‌ی خرده حلقه‌هایی شامل غبار، خرده سنگ و یخ دارد. 13 حلقه‌ی اورانوس در فاصله‌هایی بین 38000 و 51000 کیلومتر مرکز سیاره قرار گرفته‌اند. حلقه‌های اورانوس عرضی بین 5/0 تا 95 کیلومتر دارند.

به تازگی حلقه‌ای آبی رنگ به دور سیاره‌ی اورانوس کشف شده است. این حلقه که به بیرونی‌ترین حلقه‌ی زحل شباهت دارد، با استفاده از ترکیب تصاویر طیف مرئی تلسکوپ هابل و تصاویر فروسرخ تلسکوپ کک در هاوایی برای اولین بار مشاهده شده است.

 

تمام حلقه‌های دیگر (به دور سیارات مشتری، زحل، اورانوس و نپتون) به رنگ قرمزند. با اینکه مواد تشکیل دهنده‌ی این حلقه‌ها در اندازه‌های مختلفند و طول موج‌های متفاوتی را منعکس می‌کنند، نور قرمز بر طول موج‌های دیگر برتری دارد. دلیل این واقعیت آن است که ذرات و مواد بزرگ‌تر فراوان‌تر بوده و گاهاً خود به رنگ قرمز هستند. (به دلیل وجود عنصر آهن در این مواد)

این واقعیت که هر دو حلقه‌ی آبی مشاهده شده در منظومه‌ی شمسی (اورانوس و حل)، بیرونی‌ترین حلقه بوده و قمری را در درون خود دارند نمی‌تواند تصادفی باشد. در نتیجه، در شکل‌گیری هر دو حلقه باید پدیده و اتفاقات مشابهی رخ داده باشد.

حلقه‌ی آبی رنگ به دور اورانوس در تصویر فروسرخ تلسکوپ کک و تصاویر نور مرئی تلسکوپ هابل دیده شد. دانشمندان پس از بررسی دریافتند که حلقه‌ی جدید که در نور مرئی دیده می‌شود در تصاویر فرو سرخ مشاهده شده و در نتیجه رنگ آن باید آبی باشد.

در سایت زیر می‌توانید اطلاعات بیشتری در مورد حلقه های اورانوس پیدا کنید : http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/uranringfact.html

 

حلقه‌های مشتری

منظومه‌ی حلقه‌های مشتری در سال 1979 توسط کاوشگر فضایی ویجر 1 کشف گردید. سه حلقه‌ی مشتری به ترتیب زیر نامگذاری شده‌اند:

حلقه‌ی هاله به عرض 22800 کیلومتر. حلقه‌ی اصلی که حلقه‌ای باریک و درخشان است به عرض 6400 کیلومتر. و حلقه‌ی تار عنکبوت «گسامر» که رقیق‌ترین و عریض‌ترین حلقه می‌باشد به عرض 8500 کیلومتر.

 

برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد حلقه های مشتری به این سایت مراجعه کنید : http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupringfact.html

 

حلقه‌های نپتون

در مدتی کمتر از 100 میلیون سال، تریتون (قمر نپتون) خیلی به آن نزدیک شد. وقتی یک قمر به سیاره‌ی مادر خیلی نزدیک شود، نیروی جاذبه‌ی سیاره می‌تواند قمرها را بسته به نوع و مواد تشکیل دهنده‌ی شان متلاشی کنند. احتمال دارد تریتون به سنگریزه‌هایی تبدیل شده و حلقه‌ای زیبا به دور نپتون تشکیل دهد.

حلقه‌های نپتون در فاصله 40000 تا 63000 کیلومتری نپتون گسترده شده‌اند. این حلقه‌ها بسیار تیره هستند، یکی از آنها عریض و سه حلقه دیگر باریک می‌باشند. نام حلقه‌های آدامز و لووریه از نام دو ستاره‌شناس که وجود و موقعیت سیاره‌ی نپتون را پیش‌بینی کرده بودند، گرفته شده است. نام حلقه گاله از نام ستاره شناس آلمانی ، یوهان گاله، که نپتون را کشف نمود گرفته شده است. کاوشگر فضایی ویجر2 انبوهی از مواد حلقوی در حلقه آدامز کشف نمود که ستاره‌شناسان هنوز توضیحی برای وجود آنها نیافته‌اند.

 

برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد حلقه های نپتون به سایت http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/nepringfact.html مراجعه کنید.

الماس‌های کم جرم

سریوس.ب نزدیکترین کوتوله سفید به ما. این عکس در طول موج اشعه ایکس گرفته شده است.

 

پایان کار ستاره‌های کم‌جرم بسیار آرام است، نه انفجاری و نه رمبشی. یک مرگ آرام و باوقار در انتظار ستارگان کم جرم است.

آخرین مرحله‌ی حیات ستاره‌های کم جرم، مرحله‌ی کوتوله سفید است که ستاره‌های مذکور پس از اتمام منابع انرژی هسته‌ایی، وارد آن می‌‌شوند.

کوتوله‌های سفید، ستاره‌های کوچک و کم‌جرمند شعاع آنها حدود دو درصد شعاع خورشید و جرمشان حدود جرم خورشید است با توجه به اندازه و جرم این ستاره‌ها متوجه می‌شویم که چگالی متوسط آنها خیلی زیاد و حدود ده به توان شش گرم بر سانتی‌‌متر مکعب است علت چگالی بزرگ کوتوله‌ی سفید آن است که کوتوله سفید، پس از اتمام منابع انرژی هسته‌ایی، آنقدر به انقباض خود ادامه می‌دهد تا اینکه نیروی فشار و گاز با نیروی گرانش برابر شود.

ستاره پس از توقف انقباض، به تدریج سرد می‌شود و سرانجام به صورت کوتوله سیاه در می‌آید و از آن پس‌، بدون اینکه دیده شود در داخل کهکشان به حرکت خود ادامه می‌دهد.

 

نزدیک‌ترین کوتوله‌ی سفید

هابل جرم نزدیک‌ترین ستاره‌ی کوتوله سفید به زمین را اندازه گرفته است. قطر این ستاره موسوم به سریوس ب تنها ۱۲ هزار کیلومتر یعنی تقریباً اندازه‌ی زمین است. اما جرم آن ۹۸ درصد خورشید است. مطالعه‌ی سریوس ب به دلیل قرار گرفتن در کنار ستاره بی‌نهایت درخشان شباهنگ بسیار دشوار بوده است. اما دانشمندان اکنون به کمک تلسکوپ فضایی هابل موفق به مطالعه دقیق این ستاره شده‌اند. میدان جاذبه‌ی سریوس ب تقریباً ۳۵۰ هزار بار بزرگتر از میدان جاذبه‌ی زمین است. سریوس ب ابتدا در سال ۱۸۶۲ کشف شد. اما مطالعه‌ی دقیق آن به علت تابندگی شدید شباهنگ، دشوار بود. تعیین جرم کوتوله‌های سفید برای درک تکامل ستارگانی مانند خورشید اهمیت دارد. خورشید نیز در حدود پنج هزار میلیون سال دیگر به یک کوتوله سفید بدل خواهد شد. کوتوله‌های سفید ستارگانی هستند که هیدروژن آنها برای تبدیل هیدروژن به هلیوم تمام شده و دیگر نمی‌سوزند. این ستاره‌ها که دیگر قادر به تولید حرارت و فشار بیرونی نیستند، زیر بار سنگین میدان جاذبه خود فرو می‌ریزند اما تا زمانی که مواد درونی آنها سرد نشده است به تابش ادامه می‌دهند.

روبات‌های مریخی

ممکن است روزی سیاره‌ی سرخ دسته‌هایی از روبات‌های به اندازه‌ی توپ تنیس را مشاهده کند که در جستجوی حیات به درون غارهای مریخی می‌روند. این روبات‌ها انرژی خود را از باتری‌های مینیاتوری به دست می‌آورند و برای جهش و حرکت از فن‌آوری ماهیچه‌ی مصنوعی استفاده خواهند کرد. این روبات‌ها که به دوربین‌ها و حسگرهای کوچکی مجهز می‌شوند برای جمع‌آوری اطلاعات به طور مستقل عمل خواهند کرد و به جستجوی نشانه‌های باقیمانده از حیات ذره‌بینی می‌پردازند که ممکن است با سرد و خشک‌تر شدن سیاره، طی هزاران سال به لایه‌های زیرین سیاره عقب‌نشینی کرده باشند.

 

روبات‌های مریخ (Mars-bots) توسط پنلوپ بوستون، استادیار موسسه‌ی نیومکزیکو و پروفسور استیون دوبووسکی از موسسه‌ی فن‌آوری ماساچوست در حال طراحی هستند. ماکس کولمن، مدیر مرکز جستجوی حیات در آزمایشگاه پیشرانش جت ناسا که با این پژوهش مرتبط نمی‌باشد، می‌گوید: «در اختیار داشتن تعداد زیادی تجهیزات کوچک که بتوانند ناحیه‌ای گسترده‌تر از یک کاوشگر مجزا را پوشش دهند راهکاری ابتکاری است.» بوستون زمان زیادی صرف مطالعه‌ی حیات ذره‌بینی غارهای کره‌ی زمین کرده است. وی تصور می‌کند که حیات ذره‌بینی غارهای زمینی می‌تواند مدلی از حیات باشد که احتمالاً در غارهای مریخ وجود داشته است. اما برای اکتشاف غارهای مریخ نیاز به تجهیزاتی متفاوت از آنچه که مریخ‌پیماها اخیراً بر روی این سیاره مستقر کردند می‌باشد. این مریخ‌پیماها نمی‌توانند نواحی دشوار درون غارها را جستجو کنند و از دست دادن و یا آسیب دیدن آنها نیز پرهزینه است.

 

بوستون می گوید : «روبات‌های جهنده آن قدر کوچک هستند که می‌توان هزاران عدد از آنها را در محموله‌ی یک کاوشگر مانند کاوشگر اکتشاف مریخ (Mars Explorer Rover) جای داد. از دست دادن تعدادی از این روبات‌ها در شرایط خطرناک غارگردی تاثیر منفی بر روی جمع‌آوری اطلاعات نخواهد داشت. بوستون اضافه می‌کند: «تعداد آنها در یک ماموریت آن قدر زیاد است که شرایط پرخطر مریخ نمی‌توانند باعث توقف ماموریت شود.»

 

روبات‌ها، پوسته‌ی سختی از جنس مواد پیشرفته خواهند داشت که می‌توانند سرمای سخت مریخ، پرتوی شدید ماورای بنفش که آنها را بمباران می‌کند و جو نازک مملو از ذرات باردار را تحمل کنند. تعدادی از روبات‌ها مجهز به دوربین‌های کوچکی خواهند بود و برخی دیگر حسگرهایی خواهند داشت که متغیرهایی مانند کیفیت هوا، دما، رطوبت و یا متغییرهای بیولوژیکی و شیمیایی را اندازه‌گیری می‌کنند. ممکن است تعدادی از آنها نیر تراشه‌های رایانه‌ای مینیاتوری را حمل کنند که برای انجام آزمایشات محدود بر روی خاک و نمونه‌های دیگر طراحی شوند.

 

هر روبات بر اساس یک برنامه‌ی رایانه‌ای که از رفتار حشرات مدل‌سازی شده حرکت و عمل خواهد کرد. همچنین می تنواند از وجود روبات‌های اطراف خود آگاهی خواهد داشت و برای عملی ساختن یک ماموریت به طور گروهی با هم فعالیت می‌کنند. برای مثال، اگر یکی از آنها که حامل یک حسگر شیمیایی است از کار بیفتد و یا گم شود، روباتی دیگر که یک حسگر شیمیایی را با خود حمل می‌کند وظیفه‌ی آن را به عهده می‌گیرد.

بوستون و دابووسکی در نظر دارند دو سال آینده را صرف ساخت و آزمایش نمونه‌های اولیه‌ای کنند که ممکن است طی 10 یا 20 سال آینده بر روی مریخ و یا حتی ماه قدم بگذارند.

ستاره‌های سفید

ستاره‌های سفید

در وسط این سحابی یک کوتوله‌ی سفید وجود دارد، اما زیاد هم سفید به نظر نمی‌رسد!

باور غلط : کوتوله‌های سفید، ستاره‌هایی سفید رنگ هستند.

باور صحیح : رنگ‌های تقریباً 500 کوتوله‌ی سفید اندازه‌گیری شده است. این رنگ‌ها، گستره‌ای از قرمز تا زرد را نشان می‌دهند.

 

کوتوله‌های سفید، که تعدادشان در کهشکان ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحله‌ی تکامل بسیاری از ستاره‌ها هستند. در حالی که برخی از ستارگان پرجرم به هنگام مرگ، به اجرامی شگفت‌آور و غیرعادی تبدیل می‌شوند. ستاره‌هایی که جرمشان تقریباً معادل جرم خورشید و یا کم‌تر از آن است، به احتمال خیلی زیاد همگی به کوتوله‌ی سفید تبدیل می‌شوند.

 

با بررسی دانشمندان معلوم شده است که رنگ و دمای اجسامی مانند کوتوله‌های سفید می‌تواند گستره‌ای وسیع داشته باشد. دمای کوتوله‌های سفید بین 100000 کلوین تا 5000 کلوین اندازه‌گیری شده است.

کوتوله‌ی سفید در میان این سحابی نیز بیش‌تر زرد است تا سفید!

 

اصطلاح کوتوله‌های سفید اندکی گمراه کننده است. هسته‌ی چنین ستاره‌هایی سفید نیست بلکه سرمای آن‌ها باعث می‌شود که در محدوده‌ی بین رنگ‌های زرد تا سرخ ظاهر شوند. وقتی که تمام حرارت درون هسته‌ی یک کوتوله‌ی سفید رها شود، ستاره از تابیدن بازمی‌ایستد و به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌شود. در درون کهکشان ما میلیاردها کوتوله‌ی سفید وجود دارد، بسیاری از آن‌ها اکنون به شکل کوتوله‌های سیاه درآمده‌اند. اما آشکار ساختن این گوی‌های تاریک و سرد، تقریباً غیرممکن است.

کوتوله‌های آسمانی

کوتوله‌ی سفید شعرای شامی B به همراه سحابی سیاره‌نما

 

در هفته‌های قبل دیدیم که ستاره‌‌های بسیار پرجرم و ستاره‌های پرجرم چگونه زندگی خود را به پایان می‌رسانند. این هفته می‌خواهیم با هم به مراحل پایانی زندگی ستاره‌هایی با جرم متوسط بپردازیم. تعریف ما از ستاره‌یی با جرم متوسط، ستاره‌ای است که جرم آن 3/0 تا 8 برابر جرم خورشید باشد و جرم هسته‌ی این ستاره‌ها پس از فوران کمتر از 4/1 برابر جرم خورشید باشد؛ و همان طور که مشخص است، خورشید نیز خود یک ستاره‌ی میان جرم است. وقتی یک ستاره‌ی میان جرم در مسیر تحول خود، از مرحله‌ی غول سرخ می‌گذرد، مثل ماری که پوست می‌اندازد، جو خود را به بیرون می‌افکند و حاصل یک سحابی سیاره‌نما می‌شود که در درونش یک کوتوله‌ی سفید وجود دارد. یکی از مشهورترین سحابی‌های سیاره‌ای، سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق است. علت این نامگذاری به خاطر این است که این سحابی‌ها در پشت تلسکوپ‌های غیرپیشرفته‌ی زمینی به شکل سیاره‌هایی دیده می‌شدند، ولی با پیشرفت علم نجوم و تکامل تجهیزات رصدی منجمان فهمیدند که این اجسام سیاره نیستند، بلکه سحابی‌اند. به همین علت آن‌ها را سحابی‌های سیاره‌نما نامیدند.

سحابی چشم گربه به همراه یک کوتوله‌ی سفید

 

کوتوله‌های سفید

کوتوله‌های سفید، که تعدادشان در کهکشان ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحله‌ی تکامل ستاره‌هایی با جرم متوسط هستند. این اصطلاح برای توصیف مرحله‌ای از تکامل ستاره به کار می‌رود که ستاره پس از تبدیل شدن به غول سرخ، در آن مرحله از انقباض باز می‌ایستد. در مرحله‌ی کوتوله‌ی سفید، ماده‌ی ستاره‌ای فشرده می‌شود و به جسمی کم‌نور، با اندازه‌ای بسیار کوچک، به بزرگی زمین، تبدیل می‌شود. از آن جا که ستاره دیگر هیچ منبعی برای تولید انرژی ندارد، سرد می‌شود.

دایره‌هایی که بر روی شکل مشخص شده‌اند کوتوله‌های سفید می‌باشند. آنها را با ستارگان پرنور مقایسه کنید.

 

جرم

یکی از مشهورترین کوتوله‌های سفید، ستاره‌ی شعرای یمانی B است. یکی دیگر از معروف‌ترین کوتوله‌های سفید شعرای شامی B است. جرم شعرای یمانی B، 1.05 برابر جرم خورشید و جرم شعرای شامی B،0.63 برابر جرم خورشید است. دلایل خوبی در دست هست که قبول کنیم که هیچ کوتوله‌ی سفیدی نمی‌تواند بسیار پرجرم‌تر از شعرای یمانی B باشد. محاسبات نشان می‌دهند که هیچ کوتوله‌ی سفیدی با جرم بسیار بزرگ‌تر از جرم خورشید نمی‌تواند وجود داشته باشد. هم چنین محاسبات نشان می‌دهند که در کوتوله‌های سفید، جرم و اندازه‌ی ستاره ارتباطی نسبتاً عجیب با هم دارند. معلوم شده است که هر چه جرم کوتوله‌ی سفید بیش‌تر باشد، اندازه‌ی آن کوچک‌تر است.

اندازه‌ی زمین را با یک ستاره‌ی نوترونی و یک کوتوله‌ی سفید مقایسه کنید.

 

چگالی

کوتوله‌های سفید اجسامی هستند بسیار کوچک که شعاع آن‌ها بسیار نزدیک به یک صدم شعاع خورشید، یعنی در حدود شعاع زمین است. چون جرم کوتوله‌های سفید تقریباً معادل جرم خورشید است، در نتیجه، چگالی آن‌ها می‌باید در حدود 1003 یا حدود 1 میلیارد برابر چگالی خورشید باشد.

به عنوان مثال چگالی میانگین یک کوتوله‌ی سفید، در حدود 100000 برابر چگالی آهن است، یعنی یک فنجان از ماده‌ی کوتوله‌ی سفید می‌بایست در حدود 100 تن وزن داشته باشد. مقدار نیروی گرانش در سطح این ستارگان نیز به طور باور نکردنی زیاد است و به حدود 100 میلیارد برابر گرانش سطحی زمین می‌رسد. یعنی وزن شما بر روی یک کوتوله‌ی سفید 100 میلیارد برابر بیش‌تر از وزن شما بر روی کره‌ی زمین است. هر جسمی که برای کاوش و تحقیق بر سطح یک ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید فرود بیاید، بلافاصله در اثر کشش گرانشی بسیار زیاد آن از هم می‌پاشد.

کوتوله‌ی سفید شعرای یمانی B را در کنار همدمش ستاره‌ی شعرای یمانی می‌بینید.

 

پایان کار

سحابی سیاره‌نمای اطراف کوتوله‌ی سفید در طی چند ده هزار سال در فضا پخش می‌شود. و وقتی که تمام حرارت درون هسته‌‌ی کوتوله‌ی سفید رها شود، ستاره از تابیدن باز می‌ایستد و به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌شود. در درون کهکشان ما میلیاردها کوتوله‌ی سفید وجود دارد، بسیاری از آن‌ها اکنون به شکل کوتوله‌های سیاه در آمده‌اند. اما آشکار ساختن این گوی‌های تاریک و سرد، تقریباً غیرممکن است. سرانجام خورشید ما نیز روزی به شکل یک کوتوله‌ی سفید در خواهد آمد.

سیب‌زمینی‌های فضایی

 

باور غلط : قمرهای سیارات منظومه‌ی شمسی کروی شکل هستند!

باور صحیح : قمرهای سیارات به هر شکلی که فکر می‌کنید، می‌توانند باشند.

 

ماه زمین، جسمی تقریباً کروی و سنگی است که در فاصله‌ی متوسط 385000 کیلومتری از زمین به دور آن می‌چرخد. قطر ماه حدود 3475 کیلومتر یعنی اندکی بیش از یک چهارم قطر زمین است. اما تمامی قمرهایی که به دور سیارات دیگر منظومه‌ی شمسی می‌گردند کروی شکل نیستند. فرض کنید که در یک سیاره زندگی می‌کنید که قمرش به شکل سیب‌زمینی باشد، آن وقت هر شب به جای یک توپ نورانی در آسمان، یک سیب‌زمینی نورانی خواهید داشت، جالب می‌شود، این طور نیست؟!

 

هیپریون (Hyperion)

سیاره‌ی زحل یک قمر مرموز به نام هیپریون (Hyperion) دارد. هیپریون که در سال 1848 میلادی کشف شده و در فاصله‌ی ۱۵۰۰۰۰۰ کیلومتری زحل می‌گردد. این قمر غیرکروی ۲۸۶ کیلومتر قطر دارد. شکل نامتقارن آن را در تصاویری که توسط فضاپیمای کاسینی گرفته شده است، به خوبی پیداست. سطح ناهموار قمر بیانگر برخوردهای عظیمی است که روی آن را تراشیده‌اند. نخستین برآوردها از چگالی قمر نشان می‌دهند که حدود ۶۰ درصد از چگالی آن همچون یخ آب است و بیش‌تر فضای داخلی آن (حدود ۴۰ درصد یا بیش‌تر) باید خالی باشد. بر این اساس قمر هیپریون بیشتر به صورت توده ای از صخره‌های یخی به نظر می‌رسد تا یک جامد یکپارچه.

 

آمالته‌آ (Amalthea)

آمالته‌آ قمری کوچک، قرمز رنگ دو دهانه‌ی آتشفشانی بر روی خود است. این قمر به دور مشتری در حال چرخش است. این قمر سیب‌زمینی شکل با ابعاد 232×146×134 کیلومتر و جرم 10²¹×17/7 کیلوگرم 12 ساعت طول می‌کشد تا یک دور به دور مشتری بچرخد. در سال 1892، این قمر توسط ستاره‌شناس آمریکایی ادوارد امرسون بارنارد کشف و نامگذاری شد.

 

فوبوس (Phobos)

به معنی «ترس» یکی از اقمار کوچک مریخ است. این قمر تنها 2/22 کیلومتر قطر و 10¹⁶×08/1 کیلوگرم وزن دارد. فاصله‌ی متوسط فوبوس از مریخ 9000 کیلومتر است. فوبوس شاید یک شبه سیاره‌ی به دام افتاده باشد. این قمر در سال 1877 توسط هالی کشف شد.

 

آتلاس (Atlas)

یکی از کوچک‌ترین قمرهای زحل است. شعاع آن در حدود 13/5 * 17/2 * 18/5 کیلومتر و فاصله‌ی مدار آن از زحل 137670 کیلومتر است. این قمر در سال 1980 میلادی توسط فضاپیمای تریل رویجر کشف شد.

 

کالیپسو (Calypso)

یکی از قمرهای زحل که در سال 1980 میلادی توسط چند دانشمند کشف شد. این قمر شکلی نامنظم و شعاعی در حدود 8 * 8 * 15 کیلومتر دارد. کالیپسو در مداری مشترک با قمر تلستو (Telesto) که 294660 کیلومتر از مرکز زحل فاصله دارد، به دور زحل می‌چرخند.

 

دسپینا ( Despina )

قمر بسیار کوچک نپتون که مدار آن از مرکز نپتون 52530 کیلومتر فاصله دارد و قطر آن حدود 148 کیلومتر است. این قمر در سال 1989 در ماموریت ویجر 2 ناساکشف شد.

 

اپی متوس (Epimetheus)

یکی از قمر‌های زحل است. مدارهای اپی متوس در فاصله‌ی میانگین حدود 151422 کیلومتری قرار گرفته و حدوداً هر 4 ساعت یکبار به دور زحل می‌چرخد این قمر قطری در حدود 200 کیلومتر و شکلی نامنظم دارد که دارای مدار مشترکی با جانوس(Janus) است. این دو قمر تنها حدود 50 کیلومتر از هم فاصله دارند. هر چهار سال آنها به هم می‌رسند, بر هم نیرو وارد می‌کنند و مدار خود را عوض می‌کنند. این قمر یخی در سال 1966 توسط والکر و در سال 1978 توسط فونتین و لارسن کشف شد.

 

جانوس ( Janus )

یکی از اقمار زحل که در فاصله‌ی متوسطی درحدود 151472 کیلومتر می‌چرخد و دوره‌ی چرخشی آن 18 ساعت است. این قمر سنگین دارای مدار مشترک با اپی متوس (Epimetheus) است. هنگامی که هر چهار سال این دو قمر به هم می‌رسند، مدار خود را عوض می‌کنند در سال 1966 این قمر یخی توسط منجم فرانسوی آودوین دولفوس کشف شد.

 

متیس (Metis)

از قمر‌های مشتری است با قطر 40 کیلومتر و فاصله‌ی 128000 کیلومتر از مشتری و در مدار اصلی آن. جرم متیس 10¹⁶ × 9 کیلوگرم است. این قمر توسط استفن سینوت در سال 1980 کشف شد.

 

پاندورا (Pandora)

یکی از کوچکترین قمرهای زحل است. شعاع آن 31 × 44 × 55 کیلومتر است، در فاصله‌ی 141700 کیلومتری زحل می‌چرخد و دوره‌ی مداری آن 62/0 روز زمینی است. پاندورا در سال 1980 توسط کالینر و کارسون در ماموریت ویجر1 کشف شد.

 

پرومتئوس (Prometheus)

یکی از قمرهای زحل است که شعاع آن حدود 34×50×74 کیلومتر بوده و در فاصله‌ی 139353 کیلومتری زحل، به دور آن می‌چرخد. دوره‌ی مداری پرومتئوس 613/0 روز زمین است و در سال 1980 در مأموریت ویجر1 توسط کالینز و کارسون کشف شد.

 

پروتیوس (Proteus)

از قمر‌های نپتون که در سال 1989 در مأموریت ویجر 2 ناسا کشف شد. این قمر در فاصله‌ی 117650 کیلومتری مرکز نپتون به دور آن می‌چرخد و ابعاد آن 201×208*218 کیلومتر است. این قمر تاریک مداری دایره‌ای درست بالای رئوس ابری نپتون دارد. پروتیوس دارای دهانه‌های زیاد و شکلی نامنظم است.

 

تب (Thebe)

 از قمر‌های مشتری است که90×110 کیلومتر قطر دارد و در فاصله‌ی 222000 کیلومتری از مشتری می‌چرخد. جرم تب 10¹⁷×8 کیلوگرم است. تب در سال 1980 توسط استفان سینوت کشف شد.

زندگی جهانی با یک ستاره

ماموریت رصدخانه‌ی فضایی خورشیدی ناسا و سازمان فضایی اروپا (SOHO) که سال‌ها به طول انجامیده، تا دسامبر سال ۲۰۰۹ تمدید شد. این سفینه که دوربین‌ها و ابزارهای نجومی بسیار دقیق و پیشرفته در آن قرار دارند، در سال ۱۹۹۵ در مدار قرار گرفت و از آن زمان تا به حال مشغول بررسی و جمع‌آوری اطلاعات در خصوص خورشید و خواص و اثرات آن است.

در طول دو سال آینده، ۵ سفینه‌ی دیگر برای رصد نزدیک از خورشید، به سوهو اضافه خواهند شد. دو مورد از این سفینه‌ها به نام‌های Solar B و Proba-2 توسط سازمان فضایی اروپا فرستاده خواهند شد. جفت سفینه‌های STEREO و همچنین سفینه‌ی مدارگرد "دینامیک خورشیدی" (Solar Dynamics Orbiter) توسط ناسا در سال ۲۰۰۸ به فضا پرتاب خواهند شد.

برای اطمینان از آنکه سوهو اهمیت و اعتبار خود را در بین این سفینه‌های جدید از دست ندهد، سازمان فضایی اروپا (ESA) سرمایه‌گذاری جدیدی را برای تمدید ماموریت این سفینه آغاز کرده است. از زمان پرتاب سفینه‌ی سوهو، این رصدخانه تصاویر بی‌نظیری از خورشید برای دانشمندان فرستاده است. اختصاص بودجه‌ی جدید برای این رصدخانه‌ی فضایی، این امکان را فراهم می‌سازد تا سوهو، ماموریت خود را از آوریل ۲۰۰۷ تا دسامبر ۲۰۰۹ ادامه دهد.

با وجود آنکه این مجموعه بیش از ده سال به رصد خورشید پرداخته است،کماکان به کار خود ادامه داده و فعالیت‌های خورشیدی را به دقت زیر نظر دارد. این نگاه دقیق به نزدیک‌ترین ستاره به ما یعنی خورشید، به منجمین امکان می‌دهد تا درون خورشید را از طریق ثبت امواج لرزه‌ای سطح آن، به دقت مطالعه و بررسی کنند.

در طول سال‌های ماموریت سوهو، بیش از ۲۳۰۰ دانشمند از اطلاعات این رصدخانه برای انجام و تکمیل تحقیق و پژوهش خود استفاده کرده و بیش از ۲۴۰۰ مقاله‌ی علمی در نشریات علمی معتبر به چاپ رسانده‌اند. در طی دو سال اخیر، به طور متوسط در هر روز یک مقاله‌ی علمی که در آن از اطلاعات دریافتی سوهو استفاده شده، منتشر گردیده است.

"برنهارد فلک" محقق پروژه‌ی سوهو می‌گوید: «ادامه‌ی ماموریت سوهو ما را قادر می‌سازد تا موقعیت و اهمیت این پروژه را به عنوان مهم‌ترین کاوش در تاریخ فیزیک خورشیدی تثبیت کنیم. این سفینه تا پایان ماموریت خود می‌تواند اقدامات بسیار مفیدی را انجام دهد.»

در طول دو سال آینده، ۵ سفینه‌ی دیگر به سوهو اضافه خواهند شد. سفینه‌ی Solar B که توسط "آژانس اکتشافات هوافضای ژاپن" (ISAS/JAXA) ساخته شده، اواخر امسال با همکاری سازمان فضایی اروپا به فضا پرتاب خواهد شد. سازمان فضایی اروپا در ازای استفاده از اطلاعات دریافتی این سفینه، اجازه‌ی استفاده از ایستگاه و تلسکوپ زمینی "سوالبارد" (Svalbard) در نروژ را به آژانس اکتشافات هوافضای ژاپن خواهد داد.

در سال آینده، سازمان فضایی اروپا، سفینه ی "پروبا-۲" را نیز به فضا خواهد فرستاد. این سفینه که ابزارهای بسیار پیشرفته خورشیدی را با خود به همراه می‌برد، نمایشی از تکنولوژی پیشرفته‌ی سازمان فضایی اروپاست. پروبا همچنین، دوربینی به همراه خواهد داشت که مکمل دوربین EIT در سفینه‌ی سوهو محسوب می‌شود. در حالی که دوربین EIT بر سرچشمه‌ی فوران‌های خورشیدی و تحولات اولیه آنها تمرکز دارد، دوربین پروبا، این فوران‌ها را در فضا دنبال کرده و به دقت تحت نظر می‌گیرد.

از طرفی دیگر، امسال، سازمان فضایی آمریکا، ناسا، جفت سفینه‌های خورشیدی STEREO را در مدار قرار خواهد داد و پس از آن در سال ۲۰۰۸ سفینه‌ی مدارگرد "دینامیک خورشیدی" را به فضا خواهد فرستاد. سفینه‌های خورشیدی جدید ناسا (سه فضاپیمای ذکر شده)، بر خلاف تصور عموم، نه تنها باعث متروک شدن سوهو نخواهند شد، بلکه از آن به عنوان یکی از مهم‌ترین اعضای این تیم استفاده خواهند کرد. سوهو وظیفه‌ی تامین تصاویر را از نقطه دید سوم برای کمک به تجزیه و تحلیل رصدهای سفینه‌های STEREO بر عهده دارد. همچنین تاج‌نگار سفینه‌ی سوهو هنوز بی‌نظیر باقی خواهد ماند. تاج‌‌نگار قادر است تا با حذف نور شدید خورشید از دید خود، لایه‌ی بسیار نازک بیرونی جو این ستاره را به دقت بررسی کند.

"هرمان اوپگنورت" رئیس بخش ماموریت‌های منظومه‌ی شمسی در سازمان فضایی اروپا می‌گوید: «در سال آینده، ناوگانی از سفینه‌های فضایی در حال مطالعه و بررسی خورشید خواهند بود». این اتفاق همچنین باعث پیشرفت پروژه‌ای عظیم به نام "زندگی جهانی با یک ستاره" خواهد شد. این پروژه‌ی بلند مدت، همکاری بین‌المللی دانشمندان خورشید‌شناس و فیزیکدان برای مطالعه و بررسی خورشید و اثرات آن بر زمین و دیگر سیارات منظومه شمسی است.

پروژه‌ی "زندگی جهانی با یک ستاره" در نهایت به پرتاب "مدارگرد خورشید" توسط سازمان فضایی اروپا در سال ۲۰۱۵ منجر خواهد شد. این سفینه در سفر خود به نزدیکی خورشید خواهد رفت و نگاه بسیار دقیقی را از نزدیک بر قلب منظومه‌ی شمسی ما و حوادث و اتفاقات درون آن خواهد افکند.

ستاره‌های سنگین

یک ستاره‌ی نوترونی به صورت لکه‌ای نورانی در مرکز تصویر دیده می‌شود. این عکس توسط رصدخانه XMM-Newton گرفته شده است.

 

هنگامی که ستاره‌ی پرجرمی (8 تا 20 برابر جرم خورشید) به شکل ابرنواختر منفجر می‌شود، به احتمال زیاد هسته‌اش سالم می‌ماند. اگر هسته‌ی ستاره بین 4/1 تا 3 برابر جرم خورشیدی باشد، ستاره تبدیل به یک سحابی بازمانده ابرنواختری و یک ستاره‌ی نوترونی می‌شود.

ستاره‌ی نوترونی در دو مرحله شکل می‌گیرد. در مرحله‌ی نخست، طی چند ثانیه پس از توقف واکنش‌های هسته‌ای در سطح ستاره، گرانش، اتم‌های ستاره را خرد می‌کند. این امر پروتون‌ها (ذرات با بار مثبت) و الکترون‌ها (ذرات با بار منفی) را به شدت به یکدیگر می‌فشارد تا نوترون‌ها (ذرات بی‌بار) را تشکیل دهند. هسته‌ی ستاره که در ابتدا به اندازه‌ی زمین بود در کره‌ای با قطر کم‌تر از 100 کیلومتر فشرده می‌شود.

در مرحله‌ی دوم، ستاره، فوران گرانشی را در پیش می‌گیرد و انرژی‌دار می‌شود و به صورت ابرنواختری بسیار درخشان منفجر می‌شود. آن چه باقی می‌ماند، هسته‌ی نوترونی فوق‌العاده چگالی است که حدود 20 کیلومتر قطر و جرمی تقریباً برابر جرم خورشید دارد. تکه‌ای از ستاره‌ی نوترونی که به اندازه‌ی یک حبه‌ی قند باشد، میلیاردها تُن وزن خواهد داشت.

ستاره‌های نوترونی به سرعت حول محور خود می‌چرخند و این بدان سبب است که پیش از آن، هسته‌ی ستاره حول محور خود می‌چرخیده است و طبیعی است که ضمن انفجار، آهنگ چرخش آن زیاد شود. ستاره‌های نوترونی دارای میدان‌های گرانشی و مغناطیسی عظیمی هستند. گرانش آن‌ها بسیار قوی است، زیرا مقدار عظیمی ماده در چنان حجم کوچکی متراکم شده است. حرکت چرخشی، باعث تشکیل میدان مغناطیسی می‌شود و ستاره از قطب‌های خود، مانند نورافکن، تابش می‌کند. ستاره‌ی نوترونی مثل چراغ قوه‌ای است که به جای نور، امواج رادیویی تابش می‌کند و این امواج فقط از قطب شمال و جنوب مغناطیسی آن پخش می‌شوند. چون این چراغ قوه به دور خود می‌چرخد، ما امواج رادیویی آن را مثل یک چراغ چشمک‌زن می‌بینیم، انگار که فانوس دریایی دوردستی در اعماق کیهان وجود دارد. هر گاه یکی از قطب‌های میدان از مقابل ما می‌گذرد، امواج رادیویی آن به ما می‌رسد. تابش ستاره‌ی نوترونی در طول موج‌های گوناگونی نظیر امواج رادیویی، نور مرئی، پرتوهای ایکس و گاما می‌باشد.

در زیر می‌توانید یک ستاره‌ی نوترونی را مشاهده کنید که به دلیل چرخش سریعش از روی زمین این طور به نظر می‌رسد که تابش‌های این ستاره خاموش و روشن می‌شود در حالی که همان طور که مشخص است، تابش‌های این ستاره خاموش و روشن نمی‌شود و دلیل این مشاهده به خاطر چرخش و دوران بسیار سریع آن است.

 

 

سرانجام سحابی بازمانده از انفجار ابرنواختری طی چنده ده هزار سال در فضا پخش خواهد شد و ستاره‌ی نوترونی همه‌ی انرژی خود را از دست می‌دهد و چون توده‌ی تاریکی از ماده که تنها میدان گرانشی، گرداگردش وجود دارد، در فضا حرکت خواهد کرد.

 

تپ اختر

اگر محور مغناطیسی ستاره‌ی نوترونی (از دیدگاه زمین) دارای شیب خاصی باشد، علائم خاموش و روشن شدن ستاره‌ی چرخان به دور خود را می‌توان از زمین تشخیص داد. این امر در سال 1967، اخترشناس انگلیسی آنتونی هیویش و دستیارش ژاکلین بِل را به کشف نخستین ستاره‌ی نوترونی رهنمون ساخت.

هیویش و بِل سرگرم انجام آزمایشی برای ردیابی اختروَش‌ها که اجسامی فوق‌العاده دور و درخشنده‌اند بودند که جسم مرموزی با علائم تپشی بسیار منظم را کشف کردند. آن‌ها همچنین، علامت‌های مشابهی را که از بخش‌های دیگر آسمان می‌رسید پیدا کردند، از جمله، از جایی که می‌دانستند انفجار ابرنواختری در آن رخ داده است. آن‌ها با کمک اخترشناسی به نام تامس گولد دریافتند که علامت‌های یاد شده، با الگوی ‌پیش‌بینی شده برای ستاره‌های نوترونی جور در می‌آید. آن‌ها این ستاره‌های نوترونی چشمک‌زن را تپ اختر (مخفف تپنده اختر) نامیدند.

از آن زمان تا کنون تقریباً 1000 تپ اختر فهرست شده است، از جمله در بسیاری از مکان‌هایی که پیش از آن ابرنواختر شناخته شده‌ای به وقوع پیوسته است. آهنگ تپش ستاره‌های نوترونی رصد شده، دامنه‌ای از 5/1 میلی ثانیه تا 4 ثانیه دارد. دانشمندان معتقدند که بیش از 100 هزار تپ اختر فعال در کهکشان‌ ما موجود است.

یک تپ اختر را مشاهده می‌کنید در حالتی که یک بار امواج رادیویی‌ای به سمت زمین تابش می‌کند و به اصطلاح روشن است (تصویر سمت راست) و یک بار به سمت زمین امواج رادیویی تابش نمی‌کند و خاموش به نظر می‌رسد. (تصویر سمت چپ))

 

یک ستاره‌ی نوترونی در سحابی خرچنگ

 یک هزار سال پیش منجمان آسیای شرقی در چین و ژاپن تا رصدگران سرخپوست آمریکای شمالی ستاره‌ی بسیار درخشانی را در آسمان دیدند و ثبت کردند که پیش از آن هرگز پدیدار نشده بود. ستاره‌ی نو در شب‌های نخست چندین بار پرنورتر از سیاره‌ی زهره می‌درخشید.

در سال ۱۰۵۴ میلادی نور انفجار ابرنواختری پایان عمر ستاره‌ای پرجرم در صورت فلکی ثور به زمین رسید. درخشش ابرنواختر دیری نپایید و ستاره‌ی خیره کننده پس از مدتی از نظرها پنهان شد. اما لایه‌های گاز بیرونی ستاره با انتشار در فضا سحابی زیبایی را در اطراف هسته ستاره ایجاد کردند. اکنون این گازهای در حال گریز در فضا را با نام سحابی خرچنگ یا M1 (نخستین جرم فهرست مسیه) می‌شناسیم. نام خاص خود را به دلیل رشته‌های متعدد گاز در لبه‌های در حال گسترش سحابی گرفته است که به مانند دستان و پاهای خرچنگ در اطراف لاک بیضی مانند آن دیده می‌شود.

یکی از شاهکار‌های منتشر شده تلسکوپ فضایی هابل تصویری اعجاب انگیز از سحابی خرچنگ است. این تصویر حاصل ۲۴ تصویر گرفته شده با هابل از بخشهای مختلف سحابی (در اواخر سال ۱۹۹۹ و اوایل سال ۲۰۰۰ میلادی) است که پس از مدت‌ها پردازش و ترکیب موزاییکی سرانجام با تصاویر گرفته شده با تلسکوپهای ۸ متری VLT در شیلی ترکیب شده و دقیق‌ترین نمای گرفته شده از سحابی خرچنگ به دست آمده است.

تصاویری که تلسکوپ فضایی هابل از سحابی خرچنگ گرفته است. در این تصاویر تغییرات تپ اختر موجود در این سحابی مشخص است. (به نوری که در این وسط عکس‌هاست و روشن و خاموش می‌شود توجه کنید.

 

سحابی خرچنگ در فاصله‌ی ۶۵۰۰ سال نوری از زمین است و از قدر مجموع ۸ به دور از نور شهرهای بزرگ با تلسکوپ‌های آماتوری نیز دیده می‌شود. پهنای واقعی سحابی ۱۱*۵ سال نوری است و گازها با سرعت بیش از ۱۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه در حال گسترش در فضا هستند. در مرکز سحابی ستاره‌ای نوترونی است که در این تصویر هابل فقط نشانی از دو فوران سریع و انفجار مانند آن و گاز اطراف آن دیده می‌شود. این ستاره نوترونی تپ اختری است که در هر ثانیه ۳۰ بار به دور خود می‌گردد. برای دریافت فیلمی که از این سحابی توسط تلسکوپ فضایی هابل تهیه شده است به اینجا مراجعه کنید.

انفجار ابرنواختری

سحابی خرچنگ ـ نخستین ابرنواختری که بشر آن را مطالعه کرده و اسناد آن ثبت شده است در این منطقه بوده و مربوط به سال 1054 میلادی می‌باشد. درخشندگی آن به حدی زیاد بوده که برای مدتی به هنگام روز هم قابل مشاهده بوده است.

 

بعد از مرحله‌ی غول سرخ، ستارگان بر حسب جرمی که دارند سرنوشت‌های متفاوتی در پیش روی خود خواهند داشت. این هفته به بررسی وضعیت ستارگان بسیار پرجرم می‌پردازیم و می‌بینیم که این ستارگان بعد از غول سرخ چه مراحلی را تا پایان عمرشان طی خواهند کرد. منظور ما از ستارگان پرجرم ستارگانی هستند که جرم آن‌ها 20 برابر تا 100 برابر جرم خورشید باشد.

ستارگانى که جرم بالایى دارند و به اصطلاح بسیار پرجرم‌تر از دیگر ستارگان هستند از «غول سرخ» تبدیل به «اَبر غول سرخ» مى‌شوند. ابرغول ده‌ها بار بزرگ‌تر از غول سرخ است. ابرغول طى یک رشته واکنش‌هایى که طى میلیون‌ها سال رخ مى‌دهد، پس از آن که به بزرگ‌ترین حالت خود رسید به صورت یک «اَبَرنواَختر» (Super Nova) منفجر مى‌شود و نور بسیار زیادى را که حاصل آزادسازى انرژى‌هاى خود است را به محیط اطراف آزاد مى‌کند. وقتی انفجار ابرنواختری روی می‌دهد، نورانیت ستاره به طور شگفت‌انگیزی زیاد می‌شود، روشنایى حاصل از انفجارهاى ابرنواخترها به میزان روشنایى میلیاردها ستاره همچون خورشید است که در کنار یکدیگر قرار گرفته باشند. ابرنواختر به چنان نورانیتی دست می‌یابد که با مجموع نورانیت‌های تمام ستارگان یک کهشکان برابری می‌کند.

در فواصل نزدیک، تنها معدودی ابرنواختر مشاهده شده، اما در کهکشان‌های دیگر در بخش‌های مختلف جهان، صدها ابرنواختر عکسبرداری شده و از این مشاهدات، دانشی درباره‌ی ویژگی‌های مختلف آن‌ها به دست آمده است. هنگامی که ابرنواختر منفجر می‌شود نورانیت آن در خلال یک روز یا بیش‌تر، به حداکثر می‌رسد. پس از رسیدن ابرنواختر به حداکثر، درخشندگی آن کاهش پیدا می‌کند. نورانیت به آرامی کاهش می‌یابد و چند ماه طول نمی‌کشد که ابرنواختری در یک کهکشان نزدیک از نظر ناپدید شود.

 

مراحل یک انفجار ابرنواختری

محاسباتی که در مورد سرنوشت ستاره‌های غول سرخ بسیار پرجرم‌تر از خورشید صورت گرفته است، علت انفجارهای ابرنواختری را از پرده‌ی ابهام بیرون آورده است. مشخص شده است که در اواخر فاز غول سرخی، هسته‌ی کربنی به آرامی فرو می‌ریزد و سرانجام به دمایی بسیار بالا می‌رسد. ستاره‌های کم جرم‌تر هرگز به چنین دماهایی نمی‌رسند، اما در ستاره‌های پرجرم، رسیدن به دمایی تا 600 میلیون درجه امکان پذیر است. محاسبات و آزمایش‌ها نشان می‌دهند که اگر چنین دمایی حاصل شود، کربن هسته‌ی ستاره، واکنش تبدیل را ـ همانند تبدیلی که پیش‌تر هلیوم و هیدورژن در مراحل قبلی زندگی ستاره داشتند ـ آغاز می‌کند و عناصر باز هم سنگین‌تری مانند نئون به وجود می‌آورد. سپس، این تبدیل هسته‌ی ستاره را باز هم داغ‌تر می‌کند و فشار تولید شده از این انرژی، موقتاً جلوی انقباض هسته را می‌گیرد. اما، پس از دوره‌ای کوتاه، کربن هسته‌ی ستاره تمام می‌شود و هسته به دلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار رو به بیرون، دوباره انقباض را شروع می‌کند. هنگامی که هسته‌ی ستاره بیش‌تر و بیش‌تر منقبض می‌شود و به دمای باز هم بیش‌تری رسید، بار دیگر واکنش‌های هسته‌ای دیگری، مانند سوزاندن نئون، می‌تواند آغاز شود. این مراحل متوالی، تا تولید عناصر سنگین متعددی در مغزی، ادامه می‌یابند. در هسته‌ی ستاره نئون به اکسیژن، سپس اکسیزان به سلیسیوم و در نهایت سیلسیوم به نیکل و نیکلبه آهن تبدیل می‌شود. این فرایند‌ها نسبتاً سریع روی می‌دهد، و بسته به جرم ستاره، در طی تنها چند هزار سال یا کم‌تر، سرانجام زمانی می‌رسد که به طور طبیعی دیگر تولید عناصر سنگین‌تر در هسته‌ی ستاره متوقف می‌شود.

ابرنواختر تیکو ـ در سال 1572 میلادی دومین ابرنواختر توسط تیکوبراهه مطالعه شده است.

 

دلیل توقف نهایی در عنصرسازی، در ماهیت کاملاً خاص عنصر آهن نهفته است. وقتی که چرخه‌ی تولید عنصر در هسته‌ی ستاره به آهن می‌رسد، بر خلاف سابق، که عنصرهای سبک‌تر شکل می‌گرفتند و انرژی آزاد می‌کردند، شرکت آهن در چنین واکنش هسته‌ای، انرژی آزاد نمی‌کند بلکه آن را جذب می‌کند. بنابر این هنگامی که آهن شکل می‌گیرد، به عوض تأمین انرژی بیش‌تری برای هسته‌ی ستاره، انرژی آن را مصرف می‌کند. از این رو، آهن عنصر نهایی است.

به سبب نبودن هیچ منبع انرژی، هسته‌ی آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیش‌تر خود ندارد، هسته‌ی آهنی بر روی خود خراب می‌شود و این رویداد چنان سریع اتفاق می‌افتد که در ظرف فقط چند ثانیه اندازه‌ی آن به 10 تا 50 کیلومتر می‌رسد. در این نقطه، چگالی چنان بالا و دما چنان زیاد است که حتی عناصر سنگین‌تر از آهن نمی‌توانند تولید شوند، مگر برای ثانیه‌هایی بس کوتاه. در واقع، احتمالاً به این دلیل است که می‌بینیم در طبیعت، عناصر سنگین‌تر از آهن بسیار کمیاب‌تر از عناصر سبک‌تر از آهن هستند. خراب شدن هسته‌ی ستاره در این زمان چنان شدید صورت می‌گیرد که در پی خود، ماده را به همان شدت به بیرون پرت می‌کند و ماده با انرژی بسیار زیادی به فضا پرتاب می‌شود. این همان انفجار است که به صورت فوران ابرنواختری می‌بینیم و مواد پراکنده شده از آن در فضا، سرانجام باقیمانده‌ی ابرنواختر را تشکیل می‌دهند.

ابرنواختر کپلر ـ سومین ابرنواختری که رصد شده است. در سال 1604 میلادی افتخار رصد این ابرنواختر نصیب کپلر شد

 

در خلال انفجار، مقدار زیادی از جرم کل ستاره، و شاید نصف آن، برای همیشه از ستاره دور می‌شود. این مواد نهایتاً در محیط عمومی میان ستاره‌ای پراکنده می‌شوند و با گاز هیدروژن که فراوان‌ترین گاز میان ستاره‌ای است، در هم می‌آمیزند. از روی این شواهد است که اخترشناسان عقیده دارند بیش‌تر عناصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم در جریان فوران‌های ابرنواختری شکل گرفته‌اند. خورشید و زمین، که حاوی مقادیر قابل توجهی از چنین عناصر سنگینی هستند، آنها را از انفجار ابرنواختری‌ای کسب کرده‌اند که در دوره‌ای از تاریخ کهکشان ما، پیش از شکل‌گیری خود خورشید از مواد میان ستاره‌ای، منفجر شده‌اند. از این رو، بسیاری از اتم‌های سازنده‌ی شما در طی رویدادهای آشوبناکی که به انفجار ابرنواخترهایی پیش‌تر از 5 میلیارد سال پیش انجامیده، شکل گرفته‌اند.

در زیر می‌توانید شبیه‌سازی یک انفجار ابرنواختری را مشاهده کنید.

 

 

پایان کار ستار‌ه‌های بسیار پرجرم

 پس از انفجار ابرنواختری، اگر جرم هسته‌ای که از ستاره باقی می‌ماند بیش از 3 برابر جرم خورشید تا 15 برابر جرم خورشید باشد، ستاره تبدیل به سیاهچاله مى‌شود. نکته‌ی جالبى که در مورد سیاه‌چاله‌ها وجود دارد چگونگى رصد آنها است. سیاه چاله را هرگز نمى‌توان حتى با قوى‌ترین تلسکوپ‌ها چه از روى زمین و چه خارج از جو با تلسکوپ‌هاى فضایى در حال گردش رصد کرد. آنچه که توسط سیاه چاله بلعیده مى‌شود پیش از آن که در سیاه چاله ناپدید شود از خود پرتوهاى ایکس و گاماى پرانرژى تابش مى‌کند. ستاره‌شناسان به وسیله‌ی آشکارسازهاى قوى و پیشرفته مى‌توانند پرتوهاى ایکس و گاماى پرانرژى ساطع شده از سیاه چاله‌ها را دریافت کرده و از وجود یک سیاه چاله که سرنوشت دسته‌اى از ستارگان است مطلع شوند.

آسمان و هنر عکاسی

عکاسی تنها هنری است که مورد استناد قرار می‌گیرد و از آن در کارهای علمی، خبری و ... استفاده می‌شود. شاید فکر می‌کنید گرفتن عکس هایی مثل عکس های کسوف دفعه‌ی قبل یا عکس هایی که در کتاب‌ها و مجلات از آسمان می‌بینید برای همه ممکن نیست. خوب، شاید در بعضی موارد مثلاً عکس هایی که با ابزارهای خاصی گرفته شده اند همین طور باشد ولی بعضی از زیباترین عکس‌ها از آسمان را می‌توانید با یک دوربین مکانیکی ساده بگیرید.مثل عکس شماره بالا.

مواد لازم، کمی اطلاعات در مورد عکاسی از آسمان و دوربین های مکانیکی و کمی خلاقیت و ذوق هنری(!) (در این مورد خودتان باید دست به کار شوید. ولی می‌توانید از عکس های دیگران هم ایده بگیرید!)

دوربین هایی که معمولاً برای عکاسی از سوژه های آسمان شب به کار می‌آیند، دوربین های تمام مکانیکی هستند.

این دوربین‌ها شکل تکامل یافته ی جعبه های سیاهی هستند که نقاشان قدیم برای تصویر سازی از مناظر طبیعی از آن‌ها استفاده می‌کردند.

در این دوربین‌ها، شما باید تشخیص بدهید که برای ثبت درست سوژه ای که در نظر دارید، فیلم عکاسی را چقدر باید در معرض نور تابیده (یا بازتابیده) شده از سوژه قرار بدهید. در این نوع دوربین‌ها دو راه برای تنظیم نور رسیده به فیلم وجود دارد:

سرعت شاتر و دیافراگم.

در اغلب دوربین های مکانیکی، تیغه های فلزی یا پرده های پارچه ای سیاهی وجود دارد که بسته به نوع آن در فاصله ای میان دریچه‌ی ورودی نور به دوربین و فیلم عکاسی قرار می‌گیرد. مسدود کننده‌، وسیله ای برای تنظیم مقدار نور رسیده به فیلم حساس عکاسی است و سرعتی که در عکاسی از آن استفاده می‌کنیم، به صورت کسری از ثانیه (15/1، 30/1، ...) و یا چند ثانیه یا حتی چند ساعت بیان می‌شود که سرعت حرکت این مسدود کننده هاست.

دوربین های مکانیکی هم چنین پرده ای دارند که مثل مردمک چشم ما مقدار نور را کنترل می‌کند. این پرده از یک حلقه‌ی چرخنده ساخته شده (شکل بالا)  که با استفاده از اعدادی می‌توان میزان باز شدن این حلقه‌ها را تعیین کرد. درجه هایی که معمولاً برای دیافراگم روی لنز دوربین درج می‌شود به صورت 22، 16، 8، 6/5، 4، 8/2، 2، 4/1 است که در آن‌ها کوچک‌ترین عدد نشان دهنده‌ی بیشترین بازشدگی دهانه‌ی دیافراگم است. (برای اینکه یادتان بماند، باید بدانید که گشادی نسبی دیافراگم، از تقسیم فاصله کانونی لنز به قطر دهانه دیافراگم به دست آمده است.) این درجه‌ها چنان تنظیم شده اند که به ازای هر یک درجه بازشدگی دیافراگم، میزان نور رسیده به فیلم دو برابر می‌شود. مثل سرعت‌ها که نصف می‌شدند و میزان نور رسیده دو برابر می‌شد.

همه‌ی این‌ها به این معنی است که شما برای تنظیم نوردهی عکس هایتان از هر دو ابزار سرعت و دیافراگم که در دست شماست می‌توانید همزمان به یک شیوه استفاده کنید. یعنی اگر دهانه‌ی دیافراگم را یک درجه ببندید یا سرعت شاتر را دو برابر کنید عملاً تغییری در میزان نور رسیده از سوژه به فیلم شما نخواهد داشت.

ولی قضیه به همین سادگی تمام نمی شود. اگر بخواهید از اجسامی که متحرک هستند به صورت ثابت عکس بگیرید، باید سرعت شاتر را آن‌قدر زیاد انتخاب کنید که در طول این مدت سوژه در کادر عکس حرکت نکرده باشد و به جایش برای تأمین نور کافی از جسم روی فیلم باید میزان گشودگی دیافراگم را افزایش دهید. اگر جسمتان هم کم نور باشد و هم حرکت کند (مثل ستاره ها) کار کمی سخت تر می‌شود، ولی نگران نباشید از همین مورد هم برای گرفتن عکس های زیبا می‌توانید استفاده کنید!عکس بالا راببینید! 

زمینی دیگر

 

سیارات شبیه به زمین در اطراف سایر ستاره‌ها، دوردست‌تر از آن هستند که امکان اعزام فضاپیما به آنها وجود داشته باشد. با این حال دانشمندان می‌توانند در مورد وجود آثار زندگی در آنها تحقیق کنند.

هم اکنون فن‌آوری‌های تازه‌ای در صنعت تلسکوپ‌سازی در حال توسعه است تا بتوان نور بسیار محو و کمرنگ این سیارات را برای یافتن آثار حیات ردیابی کرد.

این‌ها همان "نشانگرهای حیات" هستند که در نور منعکس شده از زمین نیز قابل شناسایی هستند. این نشانه‌ها حاوی علائمی از وجود آب و گازهایی مانند اکسیژن و متان است.

به نظر وسلی تراوب، دانشمند ارشد برنامه "Navigator"(جهت‌یاب) ناسا که هدف آن جستجوی کرات دورافتاده است «این نشانه‌ها اطلاعاتی درباره‌ی امکان وجود حیات در یک کره در اختیار ما می‌گذارد.»

وی در اجلاس مشترک انجمن ژئوفیزیک آمریکا گفت: «اینها تنها نشانه‌های حیات است؛ اینها تنها مشتی علامت است. در عمل نمی‌توان موجودات زنده که روی سطح چنین سیاراتی می‌خزند را دید.»

تراوب امیدوار است ناسا منابع مالی لازم را برای راه‌اندازی یک سیستم "سیاره‌یاب زمینی" (تی پی اف) در یک دهه‌ی آینده فراهم کند.

چنین سیستمی متشکل از دو رصدخانه‌ی فضایی خواهد بود که کار آنها جستجو و مطالعه‌ی سیاراتی در اطراف سایر ستارگان است که مدارهای گردش آن‌ها مناسب باشد و امکان وجود آب مایع و در نتیجه حیات پایدار در آنها وجود داشته باشد.

 

اروپا نیز ماموریت بلندپروازانه‌ی مشابهی را تحت عنوان "داروین" در دست بررسی دارد.

کلید موفقیت این رصدخانه‌ها نسل تازه‌ای از ابزارهای علمی خواهد بود که قادر به حذف نور شدید و محوکننده‌ی ستاره مادر و ردیابی نور بسیار خفیف منعکس شده از سطح چنین سیاره‌هایی باشند.

این وظیفه‌ای دشوار است. ستاره‌ی مادر احتمالاً یک میلیارد تا 10 میلیارد بار درخشان‌تر از سیاره‌ی کوچک اطراف آن است، اما آزمایش‌های اخیر در آزمایشگاه JPL ناسا حکایت از آن دارد که فن‌آوری‌های تازه در حال نزدیک شدن به حساسیت لازم جهت تشخیص این دو نوع نور از یکدیگر است.

الگوی اطلاعاتی که "تی پی اف" یا "داروین" هدف قرار خواهند داد، بر دانشی که بشر از نور بازتابیده از زمین دارد استوار خواهد بود. بخش اعظم اشعه‌ی نور خورشید پس از برخورد به زمین بار دیگر به فضا منعکس می‌شود.

در صورتی که کمی دقت کنید می‌توانید بخش تاریک ماه را وقتی هنوز کاملاً روشن نیست، ببینید. توانایی ما در دیدن بخش تاریک ماه ناشی از نور منعکس شده از زمین است که به آن روشنایی خفیفی می‌بخشد. دانشمندان از قدیم دریافته بودند که این نور حاوی اطلاعاتی درباره‌ی اتمسفر زمین و خواص سطح آن است.

پیلار مونتانس ـ رودریگز، از موسسه‌ی فنی نیوجرسی، در نشست انجمن ژئوفیزیک آمریکا در بالتیمور گزارش داد که او چگونه قادر به تشخیص نشانه‌های کلروفیل در نور بازتابیده از زمین بر سطح ماه بوده است. کلوروفیل رنگدانه‌های گیاهان است که نقشی عمده در فرآیند فتوسنتز بازی می‌کند.

به هرحال شکی نیست که ردیابی و تشخیص یک چنین جزئیاتی در نور کره‌ای که ده‌ها سال نوری از ماه فاصله دارد دستاوردی حیرت‌انگیز خواهد بود. تا شاید در آینده‌ای نه چندان دور بتوانیم موجوداتی را در دیگر نقاط این جهان بیابیم.

گرفت ها

عکاسی از گرفت‌ها به بهانه خورشید گرفتگی فروردین85

هنوز دید و باز دیدهای سال نو به پایان نرسیده بود که کوله پشتی به پشت و تلسکوپ به دست و دوربین به گردن راهی مرز بازرگان و از آنجا راهی آنتالیا (ترکیه) و سیده(خط مرکزی گرفت) شدیم.

صبح روز گرفت(9/1/85)حوالی ساعت 7 صبح کوله‌ها را بسته نبسته صبحانه هتل را افتتاح کردیم و در گیر تحویل اتاق به پذیرش هتلی شدیم که در آن حتی یک نفر غیر از زبان ترکی زبان دیگری بلد نبود القصه حوالی ساعت 9 داخل اتوبوس نشستیم و تا حرکت اتوبوس ساعت 10 شده بود تا سیده در بهترین حالت 2ساعت راه بود و تقریبا30/2 تا تماس اول مانده بود .

ما با خوش شانسی تمام نزدیک 12 به محل رصد رسیدیم و و برای عکاسی از خورشید گرفتگی وسایلمان را بر پا کردیم.

این مجموعه وسایل شامل :

ـ دوربین مکانیکی

ـ سه پایه

ـ لنز تله 1000(اندازه لنز تله ما به نسبت کم شدن آن اندازه خورشید عکس هم کوچک می‌شود 1000=1(CM

فیلتر Mailar

ـ فیلتر رنگی (تنها برای رنگی شدن خورشید چون Mailar خورشید را سفید میکند)

ـ و البته فیلم عکاسی (حساسیت فیلم {ASA}تفاوت چندانی ندارد در نهایت طول مدت نوردهی را تغییر می‌دهد این عکس‌ها با فیلم حساسیت 400 گرفته شده)

اگر مجموعه درست برپا شده باشد آماده عکاسیست و شما می‌توانید شروع کنید .

خورشید را در کادر قرار می‌دهیم و بسته به حساسیت فیلم و مساحت نگرفته خورشید سرعت شاتر را تنظیم کرده و چلق!! عکس می‌گیریم.

اما اولین عکس شما پس از ظهور این گونه کمی کدر است!!چرا؟؟

این عکس با فیلم حساسیت 400 و سرعت شاتر 500/1 گرفته شده (فیلم زیادی نور دیده)

ولی این عکس با فیلم حساسیت 400 و سرعت شاتر1000/1 گرفته شده و از شفافیت لازم بر خوردار است.

البته یادمان باشد که این موارد کمی هم به نوع دوربین و فیلم و . . . مربوط است ودر نهایت هر فرد جدول مدت نور دهی خودش را باید به صورت تجربی برای خودش بسازد.

رفته رفته که میزان گرفتگی خورشید بیشتر می‌شود ما هم باید سرعت شاتر را کم کنیم.

این عکس با فیلم حساسیت 400 و سرعت شاتر 250/1 گرفته شده :

و این یکی عکس هم با فیلم حساسیت 400 و سرعت شاتر 250/1 :

این عکس(حلقه الماس) با فیلم حساسیت 400 و سرعت شاتر125/1 گرفته شده :

و اما گرفت کامل و سر عت شاتر 60/1

یادتان باشد در خورشید گرفتکی‌ها هوس گرفتن عکس های مالتی اکسپوز را نکنید چون نتیجه اش دو عکس پایین می‌شود !!

ستاره‌ها در بستر مرگ

خورشید ما روزی به این شکل در می آید

 

ستاره, بعد از طی کردن بیش‌تر عمر خود در حالت بلوغ, مرحله‌ی نهایی نورافشانی خود را به صورت غول سرخ آغاز می‌کند. دلیل این نام‌گذاری این است که ستاره در این مرحله سردتر می‌شود و از این رو به رنگ قرمز در می‌آید. و هم چنین اندازه‌ی آن به طور قابل ملاحظه‌ای بزرگ‌تر می‌شود. مسیری که در طی آن یک ستاره تبدیل به غول سرخ می‌شود, بستگی به جرم و ترکیبات شیمیایی یک ستاره دارد, ولی می‌توانیم الگویی عمومی را برای تمامی ستاره‌ها در این باره معرفی کنیم. حال با این توضیحات می‌خواهیم ببینیم که خورشید ما در آینده چه طور به یک غول سرخ تبدیل می‌شود.

 

تکامل خورشید به یک غول سرخ

 اکنون از عمر خورشید تقریباً 5/4 میلیارد سال می‌گذرد. خورشید در 4 میلیارد سال بعدی, به نورافشانی ادامه خواهد داد و اندازه‌ی آن به تدریج بزرگ‌تر خواهد شد. در 5/4 میلیارد سال آینده درخشندگی خورشید حدود 50 درصد و قطر آن حدود 25 درصد بزرگ‌تر از اندازه‌ی فعلی می‌شود. در همین زمان, مرکز خورشید همه‌ی هیدروژن خود را مصرف می‌کند و تمام آن به هلیوم تبدیل می‌شود. آنچه در مرکز باقی می‌ماند یک هسته‌ی هلیومی است.

میلیاردها سال بعد از این مرحله, اندازه‌ی خورشید بزرگ‌تر می‌شود و هنگامی که سن آن به 3/10 میلیارد سال می‌رسد, 5/2 بار بزرگ‌تر از اندازه‌ی کنونی خود می‌شود. در طی این افزایش اندازه, دما کاهش می‌یابد. زیرا با تمام شدن هیدروژن‌ها (در هسته‌ی خورشید) منبع جدید دیگری برای تولید انرژی در کار نیست. هسته‌ی هلیومی خورشید در آن زمان منقبض می‌شود و سرانجام تقریباً اندازه‌ی زمین می‌شود. اما این هسته کوچک یک چهارم کل جرم خورشید را در برمی‌گیرد. چگالی این هسته 50000 برابر چگالی آهن می‌شود.

توجه داشته باشید که گاز پیرامون هسته‌ی هلیومی هنوز مقدار بسیار زیادی هیدروژن دارد. هنگامی که خورشید در حالت بلوغ است, فاصله‌ی این مقدار هیدروژن از هسته‌ی خورشید آن قدر زیاد است که نمی‌تواند دمایش به حدی برسد که واکنش تبدیل هیدروژن به هلیوم در آنجا اتفاق بیافتد. ولی وقتی هسته‌ی هلیومی خورشید کوچک می‌شود, دمای محیط اطراف آن به قدر کافی بالا می‌رود و از این به بعد شاهد خواهیم بود که هیدروژن پوسته‌ی خورشید به هلیوم تبدیل می‌شود. با افزایش آهنگ تبدیل هیدروژن, درخشندگی خورشید نیز به سرعت افزایش پیدا می‌کند. سپس تنها در حدود 100 میلیون سال, درخشندگی خورشید به 1000 برابر مقدار کنونی‌اش می‌رسد. در این زمان, اندازه‌ی خورشید نیز بزرگ‌تر می‌شود. در این حالت خورشید یک غول سرخ واقعی با دمای سطحی 3500 کلوین است.

اگر در آن روزگار بتوانیم خورشید را ببینیم, اندازه‌ی بزرگ و دمای پایینی که خواهد داشت, چهره‌ی عجیبی به آن خواهد داد. از زمین, خورشید به رنگ قرمز تیره دیده خواهد شد. هنگام ظهر, قطر آن حدود یک سوم کل آسمان را فراخواهد گرفت.

می‌توانید ابعاد بزرگ یک غول سرخ را در مقایسه با خورشید و زمین ببینید.

 

سوزاندن هلیوم

 هرچه هسته‌ی هلیومی متراکم‌تر شود, دما افزایش می‌یابد. سرانجام دمای هسته‌ی هلیومی به مقدار معینی می‌رسد (حدود 100 میلیارد کلوین) که این دما برای ترکیب یافتن هسته‌های اتم‌های هلیوم و تشکیل شدن عنصرهای سنگین‌تر کافی است. احتمال این می‌رود که در این موقع دو هسته‌ی هلیوم با هم ترکیب شوند و یک هسته‌ی بریلیوم تشکیل دهند. اما بریلیوم تشکیل شده ناپایدار است و در زمانی بسیار کوتاه به دو هسته‌ی هلیوم تبدیل می‌شود. اگر هسته‌های هلیوم زیادی در محیط وجود داشته باشند, هسته‌ی دیگری از هلیوم می‌تواند پیش از از بین رفتن بریلیوم با آن ترکیب شود و یک هسته‌ی پایدار کربن تولید کند. به این ترتیب, در طی این دو مرحله, هسته‌ی هلیومی ستاره‌ای مانند خورشید نهایتاً هلیوم خود را به عنصر سنگین‌تری مانند کربن تبدیل می‌کند. در این فرآیند, مقادیر زیادی انرژی آزاد می‌شود, درست به همان طریقی که تبدیل هیدروژن به هلیوم انرژی آزاد می‌کند.

در اینجا فیلمی برای شما قرار داده شده است، در این فیلم می‌توانید ببنید که چگونه از ترکیب سه هلیوم یک کربن ساخته می‌شود.

با محاسباتی که در مورد ساختار آینده‌ی خورشید انجام شده است, فهمیده‌ایم که سوزاندن هلیوم به تدریج اتفاق نمی‌افتد, بلکه در طی انفجاری که درخشش هلیومی نام دارد, اتفاق می‌افتد. این انفجار فقط برای ستارگانی که تقریباً هم جرم و یا کوچک‌تر از خورشید هستند, روی می‌دهد. در ستارگان پرجرم‌تر سوختن هلیوم به تدریج اتفاق می‌افتد. برای خورشید, تنها حدود یک روز طول می‌کشد تا از مرحله‌ی آغاز سوزاندن هلیوم به انفجار هسته‌ی هلیومی (درخشش هلیومی) برسد. درخشش هلیومی, به جای آنکه دارای نور خیره‌کننده‌ای باشد, باعث می‌شود که نوارنی بودن خورشید کاهش پیدا کند. زیرا با این انفجار، دمای هسته به دلیل افزایش یافتن اندازه‌ی آن, به سرعت افت خواهد کرد. طبق محاسبات خورشید چندین میلیون سال نیز در این حالت باقی خواهد ماند, و در پایان به یک کوتوله‌ی سفید تبدیل خواهد شد.

انتظار می‌رود که به هنگام تبدیل شدن خورشید به یک غول سرخ, حیات بر روی زمین به کلی نابود شود. پس لازم است به فکر مکان‌های مناسبی برای حیات باشیم تا بتوانیم 4 میلیارد سال دیگر به آنجا برویم.

آیا در ماه آب وجود دارد؟

باور غلط : آیا در ماه آب وجود دارد؟

باور صحیح : خیر, این طور نیست.

 

پس شاید بپرسید منظور از واژه‌ی "دریاهای ماه" که در نجوم آن را به کار می‌بریم چیست. نواحی وسیع تیره رنگ ماه, دریاهای ماه (Maria) نامیده می‌شوند. این نام را در قرن هفدهم میلادی, گالیله به غلط و به تصور آنکه این نواحی مانند دریاهای زمین مملو از آب می‌‌باشند, به آنها اطلاق نمود. شاید صحیح‌تر آن باشد که این نواحی را, مناطق پست و کم ارتفاع ماه بنامیم. الگوی قرارگیری این نواحی در کنارهم, بسیار شبیه به چهره‌ی انسان است و این ایده تا مدت‌ها فکر انسان را به خود مشغول می‌داشت. از قرن هفدهم هر کدام از این نواحی کم ارتفاع نام‌هایی را به خود گرفتند, از جمله دریای بحران‌ها, دریای حاصلخیزی, دریای آرامش و….

اگر چه امروزه محققان جدید, هنوز از این واژه‌ی دریا در نامگذاری نواحی تیره‌ی ماه, استفاده می‌کنند, اما آن‌ها به خوبی می‌دانند که دریاهای ماه, عاری از آب می‌باشند. در حقیقت گدازه‌های جامد شده با رنگ تیره در این نواحی, باعث تیره‌تر بودن رنگ این نواحی نسبت به سایر بخش‌های ماه گردیده است.

بزرگ‌ترین دریای ماه, دریای باران‌ها (Imbrium) است. این ناحیه تقریباً مدور بوده و قطر تقریبی آن حدود 1100 کیلومتر است. اگر چه دریاهای ماه در تلسکوپ صاف به نظر می‌رسند, اما تصاویر دقیقی که توسط سفینه‌های مستقر در مدار ماه از سطح ماه گرفته شده است, نشان می‌دهند که حفرات نسبتاً کوچکی به همراه ترک‌هایی که به نظر می‌رسد محل جریان‌های گدازه‌های قدیمی باشد در این نواحی وجود دارد. با این وجود, تعداد حفرات موجود در دریاهای ماه نسبت به نواحی مرتفع اطراف بسیار کم‌تر است و این خود دلیلی بر این مدعا است که دریاهای ماه نسبت به نواحی اطراف جوان‌ترند.

حفره های قدیمی‌تر, در نواحی دریاهای ماه, توسط جریان‌های گدازه‌ای بعدی پوشیده شده‌اند و تنها برخوردهای اخیر در این نواحی باعث تشکیل حفرات ماندگار گردیده است. با توجه به این نکته می‌توان گفت که جریان‌های گدازه‌ای که باعث تشکیل دریاهای ماه شده است, بایستی از نظر زمانی در مراحل نهایی از تاریخ تکامل ماه شکل گرفته باشند.

اگر چه دریاهای ماه از نظر وسعت خیلی بزرگ‌تر از حفرات می‌باشند, اما از نظر شکل بسیار شبیه هم‌اند. این مورد می‌تواند تأکیدی بر این ایده باشد که همچون حفرات ماه, دریاهای ماه نیز در اثر برخورد اجرام آسمانی به این کره به وجود آمده‌اند. عقیده بر این است که شهابسنگ‌های خیلی بزرگ و یا سیارک‌های با چند ده کیلومتر قطر, در اثر برخورد با سطح ماه باعث ایجاد این گودی‌ها شده‌اند. این نواحی گود پس از آن توسط سیلابی از جریان‌های گدازه‌ای پر شده‌اند که این گدازه‌ها از درون ماه نشأت گرفته‌اند. در نهایت, محل بالا آمدن جریان‌های گدازه‌ای و نواحی پوشیده شده توسط این گدازه‌ها, دریاهای امروزی ماه را تشکیل داده‌‌اند.

دریاهای ماه تنها 15 درصد سطح ماه را می‌پوشانند. این نام را گالیله در اوایل قرن هفدهم به غلط بر ناحیه‌هایی تیره‌تر و هموارتر سطح ماه نهاد. به احتمال زیاد، آنها زمانی دریاهایی بودند از گدازه‌ی مذاب. در این صورت، دیر زمانی است که این گدازه‌ها سخت شده و پوسته صلبی را به وجود آورده‌اند. تفاوت آنها در حال حاضر با قسمت‌های دیگر سطح ماه در این است که نور را به میزان کمتری منعکس می‌کنند. یعنی نسبت بازتابشان کم است.

حد و مرز بسیاری از این دریاها مشخص شده و بر آنها نامی نهاده شده است. نام برخی از آنها چنین است. دریای بحرانها، دریای حاصلخیزی، دریای آرامش. این دریاها تقریباً گردند و همه جز معدودی به یکدیگر مربوطند. قطر این دریاها بالغ بر صدها کیلومتر می‌شود.

پاد ماده، سوخت جدید ما؟

بسیاری از سفینه‌ها در داستان‌های علمی ـ تخیلی از پادماده به عنوان سوخت استفاده می‌کردند؛ زیرا پادماده قوی‌ترین سوخت شناخته شده در طبیعت است. در حالی که برای سفر از زمین به مریخ چند تن سوخت شیمیایی لازم است، تنها چند میلی‌گرم از پادماده می‌تواند ما را به مقصد برساند. اما در واقعیت این سوخت معایبی نیز دارد. بعضی از فعل و انفعالات پادماده مقادیر زیادی پرتو گاما ایجاد می‌کند. این پرتوها در ماده نفوذ کرده و مولکول‌های سلول‌های زنده‌ی بدن انسان را از هم می‌پاشند. در نتیجه وجود این پرتوها در محیط بسیار مضر است. پرتوهای پرانرژی گاما همچنین می‌توانند اتم های مواد سازنده‌ی موتور سفینه را بشکافند.

 

"موسسه‌ی مفاهیم پیشرفته ناسا" با سرمایه‌گذاری بر روی تحقیقی جدید، در حال تلاش برای ساخت نوعی سفینه با سوخت پادماده است که پرتوهای گاما با انرژی بسیار کم تولید کرده و ضرری برای انسان نداشته باشد. با آن که پادماده از نظر ظاهر کاملاً شبیه به ماده است، بسیاری از خواص مهم آن با ماده تفاوت دارد. برای مثال، الکترون‌ها (ذراتی که بار الکتریکی را جا به جا می‌کنند) بار منفی دارند. اما در پادماده این ذرات درست بر عکس ماده بوده و بار مثبت را جا به جا می‌کنند. به همین دلیل دانشمندان این ذرات را "پوزیترون" می‌نامند. هنگامی که ماده و پادماده با یکدیگر برخورد کنند، هر دو تبدیل به انرژی می‌شوند.

 

این تبدیل کامل به انرژی، منشا قدرت بسیار زیاد پادماده است. این نوع تبدیل به انرژی در طبیعت بی نظیر است. حتی در واکنش‌های هسته‌ای که در بمب‌های اتمی اتفاق می‌افتند، تنها سه درصد ماده تبدیل به انرژی می‌شود.

در طرح‌های گذشته از سفینه‌هایی با سوخت پادماده، برای تولید انرژی از پادپروتون‌ها (ذراتی مانند پروتون با بار منفی که در هسته‌ی اتم‌های پادماده قرار دارند) استفاده می‌شد که این ذرات، پرتوهای گاما با انرژی بسیار زیاد تولید می‌کردند. اما در طرح جدید، با استفاده از تبدیل پوزیترون‌ها به انرژی، پرتوهای گاما با انرژی معادل ۴۰۰ برابر کمتر از حالت قبل ایجاد می‌شوند.

 

این تحقیق، مطالعه‌ی اولیه‌ای برای آزمایش عملی بودن این طرح است. اگر این طرح عملی باشد و بودجه‌ی لازم برای تکمیل پروژه در دست باشد، سفینه‌ای با سوخت پوزیترون در عملیات سفر انسان به مریخ بر دیگر سفینه‌ها، چند برتری بسیار مهم دارد:

• دکتر "جرالد اسمیت"، سرپرست گروه تحقیقاتی سفینه‌ی پاد‌ماده، می‌گوید: "اولین و مهم‌ترین مزیت، امن‌تر بودن سفر با سفینه‌ی پوزیترون (سفینه‌ای که با سوخت پوزیترون حرکت می‌کند) است". در طرح فعلی سفر انسان به مریخ، در سفینه‌ی فضایی مورد نظر از راکتور هسته‌ای استفاده می‌شود که این کار طول سفر و خطرات موجود برای سرنشینان را کاهش می‌دهد. هم چنین سفینه‌های عادی (با سوخت شیمیایی) هزینه و وزن بیشتری دارند. اما عیب سفینه‌ای با سوخت هسته‌ای، پیچیده بودن راکتورهای آن است که باعث می‌شود احتمال بروز مشکل در طول سفر بسیار بیشتر گردد.
• اسمیت می‌گوید: "سفینه با سوخت پادماده همان مزایای راکتور هسته‌ای را داراست علاوه بر این که طرز کار آن بسیار ساده است". یکی دیگر از معایب سفینه‌های راکتوری آن است که راکتورهای هسته‌ای، حتی پس از آنکه سوخت آنها تمام می‌شود، رادیواکتیو بوده و بسیار خطرناکند. به همین دلیل پس از آنکه سفینه به مریخ برسد، راکتور باید در مداری به دور مریخ رها گردد به طوری که تا چند میلیون سال آینده (زمانی که اثرات رادیواکتیوی آن تقریبا به طور کامل از بین برود) با زمین برخورد نکند. سفینه‌ای با سوخت پادماده این عیب مهم را ندارد چون در راکتور پوزیترونی (دستگاهی که در آن پوزیترون به انرژی تبدیل می‌شود)، پس از آنکه سوخت به اتمام برسد، دیگر تشعشعات مضر تابش نمی‌کند و در نتیجه نگرانی برای ورود آن به جو زمین وجود ندارد.
• پرتاب سفینه‌ی پوزیترونی نیز بسیار بی‌خطر است. اگر سفینه‌ی حامل راکتور هسته‌ای منفجر شود، ذرات رادیواکتیو آن به جو زمین می‌رسد. اسمیت می‌گوید: "اما سفینه‌ی پوزیترونی ما پس از انفجار تنها مقادیری پرتو گاما را در فضا پخش خواهد کرد که تا شعاعی در حدود یک کیلومتر می‌رسند. این منطقه به شعاع یک کیلومتر که منطقه‌ی خطر (منطقه‌ای در اطراف سفینه که در صورت انفجار آن در معرض خطر شدید قرار می‌گیرد) نامیده می‌شود، در سفینه‌های بزرگ با سوخت شیمیایی نیز در همین اندازه است. (کره‌ای از آتش به دور این نوع سفینه‌ها تشکیل می‌شود)
• مزیت بزرگ دیگر، سرعت این نوع سفینه‌هاست. یکی از مهندسان پروژه‌ی سفینه‌ی پوزیترونی می‌گوید: "طراحی‌های پیشرفته‌ی ما نشان می‌دهد که سفینه‌ی پوزیترونی می‌تواند در ۴۵ روز به مریخ برسند." موتورهای پیشرفته، سرعت خود را با گرم شدن موتور افزایش می‌دهند. این کار باعث می‌شود تا کارآیی یا "تکانه‌ی مخصوص" آنها افزایش یابد. هر چه "تکانه‌ی مخصوص" بیشتر باشد، سفینه می‌تواند قبل از آنکه سوخت خود را به اتمام برساند، با سرعت بیشتری حرکت کند. بهترین سفینه‌های با سوخت شیمیایی، تکانه‌ی مخصوصی در حدود ۴۵۰ ثانیه دارند. به این معنا که یک پوند (تقریباً نیم کیلوگرم) از سوخت آنها، نیرویی به مدت ۴۵۰ ثانیه به سفینه وارد می‌کند. تکانه‌ی مخصوص هر راکتور هسته‌ای یا پوزیترونی در حدود ۹۰۰ ثانیه است.

 

مهم‌ترین مسئله‌ی فنی برای ساخت سفینه‌ی پوزیترونی، هزینه‌ی تولید پوزیترون‌هاست. این ذرات به علت واکنش دادن با مواد، در اطراف ما بسیار کم یابند. بر روی زمین، این ذرات باید در شتاب دهنده‌ها (دستگاه‌های عظیمی که الکترون‌ها را به یکدیگر می‌کوبند) ایجاد شوند. این دستگاه‌ها غالباً برای کشف نوع رفتار ماده و پادماده در مراحل اولیه‌ی جهان به کار می‌روند اما می‌توان از آنها به عنوان تولید کننده‌ی پادماده نیز استفاده کرد. دکتر اسمیت می‌گوید: "تخمین ما از هزینه‌ی تولید ۱۰ میلی‌گرم پوزیترون که برای رساندن سفینه از زمین به مریخ کفایت می‌کند، چیزی در حدود ۲۵۰ میلیون دلار است." این مقدار ممکن است در ابتدا زیاد به نظر برسد اما باید آن را با هزینه‌ی ساخت و پرتاب سفینه‌ای با سوخت شیمیایی (به ازای هر پوند وزن، ۱۰۰۰۰ دلار هزینه) و هزینه‌ی تولید سوخت هسته‌ای و ساخت راکتوری بی‌خطر برای سفینه‌های هسته‌ای مقایسه کرد.

 

اسمیت می‌گوید: "تجربه‌ی ما در مورد سفینه‌های هسته‌ای نشان می‌دهد که با تحقیقات بیشتر بر روی طرح جدید، هزینه‌ی ساخت سفینه‌های پوزیترونی به تدریج کاهش خواهد یافت." مسئله‌ی دیگر نگه داشتن مقادیر زیادی پوزیترون در فضایی کوچک است. از آنجا که این ذرات در برخورد با مواد عادی تبدیل به انرژی می‌شوند، نمی‌توان مثلاً آنها را در یک بطری نگه داشت. در نتیجه باید از میدان‌های الکتریکی و مغناطیسی برای محدود کردن و نگه‌داشتن پوزیترون‌ها استفاده کرد. دانشمندان امیدوارند که با تحقیقات بیشتر و در برنامه‌های آینده، این مشکل نیز به راحتی حل شود و ساخت این سفینه امکانپذیر گردد.

فضاپیمای افق‌های نو

 

فضاپیمای افق‌های نو یا NewHorizons در ساعت ۲۲:۳۰پنجشنبه 29 دی 1384 به وقت ایران، سفر دراز خود را به سوی دورترین سیاره‌ی منظومه‌ی شمسی آغاز کرد.

پلوتون تنها سیاره‌ی منظومه‌ی شمسی است که تا کنون از میهمانی زمینی پذیرایی نکرده است.

به دلیل فاصله‌ی بسیار زیاد پلوتون از زمین حتی بزرگ‌ترین تلسکوپها هم نمیتوانند جزییات سطحی آن را به صورت واضح آشکار کنند و این امر باعث شده است تا علی رغم پیشرفت تکنولوژی، پلوتون هنوز ناشناخته باقی بماند. اما از مدت‌ها پیش ناسا تصمیم گرفت تا با انجام ماموریتی پرده از رازهای سر به مهر این سیاره بردارد.

افق‌های‌ نو (New Horizons) ماموریتی است که قرار است ویژگی‌های زمین‌شناختی پلوتون و اقمار آن و همچنین عوارض سطحی آنها را مشخص نماید. از اهداف دیگر این مأموریت می‌توان به بررسی ترکیبات سازنده سطح پلوتون و اقمار آن، نقشه‌برداری از سطح آنها و بررسی جو رقیق اطراف این مجموعه اشاره کرد.

اگرچه این ماموریت به منظور بررسی ویژگی‌های مجموعه‌ی پلوتون و اقمار آن طراحی شده است اما فضاپیما به بررسی کلی کمربند کویی‌پر نیز خواهد پرداخت. دانشمندان در نظر دارند که فضاپیما دست کم با یکی از اجرام کمربند کویی‌پر نیز ملاقات داشته باشد.

هدف بعدی این فضاپیما پس از پرتاب، رسیدن به مشتری و استفاده از گرانش این سیاره در جهت افزایش سرعت و قرار‌گیری در مسیر صحیح است. اگر همه چیز مطابق برنامه پیش رود و مشکلی ایجاد نشود، این فضاپیما در اواسط اسفند سال ۱۳۸۵ به سیاره غول پیکر مشتری خواهد رسید.

جالب این‌که این فضاپیما برای دریافت انرژی گرانشی کافی به مشتری بسیار نزدیک خواهد شد و فاصله‌ی آن در نزدیک‌ترین حالت به حدود ۳۱ برابر قطر مشتری از سطح این سیاره می‌رسد. پس از آن تا سال ۲۰۱۴ (۱۳۹۳ شمسی) می‌بایست در فضای آرام و ساکت میان سیاره‌ای حرکت کند. در طول این مدت کارهایی مانند اصلاحات مدار و بررسی کردن کیفیت ابزارهای این فضاپیما صورت می‌گیرد. سرانجام فضاپیما از دی سال ۱۳۹۳ به فاصله‌ای از پلوتون می‌رسد که می‌تواند بررسی‌های علمی خود را آغاز کند. افق های نو در تیر سال ۱۳۹۴ به نزدیک‌ترین فاصله از این مجموعه می‌رسد و از کنار آنها عبور می‌کند. در این حین فضاپیما شروع به عکسبرداری و بررسی ترکیبات و ویژگی‌های پلوتون و اقمار آن خواهد نمود. ماموریت افق‌های نو به اینجا ختم نشده و فضاپیما مسیر خود را به سوی اجرام کمربند کویی‌پر آغاز می‌کند. دست کم با یک خرده سیارک کویی‌پری ملاقات خواهد کرد.

دقیق‌ترین تصاویر گرفته شده با تلسکوپ فضایی هابل از پلوتون پس از پردازش رایانه‌ای بسیار، فقط تیرگی و روشنی‌هایی را بر سطح پلوتون دوردست و کوچک نشان می‌دهند. این تمام چیزی است که ما از پلوتون متصور هستیم.

 

ناسا باید این کاوشگر را تا پیش از روز سوم فوریه پرتاب می‌کرد تا بتواند با توسل جستن به نیروی جاذبه مشتری، آن را با سرعت بسیار زیاد 25 کیلومتر در ثانیه (نزدیک به 90 هزار کیلومتر در ساعت) به سوی پلوتون "قلاب سنگ" کند. "قلاب سنگ" اصطلاحی است که ناسا برای نیرو بخشیدن به مأموریت‌های خود با استفاده از قوه‌ی جاذبه سیارات بزرگ به کار می‌گیرد. اگر فضاپیما تا سوم فوریه پرتاب نمی‌شد، در آن صورت پرواز باید بدون کمک گرفتن از قوه‌ی جاذبه‌ی مشتری صورت می‌پذیرفت که رسیدن فضاپیما به مقصد را تا سال 2020 عقب می‌انداخت.

ناسا رسیدن به پلوتون را بخشی از "تقلای تاریخی" خود برای اکتشاف سیارات و پروژه "افق‌های جدید" را فرصتی برای "درک سیارات واقع در لبه‌ی منظومه‌ی شمسی" می‌داند. "افق‌های جدید" مدت‌ها پیش از رسیدن به پلوتون، جمع‌آوری داده‌ها را آغاز خواهد کرد. نخستین نقشه‌ها از پلوتون و کارون سه ماه پیش از آنکه فضاپیما به نزدیکترین فاصله ممکن از آنها برسد تهیه خواهد شد. فضاپیما سپس هنگام گذر یک روزه از کنار این سیاره، تشعشعات ماورای بنفش اتمسفر پلوتون را اندازه‌گیری خواهد کرد و نقشه‌هایی با کیفیت بالا حاوی جزئیات سطح از پلوتون و کارون (قمر پلوتون) تهیه می‌کند.

کاوشگر سپس "روی تاریک" این منظومه‌ی دوسیاره‌ای را برای بررسی سطح آنها مطالعه خواهد کرد. حتی آن زمان نیز این ماموریت 650 میلیون دلاری پایان نخواهد یافت، کاوشگر با هدایت ناسا برای انجام مطالعات بیشتر به سوی یکی از اجرام کمربند کویی‌پر ـ که هنوز تعیین نشده است ـ به حرکت در خواهد آمد.

 

ماموریت‌هایی که این فضاپیما می‌خواهد آن‌ها را انجام دهد :

1. تماس با دانشمندان ناسا را حفظ می‌کند
2. ذرات گریخته از اتمسفر پلوتون را اندازه می‌گیرد
3. کنش و واکنش پلوتون با بادهای خورشیدی را اندازه می‌گیرد
4. تلسکوپ و دوربین دیجیتال قدرتمند که در مقابل سرما مقاوم است
5. ذرات غبار تصادم کرده در کمربند کویپر را ردیابی می‌کند
6. از پلوتون، اقمار آن و اجرام کمربند کویپر نقشه‌برداری می‌کند
7. ترکیب و ساختار اتمسفر پلوتون را کاوش می‌کند
8. فشار و دمای اتمسفر این سیاره را اندازه می‌گیرد

بلوغ

 

در جسمی به جرم خورشید، که چندین هزار بار پرجرم‌تر از زمین است، نیروی رو به درون گرانش شدت بسیار زیادی دارد. برای مثال، نیروی گرانشی در سطح خورشید سی‌ بار بیش‌تر از نیرویی است که در روی زمین تحمل می‌کنیم. در مورد ستارگان دیگر نیز تقریباً چنین است. در سطح ستاره‌ی شعرای یمانی نیروی گرانشی به بیست برابر گرانش در سطح زمین می‌رسد. این نیروی پرتوان رو به درون که درمرحله‌ی تولد، سبب اصلی شکل‌گیری ستاره بوده، بر تمام سطح ستاره فشار می‌آورد و برای حفظ تعادل ستاره باید نیروهای دیگری با آن مقابله کنند.

مقدار نیروی گرانشی در سطح ستاره، هم به اندازه و هم به جرم کلی ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای با اندازه‌ی بزرگ ولی جرم نسبتاً کم، گرانش سطحی کم‌تری دارد. برای مثال، گرانش سطحی ستاره‌ی ابط‌الجوز، با شعاع 400 برابر شعاع خورشید ولی با جرم تقریبی 20 برابر جرم خورشید، 10⁴ بار کم‌تر از گرانش سطحی خورشید است. از طرف دیگر، در ستارگانی با جرم بسیار زیاد ولی ابعاد کوچک‌تر، گرانش سطحی به طور باور نکردنی زیاد است.

در برابر نیروی رو به درون گرانش، فشاری رو به بیرون وجود دارد که به خاطر فشار گازهای داغ درون ستاره و فشار تابش است که از تولید نور بسیار زیاد در مرکز ستاره پدید می‌آید.

فشار گاز بسیار زیاد است، چرا که دمای درون ستاره بالاست. مقدار فشاری که گاز می‌تواند داشته باشد، مستقیماً به دمای گاز بستگی دارد. این موضوع را می‌توان در قالب حرکت اتم‌های گاز تجسم کرد. زیرا دما به سرعت این اتم‌ها وابسته است. در گازی که دمای بالا دارد، اتم‌ها سریع‌تر حرکت می‌کنند و از این رو، اگر به هم‌‌دیگر برخورد کنند، فشار بیش‌تری به وجود می‌آید. اگر گاز سردتر باشد، اتم‌ها با انرژی کم‌تری به هم برخورد می‌کنند و از این رو، فشارشان نیز کم‌تر است. در اعماق ستاره، فشار بی‌اندازه زیاد و دما بسیار بالاست. محاسبه شده که فشار در مرکز خورشید 10¹¹ برابر فشار جو در سطح زمین و دما 10⁶*14 کلوین است.

فشار گاز و تابش حاصل از گرمای درون ستاره به تنهایی نمی‌تواند در مقابل فشار گرانش مقاومتی دائمی داشته باشند. با مطالعات بیش‌تر اخترشناسان بدیهی بود که نیروهای ناشناخته‌‌ی دیگری سبب تولید انرژی بسیار زیاد و بالا نگه‌داشتن دمای مرکز خورشید و ستارگان دیگر هستند. درک این نکته نیز آسان بود که این مکانیسم، در هر صورت باید چنان منبع توانمندی باشد که بتواند ستارگان را در طول میلیاردها سال درخشان نگه دارد. معقول‌ترین پیشنهاد دانشمندان این بود که ستارگان انرژی خود را به طریقی از هسته‌ی اتم‌ها تأمین می‌کنند. به این ترتیب سال‌ها پیش از آن که تجربیات آزمایشگاهی و نیرو‌گاه‌های هسته‌‌ای وجود این انبار عظیم را نشان دهند، اخترشناسان در کشف و شناسایی انرژی هسته‌ای پیشقدم بودند.

اکنون به درستی می‌دانیم که انرژی هسته‌ای ستارگان، مطابق فرمول تبدیل جرم به انرژی انیشتین (E= mc²) تولید می‌شود. در این رابطه m بر حسب گرم، c (سرعت نور) بر حسب سانتی‌متر در ثانیه و E بر حسب ارگ (واحد اندازه‌گیری انرژی در دستگاه سانتی‌متر ـ گرم ـ ثانیه) خواهد بود.

در این فرمول جرم در واقع تفاضل جرم‌ها است، یعنی تفاضل میان مجموع جرم‌ اتم‌های سبکی که به واکنش می‌پردازند (اتم‌های هیدروژن) و جرم اتم‌های سنگین‌تری که از واکنش نتیجه می‌شوند. یعنی همان اتمهای هلیوم!

هر گاه 4 اتم هیدروژن در دماهای زیاد و در حوالی مرکز ستاره با هم ترکیب شوند (فرآیند یا گذار گرما ـ هسته‌ای) و یک اتم هلیوم را به وجود آوردند، کاهش جرم عبارت است از :

گرم ^24-10* 692/6 =^24-10* 673/1 * 4 = (جرم اتم هیدروژن) * 4

گرم ^24-10* 05/0 = (جرم اتم هلیوم)^24-10 * 644/6 -^24-10* 692/6

طبق محاسبات بالا ما در ابتدای واکنش 4 اتم هیدروژن داشتیم که جرم آن‌ها

^24-10* 692/6 گرم بوده است و در پایان واکنش یک اتم هلیوم به جرم24-10 * 644/6 گرم داشتیم، مشاهده می‌کنیم که در این واکنش^24-10* 05/0 گرم از جرم گمشده است، جرم گمشده به انرژی تبدیل شده است :

 E = mc²=ارگ ^5-10*4=2 (10¹⁰*3)*^24-10*05/0

 

بنابر این در خورشید یا هر ستاره‌ی دیگر هر بار که 4 اتم هیدروژن با هم واکنش انجام می‌دهند (می‌گدازند) و یک اتم هلیوم را به وجود می‌آورند،

^5-10*4 ارگ انرژی تولید می‌شود.

خورشید در هر ثانیه در حدود

²³ 10*4 ارگ انرژی به فضا گسیل می‌کند. برای تولید این مقدار عظیم انرژی در هر ثانیه خورشید در هسته‌ی خود 700000 میلیون کیلوگرم هیدروژن را به مصرف می‌رساند و 695000 میلیون گرم هلیوم تولید می‌کند.

گر چه این اعداد خود بسیار بزرگ هستند، ولی کسری بسیار کوچک از جرم هیدروژن موجود به شمار می‌آیند. از این رو خورشید به احتمال زیاد چندین میلیارد سال دیگر نیز همچنان خواهد درخشید.

در انیمیشن زیر می‌توانید فرآیند تبدیل هیدروژن به هلیوم را مشاهده کنید. برای شروع این فرآیند کافی است دکمه‌ی play را بزنید. فرآیندی که مشاهده می‌کنید به این ترتیب است :

1. دو اتم هیدروژن با هم ترکیب می‌شوند و ایزوتوپی از هیدروژن که دوتریوم نام دارد، به وجود می‌آورند.
2. دوتریوم یک اتم هیدروژن دیگر به خود می‌گیرد و ایزوتوپ سبک هلیوم (به نام تریتیوم) تشکیل می‌دهد.
3. دو اتم هلیوم سبک با هم ترکیب می‌شوند و اتم هلیوم نهایی را به وجود می‌آورند.

فرایندی که در بالا توضیح داده شده به سیکل پروتون ـ پروتون موسوم است که در ستارگان سرد اتفاق می‌افتد. در ستارگانی که پرجرم‌تر از خورشیدند هیدروژن به روش دیگری به هلیوم تبدیل می‌شود این روش سیکل کربن نام دارد. که اندکی پیچیده‌تر است ولی در نهایت به همان میزان انرژی آزاد می‌گردد.

حداقل دمای لازم برای انجام این واکنش در ستارگان سرد⁶ 10 کلوین است و در ستارگانی که پرجرم‌تر از خورشیدند، با حداقل دمای⁷ 10 کلوین این واکنش انجام می‌شود.

قسمت عمده‌ی عمر ستاره در این مرحله سپری می‌شود.

ما در مرکز جهان هستیم!!

باور غلط : ما در مرکز جهان هستیم!!

باور صحیح : هر بار که ما خودمان را در موقعیت مهمی در جهان فرض کرده‌ایم به خطا رفته‌ایم.

به دلیل اینکه همه‌ی کهکشان‌ها در هر جهتی در حال دور شدن از ما هستند، در نگاه اول چنین به نظر می‌رسد که ما در مرکز جهان قرار داریم. تمدن‌های قدیمی تصور می‌کردند که زمین مرکز جهان است و خورشید و دیگر ستارگان به دور زمین می‌گردند. بعداً در قرون شانزده و هفده میلادی کوپرنیک و کپلر نشان دادند که زمین و همه‌ی سیارات خورشید را دور می‌زنند و بنابر این برای مدتی خورشید به عنوان مرکز جهان مورد توجه قرار گرفت.

تحقیقات بعدی به ما نشان داد که خورشید تنها یک ستاره در کهکشان ماست و 30000 سال نوری از مرکز کهکشان فاصله دارد. تا سال 1920 میلادی (1298 شمسی) بسیاری از ستاره‌شناسان کهکشان ما را به عنوان مهم‌ترین جسم در جهان به حساب می‌آوردند تا این که نشان داده شد که میلیون‌ها کهکشان دیگر که بعضی از آن‌ها بزرگ‌تر و نورانی‌تر از کهکشان ما هستند در فضا وجود دارند.

درست است که ما همه‌ی کهکشان‌ها را در حال دور شدن از خودمان می‌بینیم، اما اگر روی هر کدام از کهکشانها باشیم، باز هم این موضوع صادق است. یعنی بر روی هر کهکشانی که باشیم مشاهده می‌کنیم که همه‌ی کهکشان‌ها از کهکشان ما، در حال دور شدن هستند. این به دلیل آن است که هر کهکشانی در حال دور شدن از کهکشان دیگر است و هیچ کهکشانی نمی‌تواند ثابت باشد.

ما به سادگی نمی‌توانیم بگوییم مرکز جهان کجاست. یا این که اصلاً مرکزی وجود دارد یا نه؟ آن چه می‌توانیم بگوییم این است که دلیلی وجود ندارد که فکر کنیم ما در مرکز جهان هستیم.

تولد ستاره ها

سحابی جبار

 

سرگذشت یک ستاره اگر چه در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می‌رسد، ولی ممکن است با انجام تحقیقات بیش‌تر, قسمت‌هایی از آن تغییر کند. زندگی یک ستاره را می‌توان به شش دوره تقسیم کرد :

1. تولد (سحابی)
2. نوباوگی (مرحله‌ی انقباض)
3. بلوغ
4. سنین بالا (غول سرخ)
5. باز هم بالاتر (متغیرها)
6. مراحل آخر عمر ستاره (کوتوله‌های سفید, ستاره‌های نوترونی و سیاه‌‌چاله‌ها)

ستون‌های حیات در سحابی عقاب, این ستون‌ها از بیش‌تر از گاز هیدروژن تشکیل یافته‌اند.

 

 

در این مطلب به تولد و نوباوگی ستاره می‌پردازیم.

اندازه‌ی ستاره‌ها معمولاً بسیار بزرگ است, ولی فضای بین ستارگان (فضای میان ستاره‌ای) از آن هم بزرگتر می‌باشد. این فضای میان ستاره‌ای پر از گاز و ذرات غبار بسیار کوچک (به شعاع تقریبی ^5-10 سانتی‌متر) است.

مطالعات به ما نشان می‌دهند که گازی که در این فضا وجود دارد (گاز میان ستاره‌ای) عمدتاً از هیدروژن و مقدار کمی از عنصر‌های دیگر نظیر کربن, نیتروژن, اکسیژن, سدیم, آهن و پتاسیم تشکیل شده است.

 

نقاط سفید درون این سحابی, ستاره‌های در حال تکامل هستند.

 

چگالی ماده‌ی میان ستاره‌ای فوق‌العاده کم است. با یک تقریب نسبتاً خوب می‌توان این چگالی را یک اتم در هر سانتی‌متر مکعب و یا در حدود ده ذره‌ی غبار در هر کیلومتر مکعب دانست. ولی می‌بینیم که در بسیاری از نواحیِ فضای میان ستاره‌ای, چگالی بیش از هزار بار بیش‌تر از چگالی ماده‌ی میان ستاره‌ای می‌شود. در این نواحی با مجموعه‌ای از توده‌های ماده‌ی میان ستاره‌ای روبرو می‌شویم که به این مجموعه سحابی می‌گویند. (سحاب به معنی ابر است.)

سحابی را به سحابی‌های : 1ـ گسیلشی, 2ـ بازتابی و 3ـ تاریک طبقه‌بندی کرده‌اند.

 

سحابی گسیلشی

 ابری‌ است از ماده که در آن یک یا چند ستاره‌ی فوق‌العاده سوزان و درخشنده وجود دارند. مثال بسیار خوبی از این سحابی گسیلشی, سحابی بزرگ جبار است.

اگر ستاره یا ستاره‌هایی که در سحابی جای دارند سردتر از ستاره‌های موجود در سحابی گسیلشی باشند, به این نوع سحابی بازتابی می‌گویند. نمونه‌ای از این سحابی, ابرهایی است که چندین ستاره‌ی مهم خوشه‌ی پروین را احاطه کرده‌اند.

و اگر در نزدیکی سحابی ستاره‌ای نباشد که نور آن را تأمین کند, آن سحابی را سحابی تاریک می‌گویند. به عنوان مثال می‌توان از سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار نام برد.

بدون شک جالب توجه‌ترین شئ صورت فلکی جبار, سحابی بزرگ آن است, همه آن را شگفت‌آورترین شی آسمان می‌دانند. با چشم برهنه به سختی قابل رویت است, ولی به زیبایی آن تنها به کمک یک تلسکوپ می‌توان پی برد. هر چه تلسکوپ بزرگ‌تر باشد, بهتر است. در اینجا فیلمی از یک سحابی برای شما قرار داده شده است، در این فیلم  به این سحابی بسیار نزدیک می‌شویم, به قدری نزدیک می‌شویم که در انتهای فیلم هسته‌ی یک ستاره‌ی در حال تولد را در این سحابی می‌بینیم.

سحابی‌ها دارای حرکت‌های جزئی در درون‌شان می‌باشند.

به این  تصویر نگاه کنید و تا با این حرکت جزئی آشنا شوید, یکی از این دو تصویر در سال 1973 از سحابی خرچنگ گرفته شده است و تصویر دیگر در سال 2000 از همان سحابی گرفته شده است, می‌بینید که در این فاصله 27 ساله گاز و گرد و غبار موجود در این سحابی اندکی تغییر کرده‌اند.

نقطه‌ی آغاز تولد یک ستاره‌, همین سحابی‌ها می‌باشند. چگالی متوسط ماده در سحابی چندین هزار اتم در سانتی‌متر مکعب است و دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق است.

در آغاز, یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان به وجود آمدند, سحابی‌ها فقط مرکب از هیدروژن و هلیوم (بیش‌تر هیدروژن و درصد کمی هلیوم) بودند. نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته‌ی ستارگان پرجرمِ بسیار سوزان به وجود آمدند. این عناصر بعد از مرگ یک ستاره به درون سحابی‌ها راه یافتند.

ستارگان نسل‌های بعدی علاوه بر هیدروژن و هلیوم شامل درصد بسیار کمی از همه (یا تقریباً همه) عناصر طبیعی دیگر می‌شدند.

 

سحابی دمبل

 

تولد

حرکت‌های جزیی در داخل سحابی موجب متراکم شدن ماده‌ی سحابی در قسمتی از آن می‌شود. نیروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در این نواحی می‌کنند و توده‌ی مجزایی از ماده را, که پیش ـ ستاره نامیده می‌شود, به وجود می‌آورند, که احتمالاً 1027 تن جرم دارد. جرم‌هایی که از این مقدار خیلی کم‌تر باشند, به قدر کافی اثر گرانشی ندارند که واحدی مجزا شوند و جرم‌های بسیار بزرگ‌تر ناپایدار شده به چندین ستاره‌ی کوچک تقسیم می‌شوند.

به این ترتیب ستاره‌ای زاده می‌شود. نخستین ستاره‌ها, شاید 10 میلیارد سال پیش تشکیل شدند. و تازه‌ترین‌شان هم اکنون در حال پیدایش هستند. تردیدی در این نیست که این فرایند ادامه می‌یابد و ستارگان پیوسته زاده می‌شوند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نوری از خود ندارد.

 

سحابی کله اسب, که یک سحابی تاریک می‌باشد.

 

نوباوگی

جرم زیاد ماده‌ی سحابی, تحت تأثیر نیروی گرانشی خود منقبض می‌شود و به این ترتیب انرژی پتانسیل مکانیکی را به گرما تبدیل می‌کند. در این زمان ستاره‌ی نامرئی از خود امواج مادون قرمز تابش می‌کند. شی در این حالت ستاره‌ی فروسرخ نامیده می‌شود.

این جریان انقباض و گرم شدن در دوره‌ای حدود 30 میلیون سال صورت می‌پذیرد و از سه مرحله‌ی اصلی تشکیل شده است :

1. وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تریلیون‌ها کیلومتر بود به چند صد میلیون کیلومتر کاهش پیدا می‌کند.
2. فشار در مرکز از (تقریباً) صفر به چندین هزار میلیون اتمسفر افزایش می‌یابد.
3. دمای قسمت مرکزی از چند درجه‌ی کلوین به حدود 20 میلیون درجه کلوین می‌رسد که برای شروع تبدیل فرایند هسته‌ای تبدیل هیدروژن به هلیوم مناسب است.

حالا دیگر نوباوگی ستاره سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است.

سحابی رز

 

لازم به ذکر است که زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملاً بسته به جرم ستاره است. ستارگان پرجرم به سرعت متحول می‌شوند و ممکن است پس از چند صدهزار سال به مرحله‌ی بلوغ برسند, در حالی که برای ستارگان کم‌جرم‌تر ممکن است زمان بسیار طولانی‌تری از 30 میلیون سال سپری گردد. و نیز ستارگان پرجرم‌تر در دوران بلوع بسیار درخشان‌تر از ستارگان کم‌جرم‌تر خواهند بود.

در اینجا فیلمی برای شما قرار داده شده است، که در آن یک سحابی را می‌بینید, نقاط نورانی درون این سحابی ستارگان در حال تولد هستند.

یک مسابقه جهانی

یک مسابقه جهانی

سازمان هوانوردی و فضایی آمریکا "ناسا" برای افرادی که بتوانند نخستین دستگاه استخراج اکسیژن از خاک کره‌ی ماه را تولید کنند، جایزه تعیین کرده است. قواعد مسابقه ساده است. شرکت‌کنندگان باید دستگاهی بسازند که وزن آن از 75 کیلوگرم بیش‌تر نباشد و از توان معینی برخوردار بوده بتواند حداقل 5/2 کیلوگرم اکسیژن از یک نمونه خاکستر آتشفشان (که شبیه خاک ماه است) در مدت چهار ساعت استخراج کند. نخستین فرد یا گروهی که بتواند تا قبل از اول ژوئن سال 2009 دستگاه خود را تکمیل کند، جایزه را دریافت می‌کند.

 

این مسابقه "مون راکس " Moon Rox نامگذاری شده که مخفف عبارت "اکسیژن لایه‌ی سطحی ماه" است. برگزاری این مسابقه تازه‌ترین اقدام ناسا در سطح بین‌المللی برای حل مسائل فناوری مربوط به کاوش‌های فضایی است.

سازمان هوانوردی و فضایی آمریکا هم اکنون در حال بررسی طرح‌های استخراج مایحتاج فضانوردان از منابع موجود در قمرها و سیارات دیگر است. ناسا تلاش می‌کند از این نوآوری‌ها برای دستیابی به فن‌آوری‌های لازم برای پرواز به کره‌ی ماه و حرکت از آنجا به سوی سیاره‌ی مریخ استفاده کند.

 

سازمان ناسا برای مسابقه طراحی دستگاه استخراج کننده اکسیژن از خاک ماه، از نوعی خاکسترهای آتشفشانی نزدیک منطقه‌ی "فلگ استف" در ایالت "آریزونا" به عنوان جایگزین خاک ماه استفاده می‌کند و این به علت شباهت عناصر و ابعاد ذرات موجود در خاک ماه و خاکسترهای آتشفشانی این منطقه است. دانشمندان پس از فرود فضاپیمای آپولو ۱۴ بر روی سطح ماه موفق شدند به نمونه‌ی خاک این قمر دست پیدا کنند و از اطلاعات به دست آمده در این زمینه برای طراحی لباس‌های ویژه‌ی ماه‌نوردی و همچنین روبات‌های ماه نورد استفاده کرده‌اند.

 

دستگاهی که قرار است از خاک ماه اکسیژن تهیه کند باید از سیلیکا و دیگر مواد معدنی موجود در صخره‌ها و خاکسترهای آتشفشانی روی ماه، این گاز حیاتی را استخراج کند. شیوه‌ی حرارت دادن به این توده‌ی خاک برای استخراج اکسیژن مناسب نیست زیرا این صخره‌ها خود قبلاً در معرض حرارت بسیار شدید قرار داشته‌اند. اما یک راه حل ممکن استفاده از نیروی برق برای جداسازی یون‌های منفی اکسیژن از یون‌های مثبتی است که به آن متصل شده‌اند.

تولید دستگاه استخراج کننده‌ی اکسیژن از خاک ماه به "ناسا" امکان ایجاد پایگاه فضایی را در سطح این قمر به وجود می‌آورد در این صورت فضانوردان ساکن در آن برای تامین اکسیژن خود به محموله‌های ارسالی از کره‌ی زمین وابسته نخواهند بود.

 

سازمان ناسا برای تامین جوایز مسابقات علمی امسال مبلغ ۱میلیون دلار در نظر گرفته است و به گفته‌ی مسئولان این سازمان، در آینده از این بودجه برای راه‌اندازی مسابقات دیگر برای برخورداری از نوآوری‌های محققان در زمینه‌های مختلف فن‌آوری‌های فضایی استفاده خواهد کرد.

 

ایده‌ی عرضه‌ی جایزه برای ارایه‌ی راه‌حل‌های عملی در خصوص مسائلی که پیش روی محققان قرار دارد، طرح موفقی بوده است. به عنوان نمونه جایزه‌ی ۱۰میلیون دلاری موسوم به جایزه "ت ایکس" که برای ساختن نخستین سفینه‌ای در نظر گرفته شده بود که با هزینه‌ی شخصی ساخته شده باشد و بتواند دو نوبت به مدار زمین سفر کند، منجر به ارایه یک سیستم هوایی موسوم به "اسپیس شیپ1" شد که توانست با موفقیت این ماموریت را به انجام برساند.

 

اما جالب‌تر از همه اینکه تاسیس خود ناسا نیز مرهون همین ایده در نظر گرفتن جایزه برای ارائه بهترین راه‌حل‌ها بوده است. در سال ۱۹۱۴ آلبرت زم Albert F. Zahm رئیس آزمایشگاه هوا-فضای موسسه‌ی "اسمیتسونین" با نگرانی به این نکته توجه کرد که تحقیقات هوایی در اروپا به علت آنکه برای آن جوایزی در نظر گرفته می‌شود، از تحقیقات مشابه در آمریکا پیش افتاده است. توصیه‌های او منجر به تشکیل یک کمیته‌ی مشورتی در مورد امور هوا- فضا شد که بعدها به تشکیل سازمان ناسا انجامید. خب شما ایده ای برای شرکت در مسابقه ندارید؟ تا فرصت باقی است می توانید با مراجعه به سایت رسمی این مسابقه به آدرس http://moonrox.csewi.org مراجعه کنید و در جریان آخرین اخبار در این باره قرار بگیرید.

 

منبع : http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7403

فضای بین کهکشان ها

باور غلط : فضای بین کهکشان‌ها خالی است!

باور صحیح : شواهدی دال بر وجود لایه‌ی نازک ماده بین کهکشان‌ها در دست است.

 

مدت‌ها ستاره‌شناسان بر این باور بودند که فضای بین کهکشان‌ها خالی است، اما اکنون شواهدی دال بر وجود لایه‌ی نازک ماده بین آنها در دست است. جای تعجب می‌بود اگر ماده‌ای بین کهکشان‌ها وجود نمی‌داشت، زیرا که کهکشان‌ها از ابرهای عظیم گاز به وجود آمده‌اند و مقداری از آنها بایستی باقی مانده باشند. کهکشان‌ها معمولاً به شکل خوشه‌ای وجود دارند. خوشه‌های کهکشانی بزرگترین اجرامی است که تا کنون شناخته شده‌اند و متشکل از تعدادی کهکشان است که در کنار یکدیگر و با هم زندگی می‌کنند. بهتر است بگوییم کهکشان‌های موجود در یک مجموعه یا خوشه از یک ابر گازی به وجود آمده‌اند.

گاز بین کهکشان‌ها البته بایستی رقیق باشد. غلظت متوسط گاز در کهکشان ما در حدود یک میلیون میلیون میلیونیم گرم در سانتی‌متر مکعب است. در حالی که بعضی محاسبات نشان می‌دهند که غلظت گاز بین کهکشانی حداقل ده‌ هزار برابر کم‌تر از این مقدار است! با وجود این فضا به قدری وسیع است که حتی غلظتی به این کمی باعث مقدار زیادی ماده می‌شود.

البته سعی در اندازه‌گیری پرتو گاز هیدروژن بین‌کهکشانی بسیار مشکل است، اما، شواهدی دیگر دال بر وجود این ماده وجود دارد. به عنوان مثال، خوشه‌های کهکشانی تنها زمانی می‌توانند با هم باشند که دارای جرم‌های زیاد به منظور جلوگیری از فرار کهکشان‌ها باشند. بعضی از خوشه‌های شناخته شده نمی‌توانند وجود داشته باشند مگر این که مقدار زیادی ماده‌ی نامرئی بین کهکشان‌های مرئی وجود داشته باشد.

اخیراً ستاره‌شناسان با استفاده از پرتو ایکس، اشعه‌ای را از خوشه‌های کهکشانی دریافت کرده‌اند که به احتمال زیاد در اثر گاز بین‌کهکشانی می‌باشد و بعضی از ستاره‌شناسان حتی بر این تصورند که مقدار زیادی ماده ممکن است در حفره‌های سیاه در جهان وجود داشته باشد. این که آیا ماده‌ای بین خوشه‌های کهکشانی وجود دارد یا نه، به خوبی مشخص نیست. اما، چنین به نظر می‌رسد که هیچ کجای عالم به طور واقعی خالی از ماده نیست

درخشندگی ستارگان

درخشندگی ستارگان

ستاره شباهنگ

خورشید نزدیک‌ترین ستاره به ماست که هر روز صبح شاهد طلوعش هستیم. شاید خیلی‌ها فکر کنند که خورشید پرنورترین ستاره است و از این روشن‌تر و پرنورتر دیگه ستاره‌ای نداریم. ولی واقعاً این طور نیست، جالبه بدونید که خورشید در میان 20 ستاره‌ی درخشان آسمان اصلاً جایی نداره و از همشون کم نورتر حساب می‌شه. ولی به دلیل فاصله‌ی بسیار نزدیکش به ما نسبت به ستاره‌های دیگه درخشان‌تر به نظر می‌رسه. روشنایی ذاتی یک ستاره ربطی به فاصله‌اش از زمین نداره. ولی خب روشنایی که ما از روی زمین از یک ستاره می‌بینیم رابطه‌ی مستقیمی با فاصله‌ی ستاره تا زمین داره.

حالا برای روشن شدن موضوع تعریف‌های فیزیکی این قضیه رو خدمت شما ارائه می‌کنم. تعریف فیزیکی "درخشندگی واقعی" ستاره، مقدار انرژی هست که در واحد زمان از ستاره بیرون می‌آید. پس همین طور که دید "درخشندگی واقعی" ستاره به ساختار درونی هر ستاره مربوط می‌شه. واحدی که برای این کمیت در نظر گرفته شده J/S و یاW است.

اما درخشندگی که ما از یک ستاره توی آسمان شب می‌بینیم (درخشندگی ظاهری) به عوامل دیگه هم ربط داره. فاصله در این زمینه یکی از عوامل تاثیرگذار در "درخشندگی ظاهری" یک ستاره است و این عامل تعیین‌کننده‌ی میزان انرژی هست که از ستاره به ما بر روی زمین می‌رسه. تعریف "درخشندگی ظاهری" ستاره مقدار انرژی است که در واحد زمان از واحد سطح ستاره تابش می‌شود. پس در این صورت می‌شه بین "درخشندگی ظاهری" و "درخشندگی واقعی" یک ستاره رابطه‌ی زیر رو در نظر گرفت :

سطح /(L) درخشندگی واقعی = درخشندگی ظاهری (b)

نور یک ستاره در فضا به صورت کروی در تمام جهت‌ها پخش می‌شه، پس می‌تونیم برای "درخشندگی ظاهری" رابطه‌ی زیر رو بنویسیم :

 b=L/(4π r²)

طبق این رابطه "درخشندگی ظاهری" با توان دوم فاصله نسبت عکس داره. اگه این رابطه رو طرفین و سطین کنیم خواهیم داشت :

L=4 π r² b

 

پس طبق این رابطه با داشتن فاصله‌ی ما از یک ستاره و هم چنین با داشتن مقدار "درخشندگی ظاهری" اون ستاره می‌تونیم "درخشندگی واقعی" یک ستاره رو به دست بیاریم.

منجم‌ها برای "درخشندگی" یک ستاره از واژه‌ی "قدر" استفاده می‌کنند. که طبق تعریف هم "قدر ظاهری" داریم و هم "قدر مطلق".

 

ستاره سهیل

 

"قدر ظاهری" مقدار روشنایی است که ما از ستاره در آسمان مشاهده می‌کنیم. و "قدر مطلق" معیاری برای اندازه‌گیری مقدار درخشندگی واقعی ستاره‌هاست. که در ادامه روش محاسبه‌ی آن را توضیح خواهم داد. روشنایی ستارگان در آسمان شب متفاوت است. بعضی از ستاره‌ها پرنورتر و بعضی کم‌نورتر هستند. که برای بیان این موضوع به صورت علمی روشنی ظاهری آن‌ها بر اساس تفاوت بین "قدرهای ظاهری" اون‌ها گفته می‌شه.

 

 

ستاره عیوق

 

طبقه‌بندی ابرخس بر اساس روشنی ستارگان

اولین دسته‌بندی برای روشنی ظاهری ستاره‌ها را منجمی یونانی به نام "ابرخس" انجام داد. ابرخس در قرت دوم قبل از میلاد در جزیره رودس زندگی می‌کرد. بر طبق این دسته‌بندی ستاره‌های مرئی بر اساس روشنی ظاهری‌شان به شش گروه تقسیم شدند. این طبقه‌بندی هنور هم کم و بیش معتبر است.

ابرخس بیست ستاره پرنوری که می‌شناخت به طور دل‌بخواه ستارگان قدر اول نامید، پنجاه ستاره‌ی پرنور بعدی را ستارگان قدر دوم نامید و الی آخر. در قدر ششم چند صد ستاره که به دشواری قابل دیدن با چشم انسان معمولی بودند قرار گرفتند. بدین ترتیب اولین طبقه‌بندی ستاره‌ها بر اساس روشنی‌شان درست شد. البته همان طور که گفتم این طبقه‌بندی کاملاً اختیاری بود. در این طبقه‌بندی فقط "قدرهای ظاهری" ستاره‌ها مورد توجه قرار داشت، بعضی از ستاره‌ها در واقع خیلی پرنورتر بودند ولی خب به خاطر فاصله‌ی زیادشان از ما کم‌نور به نظر می‌رسند.

 

ستاره پای جبار

 

با اختراع تلسکوپ، ستارگان کم‌نورتری در آسمان شب دیده شدند، بنابراین، به این مقیاس، قدر 7، 8 و 9 نیز اضافه شد. با دوربین‌های دوچشمی امروزی، می‌توان ستارگانی به کم نوری قدر 9 را دید، و با یک تلسکوپ آماتوری 6 اینچ، قدر 12 و یا 13 را دید. بزرگ‌ترین و حساس‌ترین تلسکوپ‌های مورد استفاده ستاره‌شناسان حرفه‌ای، این عدد را به قدر 29 می‌رسانند!! یعنی میلیون‌ها بار کم‌نورتر از کم‌نورترین ستارگانی که با چشم غیرمسلح دیده می‌شوند.

 

قسمت‌بندی اعشاری قدرهای ظاهری

قسمت‌بندی اعشاری "قدر ظاهری" ستاره‌ها در قرن نوزدهم به وجود آمد. در این طبقه‌بندی جدید ستاره‌ای که قدر ظاهری‌اش 5/5 بود قدری بین ستاره‌ای با قدر 5 و ستاره‌ای با قدر 6 داشت.

 

ستاره شعرای شامی

 

مقادیر صفر و منفی قدر ظاهری

بیست ستاره‌ای که در ابتدا توسط ابرخس به جزو ستاره‌های قدر اول قرار داشتند، در قرن‌های بعد دوباره دسته‌بندی شدند. دلیل این کار هم این بود که بعضی از این ستاره‌ها بسیار پرنورتر نسبت به بقیه بودند و درست نبود که به تمامی این ستاره‌ها قدر اول را نسبت دهیم. لذا ستاره‌شناسان مجبور شدند که برای بیان قدرهای جدید این ستاره‌ها از مقادیر منفی و صفر نیز استفاده کنند. در این دسته‌بندی جدید هر چه قدر ستاره‌ای منفی‌تر بود، نشانه‌ی این بود که آن ستاره پرنورتر است. ستاره‌ای که در آسمان شب پرنورترین ستاره می‌باشد ستاره‌ی "شعرای یمانی" (شباهنگ) است، که در این طبقه‌بندی جدید قدر ظاهری آن 6/1- قرار داده شده است. در این طبقه‌بندی قدر ظاهری خورشید 7/26- است. که قدر ظاهری بسیار زیادی می‌باشد و نشان‌دهنده‌ی پرنور بودن ظاهری خورشید در آسمان زمین است.

 

ستاره شانه شبان

 

تعیین قدرهای ظاهری

روش تعیین قدر ستاره‌ها از طریق مشاهده و رصد آنها در آسمان شب بسیار ساده است. اگر در این کار تجربه داشته باشید نتیجه‌هایی که به دست می‌آورید بسیار دقیق خواهد بود و خطای شما در این کار ممکن است چیزی در حدود 1/0 یک قدر باشد. منجم آلمانی فریدریش آرگه لاندر و همکارانش برای تهیه‌ی فهرست بزرگ ستاره‌ها که به کاتالوگ ب.د معروف است از این روش استفاده کردند. در این روش شما قدر ظاهری یک ستاره را بر اساس قدرهای ظاهری ستاره‌های اطراف آن که قدرهای ظاهری‌شان معلوم است به دست می‌آورید.این روش کاملاً نسبی است. شما باید تشخیص دهید که ستاره‌ی مورد نظرتان از هم‌سایه‌اش که قدر آن معلوم است پرنورتر می‌باشد یا کم‌نورتر. با مقایسه آن ستاره با چند تا از همسایه‌هایش می‌توانید به طور تقریبی قدر مجهول ستاره را به دست بیاورید. برای اینکه نتایجی که به دست می‌آورید قابل اطمینان باشند بهتر است که به نکته‌های زیر توجه داشته باشید :

1. بهتر است که ستاره‌ای که می‌خواهید قدرش را به دست آورید و ستاره‌هایی که قدرشان معلوم است، فاصله‌های کم و بیش برابری از افق داشته باشند.
2. ستاره‌هایی که قدرشان معلوم است را طوری انتخاب کنید که تا حد امکان به ستاره‌ای که می‌خواهید قدرش را به دست بیاورید نزدیک باشند.
3. ستاره‌هایی که قدرشان معلوم است را طوری انتخاب کنید که یکی از آن‌ها کمی پرنورتر و یکی از آن‌ها کمی کم‌نورتر از ستاره‌ای باشند که می‌خواهید قدرش را حساب کنید. در این صورت راحت‌تر می‌توانید قدر ستاره‌‌ی مورد نظرتان را به دست بیاورید. چون مطمئن هستید که قدرش بین چه مقادیری هست.

 

ستاره شیر دل

 

یک بار دیگر می‌گوییم که این مقادیری که به دست می‌آورید "قدر ظاهری" ستاره‌ها می‌باشد. به عنوان مثال ستاره‌‌ی جدی که قدر ظاهری آن 1/2 می‌باشد، تقریباً 1500 با پرنورتر از خورشید است، ولی چون فاصله‌ی آن بسیار زیاد است "قدر ظاهری" آن بسیار کم‌تر از خورشید است. اگر بخواهیم فاصله‌ی ستاره‌ی جدی با خورشید را مقایسه کنیم باید بگویم که نور 3/8 دقیقه طول می‌کشد که تا از خورشید به زمین برسد در حالی که نوری که از ستاره‌ی جدی به زمین می‌رسد باید 400 سال در راه باشد تا این فاصله را طی کند!

به وسیله این فلش می‌توانید تا حدی با مفهوم درخشندگی ظاهری آشنا شوید. با کلید‌های مثبت و منفی بازی کنید و ببنید که چه تغییری در قدر ستاره به وجود می‌آید. همان طور که می‌بینید هر چه قدر ظاهری یک ستاره‌ کم‌تر می‌شود قطر ظاهری آن نیز کم‌تر می‌شود.

 

ستاره ذنب دجاجه

 

قدر مطلق ستارگان

"قدر ظاهری" یک ستاره هم به روشنایی ذاتی آن ستاره و هم به فاصله‌ای که آن ستاره از ما دارد بستگی دارد. برای این که بتوانیم روشنی ذاتی یک ستاره را به دست بیاوریم از مفهومی به نام "قدر مطلق" استفاده می‌کنیم که در محاسبه‌ی آن دیگر به فاصله‌ی آن ستاره از زمین کاری نداریم. برای محاسبه‌ی "قدر مطلق" ستاره‌ها فرض می‌کنیم که تمامی آن‌ها فاصله‌ای برابر تا زمین دارند. و همه‌ی آن‌ها را به محل جدیدی در ده پارسکی زمین می‌بریم. طبق تعریف یک پارسک فاصله‌ای است برابر 1/30 میلیون میلیون کیلومتر. خب پس ده پارسک برابر است با 301 میلیون میلیون کیلومتر. فرض می‌کنیم که تمامی ستاره‌ها در ده پارسکی قرار داشته باشند که در این صورت فاصله‌ی تمامی آن‌ها از زمین یک‌سان خواهد بود و دیگر فاصله باعث تفاوت در روشنی آن‌ها نمی‌شود چون که فاصله برای تمامی آن‌ها یک سان در نظر گرفته شده است. طبیعی است که ستاره‌هایی که فاصله‌ی واقعی‌شان تا زمین بیش‌تر از ده پارسک است وقتی به ده پارسکی آورده شوند پرنورتر می‌شوند و ستاره‌هایی که فاصله‌ی واقعی‌شان از زمین کم‌تر از ده پارسک است وقتی به ده پارسکی برده شوند کم‌نورتر خواهند شد. طبق این تعریف وقتی خورشید را به ده پارسکی زمین ببریم "قدر مطلق" آن برابر 8/4+ خواهد بود. همان طور گفته شد "قدر ظاهری" خورشید برابر 7/26- است.

 

ستاره رأس الجاثی

 

درخشان‌ترین ستارگان

لیست زیر فهرستی است از درخشان‌ترین ستاره‌های آسمان شب به ترتیب درخشندگی‌شان :

1. Siriusشباهنگ، کاروان کش، وَراهَنگ، شب کش، ‌تیر، تیشتر (در عربی شعرای یمانی)، آلفا - کلب اکبر
2. Canopus پَرَک، سهیل،الفا - حمال
3. Alpha cantauri آلفا قنطورس، رجل قنطورس
4. Arcturus ژوبین‌دار، سماک الرامح، نگهبان شمال، آلفا - گاوران، آلفا - عوا، ارکتوروس (یک غول سرخ است.)
5. Vega ونَند، نسر واقع، کرکس نشسته
6. Capella نگهبان، العیوق، بزبان، آلفا - ارابه ران
7. Rigel پا، رجل، رجل الجبار، قدم الجبار، بتا - جبار، پاى جبار
8. Procyon شعرای شامی
9. Achernar اخرالنهر
10. Betelgeuse شانه شبان، منکب الجوزا، آلفا - شکارچى، آلفا - جبار، منکب الجبار، ابط الجوزا، یدالجوزا
11. Antares دل کژدم، قلب العقرب، آلفا - عقرب، انتارس (یک ابر غول سرخ است.)
12. Mizar بزک، عناق، دب اکبر
13. Alcor فراموشک، سُها
14. Alphard تکینه، الفرد، عنق الشجاع، آلفا - شجاع
15. Regulus شیردل، قلب الاسد، آلفا - اسد
16. deneb دُنب، ذنب دجاجه، دمچه قو، ردف، دم ماکیان، آلفا - دجاجه
17. ras algethi سر زانوزن، رأس الجاثی، آلفا - جاثى
18. aldebaran سدویس، الدبران، چشم گاو، آلفا - ثور، عین الثور
19. Spica بی‌ژوبین، السماک الاعزل، آلفا - سنبله، آلفا - خوشه، سماک بى سلاح
20. Bootes ژوبین، رمح، گاوران، عوا، صیاح، حارس الشمال نفاد

ستاره سماک الاعزل

 

اگر همه ستاره‌ها را در 10 پارسکی بچینیم درخشندگی ستاره‌ها به این ترتیب خواهد بود :

1. سهیل ( درخشندگی آن 1900 برابر خورشید است.)
2. عیوق ( یک غول سرخ است.)
3. نسر واقع
4. شعرای یمانی
5. آلفا قنطورس
6. ستاره اس‌دوراس

چشمک

باور غلط : ستارگان چشمک می‌زنند.

باور صحیح : چشمک زدن ستاره یا کم و زیاد شدن نور ستاره در واقع به خود ستاره مربوط نمی‌شود، بلکه عامل آن جو کره‌ی زمین است.

ستارگان اجرام بسیار عظیمی هستند، اما آن چنان از زمین دورند که هر گاه با چشم غیرمسلح یا با تلسکوپ به آن‌ها نگاه می‌کنیم درست مثل یک نقطه‌ی روشن به نظر می‌رسند. نور ستارگان وقتی وارد جو زمین می‌شود از لایه‌های گوناگون هوا عبور می‌کند. پاره‌ای از این لایه‌ها گرم و پاره‌ای سردند و بعضی ساکن و آرام و بعضی از لایه‌ها ناآرام هستند. این لایه‌های گوناگون سبب آشفته شدن نور و چشمک زدن ستاره می‌گردند. این تغییرات هم چنین بر تصویر ظاهری ستاره در تلسکوپ نیز اثر می‌گذارد.

لایه‌های اصلی جو زمین عبارت‌اند از : تروپوسفر، استراتوسفر، مزوسفر، تروموسفر، یونوسفر و اگزوسفر. چون هر یک از لایه‌های فوق، دارای غلظت مخصوص به خود است، لذا وقتی نور ستارگان از لایه‌ای به لایه‌ی دیگر می‌رسد، می‌شکند و این شکست نور چندین بار صورت می‌گیرد، در نتیجه‌ی این شکست‌ها، نور ستاره‌ها از حالت مستقیم خارج شده و در نظر ساکنین کره‌ی زمین به صورت چشمک زن در می‌آیند.

اگر با تلسکوپ به ستارگان نگاه کنید آن‌ها را شبیه به نقطه‌های روشن‌ریزی می‌بینید. هر چه این نقاط ریزتر باشند وضوح آن‌ها زیادتر است. به علت اثرگذاری جو، تصویر ستاره اغلب بزرگ‌تر از آن است که باید باشد و از جهت اندازه نیز می‌تواند متفاوت دیده شوند. اخترشناسان از این موضوع به عنوان "دید بد" تعبیر می‌کنند. جالب است بدانیم که اگر اتمسفر نبود، آسمان تاریک و سیاه دیده می‌شد. وجود جو باعث پراکندگی نور خورشید و رنگ آبی آسمان شده است در نتیجه بدون وجود اتمسفر، شب‌ها بسیار سرد و روزها بسیار گرم می‌شد و به علاوه زندگی در کره‌ی خاکی به وجود نمی‌آمد.

پرنده باستانی

زمانی که به تاریخ چندین هزار ساله بشر می‌نگریم، به این نکته پی می‌بریم که دانسته‌های ما از گذشته بسیار اندک است. به راستی ما از تمدن، فرهنگ و نحوه‌ی زندگی بشر دیروز چه می‌دانیم؟ آیا تاریخ غنی و پر فراز و نشیب بشر دیروز صرفاً در چند بنای تاریخی، لوح، صنایع دستی و یا داستان و افسانه خلاصه می‌شود؟ آیا ما نیز همانند گذشتگان، به دست فراموشی سپرده می‌شویم؟ دید آیندگان نسبت به ما چگونه خواهد بود؟ آیا از ما یادی خواهد شد؟ این موضوع سال‌ها ذهن بشر امروزی را به خود مشغول کرده بود، تا اینکه ژان مارک فیلیپ دانشمند فرانسوی با ارائه ایده‌ی ساخت ماهواره کئو، افق جدید و روشنی را پیش پای ما گشود. طرحی که از سوی یونسکو به عنوان پروژه‌ی منتخب قرن 21 انتخاب شد.

 

کئو چیست؟

کئو ماهواره‌ای بسیار زیباست، که ایده‌ی ساخت آن به مارک فیلیپ دانشمند فرانسوی تعلق دارد. این ماهواره که هم اکنون در مراحل انتهایی ساخت به سر می‌برد، در سال 2009 یا 2010 میلادی به همراه سیل عظیمی از پیام‌های انسان امروز برای آیندگان به فضا پرتاب خواهد شد. از ویژگی‌های این ماهواره علاوه بر اندازه‌ی کوچک و وزن بسیار سبک آن، می‌توان به نوع طراحی قسمت خارجی آن اشاره کرد که مناسب با سفر 50000 ساله‌ی آن است.

کئو پس از 50000 سال سفر و گردش در مداری اختصاصی به دور زمین، دست نخورده به زمین باز خواهد گشت تا آیندگان را با پیام‌ها و اطلاعات ما آشنا کند. انسان‌های امروزی می‌توانند به عنوان نمایندگان نسل بشر امروز سخن بگویند و آرزوها و تفکرات‌شان را به نسل‌های آینده انتقال دهند. هر کس می‌تواند آزادانه، با خیالی آسوده و بدون بیم از سانسور به هر زبانی که می‌خواهد پیامش را بین یک خط تا چهار صفحه بنویسد.

 

چرا فضا باید میهمان‌دار کئو باشد؟

با توجه به شرایط کنونی، انتخاب مکانی بی‌طرف به عنوان مأمن این گنجینه‌ی پر ارزش، تا حدی غیرممکن به نظر می‌رسید. پس باید جایی انتخاب می‌شد که متعلق به هیچکس نباشد، و در عین حال هر کس سهمی به طور مساوی در آن داشته باشد: فضا بهترین انتخاب در دسترس بود.

 

هدف پروژه‌ی کئو

 با در نظر گرفتن نظرات و افکار انسان امروزی چه "ضعیف، قدرتمند، فقیر یا ثروتمند" متعلق به تمامی فرهنگ‌ها، کئو قصد دارد که یک بررسی از جامعه‌ی بشری امروزی به منظور به وجود آوردن یک تبادل نظر جهانی در مورد دنیایی که ما می‌خواهیم با هم بسازیم، انجام دهد.

 

هدف کئو در کوتاه مدت : کئو یک پرنده‌ی باستانی است که بعد از بازگشت به کره‌ی زمین پس از هزاران سال، پیام انسان امروزی را همانند یک تصویر حقیقی از تاریخ انسان‌های قرن 21، به نسل‌های آینده منتقل خواهد کرد.

 

اهداف کئو در بلند مدت : 

• امکان ابراز آزادانه‌ی افکار و نظرات برای تمامی انسان‌ها.
• پس از فرستادن کئو به فضا یک طبقه‌بندی کامل از پیام‌های جمع‌آوری شده (به صورت ناشناس و بدون نام) با استفاده از تکنیک‌های پیشرفته آنالیز کامپیوتری و بر اساس موضوع و محتوای هر پیام انجام خواهد شد.
• بعد از آنالیز پیام‌ها، نتایج این بررسی به رسانه‌های ارتباط جمعی، مدارس، گروه‌های غیردولتی (NGO)ها و دولت‌ها به منظور ایجاد یک تبادل نظر و مذاکره‌ی جهانی برای ساختن یک دنیای مردمی بین انسان‌ها اطلاع داده خواهد شد.
• همکاری استادان و دانشجویان دنیا با فرهنگ‌های مختلف در یک پروژه‌ی تربیتی که علوم، تکنولوژی و ارزش‌های انسانی را در بر گیرند.

پروژه‌ی کئو از یک پوشش رسانه‌ای وسیع جهانی با پشتیبانی فدراسیون بین المللی حقوق بشر (یونسکو) و سفارت فرانسه در سایر کشورها بر خوردار است. آرمان‌های انسانی کئو تمامی فر هنگ‌ها و اعتقادات را در برگرفته و تا امروز پیام‌هایی از بیش از دویست کشور و به هفتاد زبان مختلف به کئو ارسال شده است. شاید کئو تلنگری باشد برای شناخت بهتر دنیای امروز.

جمع‌آوری پیام‌های ارسالی به کئو تا اواخر سال 2008 به پایان می‌رسد و پس از ذخیره شدن بر روی لوح‌هایی ویژه، عازم سفری بس طولانی می‌شود. علاوه بر پیام‌ها، کئو فرازهایی از تمدن کنونی ما را نیز با خود به سفر خواهد برد. اگر شما هم پیامی دارید که می‌خواهید به گوش آیندگان برسانید، از هم اکنون اقدام کنید.

آتش‌ بازی کهکشان‌ها

کهکشان IC1182 فقط یکی نیست، بلکه دو کهکشان در حال ادغام شدن است. این دو کهکشان را نمی‌توان به صورت بصری از هم تشخیص داد، چون ادغام آنها در آخرین مراحل است.

 

چندین دهه اخترشناسانی که تلسکوپ‌شان را به سوی کهکشهان عجیب و نامتعارف IC1182 در خوشه‌ی کهکشان‌های جاثی (هرکول) نشانه می‌رفتند، خیال می‌کردند به کهکشانی تک اما غیرمعمول می‌نگرند. این کهکشان با هسته‌ای بزرگ و نه چندان متقارن و ستونی نورانی، که از نواحی مرکزی‌اش سرچشمه گرفته است، عادی به نظر نمی‌رسید. در چند سال گذشته گروهی از اخترشاسان اروپایی سعی داشتند این ابهام را بر طرف کنند. سرانجام آنها دریافتند که کهکشان IC1182 فقط یکی نیست، بلکه دو کهکشان در حال ادغام شدن است.

این دو کهکشان را نمی‌توان به صورت بصری از هم تشخیص داد، چون ادغام آنها در آخرین مراحل است و کل مجموعه هم چون توده‌ای نامتقارن به نظر می‌رسد.

به نظر می‌رسد یکی از کهکشان‌های اصلی که کهکشانی مارپیچی بوده است ستاره‌های پیرتر و بازوهای به شدت پیچ‌خورده‌ای دارد، در حالی که دیگری احتمالاً کهکشان مارپیچی‌ای با بازوهای بازتری بوده که مقدار بسیاری گاز به کل مجموعه اهدا کرده است.

بر مبنای قانون عمومی در کیهان ساختار کلی کهکشان‌ها با ادغام و تبدیل شدن به کهکشانی بزرگ‌تر متحول می‌شود، نه به دلیل تحولات درونی خود کهکشان که اغلب تغییرات کم‌تری را در شکل کلی ایجاد می‌کند. به این دلیل اخترشناسان موشکافانه عالم را زیر نظر دارند تا چنین بررسی‌هایی رازگشای شناخت بلوک‌های سازنده‌ی عالم امروز و نیروی سازنده‌ی آن شود. هم چنین با شناخت آثار چنین رویدادهایی، بهتر از گذشته و سرنوشت کهکشان راه‌شیری در ادغام با مارپیچی بزرگ همسایه‌اش، کهکشان آندرومدا، مطلع می‌شویم.

 

برخوردهایی در مقیاس کهکشان‌ها

فهم مراحل تحول کهکشان‌های ادغام شونده شبیه این است که یک موجودی فضایی بخواهد مراحل تکامل انسان را درک کند. اگر او تصاویری از یک نوزاد، کودک، نوجوان، انسانی بالغ و یک فرد پیر داشته باشد می‌تواند درباره‌ی سیر تحول سنی انسان‌ها به نتایجی برسد. او در می‌یابد که یک فرد تبدیل به فرد دیگری نمی‌شود بلکه تحولات کلی همه‌ی انسان‌ها در یک جهت رخ می‌دهند.

دو مثال زیبا از کهکشان‌های در حال ادغام کهکشان "آنتن" (NGC 4038/9) و کهکشان "موش" (NGC 4676) است. آنها به دلیل شکل‌هایی که در ذهن تداعی می‌کنند چنین نامگذاری شده‌اند. شکل آنها بهترین نمونه از آثار برخورد دو کهکشان است. چنین شکل کاملی از برخورد، حاصل آن است که دو کهکشان در حال ادغام تقریباً جرم یکسانی دارند و بنابر این کم و بیش به یک اندازه در ایجاد نمایش باشکوه سهیم‌اند. اما الزاماً چنین شرطی برای ادغام کهکشان‌ها لازم نیست. در حقیقیت هر نوع کهکشانی ممکن است در فرآیند ادغام شرکت کند. در واقع ادغام‌های کوچک، آنهایی که بین یک کهکشان بزرگ و یک کهکشان کوچک رخ می‌دهد، ممکن است بخش عادی روزمره‌ی زندگی یک کهکشان باشد.

ادغام کهکشان‌ها فقط دو شرط لازم دارد، کهکشان‌ها باید به حد کافی به هم نزدیک باشند و با سرعتی به حد کفایت کم حرکت کنند تا به دامِ گرانش یکدیگر بیفتند. کهکشان‌هایی که خیلی از هم دورند جاذبه‌ی گرانشی کافی برای آنکه آنها را به سوی هم بکشاند ندارند و آنهایی که خیلی سریع از کنار هم عبور می‌کنند، آن قدر انرژی مداری از دست نمی‌دهند که به هم گیر کنند. این کهکشان‌ها به جای ادغام فقط به هم نیرو وارد می‌کنند. ستاره‌هایی رد و بدل می‌کنند، دمای دو مجموعه بالا می‌رود و گاهی بازوی مارپیچی یکی یا هر دو در فضا کشیده می‌شود.

کهکشان "موش" (NGC 4676) ـ دو کهکشان در حال ادغام تقریباً جرم یکسانی دارند و بنابر این کم و بیش به یک اندازه در ایجاد نمایش باشکوه سهیم‌اند.

 

برهم کنش و ادغام بین کهکشان‌هایی که عضو گروه یا خوشه‌ای هستند بیشتر از کهکشان‌های تک است. اگر بخواهیم تحول کهکشان‌ها را درک کنیم باید گروه‌ها را بشناسیم. گروه‌ها محیط‌هایی‌اند که این نوع برهم کنش‌ها در آنها بسیار متداول است. در گروه‌ها تعداد بسیاری کهکشان در کنار هم وجود دارند و سرعت‌شان به قدر کافی آهسته است که در فرآیندهای گرانشی بر هم اثر بگذارند و یکدیگر را به سوی هم بکشند. انبساط، قانون کلی عالم ماست که بنابر پذیرفته‌ترین نظریه‌های کیهان‌شناسی از انفجاری بزرگ در ابتدای عالم (حدود 14 میلیارد سال پیش) آغاز شده است. اما انبساط فقط بر بزرگ‌ترین ساختارها اثر می‌گذارد. درون کهکشان‌ها چنان تحت تاثیر نیروی گرانش کهکشان است که اثر چندانی از انبساط عالم نمی‌پذیرد. گروه‌ها و خوشه‌ها نیز با گرانش درونی خود ساختارشان را در مقابل نیروی واپاشنده‌ی انبساط، که کهکشان‌ها را از هم دور می‌کند، تا حد امکان حفظ می‌کنند. اما در مقیاس‌های بزرگ‌تر آثار انبساط به وضوح پیداست.

اگر این طور باشد پس زمانی که سن عالم کم‌تر بوده و فواصل میان خوشه‌ها و کهکشان‌ها کم‌تر بوده برخوردهای بیش‌تری رخ می‌داده است و امروز بر اثر انبساط عالم احتمال برخوردها کم شده است و در آینده‌ی کیهان نیز کم‌تر می‌شود. اگر انبساط عالم ادامه یابد و حتی سریع‌تر هم بشود عالم به شدت رقیق می‌شود و برهم کنش بین کهکشان‌هایی که عضو گروه‌ها و خوشه‌ها نیستند کم‌تر و کم‌تر خواهد شد.

تصویری از کهکشان "آنتن" (NGC 4038/9) که در حال ادغام با یکدیگر هستند. این تصویر توسط تلسکوپ فضایی هابل گرفته شده است.

 

کالبد شکافی یک برخورد

وقتی کهکشانی بزرگ کهکشانی کوچک را می‌بلعد نیروهای کشندی قوی کهکشان بزرگ‌تر معمولاً کهکشان کوچک‌تر را به کمانی عظیم تبدیل می‌کند و سپس آن را جذب می‌کند. البته اثر این فرآیند بر کهکشان بزرگ بسیار ناچیز است.

برخورد بین کهکشان‌های نسبتاً هم‌‌اندازه، همچمون کهکشان برخوردی آنتن، آتش بازی دیدنی‌تری به راه می‌اندازد، چون نیروهای کشندی هر دو به یک اندازه قدرتمندند. ممکن است گرانش، بخش‌هایی از کهکشان‌ها را به میان فضا پرتاب کند و دُم‌های عجیب و غریبی خلق کند. تصور کنید که در این شرایط ستاره‌های پرشماری از محدوده‌ی دو کهکشان در تاریکی بی‌مرز فضا دور می‌شوند. شاید ستارگانی با سیاراتی در اطراف خود به فضای بیرون کهکشان پرتاب شوند. ساکنان فرضی چنین سیاراتی از ده‌ها هزار سال نوری دورتر منظره‌ی شگفت برخورد کهکشان خود را در آسمان شب می‌بینند.

ادغام کهکشان‌ها معمولاً موجب خلق ستاره‌های جدید نیز می‌شود. چون گاز و غبار قرص دو کهکشان با هم ترکیب می‌شوند و میلیون‌ها ستاره متولد می‌شود. به طور مثال در کانون برخورد جفت کهکشان آنتن خوشه‌های ستاره‌ای پرجرم بسیاری متولد شده‌اند. چنین خوشه‌های پرجرمی در وضعیت امروز کیهان به جز در برخوردهای هولناک کهکشانی اغلب فرصت شکل‌گیری نمی‌یابند.

اما شاید نمایشی‌ترین بخش این سناریو برخورد میان ستاره‌های دو کهکشان باشد. عجب آنکه در جریان ادغام کهکشان‌ها به ندرت برخوردی بین ستاره‌ها رخ می‌دهد. برای بسیاری از مردم این موضوع تقریباً غیرقابل فهم است : چه طور ممکن است دو کهکشان، که هر کدام صدها ستاره دارند، با هم ادغام شوند بدون این که حتی دو ستاره با هم برخورد کنند؟ زیرا بیش‌تر فضای کهکشان‌ها خالی است، فضای بین ستاره‌های داخل یک کهکشان به نسبت اندازه‌ی آنها بسیار بیش‌تر از فضای بین دو کهکشان است. برای مقایسه فاصله‌ی میان خورشید و نزدیک‌ترین همسایه‌ی آن (آلفا ـ قنطورس) را مرور می‌کنیم. در مقایسه با قطر دو ستاره که هر کدام حدود یک میلیون کیلومتر است فاصله‌ی 4 سال نوری (حدود 40 میلیون میلیون کیلومتر) میان آن دو تقریباً 40 میلیون بار بیش‌تر از آن قطر هر کدام است. اگر هر کدام را به توپ تنیس کوچکی تبدیل کنیم فاصله‌ی میان آن دو با رعایت مقیاس 4000 کیلومتر می‌شود. خب به نظر شما احتمال برخورد چقدر است؟! به این ترتیب فقط در شرایطی که خوشه‌های متراکم ستاره‌ای دو کهکشان به یکدیگر نزدیک شوند یا مراکز پرتراکم دو کهکشان در هم ادغام شوند احتمال ناچیز برخوردهای ستاره‌ای به وجود می‌آید.

اما فاصله‌ی میان کهکشان‌ها در مقایسه‌ی با قطرشان بسیار کم‌تر است. فاصله‌ی میان 5/2 میلیون سال نوری راه‌شیری از همسایه‌ی ارشدش، کهکشان آندرومدا، را مرور کنید. هر کدام به قطر بیش از 100000 سال نوری در فاصله‌ی 25 برابر قطر خود قرار گرفته‌اند. اگر آن دو را نیز به دو توپ تنیس تبدیل کنیم، فاصله ی میان آنها با رعایت مقیاس 5/2 متر خواهد بود، نه 4000 کیلومتر.

در سری عکس‌های زیر می‌توانید برخورد دو کهکشان را به صورت فریم به فریم مشاهده کنید.

دست به کار شوید و با زدن دکمه‌ی play دو کهکشان زیر را به هم دیگر بزنید.

 

 

ادغام آشوبگر

آن چه پس از یک برخورد کهکشانی به جای می‌ماند کاملاً به خصوصیات کهکشان‌های در گیر بستگی دارد. شاید در برخوردی که کهکشان‌ بزرگی کهکشان کوچکی را بلعیده است فقط ردپایی از حادثه دیده شود. اما در کهکشان‌های نسبتاً هم اندازه داستان پایانی کاملاً متفاوت دارد. گاهی حاصل این اتفاق اصلاً شبیه کهکشان‌های عادی نیست.

اخترشناسان کهکشان‌هایی را که در هیچ کدام از تقسیم‌بندی‌های ریخت‌شناسی نمی‌گنجند در ریف کهکشان‌های غیرعادی و نامنظم قرار می‌دهند. حالا می‌دانیم که هیچ کدام از این کهکشان‌ها اعضای طبقه‌‌ای جدید نیستند بلکه تحت تاثیر برهم کنش‌ها یا ادغام‌های کهکشانی بوده‌‌اند. اتومبیلی پس از تصادف تکه آهنی قراضه است، نه یک اتومبیل جدید!

البته مدتی طولانی پس از این که آتش‌بازی‌ها بخوابد طول می‌کشد تا دو کهکشان ادغام شده، احتمالاً تبدیل به نوع جدیدی از کهکشان شوند. وقتی دو کهکشان مارپیچی ادغام می‌شوند، هسته‌ها به دور هم می‌گردند و ستاره‌ها و گاز و غبار هر دو با هم مخلوط می‌شوند. پس ممکن است که دو کهکشان مارپیچی در ادغام با هم یک کهکشان بیضوی را شکل دهند. اتفاق نظری که میان اخترشناسان وجود دارد این است که بیش‌تر کهکشان‌های بیضوی، نه همه‌ی آنها، حاصل چنین برخوردهایی هستند. (در مقابل این فرضیه نظریات دیگری نیز برای پیدایش بیضوی‌ها مطرح است.)

 

فیلم برخورد

متأسفانه هرگز تا به حال فرآیند برخورد کهکشانی از ابتدا تا پایان دیده نشده است. این فرآیند طولانی‌تر از آن است که بنشینیم و تماشا کنیم! اخترشناسان باید چند میلیون یا حتی میلیارد سال صبر کنند تا ادغامی را تا انتها نظاره کنند . تصاویری که ما از ادغام کهکشان‌ها می‌بینیم فقط تک فریم‌هایی از یک رقص چرخان آهسته است.

پس اخترشناسان چه طور می‌توانند تاریخ را بازسازی و حاصل این ادغام را ترسیم کنند؟ آنها با استفاده از داده‌های موجود، برپایه‌ی قوانین فیزیک و ریاضی، به کمک رایانه این برخوردها را شبیه سازی می‌کنند. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای بر مبنای اطلاعات فیزیکی موجود اخترشناسان را یاری می‌کنند تا به مکانیک این سیستم‌های پیچیده و در مواردی به چگونگی پیدایش و پیش‌بینی آینده هر دو کهکشان برخوردی پی ببرند. در اینجا می توانید نمونه ای از این شبیه سازی را مشاهده نمایید.

تلسکوپ

باور غلط : مشخصه‌ی تلسکوپ خوب این است که فاصله‌های دورتری را نشون دهد.

باور صحیح : این یک موضوع گمراه ‌کننده است که غالباً گفته می‌شود. یک تلسکوپ نور بیش‌تری را از آن چه چشم انسان قادر است، جمع می‌کند، به طوری که اجسام کم نور به روشنی دیده می‌شوند. هر چه عدسی شیئی بزرگ‌تر باشد، نور بیش‌تری جمع خواهد شد و در نتیجه اجسام کم‌نورتری قابل رؤیت خواهند بود. فاصله‌ای را که می‌توان با تلسکوپ مشاهده کرد به مقدار روشنایی جسم، مثلاً یک ستاره بستگی دارد.

بعضی از ستارگان دارای نور بیش‌تری نسبت به بقیه هستند و بنابر این قابل رؤیت هستند اگر چه در فاصله‌ای دورتر از بقیه قرار داشته باشند. اجسام مشخصی به نام کوازار یا اخترنما در عالم هستند که با تلسکوپ‌های موجود می‌توان آنها را مشاهده کرد. در حالی که فاصله‌ی آنها بیش‌تر از 800 میلیون سال نوری است (یک سال نوری برابر است با 10 میلیون میلیون کیلومتر). آنها از این فاصله تنها به دلیل روشنایی خیلی زیادشان قابل رؤیت هستند. از طرف دیگر، چنان چه جسمی به روشنی ماه در فاصله‌ی یک چهارمی یک سال نوری قرار داشت، حتی بزرگ‌ترین تلسکوپ جهان نیز قادر به دیدن آن نبود!

مشخصه‌ی اصلی هر تلسکوپ، اندازه قطر عدسی شیئی یا آینه اصلی آن می‌باشد. به همین دلیل مهم‌ترین و ارزشمندترین قطعه در یک تلسکوپ، عدسی شیئی یا آینه اصلی آن می‌باشد. هر تلسکوپ دارای سه توان مختلف می‌باشد:

1. توان تفکیک
2. توان جمع‌آوری نور
3. توان بزرگنمائی

دو توان اول در هر تلسکوپی ثابت و تابع قطر عدسی یا آینه آن می‌باشد ولی توان سوم معمولاً متغیر و تابع فاصله کانونی عدسی شیئی یا آینه اصلی و فاصله کانونی عدسی چشمی می‌باشد.

 

1. توان تفکیک

توان تفکیک رابطه‌ای نزدیک با رؤیت واضح جزئیات دارد. هر چه توان تفکیک تلسکوپی بیشتر باشد جزئیات واضح‌تر خواهند بود. بنابر این نقطه‌ای نورانی که به چشم غیرمسلح، ستاره می‌آید، چون با تلسکوپی که توان تفکیکش زیاد است مشاهده شود ممکن است به دو یا چند ستاره تجزیه (تفکیک) شود.

داشتن درک روشنی از این توان مهم است و از این رو ما اندکی بیش‌تر به آن می‌پردازیم. دو نقطه‌ی نورانی، مثلاً دو شمع را در نظر بگیرید. در فاصله‌ی چند متری این دو شمع به صورت چشمه‌های نور جدا از یکدیگر به نظر می‌رسند. چون فاصله بیش‌تر شود، این دو یکی شده به صورت نقطه‌ی نورانی نسبتاً محو و غیرواضحی در می‌آیند. آزمایش نشان می‌دهد که دو نقطه‌ی نورانی را نمی‌توان از یکدیگر تفکیک کرد هر گاه زوایه‌ای که آن دو در چشم می‌سازند کم‌تر از تقریباً 6 دقیقه باشد. توان تفکیک چشم معمولی 6 دقیقه است.

نظریه‌ی نورشناختی و نیز تجربه نشان می‌دهد که توان تفکیک یک تلسکوپ فقط به قطر شیئی بستگی دارد. بنابر این ستارگانی که در یک تلسکوپ کوچک به صورت یک واحد به چشم می‌آیند تنها وقتی که با تلسکوپی رصد شوند که شیئی آن بزرگ‌تر است ممکن است به دو یا چند هم‌سایه‌ی نزدیک به هم تفکیک شوند. فرمول ساده‌ای قطر شیئی را به توان تفکیک مربوط می‌سازد :

توان تفکیک = 12.5 تقسیم بر قطر شی

در این فرمول قطر را باید بر حسب سانتی‌متر قرار داد و توان تفکیک بر حسب ثانیه‌ی قوس به دست می‌آید. تلسکوپی با شیئی 5 سانتی‌متر می‌تواند دو ستاره را که در چشم رصدکننده زاویه‌ای برابر 5/2 ثانیه‌ی قوس با هم می‌سازند، تفکیک کند.

 

2. توان جمع‌آوری نور

توان جمع‌آوری نور، با مجذور قطر عدسی شیئی متناسب است. قطر مردمک چشم در هنگام شب تقریباً 6 میلیمتر است. پس تلسکوپی با قطر 24 میلیمتر (4 برابر قطر چشم)، 16=42 بار بیش از چشم انسان نور جمع‌آوری می‌کند. یک تلسکوپ 48 میلیمتری، 64 بار بیش از چشم انسان نور جمع می‌کند و…. توان جمع‌آوری نور در یک تلسکوپ از طریق رابطه زیر بدست می‌آید:

توان جمع‌آوری نور = کافی است قطر شی را بر 6 تقسیم کرده کل عبارت را به توان 2 برسانیم

که در آن قطر شیئی باید بر حسب میلیمتر گذاشته شود.

 

3. توان بزرگنمایی

تلسکوپ زوایا را بزرگ می‌نماید. یکی از کارهای اصلی این وسیله بزرگ نمودن زوایایی است که اشیاء مورد مشاهده تحت آن زوایه‌ها رویت می‌شوند. این کار بزرگنمایی زاویه‌ای نامیده می‌شود. به این ترتیب اگر بودن تلسکوپ جسمی تحت زاویه‌ی 3 درجه دیده شود و با تلسکوپ تصویر آن تحت زاویه‌ی 45 درجه رویت شود، بزرگنمایی 15 مرتبه است.

بزرگنمایی زاویه‌ای تنها بزرگنمایی‌ای است که یک تلسکوپ انجام می‌دهد. افزایش زاویه‌ی تصور نزدیک‌تر شدن را سبب می‌گردد و به این ترتیب موجب می‌شود که تصویر از شی‌ء نزدیک‌تر به چشم آید.

بزرگنمایی تلسکوپ عبارت است از نسبت فاصله کانونی شیئی به چشمی.

ظاهراً فرمول بزرگنمایی حاکی از آن است که حدی برای بزرگنمایی وجود ندارد. هر بزرگنمایی مورد نظری، مثلاً یک میلیون مرتبه را می‌توان به یکی از سه طریق زیر به دست آورد :

1. با بزرگ کردن فاصله‌ی کانونی شیئی، یعنی با به کار بردن عدسی‌ای که در مرکز فقط اندکی کلفت‌تر از لبه‌هاست.
2. با کوچک‌تر کردن فاصله‌ی کانونی چشمی، عملاً یعنی استفاده از عدسی‌ای که در مرکز بسیار کلفت‌تر از لبه‌هاست.
3. با ترکیب راه حل 1 و 2.

آن چه فرمول بر آن دلالت دارد درست است. از لحاظ نظری حدی برای بزرگنمایی وجود ندارد. اما در استفاده از بزرگنمایی‌های خیلی زیاد، چهار محدودیت مهم وجود دارد :

1. بزرگ نمودن، با زیاد کردن اندازه‌ی تصویر جعلی، از وضوح تصویر می‌کاهد. هر چه بزرگنمایی بیشتر باشد وضوح و تمایز تصویر کم‌تر است. هیچ فایده‌ای ندارد که بر بزرگنمایی فراتر از توان تفکیک تلسکوپ بیفزاییم.
2. افزایش بزرگنمایی موجب کاهش روشنی تصویر می‌شود. مقدار نور واحدی بر سطح بزرگتری پخش می‌شود و نتیجه‌ی آن کم نور بودن تصویر است.
3. افزایش بزرگنمایی میدان دید واقعی را کم می‌کند. با دو برابر کردن بزرگنمایی قطر زاویه‌ای دید نصف می‌شود.

از اصطلاح فنی میدان دید در ارتباط با تلسکوپ زیاد استفاده می‌شود. بنا به تعریف میدان دید نسبت دو کمیت دیگر است که از ویژگی‌های هر تلسکوپ هستند. این کمیت‌ها عبارتند از : میدان دید ظاهری چشمی و بزرگنمایی زاویه‌ای تلسکوپ.

میدان دید ظاهری هر چشمی کمیت ثابتی است و آن را معمولاً سازنده‌ی آن بر حسب درجه‌ی قوس در اختیار ما می‌گذارد. بزرگنمایی را نیز می‌توان با استفاده از فرمولی که در بالا گفتیم، حساب کنید.

4ـ افزایش برگنمایی، چشمک زدن ستارگان را تشدید می‌کند و به طور اساسی مشاهده‌ی ستارگانی را که نزدیک یکدیگرند، مختل می‌سازد. چشم زدن ستارگان که بسیار مورد توجه برخی شاعران است، منبع دردسر بزرگی برای رصدکننده‌ی نجومی به شمار می‌رود. چشم زدن در واقع تغییرات سریع در روشنی ظاهری و رنگ ستاره است. چشمک زدن ستاره کاملاً به خاطر اثر جو زمین بر نور ستاره است. این تغییرات در یک تلسکوپ بزرگ بسیار بزرگ می‌شود. چندان عجیب نیست که تلسکوپی بزرگ در شبی کاملاً بی‌ابر، بر اثر شرایط بد "دید" عملاً بی‌فایده شود.

 

 

به این چهار دلیل، حدی عملی برای حداکثر بزرگنمایی وجود دارد. حداکثر بزرگنمایی معمولاً کمتر از 50 بار به ازاء هر 5/2 سانتی‌متر از قطر شیئی در نظر گرفته می‌شود. یک تلسکوپ 10 سانتی‌متری حداکثر باید تا بزرگنمایی 200 بار مورد استفاده قرار گیرد.

حداقلی نیز برای بزرگنمایی مفید وجود دارد که معمولاً 4 بار به ازاء هر 5/2 سانتی‌متر از قطر شیئی است. اگر بزرگنمایی از این کم‌تر باشد، ستون نوری که از چشمی خارج می‌شود برای ورود به مردمک چشم بسیار بزرگ خواهد بود و قسمتی از نور به هدر خواهد رفت و تصویر شفافی نخواهیم داشت.

 

4. نسبت کانونی تلسکوپ (فاصله‌ی کانونی)

نسبت کانونی که آن را با f نشان می‌دهند عبارت است از:

نسبت کانونی = فاصله کانونی شی بر قطر شی

فاصله‌ی کانونی تلسکوپ و اینکه این فاصله چقدر باید باشد مهم‌ترین مشخصه تلسکوپ نیست. تلسکوپ‌های با فاصله کانونی کم (400 تا 700 میلیمتر) بزرگنمایی کم ولی میدان دید وسیع دارند. در عوض فاصله کانونی زیاد (1300 تا 3000 میلیمتر) بزرگنمایی زیاد با میدان دید کم به دست می‌دهند. به همین دلیل، تلسکوپ‌هایی با بزرگنمایی کم را برای مشاهده اجرام کم نور و معمولاً کهکشان خودمان استفاده می‌کنند و تلسکوپ‌های با بزرگنمایی زیاد را بیشتر برای مشاهده سیارات انتخاب می‌کنند.

پس اگر این بار از کسی شنیدید که یک تلسکوپ خریده که می‌تونه تا 10 میلیون سال نوری را نشان دهد، برای او توضیح بدهید که این موضوع که یک تلسکوپ تا چه فاصله‌ای را می‌تواند نشان بدهد بستگی به این دارد که جسم مورد نظر ما چقدر نور داشته باشد

مأموریت‌ به‌ مریخ‌ در یوتا

«یوتا» یکی‌ از ایالات ‌صحرایی‌ آمریکاست‌، همان‌ جایی‌ که‌ بارها بمب‌های‌ اتمی‌ و هیدروژنی‌ در آنجا ‌ امتحان‌ شده‌ است‌. دانمشندان «ناسا» منطقه‌ای‌ در این‌ صحرا را به‌ شکل‌ «مریخ‌» در آورده‌اند و شش دانشمند شب‌ و روز در آنجا به‌ تحقیق‌ می‌پردازند.

«جان‌ کرافیلیس‌»، سرگروه‌ 37 ساله‌ این‌ تیم‌ فضانوردی‌ می‌گوید : «حالا که‌ مریخ‌‌پیما از زمین‌به‌ آن‌ سیاره‌ی پررمز و راز سفر کرده‌، و اتفاقی‌ برای‌ آن‌ نیفتاده‌، حالا نوبت‌ ما انسان‌هاست‌ که‌ به‌ آنجا سفر کنیم.» منطقه‌ای‌ در یوتا که‌ جایی‌ ژرف‌ و عمیق‌ است‌، انجمن‌ تحقیقاتی‌ مریخ‌ را به‌ مدت‌ دو هفته‌ در خود اسکان‌ داد.

«استیو جالیم‌» 28 ساله‌ که‌ از جوان‌ترین‌ افراد این‌ گروه‌ می‌باشد می‌نویسد: «زیاده‌ خواهی‌ بشر هیچ‌‌گاه‌ تمامی‌ ندارد و انسان‌ به‌ هر چه‌ دست‌ یابد قانع‌ نمی‌شود. زمانی‌ انسان‌ آروزی ‌سفر به‌ کره‌ ماه‌ را در سر می‌پروراند و بعد از تحقق‌این‌ آرزو حالا نوبت‌ به‌ مریخ‌ رسیده‌ است‌. محققان‌ بر این‌ باورند که‌ اگر افزایش‌ جمعیت‌ کره ‌زمین‌ طی‌ سال‌های‌ آینده‌ کنترل‌ نشود، شاید در 100 سال‌ آینده‌ دیگر جایی‌ برای‌ زندگی‌ کردن ‌برروی‌ کره‌ زمین‌ باقی نماند.» پس‌ شاید یکی‌ از علل‌ اصلی‌ انسان‌ برای‌ سفر به ‌مریخ‌ جایگزینی‌ این‌ کره‌ سرخ‌ برای‌ اسکان ‌انسان‌ها باشد.

طرح‌ ایستگاه‌های ‌صحرایی‌ تحقیقاتی‌ مریخ ‌(MDRS)، دومین ‌مرحله‌ از طرح‌ چهار مرحله‌ای‌ شبیه‌‌سازی ‌مریخ‌ بر روی‌ کره‌ زمین‌ است‌ که‌ در ایالت‌ یوتای آمریکا توسط انجمن‌ حمایت‌ از مریخ‌ به‌ اجرا درآمده‌ است‌.

مرحله‌ اول‌ این‌ برنامه‌ در کانادا اجرا شده ‌است‌، مرحله‌ دوم‌ هم‌ در یوتای‌ آمریکا و دو طرح ‌دیگر به‌ زودی‌ در استرالیا و ایسلند به‌ مرحله‌ اجرا در خواهند آمد. در این‌ ایستگاه‌های‌ تحقیقاتی‌، سعی‌ شده‌ شرایط را تاحد ممکن‌ به‌ مریخ‌ شبیه‌سازند، یعنی‌ زمینی‌ با یک‌ لایه‌ خاک‌ سرخ‌، پوشیده‌ شده‌ با سنگ‌های‌ صورتی‌ و سفید…

رئیس‌ دفتر مرکزی‌ این‌ طرح‌، «تونی‌ ماشکتیلو» در رابطه‌ با این‌ طرح‌ فضایی‌ می‌گوید: «شبیه‌سازی‌ کره‌ مریخ‌ بر روی‌ زمین‌ دو هدف‌ اساسی‌ دارد: اول‌، آماده‌سازی‌ روحی‌ و روانی ‌اعضای‌ گروه‌ که‌ قرار است‌ به‌ عنوان‌ اولین‌ انسان‌ها به‌ مریخ‌ پا بگذارند. پس‌ باید آنها کاملاً به‌ شرایط موجود در مریخ‌ آشنا شوند، دوم‌، آمادگی‌ تجهیزات‌ علمی‌ لازم‌، کسب‌ مهارت‌های‌ علمی‌ و پی‌ بردن‌ به‌ ضعف‌های‌ تاسیساتی‌ خودمان‌…»

 

ماشکتیلو می‌گوید: کانون‌ اصلی‌ هر کدام‌ از این ‌ایستگاه‌های‌ تحقیقاتی‌ محل‌ سکونت‌ آنهاست‌ که ‌شاید روزی‌ پایه‌ اصلی‌ عملیات‌ گروه‌ باشد. دانشمندان‌ ما هم‌ شش‌ نفر هستند که‌ شامل ‌زیست‌شناس‌، زمین‌شناس‌، روان‌شناس‌، دو مهندس‌ فضایی‌ و یک‌ روزنامه‌نگار است.

• «جان‌ داستی‌ ساموس‌» 68 ساله‌، اهل‌ آمریکا، سرگروه‌ مهندسی‌ گروه‌، افسر بازنشسته‌ با بیش‌ از 24 سال‌ فعالیت‌ در ناسا در «مونتانای‌» آمریکا است‌. او علت‌ حضور خود را هم‌یاری‌ با دیگر اعضای‌ گروه‌ برای‌ آماده‌سازی‌ رفتن‌ به‌ مریخ‌ و هوشیار کردن‌ دولت‌ برای‌ به‌ دست‌ گرفتن‌ این‌ پروژه‌ می‌خواند.
• «جان‌ کرافیلیس‌» 37 ساله‌، اهل‌ آمریکا، ارشدگروه‌ و یک‌ حرفه‌ای‌ از «ویرجینایی‌» آمریکاست‌ و می‌گوید: «من‌ اینجا هستم‌ برای‌ اینکه‌ می‌خواهم‌ مراحل‌ پیشرفت‌ این‌ طرح‌ عظیم‌ را در طی‌ این‌ 3 سال‌ مشاهده‌ کنم».
• «آنا پکروس‌» زن‌ 24 ساله‌ فرانسوی‌، فرمانده ‌اجرایی‌ گروه‌ می‌باشد. او یک‌ دانشمند موشک‌شناسی‌ از «روین‌» فرانسه‌ است‌. وی ‌درباره‌ حضور خود می‌گوید : «من‌ داوطلبانه‌ به ‌اینجا آمدم‌ چون‌ معتقدم‌ این‌ پروژه‌ یک‌ تلاش ‌واقعی‌ برای‌ اجرای‌ ماموریت‌ اصلی‌ به‌ مریخ ‌است‌».
• «ای‌ کیس‌ کریژوتری‌» 31 ساله‌، اهل ‌مجارستان‌، زمین‌شناس‌ گروه‌، دانشجوی‌ دکترای ‌زمین‌شناسی‌ از بوداپست‌ است‌. او ضمن‌ کسب ‌تجربه‌ به‌ گروه‌ ملحق‌ شده‌ است‌.
• «یتا گرین‌ مانی‌» زن‌ 39 ساله‌، اهل‌ استونیا، زیست‌شناس‌ گروه‌ و دانشجوی‌ دکترای ‌زمین‌شناسی‌ از استونی‌ است‌.
• «استیو جالیم‌»، 28 ساله‌، روزنامه‌نگار و ادیتورمجله‌ فوکوس‌ انگلستان‌ که‌ برای‌ تهیه‌ خبر و گزارش ‌از مراحل‌ این‌ عملیات‌ به‌ این‌ گروه‌ پیوسته‌ است‌.

 

اما بد نیست‌ ادامه‌ ماجرا را از زیان استیو جالیم‌ که‌ در مجله فوکوس‌ نوشته‌ بخوانیم‌:

«من‌ یکی‌ از اعضای‌ گروه‌ هستم‌. ما همگی‌ برای ‌علت‌های‌ مختلفی‌ اینجا هستیم‌ ولی‌ هدف‌ اصلی‌ که ‌همانا سفر به‌ مریخ‌ است‌ را دنبال‌ می‌کنیم‌. دلگرمی ‌ما در این‌ مدت‌ 2 هفته‌ای‌ حضور جان‌ داستی‌ باتجربه‌ بیش‌ از 24 سال‌ حضور در ناسا بود. او در پروژه‌های‌ زیادی‌ از جمله‌ آپولو‌، اسکای‌ لب‌ و شاتل‌، همکاری‌ داشته‌ است‌. ما در این‌ مدت ‌تمرینات‌ زیادی‌ داشتیم‌ از قبیل‌ : لباس‌ پوشیدن‌ به ‌همراه‌ کلاه‌های‌ مخصوص‌، بیرون‌ رفتن‌ برای ‌انجام‌ کار روی‌ دستگاه‌های‌ مختلف‌، طرز صحیح ‌استفاده‌ از آب‌، نگهداری‌ از آب‌ در مواقع ‌ضروری،‌ حمام‌ چند دقیقه‌ای‌ هر 4 تا 5 روزیک‌بار و…

البته‌ هوای‌ داخل‌ لباس‌ها و محل ‌سکونت‌ کاملاً تنظیم‌ نبودند و ما نیازمند استفاده‌ از تونل‌ فشار هوا از محل‌ اقامت‌ تا رصدخانه‌ بودیم‌. ما همچنین‌ از غذای‌ معمولی‌ به ‌جای‌ غذاهای‌ فضایی‌ استفاده‌ می‌کردیم‌ و این‌ در صورتی‌ بود که ‌گروه‌های‌ قبلی‌ رژیم‌ غذایی‌ خاصی‌ داشتند و این مشکل ‌به‌ خاطر مسائل‌ مالی‌ بود. ما سرمایه‌ اندکی‌ داشتیم‌ و طبق‌ آن‌ برنامه‌ریزی‌ کردیم‌».

استو جالیم‌ در ادامه‌ می‌گوید: «ما بیشتر ضروریات‌ را خیلی‌ سریع ‌آموزش‌ دیدیم‌ ولی‌ هنوز مدتی‌ زمان‌ نیاز داریم‌ تا چیزهای‌ بیشتری‌ یاد بگیریم‌. مثلاً اینکه‌ سیستم‌ آب‌ در مریخ‌ چگونه‌ کار می‌کند، سریع‌ترین‌ راه‌ لباس‌ پوشیدن‌ در مواقع‌ ضروری‌، تنظیم‌ کردن ‌ماشین‌های‌ زمینی‌ و… چیست‌؟ اما بیش‌ترین‌ فعالیت‌ ما در این‌ مدت‌ که‌ یکی‌ از طاقت‌فرساترین‌ کارها بود، انجام‌ کارهای ‌تحقیقاتی‌ و انجام‌ فعالیت‌های‌ ماشینی‌ اضافی‌(EVA) می‌باشد. ناگفته‌ نماند که‌ فعالیت‌های‌ روزانه‌، مانند پخت‌ و پز، رسیدگی‌های‌ مهندسی‌، رسیدگی‌ به‌ گلخانه‌، نوشتن‌ گزارش‌ و… خیلی‌ از وقت‌ ما را پر می‌کرد.»

طراح‌ اصلی‌ او کسی‌ جز دکتر «رابرت‌ زوبرین‌»، مهندس ‌هوا - فضا، آفریننده‌ برنامه‌ مسافرت‌ به‌ مریخ‌ نیست‌. وی‌ مدافع‌ نظریه‌ سفر به‌ مریخ‌ در پارلمان‌ آمریکا، همچنین‌ رئیس‌ انجمن‌ حمایت‌ از مریخ‌ است‌. وی ‌این‌ موسسه‌ تحقیقاتی‌، اکتشافی‌ فضایی‌ را اداره ‌می‌کند. او به‌ فوکوس‌ می‌گوید: «من‌ و «دیوید بیکر» از سال‌ 1995 این‌ طرح‌ را به‌ دولت‌ ارائه ‌داده‌ایم‌. اما تاکنون‌ هیچ‌ گونه‌ همکاری‌ با ما نشده ‌است‌. ما در انجمنی‌ کاملاً خصوصی‌ کار می‌کنیم‌ که ‌اعضای‌ آن‌ بدون‌ هیچ‌ چشم‌داشتی‌، خود را وقف ‌پیشرفت‌ و تسریع‌ اکتشاف‌ سیاره‌ سرخ‌ کرده‌اند.

انجمن‌ ما دو هدف‌ اساسی‌ را دنبال‌ می‌کند. اولین ‌هدف‌ ما کار بر روی‌ سیستم‌های‌ سیاسی‌، تحریک ‌عقیده‌های‌ سیاسی‌ و سعی‌ در متقاعد کردن ‌سیاستمداران‌ برای‌ فراهم‌ کردن‌ امکانات‌ رفتن‌ به ‌مریخ‌ است‌. دومین‌ هدف‌ ما جمع‌آوری‌ پول ‌برای‌ انجام‌ این‌ عملیات‌ بزرگ‌ می‌باشد که‌ به ‌راستی‌ یکی‌ از بزرگ‌ترین‌ طرح‌های‌ مطرح‌ شده‌ است‌. اجرای‌ چنین‌ طرح‌ بزرگی‌، میلیون‌ها دلار پول‌ می‌خواهد و این‌ با بودجه‌ فعلی‌ ما مغایرت ‌دارد. ما حدود 90درصد از نیازهایمان‌ در مریخ ‌را یاد گرفته‌ایم‌ و ده‌ درصد باقی ‌مانده‌ تنها پول ‌است.»

وی‌ در ادامه‌ می‌گوید: «انجمن‌ ما از سال ‌1998 تاکنون‌ یک‌ میلیون‌ دلار پول‌ جمع‌آوری‌ کرده‌ که‌ همگی‌ صرف‌ ماموریت‌ یوتا شد. ما امیدواریم‌، برای‌ مرحله‌ بعدی‌ اجرای‌ طرح‌، یعنی ‌ایجاد جاذبه‌ مصنوعی‌، مطابق‌ با جاذبه‌ مریخ ‌بر روی‌ زمین‌ پول‌ بیشتری‌ جمع‌ کنیم‌، چون‌ حدود ده‌ میلیون‌ دلار پول‌ لازم‌ داریم‌ و همچنین‌ برای ‌اجرای‌ طرح‌ ماقبل‌ پایانی‌، یعنی‌ساختن‌ روبات ‌خاصی‌ برای‌ فرستادن‌ به‌ مریخ‌ به‌ صد میلیون‌ دلار پول‌ احتیاج‌ داریم‌. در حالی‌ که‌ امروزه‌ در اکثر فیلم‌های‌ هالیوود از رفتن‌ به‌ فضا و فیلم‌های‌ تخیلی‌ و امکانات‌ «ناسا» سخن‌ گفته‌ می‌شود، اما برای ‌شبیه‌ کردن‌ نور محیط اطرافمان‌ به‌ محیط مریخ‌ مشکل‌ داریم‌. این‌ یک‌ تجارت‌ خاموش‌ است‌ ولی‌ مسلماً اگر پای‌ ما به‌ مریخ‌ برسد می‌توانیم‌ میلیاردها دلار پول‌ درآمد داشته‌ باشیم.»

روبرین‌ همچنین‌ از اختصاص‌ یک‌ وب ‌سایت مخصوص‌ برای‌ ثبت‌ نام‌ داوطلبان‌ مسافرت‌ به مریخ‌ خبر داد. شما هم می‌توانید با مراجعه به این وب سایت برای مشارکت در این طرح ثبت نام کنید. تنها شرطی که این پروژه برای انتخاب نفرات خود گذاشته است شرط ستنی است. افراد باید بین 18 تا 60 سال داشته باشند. برای انتخاب نفرات ملیت، نژاد و دیگر عوامل تاثیری ندارند. ولی فاکتورهای علمی نظیر مدرک دانشگاهی و انجام تحقیقاتی در این زمینه می‌تواند امتیاز مثبتی برای فرد باشد تا در این پروژه به کار گرفته شود. برای ثبت نام در این برنامه به آدرسhttp://www.marssociety.org/mdrs/mdrscfv.asp  بروید و آمادگی خود را برای همکاری با آنان اعلام نمایید.

 

سفر به‌ مریخ

‌

راهی‌ بدون‌ جنجال‌ و هیاهو که‌ می‌تواند پای ‌انسان‌ را در ظرف‌ کمتر از 10 سال‌ به‌ مریخ‌ باز می‌کند.

مرحله‌ اول‌:

1. این‌ ماموریت‌ با پرتاب‌ یک‌ موشک‌ بدون‌سرنشین‌ به‌ مریخ‌ آغاز می‌شود.
2. نشستن‌ موشک‌ در محل ‌مخصوص‌ مورد نظر در سطح‌ مریخ
3. موشک‌ شروع‌ به ‌سوخت‌گیری‌ می‌کند. این‌ وسیله‌ دی‌اکسید کربن‌ جو مریخ‌ را با شش‌ تن‌ هیدورژن‌ مایع‌ که‌ به‌ همراه‌ دارد ترکیب‌ می‌کند و در ظرف‌ مدت‌ شش‌ ماه‌ با این‌ عملیات‌ بیش‌ از 108 تن‌ اکسیژن‌ و گاز متان‌ به ‌ما تحویل‌ می‌دهد.

مرحله‌ دوم‌:

1. اگر همه‌ چیز طبق‌ برنامه‌ خوب‌ پیش‌ رود این مرحله‌ با پرتاب‌ موشکی‌ حامل‌ یک‌ گروه‌ 4 نفری‌ و محل‌ اقامت‌ آنها به‌ مریخ‌ آغاز می‌شود.
2. افراد گروه‌ به‌ سوی‌ مریخ‌ پیش‌ می‌روند که ‌یک‌  سیستم‌ محیطی‌، آب‌ و اکسیژن‌ به‌ همراه‌ دارند.
3. دستگاه‌ها در مدار مریخ‌ قرار می‌گیرند و بعد اتاقک‌ مخصوص‌ به‌ طرف‌ سطح‌ مریخ‌ رها می‌شود.
4. اگر همه‌ چیز خوب‌ پیش‌ رود، خلبان‌ گروه‌، اتاقک‌ را دقیقاً کنار موشک‌ پرتاب‌ شده‌ در مرحله‌ اول فرود می‌آورد.
5. اگر اتاقک‌ در جایی‌ دورتر فرود آید، دومین‌ موشک‌، کنار اتاقک‌ فرود می‌آید.
6. بعد از 500 روز ماندن‌ در مریخ‌، گروه ‌برای‌ سفر بازگشت‌ آماده‌ می‌شوند.
7. شش‌ ماه‌ بعد موشک‌ «بازگشت‌ به‌ زمین‌» به‌ محل‌های‌ پیش‌بینی‌ شده‌ می‌رسد هیئت ‌اعزامی‌ به‌ اتاقک‌های‌ مخصوص‌ در فاصله‌ 800 کیلومتری‌ زمین‌ انتقال‌ پیدا می‌کنند تا به‌ زمین ‌آورده‌ شوند.

شما می‌توانید برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد این پروژه به وب سایت رسمی این انجمن به آدرس http://www.marssociety.org/MDRS بروید تا در جریان آخرین خبرها و پژوهش‌های آنها قرار بگیرید. همچنین می‌‌توانید با مراجعه به آدرس http://www.freemars.org/mdrscam به طور مستقیم عکس‌هایی که از محل این ماموریت در صحرای یوتا بر روی اینترنت گذاشته می‌شود را مشاهده کنید

صخره‌های سرگردان

صخره‌های سرگردان

سیارک 433 اروس

 

اینجا انگار سیاره‌ای گم شده است. بر اساس نظریه باید بین مریخ و مشتری سیاره‌ای در مدار باشد. تا کنون سیاره‌ای در آن جا یافته نشده است. اما در عوض تعداد بسیار زیادی اجرام خرد وجود دارد که به نام‌های سیارات خرد، سیارات صغار و سیارک‌ها موسوم‌اند. بعضی از این اجرام قطری به بزرگی 800 کیلومتر دارند و برخی دیگر کم‌تر از 1/5 کیلومتر. سرس (Ceres) نخستین سیارکی بود که در سال‌ 1801 کشف شد. سه تای بعدی (پالاس، جونو و وستا) در سال‌های 1802، 1804 و 1807 کشف شدند. عده‌ی سیارک‌های شناخته شده بالغ بر ده‌ها هزار می‌شود که بسیاری از آنها شکل‌های نامتعارفی دارند که می‌تواند نشان دهنده‌ی این باشد که ممکن است اجزا و قطعات سیاره‌ای باشند که بر اثر نیروی کشندی سیاره‌ی مشتری از هم پاشیده باشد.

سیارک‌ها به شکل‌های گوناگونی هستند. مانند دو سیارک زیر که یکی تقریباً کروی است و دیگری بیضی‌وار می‌باشد.

 

کشف نظری

چنان که در نجوم بسیار اتفاق می‌افتد، سیارک‌ها نخست در نظریه کشف شدند سپس در آسمان. این کشف بر قاعده‌ی بُد مبتنی بود که نام آن از یوهان الرت ـ بد منجم آلمانی گرفته شده است.

 

قاعده‌ی بُده:

الف ) سیارات را به ترتیب دوری از خورشید بنویسید.

ب) عدد چهار را زیر هر سیاره بنویسید.

ج) حاصل‌ضرب‌های 3 ×0، 3×1، 3×2 و غیره را به ترتیب در زیر هر سیاره بنویسید.

د) ستون‌های قائم را جمع کنید و حاصل را بر 10 تقسیم کنید.

 

الف	عطارد	زهره	زمین	مریخ	؟	مشتری	زحل
ب	4	4	4	4	4	4	4
ج	0	3	6	12	24	48	96
د	0.4	0.7	1	1.6	2.8	5.2	10
فاصله‌ی واقعی سیارات تا خورشید (بر حسب واحد نجومی)	0.39	0.72	1	1.52	2.8	5.2	9.54

 

مطابق این قاعده باید در فاصله‌ی 8/2 واحد نجومی از خورشید سیاره‌ای وجود داشته باشد. جستجوی منظم این "سیاره‌ی مفقود" در نوار منطقة البروج، که همه‌ی سیارات بر آن حرکت می‌کنند، به کشف تعداد زیادی سیارک انجامید.

نخستین سیارک سرس (نام رب‌النوع نگهبان سیسیل) در اول ژانویه‌ی 1801 به وسیله‌ی منجم ایتالیایی جوسپه پیاتزی کشف شد. فاصله‌ی آن از خورشید خیلی نزدیک به مقداری است که قاعده‌ی بد به دست می‌دهد.

وقتی که قاعده‌ی بد انتشار یافت (1772 میلادی) هنوز اورانوس، نپتون و پلوتون کشف نشده بودند. اورانوس اندک زمانی بعد کشف شد و معلوم شد که با قاعده‌ی بُد می‌خواند. اما نپتون و پلوتون به هیچ روی در این قاعده صدق نمی‌کنند.

نظریه‌ای که به "نظریه‌ی واهلش دینامیکی" موسوم است، توضیحی برای قاعده‌‌ی بد فراهم می‌آورد. بنابر این نظریه، سیارات پس از تکوین یافتن در مدارهای کاملاً متفاوتی با آن چه اکنون هست حرکت می‌کردند. مدار هر سیاره در پاسخ به نیروهای گرانشی همسایگانش تغییر کرد. و نتیجه‌ی این امر این شد که مدار سیارات از قاعده‌ی بد پیروی می‌کنند.

 

سیارک وستا در سال 1807 کشف شد.

 

 

مدارهای سیارک‌ها

اکثریت عظیم سیارک‌ها در مدارهایی قرار دارند بین مدارهای مریخ و مشتری. حضیض خورشیدی بعضی از سیارک‌ها در داخل مدار مریخ است.

 

سیارک‌های چندی وجود دارند که اوج خورشیدی‌شان فراتر از مدار مشتری است.

سیارک‌ها نیز همگی در مدارهایی مستقیم، یعنی در خلاف جهت حرکت عقربه‌های ساعت به دور خورشید می‌گردند.

 

 

دوره‌های تناوب سیارک‌ها

دوره‌های تناوب نجومی سیارک‌ها بسیار متفاوت است، حد پایین آنها 2 سال و حد بالا برابر 12 سال است. اما دوره‌های تناوب "ممنوع" نیز وجود دارند، بدین معنی که هیچ سیارکی نیست که دوره‌ی تناوب آن یک دوم، یک سوم و یک چهارم دوره‌ی تناوب مشتری باشد.

 

سیارک‌های برجیسی (Trojan)

برجیسی‌ها نامی است که به دو گروه سیارک داده شده است که همان مدار مشتری (برجیس) را می‌پیمایند. یک گروه 60 درجه پیشاپیش مشتری و دیگری 60 درجه به دنبال آن هستند.

 

سیارک‌ها از چه لحاظ مورد توجه هستند؟

توجه‌ی عمده‌ی ما به سیارک‌ها از بابت نزدیک‌شدن‌های آنها است به خورشید و زمین. ایکاروس که در 1949 کشف شد از هر جرم شناخته‌ شده‌ی دیگری به خورشید نزدیکتر می‌شود.

چندین سیارک دیگر نیز اخیراً کشف شده‌اند که از فاصله‌ای کمتر از 16 میلیون کیلومتر مدار زمین می‌‌گذرند. نزدیک‌ترین فاصله‌ی ثبت شده در 18 مهرماه 1316 روی داد که سیارک کوچک هرمس از 800 هزار کیلومتری زمین عبور کرد.

سیارک‌ها در بررسی حرکت اجرام سماوی دیگر مفید واقع می‌شوند.

سرس اولین سیارکی است که کشف شد، می‌بینید که اندازه‌ی آن از ماه زمین هم کوچک‌تر است

 

پیدایش سیارک ها

پیدایش سیارک‌ها به صورت زیر تبین شده است :

پیش‌سیاره‌ی بسیار پرجرم مشتری، بیشتر موادی را که در فضای بین مریخ و خودش قرار داشت را جذب کرد، آن چه باقی ماند فقط برای تشکیل چند جرم کوچک کفایت می‌کرد. بعدها یک یا چند جفت از این اجرام کوچک با یکدیگر برخورد کردند و بسیاری از سیارک‌ها و شهاب‌سنگ‌های امروزی را به وجود آورند.

ماموریت آپولو

ماموریت آپولو

باور غلط : کل ماجرای ماموریت آپولو به ماه دروغ بوده است.

باور درست : چه طور چنین چیزی ممکن است؟ خیلی ساده، ممکن نیست.

اینجا به چند ادعای ردکنندگان ماموریت آپولو و دلیل نادرست بودن آنها اشاره شده است.

 

ـ آسمان در تصاویر آپولو سیاه است، اما هیچ ستاره در آن نیست.

پاسخ : خب، نباید هم باشد! سطح ماه را نور خورشید روشن کرده بود. پس زمان نوردهی برای یک صحنه‌ی آفتابی تنظیم شده بود. ستاره‌ها بسیار کم نورتر از آن هستند که در چنین تصویری ثبت شوند.

 

ـ چرا در کره‌ی ماه بدون هوا، پرچم آمریکا موج می‌زند؟

پاسخ : چون پرچم به سر تیرکی متصل بود که فضانوردان سعی می‌کردند آن را بر سطح ماه محکم نصب کنند. با حرکت تیرک، پرچم هم تکان می‌خورد.

ـ چرا زیر فضاپیما، روی سطح ماه دهانه‌ی برخوردی (گودال) ایجاد نشد؟

پاسخ : چون گازهای خروجی از فضاپیما در گستره‌ی وسیعی پراکنده شدند که باعث ایجاد فشار کم بر سطح ماه شد و نمی‌توانست دهانه‌ای ایجاد کند. غبار سطح ماه حرکت کرد، اما نه آن قدر که گودالی از خود بر جای بگذارد.

ـ چه طور تمام تصاویری که در ماه گرفته شده بسیار عالی و با کادربندی‌های مناسب‌اند؟

پاسخ : این طور نبوده. شما فقط خوب‌ها را دیده‌اید. عکس‌های نامناسب در بایگانی‌اند و در نشریات منتشر نشدند چون زیبا نبوده اند.

ـ چرا تابش کمربند وان آلن (ناحیه‌ای اطراف زمین با تابش شدید) فضانوردان را نکشت ؟

پاسخ : چون این تابش‌ها به صورت ذره‌اند نه نور. پوشش فلزی و عایق‌بندی سطح فضاپیما، بیشتر این ذرات را جذب می‌کرد. گذشته از آن، فضانوردان فقط چند دقیقه در کمربند وان آلن بودند. البته مقدار قابل توجهی تابش دریافت کردند. اما این مقدار مرگ‌بار نبود.

 

ـ چرا با وجود این که تنها منبع نور در ماه خورشید است، اجسامی که در سایه قرار دارند دیده می‌شوند ؟

پاسخ : با توجه به اینکه خورشید، تنها منبع نوری مستقیم در ماه است اما منابع نوری غیرمستقیم نیز به صورت انعکاسی وجود دارد که بعضی اوقات این نورهای انعکاسی بسیار قابل توجه می‌باشد. لباس فضانوردان سفید و تازه می‌باشد، بنابراین نور را به خوبی منعکس و اجسام دیگر اطراف آن را روشن می‌نماید. مانند عکسی که در یک روز آفتابی زمستان در محیط پر از برف گرفته شود و عکاسان روی زمین نیز دقیقاً از همین روش برای عکسبرداری استفاده می‌نمایند، آنها کسی را که یک صفحه روشن سفید رنگ و یا یک لباس سفید رنگ بر تن دارد در سایه قرار داده و از او عکسبرداری می‌نمایند و این انعکاس نور، شخصی را که در سایه قرار دارد روشن می‌نماید و از سایه‌های تاریک در زمین عکسبرداری می‌کند.

باید توجه داشت که نسبت بازتاب زمین نسبت به ماه خیلی بیشتر است. و همان طور که ماه در شب‌های مهتابی زمین را روشن می‌کند چندین برابر بیشتر از آن زمین نیز ماه را روشن می‌کند. پس این طور نیست که تنها نوری که در ماه وجود دارد نور خورشید باشد.

 

منبع : www.badastronomy.com

ما هم درخورشید شناسی سهمی داریم!

ما هم درخورشید شناسی سهمی داریم!

پژوهشگران مرکز تحقیقات نجوم و اخترفیزیک مراغه در ساخت و بهره‌برداری یکی از تلسکوپ‌های ویژه‌ی ماهواره‌ی خورشیدشناسی «کروناس ـ فوتون» با سازمان فضایی روسیه و چندین کشور اروپایی همکاری می‌کنند.

این پروژه در راستای طرح ماهواره‌ی خورشیدشناسی «کروناس ـ فوتون» (Coronas-Photon) است که از سوی موسسه پژوهشی لبدف روسیه و موسسه اخترفیزیک فرانسه در حال ساخت بوده و قرار است در سال 2007 (1386) به فضا پرتاب شود.

ماهواره «کروناس ـ فوتون» که به تلسکوپ‌ها و ابزار مختلف مجهز خواهد بود و به منظور بررسی دقیق خورشید به دور از اثرات جوی زمین به مداری در ارتفاع حدود 500 تا 600 کیلومتری زمین ارسال می‌شود.

همکاری اصلی ایران در این پروژه در ساخت تلسکوپی موسوم به HAT است که برای مطالعه لایه «کروموسفر» (ناحیه رنگی) خورشید در طول موج «اچ ـ آلفا» به کار می‌رود.

این تلسکوپ که با همکاری موسسه‌ی اخترفیزیک فرانسه طراحی می‌شود حدود 10 کیلوگرم وزن داشته و ابعاد آن 60×10×10 سانتی‌متر است.

هزینه ساخت این تلسکوپ حدود 173 هزار یورو برآورده شده است. در صورت موفقیت در این پروژه، پژوهشگران ما می‌توانند هشت ساعت در روز مستقیماً از این ماهواره اطلاعات دریافت کنند که این اطلاعات علاوه بر مرکز تحقیقات نجوم و اخترفیزیک مراغه در سایر موسسات تحقیقاتی و دانشگاه‌های کشور قابل استفاده بوده و همچنین می‌توان آنها را با محققان کشورهای منطقه و حتی اروپا مبادله کرد.

سوالات و مجهولات زیادی درباره خورشید وجود دارد که با توجه به تاثیرات عمیق تغییرات فعالیت‌های این ستاره بر اقلیم زمین، پاسخ گفتن به آنها می‌تواند بسیار سودمند باشد. از آنجا که ساختار داخلی خورشید قابل بررسی و حتی رصد نیست برای درک ساختار آن به فرضیه‌های مختلف متوسل می‌شویم.

قسمت درخشان خورشید که قابل مشاهده است لایه فتوسفر نام دارد و در حدود 10 هزار کیلومتر بعد از آن ناحیه‌ای شفاف با چگالی کم وجود دارد که در حالت معمولی (بدون استفاده از فیلترهای ویژه‌ی طول‌موج اچ - آلفا) قابل رصد نیست؛ این ناحیه به کروموسفر موسوم است.

خارجی‌ترین لایه‌ی جو خورشید نیز تاج خورشید است که به دلیل چگالی کم به حالت دودی شکل بوده و از ویژگی‌های قابل توجهی برخوردار است، مثلاً با وجود دوری از مرکز خورشید دمای آن صدها بار بیشتر از سطح مرئی خورشید یا فتوسفر است.

مانع اساسی در بررسی تاج خورشید، نامرئی بودن است به طوری که تنها درمواردی مثل کسوف، آن هم در مدتی بسیار کوتاه، قابل مطالعه است؛ البته برای رفع این مشکل تلسکوپ فضایی «سوهو» به فضا پرتاب شده که در فاصله صدها هزار کیلومتر دورتر از زمین از طریق «کرونوگراف‌ها» (تاج‌نگارها) سه گانه خود با ایجاد حالتی مصنوعی همانند کسوف، قسمت‌های مختلف تاج خورشید را رصد می‌کند این اطلاعات به صورت مداوم به زمین ارسال می‌شود و از طریق اینترنت در اختیار محققان کشورهای مختلف از جمله ایران قرار می‌گیرد.

علاوه بر تلسکوپ فضایی «سوهو»، طرح‌های دیگری از جمله تلسکوپ اشعه ایکس ژاپن بر روی تاج خورشید متمرکز شده‌اند؛ با این حال خورشیدشناسان به تازگی پی‌برده‌اند که تاج خورشید و بسیاری از ویژگی‌های سوال برانگیز آن متاثر از لایه میانی پیرامون خورشید (کروموسفر) است که تاکنون سرمایه‌گذاری چندانی برای مطالعه آن نکرده‌اند. بر این اساس در طرح بین‌المللی ماهواره «کروناس ـ فوتون» قرار است تلسکوپی برای رصد این ناحیه از خورشید در طول موج «اچ آلفا» نصب ‌شود که همکاری ایران با ماموریت فضایی «کروناس ـ فوتون» هم مربوط به طراحی و هم ساخت این تلسکوپ است.

ماهواره «کروناس ـ فوتون» علاوه بر این تلسکوپ به آشکارسازها و تجهیزات رصدی دیگری نیز مجهز است که امکان بررسی دقیق اندازه قرص خورشید و نوسانات آن و تاثیرات آنها بر زمین، بررسی میدان‌های مغناطیسی تاج خورشید، رصد خورشید از محدوده طول موج‌های فرابنفش تا گاما، بررسی ذرات پرانرژی خورشیدی و اثرات برخورد آنها با جو فوقانی زمین را نیز فراهم می‌کند.

 

منبع : http://iaf.mephi.ru

چطور شهابسنگ پیدا کنیم؟

چطور شهابسنگ پیدا کنیم؟

تصورش را بکنید، در حال قدم زدن غرق در افکار خود و خسته از ناهمواری راه، سنگ‌ها را به این سو و آن سو پرتاب می‌کنید. شاید آن سنگ به ظاهر بی‌ارزش، گوهری باشد گران‌بها که خود را به شما رسانیده است.

وقتی تکه سنگی که وارد جو می‌شود آن قدر بزرگ باشد که تمام آن در اثر اصطکاک نسوزد، بخشی از آن به زمین می‌رسد و به صورت سنگی سوخته به نظر می‌آید که به آن «شهابسنگ» گفته می‌شود. این اجرام تاریخ منظومه شمسی را به همراه خود دارند. شهاب‌سنگ‌ها برحسب ترکیبشان به سه دسته آهنی،سنگی و آهنی-سنگی تقسیم‌بندی می‌شوند. به دلیل اهمیت علمی آنها، یکی از فعالیت‌های منجمان آماتور پیدا کردن شهاب‌سنگهاست. شهاب‌سنگ‌ها آنقدر باارزش هستندکه قیمت بعضی از آنها (نوع ماه یا مریخی) از طلای خالص هم وزن خود بیشتر است.

یافتن شهاب‌سنگ‌های سنگی مشکل‌تر است زیرا خیلی شبیه به سنگ‌های زمینی هستند. نوع آهنی-سنگی نیز کمیاب می‌باشد، در آنها سنگ و فلز با هم مخلوط شده‌اند. شهاب‌سنگ‌های آهنی عمدتاً از آهن و نیکل تشکیل شده‌اند، بسیار کم در معرض هوازدگی قرار می‌گیرند. بنابراین احتمال پیداکردنشان بیشتر است. برای شهابسنگ فرقی نمی‌کند که درکجا سقوط کند و احتمال فرود آنها در هر کجای کره زمین یکسان است. گفته می‌شود که در هر کیلومتر مربع از سطح زمین در هر میلیون سال، حداقل یک شهاب سنگ سقوط می‌کند. اما جستحوگران به نکاتی توجه می‌کنند تا این شانس را افزایش دهند. شهاب‌سنگ‌ها (به خصوص نوع آهنی) به دلیل سوختن سیاه و براق هستند. جستجو گران مناطقی را برای این کار انتخاب می‌کنند که کمتر دچار تحولات شده باشد و زمین آن دارای سطحی روشن و خالی از سنگ‌های سیاه زمینی باشد.

یک سنگ معمولی

 

چون در این صورت احتمال رخ نمایی شهاب‌سنگ زیاد است. به همین دلیل بسیاری از کشف‌ها در قطب جنوب انجام شده است. در این مناطق جستجوگران حرفه‌ای با کمک چرخبال در ارتفاع پایین پرواز می‌کنند و با دوربین‌های خود سطح یخ‌ها را نظاره می‌کنند تا سنگ سیاهی را ببینند.

پس یکی از مهم‌ترین شرایط یک شهاب سنگ، سیاه بودن است. سپس باید آن را بررسی کرد. چون شهاب‌سنگ دچار سوختگی شدید شده است معمولاً دارای لبه تیز و برنده نیست. اگر در سطح آن آثار سوختگی و حفره‌های ناشی از آن باشد، احتمال بیشتر می‌شود. در مقایسه با سنگ‌های زمینی، این اجرام آسمانی کمتر دچار زنگ و هوازدگی می‌شوند و می‌توان در نگاه اول به این تفاوت ظاهری پی برد. معمولاً شهاب‌سنگ‌ها چگال‌تر از سنگ‌های مشابه زمینی هستند. بیشتر شهاب‌سنگ‌ها (مخصوصاً نوع آهنی) دارای خواص مغناطیسی هستند بنابراین همیشه با خود یک آهن‌ربا داشته باشید. اگر سنگی که شما پیدا کردید خواص ذکر شده را داشته باشد، احتمالاً شهاب سنگ است ولی نظر قطعی را آزمایش‌های دقیق نمونه‌برداری و طیف‌سنجی می‌تواند اعلام کند. اگر سنگ شما از این آزمایشات سربلند بیرون آمد آنگاه شما گنجینه‌ای گرانبها دارید که پس از میلیاردها سال و پیمودن میلیون‌ها کیلومتر به دستتان رسیده است.

در فیلم زیر می‌توانید فرود یک شهابسنگ را ببنید. هر چند این فیلم واقعی نیست ولی شبیه‌سازی خوبی برای سقوط یک شهابسنگ است.

 

 

سن شهابسنگ‌ها چقدر است ؟

در زندگی هر شهابسنگ چهار دوره زمانی مجزا وجود دارد :

1. سن زمینی (یعنی مدت زمانی که بر سطح زمین گذرانده است)
2. سن تابش پرتوهای کیهانی (مدت زمانی که به صورت شهاب واره‌ای چند متری در مداری به دور خورشید قرار داشت)
3. سن پیدایش
4. سن ماقبل پیدایش (فاصله زمانی میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره‌ها تا به کار رفتن این عناصر در اجرامی که شهابواره‌ها را پدید آوردند)

شهابسنگ ۶۷ گرمی که در چین پیدا شده است.

 

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 می‌بینیم. 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 کوچکی در مداری به دور خورشید می‌گردید. پرتوهای کیهانی با برخی اتم‌های 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.

می‌بیند که شهابسنگ‌ها چقدر کوچکند! پس باید برای پیدا کردن‌شان چشمان تیزبینی داشته باشید.

 

۳- سن پیدایش

 منظور مدت زمانی است که از آخرین تغییر عمده‌ی دمای زیاد شهابسنگ می‌گذرد. مثلاً سن پیدایش کندریت‌های بازالتی (نوعی 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 می‌کنند و با استفاده از آن، نسبت سربی که از تلاشی طبیعی اورانیوم حاصل شده محاسبه می‌گردد . از روی این نسبت می‌توان حساب کرد چه مدت از زمانی که شهابسنگ‌ها داغ بوده اند گذشته است - یعنی چند وقت از هنگامی که اتم های اورانیوم و سرب می‌توانستند آزادانه میان دو کانی مجاور هم، یا دو شهابسنگ متفاوت سنگی، حرکت کنند می‌گذرد .

 

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 شهابسنگ‌ها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می‌شود٬ 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 شهابسنگ‌ها 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 می‌شود. 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 های تنها

ستاره های تنها

باور غلط : اکثر ستاره‌های جهان دارای همدم هستند.

باور صحیح : اکثر ستارگان کهکشان ما تنها هستند.

 

سال‌های زیادی است که ستاره‌شناسان تصور می‌کردند که اکثر ستاره‌های درخشان در سیستم‌های دو یا چندتایی وجود دارند و تعداد ستار‌گان تنها بسیار کمتر می‌باشد. اما مطالعات اخیر انجام شده توسط «چارلز لادا» از هاردوارد نشان می‌دهد که در حقیقت اکثر ستارگان کهکشان ما تنها هستند.

بسیاری از اجرامی که ستارگان معمولی به نظر می‌آیند، در حقیقت ستارگان دوگانه‌اند. یعنی دو ستاره‌اند که معمولاً بسیار نزدیک به یکدیگرند. این دو ستاره پیوسته بر گرد نقطه‌ای در فضا می‌گردند. (به دور مرکز جرم مشترکشان) دو ستاره که این قدر به هم نزدیکند، ستاره‌ای دوتایی یا منظومه‌ای دوتایی می‌گویند.

وقتی که هر دو ستاره جفت را بتوان با تلسکوپ دید، جفت را دوتایی بصری می‌گویند. چهل هزار دوتایی بصری شناخته شده‌اند و بسیاری نیز بعدها کشف خواهند شد. هر گاه دو ستاره چندان به یکدیگر نزدیک باشند که تلسکوپ نتواند آنها را از هم تفکیک کند، جفت را دوتایی طیف نمودی می‌نامند، زیرا با مطالعه‌ی طیف ستاره به وجود جفت آن پی برده می‌شود.

از بررسی پرنورترین صد ستاره آسمان معلوم شده است که بیست تای آنها از این دوتایی‌ها هستند. جدی یا ستاره قطبی (polaris) یکی از مشهورترین ستاره‌های آسمان است. اما آیا می‌دانستید هنگامی که برای جهت‌یابی در شب از آن استفاده می‌کنید در واقع از ۳ ستاره کمک می‌گیرید نه از یک ستاره! اگر مشتاق رصد منظومه‌های چندتایی آسمان هستید، ستاره قطبی انتخاب خوبی است. در یک تلسکوپ کوچک شما می‌توانید ستاره اصلی و یکی از همدم‌ها را مشاهده کنید. اما برای مشاهده ستاره سوم باید ابزار رصدی بسیار قدرتمندی را به دور از آشفتگی‌های جوی زمین داشته باشید. طبق معمول کسی تا به حال آن را ندیده جز تلسکوپ فضایی هابل.

حالا هر ۳ ستاره دیده شده‌اند و این موضوع برای اخترشناسان اهمیت بسیاری دارد زیرا ستاره قطبی در رده متغیرهای قیفاووسی قرار دارد که از آنجا که درخشندگی واقعی این ستارگان را می‌توان از دوره تغییرات نورشان تخمین زد اخترشناسان به فاصله دقیقشان از ما پی می‌برند. به همین دلیل آنها برای اخترشناسان خط کش‌های فاصله‌سنجی در کیهان‌اند. با استفاده از دو ستاره دیگر می‌توان جرم دقیق ستاره قطبی را سنجید.

سنجش جرم ستاره‌ها یکی از دشوارترین مسائل اخترفیزیک ستاره‌ای است و یکی از بهترین و دقیق‌ترین راه‌های آن بررسی ستاره‌های دوتایی و چندتایی است زیرا با بررسی مشخصه‌های مداری آنها می‌توان به مجموع گرانش منظومه پی برد و با روش‌های تکمیلی جرم هر کدام از همدم‌ها را تعیین کرد.

از آنجا که ستاره قطبی در فاصله ۴۳۰ سال نوری از زمین نزدیک‌ترین متغیر قیفاووسی به ماست می‌تواند داده‌های بسیاری را درباره ساختار و ماهیت قیفاووسی‌ها به دست دهد که آن نیز در شناخت دقیق‌تر فواصل کیهانی به ما کمک می‌کند.

تفریباً تمام ستاره‌شناسان تا کنون عقیده داشته‌اند که بیشتر ستارگان موجود در کهکشان ما ستارگانی هستند که در سیستم‌های ستاره‌ای دوتایی یا چندتایی وجود دارند که به دور مرکز جرم مشترکشان می‌چرخند. اما این عقیده اشتباه است. به تازگی مطالعات انجام شده توسط چارلز دالا از موسسه اختر فیزیک هاردوارد ثابت کرد که بیشتر ستاره‌های موجود در کهکشان ما ستاره‌های تنها هستند نه ستاره‌های چندتایی.

با توجه به اینکه سیاره‌ها راحت تر در اطراف ستاره‌های مجرد شکل می‌گیرند انتظار می‌رود تعداد سیاره‌ها بیش از مقداری باشد که تا کنون تصور می‌شد. (چندی پیش از این نیز دانشمندان کشف کرده بودند که سیارات می‌توانند در اطراف سیستم‌های ستاره‌ای نیز به راحتی شکل بگیرند.) «لادا» در طول این مطالعات نتیجه گرفته است که اکثر ستاره‌های کهکشان ما از کوتوله‌های قرمز تشکیل شده‌اند.

در میان ستارگان، ستاره‌های بسیار سنگین (رده هایO و B) ، هشتاد درصد از سیستم‌های ستاره‌ای را تشکیل می‌دهند، اما این ستاره‌ها بسیار کمیاب هستند. در حالی که 85 درصد از ستارگان کهکشان ما کوتوله‌ی قرمز هستند که با این حساب دوسوم ستاره‌های کهکشان را کوتوله‌های قرمز تنها تشکیل داده‌اند. این نظریه‌ی جدید شاید باعث تحول در نظریه‌های شکل‌گیری ستارگان بشود.

 

منبع : http://arxiv.org/abs/astro-ph/0601375

 

شکار دنباله دارها

شکار دنباله دارها

وقتی فضاپیمای "رزتا" در سال 1393 پس از سفری ده ساله به هسته‌ی دنباله‌داری به ابعاد 5*3 کیلومتر برسد، کاوشگر سطح‌نشینی را به سوی آن خواهد فرستاد تا بشر اطلاعات مستقیم از سطح هسته یک دنباله‌دار به دست آورد.

ساعت 47:6 دقیقه بامداد روز سه‌شنبه 12 اسفند 1382، با پرتاب موفق موشک آریان 5 از پایگاه گویان فرانسه، ماموریت 10 ساله رزتا به سوی قلب یک دنباله‌دار آغاز شد.

هدف رزتا کسب اطلاعات ارزشمند درباره‌ی دنباله‌دارهاست. کپسول‌های یخ‌زده زمان از میلیاردها سال پیش. به این ترتیب ددانش اخترشناسان درباره‌ی دنباله‌دارها و همچنین تاریخ منظومه‌ی شمسی بیشتر خواهد شد.

به گفته یکی از دانشمندان سازمان فضایی اروپا (اِسا) : «خیلی جالب است که روزی همه چیز را بفهمیم و دیگر نپرسیم که ما و منظومه‌مان و این کیهان چه طور به وجود آمدیم؟ ما امروز به دنبال تکه‌های گمشده‌ی این پازل هستیم تا داستان پیدایش منظومه‌ی شمسی را کامل کنیم.»

رزتا قرار بود سال 2003 میلادی سفر خود را به سوی هسته‌ی دنباله‌دار ویرتانِن آغاز کند، اما به دلیل نقص فنی سیستم موشک بالابرنده آریان 5 این ماموریت به تعویق افتاد. تاخیر یک ساله ماموریت منجر به از دست رفتن هدف ماموریت شد و اخترشناسان سرانجام دنباله‌دار چوریوموف ـ گِراسی مِنکو را برای این فضاپیما برگزیدند. البته تغییر، مستلزم بررسی بسیار دقیق دنباله‌دار جدید بود که مشخص شود آیا برای فضاپیمای یک میلیارد دلاری رزتا هدف مناسبی است یا خیر. برنامه پرتاب اصلی رزتا دو بار دیگر به تعویق افتاد. بار اول به دلیل وزش باد سهمگین در ارتفاعات بالای جو و بار دوم به دلیل بررسی نقص فنی در دستگاه پرتاب آریان. اما سرانجام روز دوازدهم اسفند 1382، رزتا سفر خود را آغاز کرد تا به بررسی یک دنباله‌دار بپردازد.

در این ماموریت، رزتا 3 بار از کنار زمین و یک بار از کنار مریخ خواهد گذشت و با عبور از میان کمربند سیارک‌ها خود را به محل قرار ملاقات با این میهمان گیسو بلند منظومه‌ی شمسی خواهد رساند. در این راه رزتا تمام اجرام سر راهش را بررسی می‌کند این کار اما به مدت دو سال و نیم تمام ابزارهای رزتا غیر از رایانه‌ی اصلی و گیرنده‌های رادیویی، خاموش خواهند بود تا در مصرف انرژی صرفه‌جویی کند.

برای رزتا، نیرو و انرژیِ حرکت بسیار مهم است. زیرا این فضاپیما بیش از 750 میلیون کیلومتر از خورشید دور می‌شود. (در حدود فاصله مشتری) و به جایی می‌رسد که نور خورشید فقط 4 درصد مقدارش در زمین است. به همین دلیل این فضاپیما بزرگترین صفحه‌های خورشیدی را در میان دیگر فضاپیماهای اروپایی دارد. معمولاً فضاپیماهایی که به چنین فواصلی می‌روند از نیروی رانشی اتمی استفاده می‌کنند اما رزتا از صفحه‌های خورشیدی بهره می‌برد.

در سال 1393 (2014 میلادی) رزتا دوباره بیدار می‌شود تا خود را برای ملاقات با دنباله‌دار آماده کند. این فضاپیما پس از بررسی رادیویی سطح دنباله‌دار، محل فرود مناسب کاوشگر را مشخص خواهد کرد و سپس این سطح‌نشین را با نام "فیلائه" برای کاوش هسته به سمت آن می‌فرستد. لحظات فرود فیلائه از هیجان‌انگیزترین لحظات تاریخ اکتشافات فضایی خواهد بود. داده‌های سطح‌نشین را مدارگرد رزتا زمین می‌فرستد.

رزتا نسبت به همه فضاپیماهای پیشین ابزارهای بیشتری با خود دارد. اخترشناسان منتظر تصاویر بی‌نظیری از این دنباله‌دارند. زیرا به دلیل گرانش بسیار ضعیف دنباله‌دار (یک سیصد هزارم گرانش زمین) رزتا می‌تواند تا فاصله 2 کیلومتری سطح دنباله‌دار به آن نزدیک شود. حتی پس از نزدیک شدن دنباله‌‌دار به خورشید در سال 1394 (2014 میلادی) و آغاز تشکیل گیسوی آن، رزتا فرصت دارد تا این مراحل را از نزدیک بررسی کند. دنباله‌دار چوریوموف ـ گِراسی مِنکو که ابعادی حدود 5*3 کیلومتر دارد، در سال 1348 (1969 میلادی) کشف شده است.

همه چیزهایی که برق می‌زنند

همه چیزهایی که برق می‌زنند

نقطه نورانی در پایین عکس سیاره زهره است، در کنار هلالی باریکی از ماه.

 

باور غلط : نقاط نورانی که در آسمان شب دیده می‌شود، ستارگان هستند.

باور صحیح : به جز ستارگان، اجرام دیگری نیز در آسمان شب وجود دارد که ما می‌توانیم با چشمان غیرمسلح آنها را ببنیم.

ستارگان گوی‌های بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که به واسطه‌ی نورشان می‌درخشند. در سطح، دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است.

ولی به جز ستارگان در آسمان شب میهمان‌های دیگری داریم. که بر زیبایی آسمان می‌افزایند.

 

1ـ سیارات :

سیارات منظومه‌ی شمسی را نیز می‌توان در مواقع خاصی از سال در آسمان با چشمان غیرمسلح رصد کرد. که پرنورترین سیاره‌ی منظومه‌ی شمسی که به واسطه‌ی مدارش از دیگر سیارات پرنورتر است و بیشتر در آسمان دیده می‌شود سیاره زهره می‌باشد. سیارات دیگر مانند مریخ و زحل و… را نیز می‌توانیم در آسمان ببنیم. ولی برای پیدا کردن آنها در آسمان نیاز به استفاده از نقشه‌های آسمان شب داریم. زیرا در بین این همه نقطه‌ی نورانی تشخیص آنها بدون تلسکوپ کار سختی است. سیارات به واسطه‌ی انعکاس نور خورشید هستند که دیده می‌شوند. و بر عکس ستارگان جای ثابتی در آسمان ندارند. هر سیاره سرعت خاص خود را دارد.

 

2ـ ماه :

 یکی از اجرامی که همه آن را می‌شناسیم ولی ستاره نیست، ماه زمین می‌باشد. ماه نیز به واسطه‌ی انعکاس نور خورشید دیده می‌شود. نسبت بازتاب ماه 07/0 می‌باشد که نسبتی بسیار کم است. ولی به واسطه‌ی فاصله‌ی بسیار نزدیک آن به سیاره زمین ما آن را تا این اندازه نورانی می‌بینیم.

 

3ـ کهکشانها :

کهکشان‌ها نیز در آسمان شب دیده می‌شوند. کهکشانها به علت فاصله‌ی بسیار زیادشان از ما فقط به صورت نقطه‌ای نورانی مشاهده می‌شوند. البته در تلسکوپ‌های بزرگ می‌توان با بزرگنمایی بیشتری آنها را رصد کرد. به عنوان مثال کهکشان امراه المسلسله (آندورمدا) در عرضهای جغرافیایی شمالی دیده می‌شود و دو کهکشان معروف به ابرهای ماژلانی در عرض‌های جنوبی.

در تصویر زیر با كهكشانهایی طرف هستیم که بین 400 تا 800 میلیون سال پس از انفجار بزرگ به وجود آمده‌اند. در یك تخمین مناسب در تصویر فراژرف هابل بیش از 10000 كهكشان دوردست ثبت شده‌اند در حالیكه منطقه مورد تصویربرداری كه مساحتی معادل یك دهم قطر ماه كامل را دارد در بررسی‌های انجام شده با تلسكوپهای زمینی تقریبا خالی به نظر می‌رسد. این منطقه در صورت فلكی كوره و در جنوب صورت فلكی جبار قرار دارد.

 

 

4ـ شهابسنگ‌ها :

زمین همیشه در معرض بمباران شهابسنگ‌ها است. هر سال بین 20000 تا 100000 تن ماده از فضای بیرون به جو زمین وارد می‌شود. این مواد اندازه‌های مختلفی دارند. اکثر آنها ذراتی به قطر چند صدم میلیمتر تا چند میلیمتر هستند. بعضی‌ها هم ممکن است سنگ‌هایی به وزن چند صد کیلوگرم باشند. آنها خرده ریزهایی هستند که از تشکیل منظومه‌ی شمسی باقی مانده‌اند. وقتی منظومه‌ی شمسی از سحابی اولیه تکوین یافت و خورشید و سیارات و قمرها به وجود آمدند، مقداری از ماده‌ی سحابی بر جای ماند. حتماً دیده‌اید که نانواها خمیر بزرگی را روی میز پهن می‌کنند و آن را به تعداد نان‌هایی که می‌خواهند بپزند تکه تکه می‌کنند. پس از تکه کردن خمیر، یا به اصطلاح چونه گرفتن، مقداری از خرده خمیر و آرد باقی می‌ماند. ذرات و سنگ‌هایی هم که در فضای میان سیارات منظومه‌ی شمسی می‌گردند در واقع همین خرده ریزهای باقی مانده از ماده‌ی سحابی اولیه‌اند. برخی از آنها، مثل سیارک‌ها و دنباله‌دارها، بزرگ‌اند و با تلسکوپ دیده می‌شوند. ولی بیشترشان کوچک و ذره بینی‌اند.

این خرده ریزهای کوچک را شهابواره می‌نامند. وقتی شهابواره وارد جو زمین می‌شود اصطکاکش با مولکول‌های هوا چنان شدید است که ملتهب می‌شود و می‌سوزد و ملکول‌های اطراف خود را نیز گرم و درخشان می‌کند. در این موقع می‌بینیم که ستاره‌ای کوچک در آسمان به راه افتاده است و حرکت می‌کند. این تیرهای نورانی رونده، یا شهاب‌ها، از منظره‌های زیبای آسمان شب هستند. در جایی که آسمان صاف و تاریک است و افق وسیعی دارد، می‌توان پنج شش شهاب را در هر ساعت دید. دانشمندان تخمین می‌زنند که در مدت 24 ساعت، در حدود 200 میلیون شهابواره وارد جو زمین می‌شود.

شهاب‌ها لحظه به لحظه کوچکتر و کم نورتر می‌شوند، چون می‌سوزند و ماده‌ی آنها تمام می‌شود. ولی بعضی وقت‌ها شهابواره آن قدر بزرگ است که تا رسیدن به سطح زمین همه‌ی ماده‌ی آن نمی‌سوزد و به صورت تکه سنگی بر زمین می‌افتد. این سنگ، سنگی است که شکارش آرزوی منجمان آماتور است.

طبیعی است که شهابواره‌های بزرگ، به صورت شهاب‌های پرنور دیده شوند. برخی از آنها چنان پرنورند که آسمان را روشن می‌کنند و خطی نورانی از خود به جای می‌گذارند. این خط نورانی ممکن است چند دقیقه در آسمان دوام بیاورد. هر چه شهاب پرنورتر باشد، احتمال این که همه‌ی ماده‌اش نسوزد و بخشی از آن به زمین بیفتد، بیشتر است.

 

5ـ سحابی‌ها :

سحابی ابر وسیعی از گاز یا گاز و غبار در فضا است، که نقطه آغاز تولد ستارگان است . در فضای میان ـ ستاره‌ای. چگالی متوسط ماده در سحابی چندین هزار اتم در سانتیمتر مکعب است. دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق ، فرضاً 3 کلوین است.

در آغاز، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد، سحابی‌ها فقط مرکب از هیدروژن و هلیوم (عمدتاً هیدروژن به اضافه‌ی درصد کمی هلیوم) بودند.

نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته‌ی ستارگان پرجرم بسیار سوزان به وجود آمدند. این عناصر در پی فوران‌های نواختری و انفجارهای فاجعه آمیز ابرنواختری از هسته‌ی ستارگان به سحابی راه یافتند.

ستارگان نسل‌های بعدی علاوه بر هیدروژن و هلیوم شامل درصد بسیار کمی از همه (یا تقریباً همه‌ی) عناصر طبیعی دیگر می‌شدند.

 

6ـ ابرنواخترها :

مرگ ستارگان پرجرم و درخشان بسیار تماشایی‌تر از ستارگان معمولی مانند خورشید است. آنها پس از آن که در پایان زندگی خود متورم شده و به ابَرغولی جوشان و خروشان بدل شدند، در انفجار مهیب ابرنواختری از هم می‌پاشند. هنگامی که آتش ابرنواختر برمی‌فروزد نورانیت ستاره به طور اعجاب‌آوری افزایش می‌یابد که بسیار بیشتر از افزایش نورانیت در مورد نواختران است. در حالی که وقتی نواختر به حداکثر درخشندگی خود می‌رسد به یکی از نورانی‌ترین ستارگان کهکشان تبدیل می‌شود، ابرنواختر ممکن است به چنان نورانیتی دست یابد که با مجموع نورانیتهای تمام ستارگان کهکشان برابری کند، نورانی‌ترین ابرنواختران مشاهده شده در کهکشان‌های دیگر گاه از خود کهکشان چندین بار پرنورتر بوده‌اند.

گه‌گاه در طول قرون منجمان از ظهور ستاره‌ی جدید در آسمان در حیرت شده‌اند. در ژوئیه‌ی 1054 میلادی منجمان چینی ظهور ستاره‌ی میهمان (ایشان آن را چنین می‌خواندند) را ثبت کرده‌اند. ستاره‌ی میهمان به مدت سه هفته در روز مشهود بود و تا دو سال پیش از آنکه به ژرفای تاریکی برود شب‌ها دیده می‌شد. اکنون باقیمانده‌ی این ابرنواختر سحابی خرچنگ است. ستاره‌های میهمان دیگری نیز دیده شده‌اند. مثلاً در نوامبر 1572 تیکوبراهه درصورت فلکی ذات الکرسی ستاره‌ی جدیدی را دید. او کتابی درباره‌ی این مشاهداتش نوشت که عنوان آن به لاتین De Nova Stella (راجع به ستاره‌ی جدید) بود. پس از تیکو همه ستارگان جدید را نواختر نامیدند. در دهه‌ی 1930 شناخته شد که یک رده‌ی خاص از این ستارگان جدید وجود دارد که متشکل از ستارگان منفجر شونده است. این انفجارات نام ابرنواختر را برخود گرفتند. در سال 1604 نیز کپلر موفق به رویت یک ابرنواختر دیگر شد. گرچه از ابرنواختر تیکو کم فروغ‌تر بود اما از هر جسم ستاره‌ای در آسمان نورانی‌تر دیده می‌شد. آخرین ابرنواختر پرنور تقریباً در نزدیکی ما در سال 1987 در ابر ماژلانی دیده شد که بعد از حدود 400 سال پرنورترین ابرنواختر دیده شد بود.

 

7ـ ستاره‌های دنباله‌‌دار :

ستارگان دنباله‌دار بر خلاف اسمشان به هیچ وجه ستاره و منبع تولید انرژی نیستند و نامگذاریشان فقط به دلیل شکل ظاهریشان است که مثل ستاره‌ای هستند که دنباله‌ای داشته باشد. دنباله‌دارها کره‌هایی از گاز و غبار هستند. هنگامی که این کره‌ی منجمد به خورشید نزدیک می‌شود، در اثر تصعید گازها و غبارها، هاله‌ای مه آلود در اطراف جسم اصلی دنباله‌دار (هسته) و دمی بلند در اطراف آن تشکیل می‌دهند. پس از این به بعد اگر کسی به شما گفت که «وای! چقدر ستاره توی آسمون هست!» براش توضیح بدید که این همه نقطه‌ی نورانی که در آسمان دیده می‌شود، فقط ستاره نیست. و اجرام پر نور دیگری نیز هستند که ما می‌توانیم آنها را از روی زمین ببینیم.

ستاره های دنباله دار

ستاره های دنباله دار

ستارگان دنباله‌دار بر خلاف اسمشان به هیچ وجه ستاره و منبع تولید انرژی نیستند و نامگذاریشان فقط به دلیل شکل ظاهریشان است که مثل ستاره‌ای هستند که دنباله‌ای داشته باشد، به طوری که واژه comet از کلمه یونانی kometes به معنی مو و سر گرفته شده است.

این ستارگان جابجا شونده با وجود چهره تماشاییشان که به سرعت تغییر می‌کند و کاملاً غیرمتناوب و نامنظم به نظر می‌رسد، نشانی از ترس و خرافات بوده اند و مردم ظهور ستارگان دنباله‌دار را علامتی از اتفاقی بزرگ و ناخوشایند می‌دانستند.

دنباله‌دارها از جمله اجرامى هستند که در طول تاریخ چندان محبوب نبوده‌اند. در واقع در فرهنگ بسیارى از ملت‌ها آن را پدیده‌اى شوم و نفرت‌انگیز مى‌دانستند: اعتقادى که هنوز هم طرفدارانى دارد. به نظر بسیارى از منجمان آماتور «دنباله‌دارها خیلى زیبا هستند. آنها فقط مدت کمى میهمان آسمانند با این حال، دیدن آنها بسیار هیجان انگیز است.» اما نظر شکسپیر در مورد آنها چندان شبیه این گفته‌ها نیست: «دنباله‌دار خبر از تغییر ایام و دولت‌ها مى‌دهد.» تا مدت‌ها دنباله‌دارها پیام‌هایى از سوى خدایان به حساب مى‌آمدند. پیام‌هایى که حاوى خشم و غضب آنان بر زمینیان گناهکار بود. به هر روى ظهور دنباله‌دارها در طول تاریخ تاثیرى شگرف بر زندگى آدمیان داشته؛ کودکانى را قربانى کرده و باعث برافتادن حکومت‌ها شده است. کم کم این پیام‌هاى غضبناک آسمانى جاى خود را به عقاید جدیدتر دادند. نظراتى مبنى بر اینکه دنباله‌دارها پدیده هایى مربوط به جو هستند و در داخل اتمسفر زمین ایجاد مى‌شوند. آنها عجیب‌تر از رعد و برق و توفان‌ها به نظر مى‌رسیدند و به همان میزان ـ و بلکه بیشتر- ترسناک و مخاطره‌آمیز بودند.

سال‌ها طول کشید تا سرانجام در قرن هفدهم تلاش‌هاى ادموند هالى نشان داد دنباله‌دارها اجرامى سماوى‌اند. اگرچه آنها با سیارات و ستارگان بسیار متفاوت هستند، اما همچون سیارات در مدارهایى به دور خورشید مى‌گردند. مدارهایى که معمولاً بیضوى، سهموى یا هذلولى هستند. این نوع مدار باعث مى‌شود تا فاصله دنباله‌دار از خورشید در نقطه اوج مدارى‌اش بسیار دور شود.

کشف دنباله‌دارها تاثیر بسیار زیادى بر روى علوم مختلف و به خصوص ستاره‌شناسى گذاشت. محاسبه دقیق مدار دنباله‌دارها بهانه‌اى مناسب براى کشف روش‌هاى نوین ریاضى بود. همچنین به بهانه یافتن دنباله‌دارهاى جدید نقشه‌هاى دقیقى از آسمان تهیه شد. فهرست اجرام غیرستاره‌اى که مشهورترین آنها مسیه نام دارد و متعلق به ستاره‌شناسى فرانسوى است نیز به سبب اشتباه نگرفتن این اجرام با دنباله‌دارهاى تازه پدید آمده است. کشف سیارات جدید نیز از الطاف حاشیه‌اى دنباله‌دارها است. «هرشل» تا مدت‌ها سیاره اورانوس (نخستین سیاره در دوران جدید) را دنباله‌دارى نوظهور فرض مى‌کرد.

به هر جهت، دنباله‌دارها برخلاف تاثیرى که از لحاظ خرافات بر روى زندگى زمینیان گذاشتند، عامل تحولى شگرف در علم نوین بوده‌اند. کشف دنباله‌دار اما کار ساده‌اى نبوده است. در دوران جدید براى یافتن یک دنباله دار، باید رصدگر بسیار ماهرى باشید، تمامى آسمان را به خوبى بشناسید و کمترین تغییرى را نادیده نگیرید. دیدن یک جرم بسیار کم نور و شبح‌گون در میان خیل عظیم ستارگان آسمان کار راحتى نیست. اما داستان کشف دنباله‌دارها به پایان نرسیده است. اگر رصدگر دقیقى باشید، این احتمال وجود دارد که شما هم روزى موفق به کشف یک دنباله‌دار شوید.

 

دنباله‌دار چیست ؟

دنباله‌دارها کره‌هایی از گاز و غبار هستند. هنگامی که این کره‌ی منجمد به خورشید نزدیک می‌شود، در اثر تصعید گازها و غبارها، هاله‌ای مه آلود در اطراف جسم اصلی دنباله‌دار (هسته) و دمی بلند در اطراف آن تشکیل می‌دهند.

 

معمولاً هر دنباله‌دار از سه بخش تشکیل شده است:

1. هسته : با قطر چند کیلومتر (که به طور مستقیم قابل مشاهده نیست) و کره‌ای از یخ و گازهای منجمد است.
2. گیسو : یک توده کروی از گاز است که هسته دنباله‌دار را احاطه می‌کند و حدود یک میلیون کیلومتر طول دارد. گیسو از بخار آب،‌گاز دی اکسیدکربن، آمونیاک، غبار و گازهای طبیعی دیگر که از هسته جامد متصاعد شده، تشکیل شده است. گیسو و هسته سر یک دنباله‌دار را تشکیل می‌دهند.
3. دنباله : برای یک دنباله‌دار دو نوع دنباله تشخیص داده شده است :

دنباله گرد و غبار که در انعکاس نور خورشید، زرد کمرنگ دیده می‌شود و همان طیف خورشید را دارد.
 دنباله پلاسما یا گازی، که به دلیل وجود مونوکسید کربن یونیزه (co+) آبی دیده می‌شود. طول دنباله ممکن است به صدها میلیون کیلومتر برسد.
 

در انیمیشن زیر می‌توانید ببنید که وقتی که دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود یخ‌های آن شروع به تصعید شدن می‌کنند و همین باعث می‌شود که دمی بلند در اطراف دنباله‌دار تشکیل شود.

 

مدار دنباله‌دارها

در قرن هفدهم، با کارهای اساسی کپلر، نیوتون و هالی مشخص شد که حرکت‌های عجیب دنباله‌دارها از همان قوانین حرکت سیارات پیروی می‌کنند. هالی با ادامه‌ی کار موفق شد دوره‌ی تناوب و مدار دنباله‌دار درخشانی را که بعدها به نام خودش معروف شد تعیین کند و مشخص شد که این همان دنباله‌داری است که از سال‌ها قبل از میلاد به طور تقریباً منظمی با دوره‌ی تناوب ۷۶سال رصد می‌شده است.

مدار بیشتر دنباله‌دارها بیضی بسیار کشیده (با خروج از مرکز بیشتر از ۰/۹) است. مدار بعضی دیگر سهموی و یا هذلولی است که دنباله‌دارهای غیرمتناوب محسوب می‌شوند. گاهی از اوقات ممکن است مدار دنباله‌دار به دلیل گرانش سیارات بزرگی مثل مشتری تغییر کند. مثلاً گرانش شدید موجب تکه تکه شدن دنباله‌دار شود. (مثل دنباله دار شومیکرـ لوی ۹) در سال ۱۵۳۸ میلادی یک پزشک به نام Jerome Frascator متوجه شد که دنباله‌ی دنباله‌دارها در خلاف جهت خورشید قرار دارد. در قرن هفدهم کپلر علت آن را فشار باد خورشیدی مطرح کرد.

دنباله‌دار فقط وقتی که به خورشید نزدیک است روشن می‌شود (به حالت بخار در می‌آید) و در دورترین نقطه مدار تاریک است (کاملاً غیرقابل رؤیت). بادهای خورشیدی دنباله را به سمت دورتر از خورشید می‌رانند.

بعضی دنباله‌دارها یا به خورشید برخورد می‌کنند و یا چنان نزدیک می‌شوند که منفجر می‌شوند این دنباله‌دارها خورشید خراش (Sungrazers) نامیده می‌شوند.

در انیمیشن زیر می‌توانید مدار یک دنباله‌دار را ببنید.

 

منشأ دنباله‌دارها کجاست ؟

 در سال ۱۹۵۰ یک اخترشناس هلندی به نام یان اورت با مطالعه‌ی آماری چهل و شش دنباله‌دار بلند دوره (با دوره تناوب بیش از ۲۰۰ سال) متوجه شد که این دنباله‌دارها از تمام جهات به سوی خورشید می‌آیند، بنابر این منبعشان باید کره‌ای پیرامون خورشید باشد و از آنجایی که مدار این دنباله‌دارها بسیار کشیده است پس این کره می‌بایست دور باشد. او این موضوع را مطرح کرد که خرده سیارات باقیمانده از سحابی اولیه منظومه شمسی منشا دنباله‌دارها است. با محاسبات انجام شده این منطقه (که امروزه اَبر اورت نامیده می‌شود) باید در فاصله۲۰۰۰۰ تا۱۰۰۰۰۰ واحد نجومی باشد. شاید تعداد دنباله‌دارهای ابر اورت به دو تریلیون برسد.

اما دنباله‌دارهای کوتاه دوره، تقریباً در صفحه‌ی منظومه‌ی شمسی حرکت می‌کنند. پس منبع آنها نمی‌تواند ابر اورت باشد. اخترشناسان منبع آنها را قرصی مسطح در ورای مدار نپتون (۳۵ تا۴۰ واحد نجومی) می‌دانند که ممکن است تا فاصله ۱۰۰ واحد نجومی گسترده شده باشد. جمعیت این کمربند چند صد میلیون تخمین زده می‌شود. حدود ده سال پیش (۱۹۹۲ میلادی) دو اخترشناس سیاره‌ای از دانشگاه هاروارد موفق به کشف ۲۰ عضو از اجرام این کمربند (کمربند کویی پر) شدند.

 

چرا دنباله دارها مهم هستند؟

چندى پیش ناسا در ماموریتى چندصد میلیون دلارى فضاپیمایى را به سوى دنباله‌دارى فرستاد. این فضاپیما که «برخورد عمیق» (Deep Impact) نام داشت، اطلاعات متحیرکننده‌اى براى زمین مخابره کرد. اما اطلاعاتى که ما در دنباله‌دارها مى‌یابیم چیست: شاید مهمترین آنها تاریخچه جایى است که در آن زندگى مى‌کنیم. دنباله‌دارها از ابتداى منظومه شمسى تا به حال دست نخورده و یخ زده باقى مانده‌اند. ما در زمین و سیارات اطرافمان به دلیل وجود فرسایش زیاد، کمتر اثرى از دوران اولیه منظومه شمسى مى‌یابیم. دنباله‌دارها اما همچون مومیایى این آثار را در خود حفظ کرده‌اند. با مطالعه دقیق آنها مى‌توان به عناصر و شرایط آن هنگام دست یافت. بر پایه برخى نظریه‌هاى معتبر ممکن است عناصر تشکیل دهنده حیات توسط دنباله‌دارها به زمین آورده شده باشد.

براى آماتورها هم دنباله‌دارها سرشار از اطلاعات ارزشمند است. آنها امیدوارند قبل از ظهور و نورانى شدن یک دنباله‌دار ویژگى‌هاى آن را پیش‌بینى کنند. اینکه چه شکلى دارد، درخشندگى آن چه اندازه است، آیا دنباله دارد و این دنباله تا چه اندازه امتداد مى‌یابد. دنباله‌دارهایى که در نهایت به درون خورشید مى‌افتند نیز مهم هستند؛ خورشیدخراش‌ها مى‌توانند اطلاعات ارزشمندى در مورد جو خورشید در اختیارمان قرار دهند. مطالعه واکنش خورشید در این برخوردها نیز بسیار جذاب است.

 

دنباله‌دار هالی :

دنباله‌دار هالی یک دنباله‌دار دوره‌ای ، متشکل از گاز منجمد و غبار است، که به دور خورشید می‌گردد. هالی برای اولین بار در 240 قبل از میلاد در چین ثبت شد. اما ادموند هالی اولین کسی بود که دوره‌ای بودن آن را تشخیص داد. آخرین بار در 1986 دیده شد و بار دیگر در 2061 مشاهده خواهد شد. از آن جایی که دنباله‌دار هالی تحت تاثیر نیروی گرانشی سیارات برجیس و کیوان قرار دارد، لذا دوره گردش آن دقیقاً ثابت نیست و بین 74 تا 78 سال به درازا می‌کشد. اما تقریباً می‌توان آن را 76 سال دانست. وقتی که زمین از مدار هالی (هر سال دوبار) می‌گذرد. رگبار شهاب اتا اکواریدس و اریونیدس اتفاق می‌افتد.

دنباله‌دار هالی را می‌توانید در سال 2061 میلادی دوباره در آسمان ببینید.

دنباله‌دار شومیکرلوی 9 (SHOEMAKER-LEVY9) :

شومیکرلوی 9 (SL-9) یک دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه است که توسط زوج کارولین شومیکر و دیوید لوی کشف شد. وقتی دنباله‌دار به مشتری بسیار نزدیک شد نیروهای جاذبه‌ای مشتری بخشی از آن را از آن جدا کردند و قطعات جدا شده آن در طی 6 روز در ماه جولای 1994 به مشتری اصابت کردند که اشتعال بزرگ اتمسفر مشتری از زمین دیده می‌شد.

در کمین دنباله دارها

در کمین دنباله دارها

جستجوی دنباله‌دارها مهارت منجم را در شناخت آسمان افزایش می‌دهد و موجب می‌شود تا با طیف وسیع‌تری از اجرام كم‌نور غیرستاره‌ای نیز آشنا شود، علاوه بر این، با گزارش رویت یك دنباله‌دار جدید كمك شایان توجهی به عرصه علم و دانش در سطح حرفه‌ای می‌نماید. شكار دنباله‌دارها عرصه رقابتی است مابین رصدکننده آسمان و دیگر شكارچیان دنباله‌دارها.

انتظار نداشته باشید كه پس از چند ساعت جستجو در آسمان نخستین دنباله‌دار خود را كشف كنیم. آمارهای معتبر نشان می‌دهد كه برای كشف نخستین دنباله‌دار نیاز به ۴۰۰ ساعت رصد و برای هر دنباله‌دار بعدی ۲۰۰ساعت رصد و جستجو لازم است. حتی اگر خوش شانس هم باشید باید با یك روش رصدی كار خود را آغاز نمایید و ممكن است این بازه، طولانی باشد و از چند ماه و حتی چند سال به درازا كشیده شود.

قطعاً پس از صرف زمان بسیار، نهایتاً تشخیص دنباله‌دار احساس بسیار خوبی را به شما می‌دهد. در ضمن دقت كردن به این نكته حائز اهمیت است كه اگر چه شما در جستجو دنباله‌دار در آسمان هستید ولی ممكن است شخصی دیگر زودتر از شما در حوالی ناحیه جستجویتان آن را بیابد. شرایط جوی نقش بسیار مهمی در زمان جستجو رصدکننده ایفا می‌كند. بنابراین از آنجا كه اسم شما بر روی آن دنباله‌دار گذاشته می‌شود انتظار نداشته باشید كه از دورن اتاقتان بتوانید آن رابیابید!

خوشبختانه به كمك هـر تلسكوپی می‌توان كار را آغاز نمود. شكارچیان قرن گذشته به كمك تلسكوپ‌های شكستی با فاصله كانونی بزرگ آسمان را جاروب می‌كردند، اما امروزه شكارچیان ترجیح می‌دهند این كار را با فاصله‌های كانونی كمتر انجام دهند زیرا میدان دید بزرگتر باعث صرفه‌جویی در زمان جستجو می‌شود. تلسكوپ نیوتی ۸ اینچی با میدان دید بزرگ برای این كار بسیار مناسب است. تلسكوپ‌های كوچكتر توان جمع‌آوری نور كمتری را دارند و نوع بزرگتر آن نیز به دلیل سنگینی، حمل و نقل مشكل و میدان دید كوچكتر چندان مناسب نیستند. اما دوربین‌های دوچشمی با گشودگی زیاد مشابه چیزی كه منجمانی مانند هیاكوتاكه، اوتسونومیا و دیگران استفاده كردند نیز مناسب است.

معمولاً هر شب بدون ماه و یا آسمان شامگاهی و صبحگاهی، زمان مناسبی برای كاوش است. جستجو آسمان پس از غروب خورشید در زمانی كه ماه در آسمان صبحگاهی است شرایط مناسبی برای رصد است. برای جستجوی دنباله‌دارها روش‌های متعددی وجود دارد كه بستگی به امكانات و زمان رصدکننده خواهد داشت.

برای جستجو ابتدا باید ابزار مناسب این کار را تهیه کنید. شما می‌توانید از دوربین و یا تلسکوپ استفاده کنید. ولی حتماً باید نحوه کار با تلسکوپ و نحوه‌ی نصب تلسکوپ را بدانید.

شما باید در هنگام رصد خود آسمان را به گونه‌ای تقسیم‌بندی کنید که تمام قسمت‌های آن را بتوانید بگردید و جایی نماند که از چشمان تیزبین شما دور باشد. هر چه قسمت‌هایی که برای جستجو کردن انتخاب می‌کنید کوچکتر باشد، و یا آن ناحیه‌ها را سریع ترجستجو کنید، ممکن است جرم مشکوکتان را از دست بدهید و بسیار ناگوار است كه بشنوید شخص دیگری در همان زمان رصد، و در همان بخش از آسمان جسمی را یافته باشد.

به محض یافتن جسمی مشكوك، لازم است به اطلس‌های نجومی مراجعه كنید. شناخت آسمان در اینجا به شما كمك می‌كند كه سریع‌تر نقشه آن منطقه را بیابید.

اطلس اسکای 2000 (sky 2000) همه اجرام قابل رویت در درون تلسكوپی ۸ اینچی را نشان می‌دهد. اما ستارگان كم نور را به ویژه در نواحی شلوغ كهكشان در خود ندارد. در این حالت باید به اطلسهای نجومی که ستارگان تا قدر 11+ و یا حتی کم نورتر را نشان می‌دهند روی آورد. برای این منظور می‌‌توان به اطلس‌های یورونومتریا یا میلینیوم استار مراجعه نمود. دقت كنید كه برخی از اجرام غیرستاره‌ای در اطلس‌ها درج نمی‌گردند و برخی نیز در مكان غلط قرار می‌گیرند. اگر مطمئن شدید كه جرم مورد نظر یك جرم غیرستاره‌ای نیست، بنابراین ممكن است كه دنباله‌دار جدید و یا دنباله‌داری كه در حالت فوران است را دیده باشید. با مراجعه به مختصات دنباله‌دارهای قابل رویت در آن ایام می‌توان فهمید که این دنباله‌دار جدید است و یا قبلاً شناخته شده است.

پس از اطمینان از اینكه جرم مورد نظر شما غیرستاره‌ای نیست و نیز این دنباله‌دار قبلاً توسط کسی شناخته نشده، تصویری از آن را كه در چشمی دوربین خود می‌بینید ترسیم نمایید. اگر جسم مربوط دنباله‌دار باشد می‌باید حركت كند. در ترسیم این تصویر حداكثر دقت خود را اعمال نمایید؛ چون كه در گزارش خود باید جهت حركت یا آهنگ روزانه حركت آن را مشخص كنید. این كار نیاز به مهارت دارد و اگر ستاره‌ای در كنار آن نباشد كار مشكل‌تر خواهد شد. اگر در حركت آن شك دارید و هنوز رویت آن را گزارش نكرده‌اید بهتر است تا شب آینده صبر كنید تا در مورد حركت آن مطمئن شوید. بیش از ۹۵ درصد گزارشات از رصدکننده‌های غیرمعروف یا ناشناخته ناشی از اعلام‌های نادرست است. ابتدا از رویت دنباله‌دار جدید مطمئن شوید تا پس از اعلام آن شرمنده نشوید.

یكی از بهترین راه‌های ارسال خبر رویت دنباله‌دار به كمك پست الكترونیكی است. در پایگاه اینترنتی انجمن بین‌المللی نجوم فرم كشف دنباله‌دار در نظر گرفته شده است كه می‌توانید در صفحه وب آن را به صورت آنلاین پر كنید.

اما برای این كار  باید اطلاعات زیر را تهیه كنید كه عبارتند از :

1ـ تعیین روش رصد (عكسبرداری یا مرئی، CCD …)

2ـ زمان بر حسب UT با دقت دقیقه، تعیین بُعد (با دقت حداقل یك دقیقه) و تعیین میل (با دقت 1 دقیقه قوسی) و تعیین اعتدال مورد استفاده برای تعیین بعد و میل

3ـ توضیحات کافی اعم از تعیین قدر مجموع، درصد تراكم، طول دنباله در صورت رویت و موقعیت آن

4ـ جزئیات ابزار رصدی (اندازه، نسبت کانونی، محل نصب تلسكوپ)

5ـ نام و نام خانوادگی كامل رصد کننده

6ـ جزئیات كامل برای تماس اعم از تلفن، فاكس، پست الكترونیكی، آدرس پستی

سپس این اطلاعات را به آدرس [e-mail] پست نمایید.

انجمن بین‌المللی نجوم پس از دریافت پست الكترونیكی شما با چند رصدکننده حرفه‌ای دنباله‌دار‌ها تماس می‌گیرد و آنها سعی می‌كنند جرم مشكوك را رصد و صحت و سقم ادعایتان را بررسی نمایند. این كار را از چند ساعت تا چند روز، بستگی به شرایط جوی و قابل رویت بودن دنباله‌دار در نیمكره شمالی یا جنوبی، طول خواهد كشید. پس از تأیید دنباله‌دار جدید با نامگذاری نوین دنباله‌دارها بر حسب سال كشف و تعداد نیم ماه‌های گذشته از سال میلادی جاری نام‌گذاری می‌گردد. پس از چند روز با رصدهای دقیق مدار دنباله‌دار تعیین می‌شود.

امید است پس از خواندن این متن و آغاز برنامه رصدی جدی، شما نیز اولین دنباله‌دار خود را كشف كنید و پا به عرصه دنیای كاشفان دنباله‌دارها بگذارید.

سیاهچاله ها

سیاهچاله ها

باور غلط : سیاهچاله‌ها اجرامی هستند که هیچ نوری از خود منتشر نمی کنند و هر جسمی که درون آنها گرفتار شود، سرنوشتی نامعلوم خواهد داشت.

باور صحیح : سیاهچاله‌ها دارای تابشی به نام تابش هاوکینگ هستند. پروفسور هاوکینگ ثابت کرد که این تابش، اطلاعاتی از دورن سیاهچاله به ما می‌دهد.

در ابتدا یک اصطلاح در باره سیاهچاله را تعریف می‌کنم. طبق تعریف "افق رویداد" یک سیاهچاله مرزی است که هر جرمی  که وارد آن شود گرفتار میدان گرانشی سیاهچاله خواهد شد.

مردم عادی فکر می‌کنند که سیاهچاله‌ها هیچ نور و اطلاعاتی منتشر نمی کنند، و اگر جسمی توسط سیاهچاله بلعیده شود، سرنوشت نامعلومی خواهد داشت. اما پروفسور هاوکینگ در سال 1974 با محاسبات ریاضی بر روی سیاهچاله‌ها متوجه نکته بسیار عجیبی شد.

هاوکینگ نشان داد که این اجرام دارای نوعی تابش هستند، که این تابش بعدها به تابش هاوکینگ معروف شد. اما در آن سال پروفسور معتقد بود که این تابش با دیگر تابشها متفاوت است و بلافاصله پس از آن که بخواهد از افق رویداد خارج شود تمام اطلاعات خود را ازدست می‌دهد و نابود می‌شود.

بر اساس محاسبات هاوکینگ، این تابش اطلاعاتی از ماهیت جسم تابش کننده (سیاهچاله) را همراه نداشت و تمام این اطلاعات به نوعی گم می‌شدند. این مساله غیر عادی موجب بروز پارادوکسی به نام پارادوکس اطلاعاتی سیاهچاله شد.

مدت 30 سال بسیاری از دانشمندان تلاش کردند تا بتوانند این پارادوکس را حل کنند، اما کوشش آنها با شکست مواجه شد.

تا اینکه خود پروفسور در سال گذشته به حل این پارادوکس پرداخت و با استفاده از مکانیک کوانتومی نشان داد که بخشی از تابش هاوکینگ می‌تواند از افق رویداد سیاهچاله خارج شود و اطلاعاتی را با خود به خارج حمل کند.

این مساله بدین معنی است که این توانایی را پیدا کرده ایم تا درباره اتفاقاتی که درون یک سیاهچاله رخ می‌دهد اظهار نظر کنیم و درباره آینده و سرنوشت اجرامی که به درون آن سقو ط می‌کنند حرف بزنیم.

تصویری جدیدی که پروفسور هاوکینگ از سیاهچاله‌ها ارائه می‌دهد ناقض نظریه‌ی قبلی اوست. نظریه قبلی می‌گفت که سیاهچاله‌ها به تدریج بخار می‌شوند و از بین می‌روند و با از بین رفتنشان تمام اطلاعاتی که در درون آن هست نیز از بین خواهد رفت و این اطلاعات به بیرون درز نمی کند. اما در نظریه‌ی جدید گفته می‌شود که اطلاعات کاملاً از بین نمی‌رود بلکه سیاهچاله ذره ذره آن را تابش می‌کند تا نهایتاً اطلاعات آن در دسترس قرار گیرد. و سیاهچاله با تابش هاوکینگ انرژی خود را ذره ذره از دست می‌دهد تا از بین برود. در نتیجه می‌توان راجع به گذشته سیاهچاله‌ها مطمئن بود و آینده آنها را با قطعیت نسبتاً خوبی پیش‌بینی کرد.

یعنی امکان دارد که پروفسور هاوکینگ در 30 سال آینده نظریه جدیدی در باره سیاهچاله‌ها ارائه دهد و باز هم گفته های خود را نقض کند؟!!

شفق قطبی

شفق قطبی

باد خورشیدی

دانشمندان قرن نوزدهم، خورشید را سرچشمه جویباری از ذرات ابرگونه‌ای که در فضای بین سیارات روان است، تصور می‌کردند و می‌گفتند که پدیده‌هایی مانند «شفق‌های قطبی» از برخورد این ذرات با جو زمین پدید می‌آیند.

نتایج حاصل از بررسی گیسوی ستارگان دنباله‌دار بر نظریه «گسیل ذرات خورشیدی» نیرو بخشید و در سال 1958 ای.ان.پارکر ثابت نمود که ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام «باد خورشیدی» به وجود می‌آورند. به گمان بارکر، دمای فوق‌العاده زیاد تاج‌های خورشیدی، موجب به وجود آمدن فشار زیاد شده و به جریان به سمت بیرون مواد خورشیدی می‌انجامد. از آن جایی که هیچ مانع خارجی در سر راه این مواد وجود ندارد، لذا از سرعت جریان آنها کم نمی‌شود و مانند گلوله‌ای که در سراشیبی است، همچنان به راه خود ادامه می‌دهند. منشا این پدیده، تاج خورشیدی است، که بنابر خصوصیت خود همواره در حال انبساط و پراکنده کردن بوده و برای جایگزینی مواد از دست رفته، از لایه‌های زیرین خویش تغذیه می‌کند. اما این که مکانیسم تغذیه دقیقاً چگونه عمل می‌کند، هنوز به درستی روشن نیست.

نتایج به دست آمده از کاوش‌های فضایی، چون روسیه و آمریکا (به ویژه ماریتر 2) مداومت باد خورشیدی را ثابت می‌سازد و با آغاز عصر فضا، تحقیق در زمینه آشنایی با این مکانیسم با جدیت هر چه تمام‌تر دنبال می‌گردد و هر روز بر آگاهی ما در مورد شناخت پدیده‌ی «باد خورشیدی» افزوده می‌شود.

دمای ذرات باد خورشیدی در نزدیکی‌های زمین چیزی حدود 100000 کلوین است. به این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از ذرات بسیار گداخته، و بسیار رقیق پوشیده شده است.

 

ویژگی‌های باد خورشیدی

باد خورشیدی به طور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشیدی محسوب داشت) و ذراتی که به وسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون‌های سنگین می‌باشند. مهم‌ترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در مترکعب می‌باشد.)

دمای ذرات باد خورشیدی در نزدیکی‌های زمین چیزی حدود 100000 کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از ذرات بسیار گداخته، و بسیار رقیق پوشیده شدهاست. این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود 1000 میلیون کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای به نام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود! جالب این جاست که این مدت تقریباً 10000 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است.

ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام «باد خورشیدی» به وجود می‌آورند.

 

شفق‌های قطبی

شفق‌های قطبی یکی از طبیعی‌ترین و زیباترین پدیده‌های جو زمین است. پدیده مزبور عبارت از ذرات بارداری هستند که از خورشید به سوی لایه‌های زیرین جو زمین سرازیر می‌شوند و روشنی‌هایی را که کلاً شفق‌های قطبی نام دارند پدید می‌آورند.

شفق قطبی یا نورهای قطبی، به بهترین صورت از حدود عرض جغرافیایی دایره‌ی اقیانوس منجمد شمالی (یا منجمد جنوبی) دیده می‌شود. نورهای قطبی درست همانند تابش‌های رنگی در آسمان هستند. نورهای قطبی در اثر الکترون‌هایی که در طول خطوط نیروی میدان مغناطیسی زمین حلقه می‌زنند، به وجود می‌آیند. این حلقه‌های الکترونی وارد جو زمین می‌شوند و باعث می‌گردند که گازهای رقیقی که در ارتفاعات بالای جو قرار دارند، همانند نور لامپ فلورسنت بدرخشند.

این الکترو‌ن‌ها عمدتاً از خورشید می‌رسند و تعداد آنها بستگی به فعالیت خود خورشید دارد. وقتی که سطح خورشید خیلی فعال باشد، ما نورهای قطبی بیشتری را مشاهده می‌کنیم تا زمانی که خورشید آرام‌تر است.

نور قطبی می‌تواند شکل‌های مختلفی داشته باشد. بعضی وقت‌ها شبیه به پرده‌ی آویزان، یا نورهای متحرک و یا پرتوهای نور است. رنگ آن نیز تغییر می‌کند ولی بیشتر مواقع دارای سایه‌ی سبز یا صورتی است.

شفق‌ها مانند پرده‌هایی عظیم به طول صدها کیلومتر از نورهای رنگی هستند در موارد نادر شفق قطبی ممکن است سراسر آسمان مرئی، از افق تا سمت الراس را بپوشاند.

شکل شفق قطبی سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است، امتداد حرکت ذرات خورشیدی را، در چندین هراز کیلومتر آخر، میدان مغناطیسی زمین هدایت می‌کند.

حلقه شفق قطبی

 

دوره تناوب ظهور شفق‌های قطبی

مشاهدات چندین ساله آشکار ساخته‌اند که دوره‌های مشاهده شفق‌های قطبی به طور مرتب در 5/11 سال تکرار می‌شوند. در طول این مدت، شماره شفق‌های قطبی نخست ، سال به سال کاهش می‌یابد و سپس شروع می‌کند به زیاد شدن تا مقدار آن در 5/11 سال از نو به ماکزیمم می‌رسد.

 

یک پرسش و یک پاسخ

 چرا شفق‌های قطبی در عرض‌های بالا، یعنی در نواحی نزدیک به قطب‌ها مشاهده می‌شوند؟ در صورتی که می‌دانیم پرتوهای خورشید تمام سطح زمین را روشن می‌کنند. پاسخ این پرسش را استرمر (Stermer) ، دانشمند نروژی پیدا کرد. ذرات باردار گسیل شده از خورشید به جو زمین می‌رسند و به درون میدان مغناطیسی آن نفوذ می‌کنند. در آنجا نیروی میدان مغناطیسی زمین بر آنها اثر می‌کند و آنها را از مسیر اولیه خود منحرف می‌سازد.

استرمر محاسبات ریاضی پیچیده‌ای انجام داد و مسیر این الکترون‌ها را در میدان مغناطیسی زمین حساب کرد. او نشان داد که ذرات باردار منحرف شده توسط میدان مغناطیسی زمین، به یقین فقط به نواحی قطبی کره زمین وارد می‌شوند.

 

شفق‌های قطبی تصاویر آیینه‌ای نیستند

در کتاب‌های عمومی نجومی چنین آمده است که شفق‌های قطبی در اطراف هر دو قطب مغناطیسی زمین، تصاویر قرینه آیینه‌ای ایجاد می‌کننند. اما به نظر می‌رسد که چنین نیست. گروهی ، با استفاده از فضاپیمای Polar and Image متعلق به ناسا برای نخستین بار، بیضی‌های شفق قطبی را در آسمان نیمکره شمالی و جنوبی همزمان تحت نظر گرفتند. این دو حلقه نور، بسیار مشابه بودند اما دوام یکسانی نداشتند. این گروه، این تفاوت را از یک طرف ناشی از انحراف محور مغناطیسی زمین نسبت به جهت باد خورشیدی و از طرف دیگر ناشی از برآمدگی‌ها و فرورفتگی‌های میدان مغناطیسی زمین دانسته‌‌اند.

 

شفق‌های قطبی در دیگر سیارات

فضاپیماهای ویجر وجود شفق‌های مشابهی را در عرض‌های 78 تا 80 درجه‌ی شمالی و جنوبی جو مشتری و کیوان نشان می‌دهند.

اندازه تابناکی شفق‌های قطبی را بر حسب واحدی به نام ری لی (Rayleigh) اندازه می‌گیرند. هر «ری لی» برابر است با صد هزار فوتون بر سانتی‌متر مربع در ثانیه. معمولاً شفق‌هایی با تابناکی هزار «ری لی» مرئی بوده و پدیده‌ای همیشگی در شب‌های آسمان نواحی قطبی به شمار می‌آید.

بررسی‌ها نشان داده که شفق‌های جو مشتری نیرومندتر از شفق‌های زمینی هستند و درخشش آنها به 60 هزار ری لی می‌رسد. و هم چنین درخشندگی شفق‌های کیوان به 2000 تا 5000 بالغ می‌گردد.

شهاب سنگ پرساید و شفق قطبی

 

طیف رنگ‌های موجود در شفق‌های قطبی

 نیتروژن حجم عمده‌ای از گازهای موجود در جو زمین می‌باشد. اکسیژن، هیدروژن و هلیوم نیز با درصدهای متفاوتی در جو زمین وجود دارند. علت تغییر رنگ «شفق‌های قطبی» بستگی به گازی دارد که ذرات باردار «باد خورشیدی» به آنها برخورد می‌کنند و آن‌ها را وادار به تابش فوتون می‌کنند. طبق قوانین فیزیکی برای بر انگیخته شدن یک الکترون در هسته اتم، نیاز به صرف انرژی می‌باشد. الکترون با گرفتن انرژی برانگیخته می‌شود و از مداری به مدار بالاتر می‌رود. در بازگشت از مدار بالاتر به مدار اولیه الکترون انرژی‌ای را که گرفته بود به صورت انرژی تابش بر می‌گرداند. که طول موج این نور برای هر اتم مقداری منحصر به فرد است، و یکی از راه‌های تشخیص اتم‌ها به دست آوردن طول موج‌های الکترون‌های آنها ست وقتی که برانگیخته می‌شوند. در «شفق‌های قطبی» نیز قضیه به همین شکل می‌باشد. ذرات باردار «باد خورشیدی»، عناصر موجود در جو زمین را برانگیخته می‌کنند و هر کدام از عناصر بنا به ماهیت خود طول موجی از خود تابش می‌کنند، که دارای رنگ‌های مختلفی است. در زیر شما می‌توانید این موضوع را مشاهده کنید. در این آزمایش چهار گاز اکسیژن، نیتروژن، هیدروژن و هلیوم در نظر گرفته شده است. ابتدا نام خود را وارد کنید و دکمه play را بزنید. در منوی گوشه عکس می‌توانید گازی را که می‌خواهید طیف رنگی آن را ببنید، مشخص کنید. گزینه Collision intensity شدت برخورد را مشخص می‌کند که می‌توانید با کم و زیاد کردن آن تغییرات به وجود آمده را مقایسه کنید.

 

گالری تصاویر

شفق‌های قطبی یکی از زیباترین پدیده‌های جوی می‌باشد که موجب شگفتی هر انسانی می‌گردد. پس بیایید با هم نگاهی به عکس‌هایی زیبا از این پدیده بیاندازیم. در ضمن می‌توانید فیلم زییایی از شفق‌های قطبی را از اینجا دریافت کنید.

آسمان آبی

آسمان آبی

باور غلط : آسمان آبی است، زیرا نور آبی اقیانوسها را منعکس می‌کند. و یا این که رنگ آبی آسمان به دلیل وجود قطرات ریز آب موجود در جو می‌باشد.

باور صحیح : آسمان آبی است، زیرا بر اثر تجزیه نور خورشید رنگ آبی در فضای بیشتری از آسمان منتشر می‌شود.

 

در یک روز آفتابی و بدون ابر، آسمان آبی است، زیرا قسمت آبی نور خورشید به وسیله‌ی مولکول‌های هوا بیشتر به اطراف پراکنده می‌شوند. وقتی در هنگام غروب خورشید به آسمان نگاه می‌کنیم، آسمان به رنگ‌های قرمز و نارنجی است، زیرا قسمت آبی نور خورشید در طول مسیر پرتوها، به اطراف پراکنده می‌شوند و از مسیر دید ما خارج شده‌اند. برای درک بیشتر این موضوع به تصویر بالا نگاه کنید. توجه داشته باشید که این دو آدم، یکی خورشید را در حال غروب می‌بیند و دیگری خورشید را در بالای آسمان مشاهده می‌کند.

 

نور خورشید مخلوطی از همه‌ی رنگ‌های تشکیل دهنده‌ی رنگین کمان است. این موضوع توسط نیوتون نشان داده شده بود. او با استفاده از منشور توانست رنگ‌های مختلف را جدا کند و یک طیف تشکیل دهد. رنگ‌ها به وسیله‌ی طول موج‌های مختلف‌شان از هم تشخیص داده می‌شوند. بخش مرئی طیف در گستره‌ی نور قرمز با طول موج در حدود 720نانومتر، تا بنفش با طول موج 380نانومتر است؛ و رنگ‌های نارنجی، زرد، سبز، آبی و نیلی ما بین نور قرمز و بنفش قرار دارند.

در شبکیه‌ی چشم انسان سه نوع مختلف از دریافت‌کننده‌های رنگی وجود دارد، که نسبت به طول موج‌های قرمز، سبز و آبی به شدت واکنش نشان می‌دهند. و در اصل باعث بینایی رنگی چشم ما می‌شوند.

 

گرد و غبار یا ذرات معلق ؟

جان تین دال و ری لایت تصور می‌کردند که عامل اصلی رنگ آبی آسمان ذرات ریز گرد و غبار و قطرات کوچک آب موجود در جو است. حتی امروزه مردم گاهی به اشتباه رنگ آبی آسمان را به این خاطر می‌دانند. دانشمندان بعدها پی بردند که اگر این موضوع صحت داشت، می‌بایستی شاهد تغییر رنگ آسمان در شرایط مرطوب یا غبارآلود باشیم. این موضوع در نهایت به وسیله‌ی انیشتین در سال 1911 که فرمول‌های مفصلی برای پاشندگی نور از مولکول‌ها پیدا کرده بود به اثبات رسید.

مولکول‌ها توانایی پخش نور را داند، زیرا میدان الکترومغناطیسی نور، موجی به صورت دو قطبی الکتریکی لحظه‌ای القا می‌کند.

 

چرا آسمان بنفش نیست؟

اگر طول موج‌های کوتاه‌تر با شدت بیشتری پراکنده می‌شوند، این مساله مطرح می‌شود که چرا رنگ آسمان بنفش نیست؟ (یعنی رنگی با کوتاه‌ترین طول موج مرئی) طیف نور گسیل شده از خورشید در تمام طول موج‌ها پیوسته نیست و توسط اتمسفرِ بالایی جذب می‌شود. بنابر این بنفش کمتری در نور وجود دارد. همچنین چشم‌های ما حساسیت کمتری به آن رنگ‌ها دارند.

برای ادامه این بحث بهتر است که نکاتی در باره عملکرد بینایی انسان بدانیم. در شبکیه‌ی چشم ما سه نوع از دریافت کننده‌های حساس به نور یا سلول مخروطی وجود دارد. این دریافت‌ کننده‌ها به سه نور قرمز، آبی و سبز حساس هستند. هنگامی که آنها به نسبت‌های مختلف تحریک می‌شوند، سیستم بینایی ما رنگ‌هایی که می‌بینیم را می‌سازد. هنگامی که به آسمان نگاه می‌کنیم، سلول‌های مخروطی قرمز، با نور قرمز تحریک شده و همچنین با شدت کمتری به طول موج‌های نارنجی و زرد حساسیت نشان می‌دهند. سلول‌های مخروطی سبز به طول موج زرد به میزان کمتری نسبت به طول موج‌های سبز و فیروزه‌ای پراکنده شده، واکنش می‌دهند. سلول‌های مخروطی آبی توسط رنگ‌هایی نزدیک به طول موج‌های آبی که با شدت زیادی پراکنده شده‌اند تحریک می‌شوند.

در صورت عدم وجود بنفش و نیلی در طیف، آسمان به رنگ آبی همراه با مخلوطی از سبز به نظر می‌رسید. ولی طول موج‌های بنفش و نیلی که شدیدترین پراکندگی را دارند سلول‌های مخروطی قرمز را تقریبا هماننند سلول‌های مخروطی آبی تحریک می‌کنند. بدین علت است که این رنگ‌ها با افزایش کمی رنگ قرمز، آبی به نظر می‌رسند.

اثر کلی این است که سلول‌های مخروطی قرمز و سبز تقریباً به طور یکسان توسط نور آسمان تحریک می‌شوند. این در حالی است که چون آبی شدیدتر تحریک می‌شود، عامل آبی بودن آسمان به حساب می‌آید.

 

یک آزمایش ساده

برای اینکه این موضوع را بهتر درک کنید، بیایید با هم یک آزمایش ساده انجام دهیم. یک آکواریوم بزرگ بردارید و داخل آن را آب بریزید. مقدار خیلی کمی شیر به آب اضافه کنید. یک چراغ قوه را مانند شکل بالا به آکواریوم بتابانید. حال خانه را تاریک کنید و مشاهده کنید که چه اتفاقی برای نور چراغ قوه بعد از گذشتن از دورن آکواریوم رخ می‌دهد. سعی کنید نور چراغ قوه را از جهتهای مختلف در آکواریوم مشاهده کنید تا بتوانید متوجه این تغییر رنگ شوید.

قوانین حرکت در منظومه‌ی شمسی

قوانین حرکت در منظومه‌ی شمسی

اولین اقدامات جدی برای توصیف حرکت منظومه‌ی شمسی را یونانی‌ها انجام دادند. بطلمیوس نظریه زمین مرکزی (یا بطلمیوسی) را برای منظومه‌ی شمسی مطرح کرد که در آن، زمین در مرکز منظومه ساکن است و سیارات، از جمله خورشید و ماه، حول آن دوران می‌کنند.

این مطلب نباید شگفت‌انگیز جلوه کند زیرا زمین به نظر ما یک جسم بسیار با اهمیت است. حتی امروزه در آموزش اخترشناسی در دریانوردی، از چارچوبِ مرجعِ زمین مرکزی استفاده می‌کنیم و در مکالمه‌ی معمولی اصطلاحاتی چون «طلوع خورشید» را به کار می‌بریم که اشاره به چنین چارچوبِ مرجعی است.

مدارهای دایره‌ای ساده نمی‌توانند حرکت‌های پیچیده‌ی سیارات را توجیه کنند، در نتیجه بطلمیوس مفهوم افلاک تدویر را به کار برد. در این مدل هر سیاره‌ای به دور نقطه‌ای در حال دوران است که این نقطه نیز در مداری دایره‌ای شکل به دور زمین می‌گردد.

او همچنین مجبور شد به آرایش‌های هندسی دیگری هم متوسل شود، اما در هر یک از این افلاک نیز دایره نقش خود را به عنوان شکل اصلی حرکت سیارات حفظ می‌کرد.

امروزه ما می‌دانیم که دایره در حرکت سیارات شکل اصلی نیست. بلکه بیضی شکل اصلی حرکت است و خورشید در یکی از کانون‌های بیضی قرار دارد.

در قرن شانزدهم میلادی کوپرنیک (1473-1543 میلادی / 852-922 شمسی) یک طرح خورشید مرکزی (کوپرنیکی) پیشنهاد کرد که در آن خورشید در مرکز منظومه‌ی شمسی قرار دارد و زمین مانند یکی از سیاراتش حول آن حرکت می‌کند. اغلب تصور می‌شود که طرح کوپرنیک آن چنان ساده‌تر از طرح بطلمیوس است که باید از همان ابتدا پذیرفته می‌شد. این تصور درست نیست. کوپرنیک به تقدس دایره‌های معتقد بود و او نیز به اندازه‌ی بطلمیوس از افلاک تدویر و طرح‌های دیگر استفاده کرد. با این حال قرار دادن خورشید در مرکز اجرام، تعریف بسیار ساده‌تر و توضیح بسیار طبیعی‌تر در مورد برخی خصوصیات حرکت سیاره‌ای ارائه داد. مهم‌تر از همه، او شالوده‌ی محکمی بنیان نهاد که دیدگاه‌های جدید ما در باره‌ی منظومه‌ی شمسی بر روی آن استوار است.

بحث و جدل درباره‌ی این دو نظریه، اخترشناسان را بر آن داشت که اطلاعات رصدی دقیق‌تری به دست آورند. این اطلاعات را تیکو براهه (1546-1601 میلادی / 925-980 شمسی) آخرین اخترشناس بزرگی که مشاهدات خود را بدون استفاده از تلسکوپ انجام می‌داد، جمع‌آوری کرده است.

یوهانی کپلر (1571-1630 میلادی / 950-1009 شمسی) که دستیار براهه بود، مدت بیست سال وقت صرف کرد تا توانست اطلاعات جمع‌آوری شده توسط براهه را تحلیل و تعبیر کند. کپلر قواعد مهمی برای حرکت سیارات پیدا کرد. این قواعد که به سه قانون کپلر در حرکت سیارات معروف‌اند عبارتند از :

1. تمام سیارات در مدارهای بیضی شکلی که خورشید در یکی از کانون‌های آن قرار دارد حرکت می‌کند. (قانون مدارها)
2. خط واصل هر سیاره به خورشید در زمان‌های مساوی مساحت‌های مساوی جاروب می‌کند. (قانون مساحت‌ها) به شکل زیر نگاه کنید. هر کدام از این قسمت‌های رنگی مساحتی برابر دارند. طبق این قانون سیاره‌ای که به دور خورشید در حال دوران است هر کدام از این قسمت‌ها را در زمان‌های مساوی طی می‌کند.

نیوتون به منظور به دست آوردن سه قانون تجربی کپلر، قوانین حرکت و گرانش‌اش را با یکدیگر ترکیب کرد : و برای قانون دوم این روابط را برای بدست آوردن سرعت در نقطه اوج و حضیض به دست آورد:

در این رابطه V1 سرعت سیاره است وقتی در نزدیک‌ترین فاصله خود با خورشید قرار دارد (حضیض خورشیدی) که با توجه به این قانون V1 بیش‌ترین سرعتی است که سیاره در حرکت مداری خود خواهد داشت و V2 سرعت سیاره است وقتی که در بیش‌ترین فاصله خود با خورشید قرار دارد. (اوج خورشیدی) A

فاصله متوسط یا همان نیم قطر اطول (بزرگ) مدار سیاره با واحد AU(فاصله متوسط زمین تا خورشید) و P دوره تناوب با واحد سال زمینی و e خروج از مرکز بیضی می‌باشد.

3. مجذور دوره‌ی دوران هر سیاره حول خورشید، با مکعب فاصله‌ی متوسط آن سیاره از خورشید متناسب است. (قانون دوره‌های تناوب)

کپلر برای بدست آوردن این فرمول 7 سال تلاش کرد. در آن زمان فاصله واقعی میان خورشید و سیارات معلوم نبود، اما محاسبه نسبت فاصله یک سیاره تا خورشید به فاصله زمین تا خورشید میسر بود. مثلاً کپلر می‌دانست که نیم قطر اطول (بزرگ) مدار مریخ تقریباً 5/1 برابر نیم قطر اطول مدار زمین است. حال او متوجه شد اگر در هر سیاره نیم قطر اطول را به توان 3 و دوره گردش (p) را به توان 2 برسانیم. دو رقم بدست آمده باهم برابر می‌شوند و فقط اختلاف‌های اندکی برای برجیس (مشتری) و کیوان(زحل) دیده می‌شود. این مطلب را می‌توان به صورت نوشت که درآن p برحسب سال و r برحسب واحد نجومی (نیم قطر اطول زمین) است. می‌توانیم برای اندازه‌گیری دور گردش سیاره واحد روز و برای فاصله کیلومتر را انتخاب کنیم. در این صورت نباید انتظار داشته باشیم  بلکه باید رابطه را به صورت  بنوسیم که در آن k ضریب ثابت است و مقدارش به واحدها بستگی دارد. برای مشخص کردن این موضوع معادله را می‌توان به این صورت نوشت :

که P1 و r1 برای جرمی است که میخواهیم این مقادیر را برایش بدست آوریم و P2 و r2 معمولاً برای زمین یا جرمی که این دو مقدار برای آن اندازه گیری شده است، می‌باشد.

قوانین کپلر نظریه‌ی کوپرنیک را قویاً تایید کردند. این قوانین نشان دادند که اگر خورشید به عنوان مرجع در نظر گرفته شود، حرکت سیارات به راحتی قابل توصیف است. اما این قوانین تجربی بودند و صرفاً حرکت مشاهده شده‌ی سیارات را بدون هیچ گونه تعبیر نظری توصیف می‌کردند. کپلر تصور نمی‌کرد که نیرو منشأ این قواعد باشد. در واقع مفهوم نیرو تا آن زمان هنوز فرمول‌بندی نشده بود. بنابر این، این که نیوتون توانست قوانین کپلر را از قانون حرکت و قانون گرانش خودش نتیجه بگیرد، یک پیروزی بزرگ برای او محسوب می‌شد. قانون گرانش نیوتن در این مورد ایجاب می‌کرد که هر سیاره با نیرویی به طرف خورشید جذب شود که با جرم سیاره متناسب است و با مجذور فاصله‌ی آن از خورشید نسبت معکوس دارد.

نیوتن از این طریق توانست حرکت سیارات در منظومه‌ی شمسی و حرکت اجسام در حال سقوط در نزدیکی سطح زمین را با یک مفهوم واحد بیان کند. بدین ترتیب مکانیک زمینی و مکانیک سماوی را که قبلاً از هم جدا بودند در یک نظریه‌ی واحد با هم تلفیق کرد. اهمیت علمی کار کوپرنیک در این بود که نظریه‌ی خورشید مرکزی راه را برای این تلفیق هموار کرد. در نتیجه، با این فرض که زمین ضمن گردش به دور خود حول خورشید نیز دوران می‌کند، توجیه پدیده‌های متعددی چون حرکت ظاهری روزانه و سالانه‌ی ستاره‌ها، خارج شدن زمین از حالت کروی، رفتار بادهای استوایی و بسیاری چیزهای دیگر که توضیح آنها در نظریه‌ی زمین مرکزی به این راحتی نبود، امکان پذیر شد.

در اینجا آموزنده است که مراحل مختلف شناخت خود از حرکت اجسام در منظومه‌ی شمسی را با توجه به برنامه‌ی مکانیک کلاسیک مرور کنیم. از لحاظ تاریخی چهار تحول بزرگ رخ داده است :

1. کوپرنیک خاطر نشان کرد که خورشید در مرکز منظومه‌ی شمسی قرار دارد، نه زمین. به زبان امروزی، او چارچوب مرجعی (خورشید) در اختیار ما قرار داده که از چارچوب مرجعی که قبلاً برای بیان حرکت‌های منظومه‌ی شمسی به کار می‌رفت (زمین) خیلی مناسب‌تر است. این چارچوب مرجع، که نسبت به خورشید ثابت است و با آن نمی‌چرخد، اساساً یک چارچوب مرجع لخت است. این از جمله برتری‌های سیستم کوپرنیکی است، زیرا چارچوب مرجعی که به زمینِ در حال دوران (که ما بر روی آن زندگی می‌کنیم) متصل است، نمی‌تواند برای مسائل مربوط به حرکت سیارات به کار رود.
2. براهه حرکت سیارات را آن طور که از زمین دیده می‌شدند، دقیقاً اندازه گرفت و اطلاعات رصدی لازم را برای پیشرفت‌های بعدی فراهم کرد.
3. کپلر با مطالعه‌ی داده‌های براهه، سه قانون تجربی ساده را که قبلاً به آنها اشاره کردیم، به دست آورد و با قبول چارچوب مرجع کوپرنیکی اطلاعات سینماتیکی مربوط به حرکت سیارات را به شکل ساده‌ای نمایش داد.
4. نیوتن صورت کلی قوانین حرکت دستگاه‌های مکانیکی، از جمله قانون نیروی خاصی که بر حرکت سیارات حاکم است و قانون گرانش جهانی نامیده می‌شود را کشف کرد.

 از این رو، طی قریب 200 سال ما شاهد پیشرفت‌های زیر هستیم:

1. پیدایش چارچوب مرجع مناسب
2. کسب اطلاعات سینماتیکی دقیق
3. تعیین قوانین تحربی حرکت سیارات
4. کشف قوانین عمومی مکانیک کلاسیک و قانون نیروی مناسب برای حرکت سیارات.
5. شبیه سازی قوانین کپلر در منظومه شمسی

اگر مایل هستید که به آزمایش قوانین کپلر بپردازید، می‌توانید با کمک شبیه‌ساز زیر سه قانون کپلر را در مورد هر یک از سیارات منظومه شمسی تجربه کنید.

برای این منظور کافی است که در گزینه set parameters for (در قسمت راست صفحه) نام سیاره‌ای که می‌خواهید به بررسی حرکتش بپردازید را مشخص کنید.

در قسمت planetary orbit simulator می‌توانید مدارهای دلخواه خود را رسم کنید و ببینید که سیاره‌ای فرضی در این مدار چگونه به دور خورشید در حال حرکت است. برای این منظور کافی است که گزینه‌های semimajor axis (AU) (نیم قطر بزرگ با واحد AU) و eccentricity (خروج از مرکز) را به صورت دلخواه خود عدد بدهید تا مداری که می‌خواهید را داشته باشید. توجه داشته باشید مداری که خروج از مرکز آن 0 باشد دایره است و هر چه خروج از مرکز مداری بیشتر از صفر باشد، بیضی‌ای که خواهیم داشت کشیده‌تر خواهد شد. نیم قطر بزرگ، فاصله‌ی متوسط سیاره تا خورشید است که آن را نیز می‌توان به صورت دلخواه خود تعیین کنید.

در قسمت راست صفحه گزینه‌ی دیگر خواهید دید به نام animation rate (yrs/s) که سرعت نمایش حرکت سیاره را نشان می‌دهد و در واقع از شما می‌پرسد که می‌خواهید که حرکتی که اکنون مشاهده می‌کنید با چه سرعتی برای شما نمایش داده شود. و واحد این سرعت در این برنامه سال به ثانیه می‌باشد. یعنی هر سال را در چند ثانیه به شما نشان دهد. اگر به طور مثال این گزینه را بر روی عدد 1 قرار دهید به این معناست که هر سال را در یک ثانیه نشان خواهد داد. اگر عدد تعیین شده برای این گزینه از یک کمتر باشد سرعت حرکت سیاره در مدار کمتر خواهد بود و به همین نسبت اگر عدد تعیین شده برای این گزینه بیشتر از یک باشد، سرعت حرکت سیاره در مدار بیشتر خواهد بود.

گزینه start animation در سمت راست صفحه برای شروع شبیه‌سازی است که با فشار دادن آن سیاره‌ای که شبیه‌سازی کردید شروع به حرکت در مدار خود می‌کند و شما می‌توانید به بررسی سه قانون کپلر در باره‌ی آن بپردازید.

در سمت راست صفحه سه گزینه‌ی دیگر نیز وجود دارد که می‌توانید آنها را نیز فعال کنید. اولین گزینه‌ی show solar system orbits است که با فعال کردن آن می‌توانید مدارهای سیارات نه گانه‌ی منظومه‌ی شمسی به دور خورشید را نیز در تصویر ببینید. گزینه‌ی بعدی show solar system planets می‌باشد که اگر این گزینه را فعال کنید می‌توانید سیارات منظومه‌ی شمسی را در حالی که در مدارهای خود در حال گردش به دور خورشید هستند را مشاهده کنید.

و در آخر، گزینه‌ی سوم label the solar system orbits می‌باشد که نام هر سیاره را در کنار مدار حرکتش به نمایش در می‌آورد.

در ابتدا گزینه‌های دوم و سوم غیرفعال می‌باشند، برای فعال کردن این دو گزینه ابتدا باید گزینه‌ی یک را انتخاب کنید تا مدار سیارات به دور خورشید نمایش داده شود، سپس به انتخاب گزینه‌ی دوم و سوم بپردازید.

در گوشه‌ی سمت راست پایین نیز کلید clear optional features قرار دارد که با فشار دادن آن این سه گزینه به حالت غیرفعال در می‌آیند.

بعد از تعیین مدار سیاره و تنظیمات خاص آن بهتر است که در مورد قوانین کپلر تحقیق و آزمایشی داشته باشیم.

در قسمت سمت چپ در پایین صفحه چهار حالت مختلف را برای شما نمایش می‌دهد. که سه حالت اول مربوط به قوانین سه گانه‌ی کپلر در مورد حرکت سیارات به دور خورشید می‌باشند و حالت چهارم در مورد سرعت و حرکت سیارات در گردششان به دور خورشید می‌باشد.

1ـ اگر حالت Kepler`s 1st law را انتخاب کنید، گزینه‌های مربوط به قانون اول کپلر در اختیار شما قرار داده می‌شود. این قانون می‌گوید که : تمام سیارات در مدارهای بیضی شکلی که خورشید در یکی از کانون‌های آن قرار دارد حرکت می‌کند. (قانون مدارها)

همان طور که می‌‌دانید در بیضی دو نقطه‌ی ثابت به نام کانون‌های بیضی وجود دارد که مجموع فاصله‌ی هر نقطه بر روی بیضی از این دو نقطه به یک اندازه است.

طبق قانون اول کپلر مدار سیارات در حرکت به دور خورشید به شکل بیضی می‌باشد که خورشید در یکی از کانون‌های این بیضی قرار دارد، خب برای این که کانون دیگر این بیضی را ببینید گزینه‌ی show empty focus را انتخاب کنید تا محل کانون دیگر این بیضی را نیز مشاهده کنید. نقطه‌ی سفید رنگی که در تصویر مشاهده می‌کنید همان خورشید (یکی از کانون‌های بیضی) می‌باشد. گزینه‌ی show semiminor axis شعاع کوچک بیضی (نیم قطر کوچک بیضی) را نشان می‌دهد و گزینه‌ی show semimajor axis شعاع بزرگ بیضی را نمایش می‌دهد. Show center نیز مرکز بیضی را نمایش خواهد داد. در این قسمت در زیر صفحه یک فرمول می‌بینید که نوشته است  در این فرمول a همان نیم قطر بزرگ بیضی می‌باشد که تحت عنوان گزینه‌ی semimajor axis در قسمت راست صفحه آن را تعیین کرده بودیم. r1 و r2 به ترتیب فاصله‌ی سیاره از کانون اول (خورشید) و کانون دوم بیضی می‌باشد. برای دیدن r1 و r2 بر روی شکل کافی است که گزینه‌ی show radial lines را فعال کنید.

این فرمول همان فرمول شکل بیضی می‌باشد که برای ما نشان می‌دهد که مدار سیارات به دور خورشید بیضی شکل می‌باشند. هر مداری که می‌خواهید در سمت راست صفحه تعیین و ترسیم کنید ولی باز مشاهده خواهید کرد که مداری که انتخاب کرده‌اید بیضی شکل می‌باشد. (این نکته را نباید فراموش کنید که دایره یک نوع خاص بیضی می‌باشد.) وقتی که سیاره بر روی مدار خود در حال گردش به دور خورشید باشد مقدار r1 و r2 در هر لحظه تغییر می‌کند ولی بر طبق تعریف بیضی مجموع مقدار r1 و r2 در هر لحظه و برای هر نقطه از بیضی برابر دو برابر نیم قطر بزرگ بیضی می‌باشد که این موضوع را می‌توانید با استفاده از این فرمول در این قسمت مشاهده کنید.

2ـ برای مشاهده‌ی فرمول‌های قانون دوم کپلر کافی است که در سمت چپ و در پایین صفحه حالت Kepler`s 2nd law را انتخاب کنید. در بالا توضیح دادم که قانون دوم کپلر می‌گوید : خط واصل هر سیاره به خورشید (خطی که سیاره را به خورشید وصل می‌کند) در زمان‌های مساوی مساحت‌های مساوی جاروب می‌کند. (قانون مساحت‌ها)

در این قسمت شما می‌توانید ببینید که یک سیاره در مدار گردشش به دور خورشید در مساحت‌های مساوی چگونه رفتار می‌کند و آیا این قانون برای تمامی سیارات منظومه‌ی شمسی درست می‌باشد یا خیر.

ابتدا باید یک مساحت دلخواه را تعیین کنید. برای این کار کافی است که در قسمت adjust size مقدار مساحت دلخواه خود را تعیین کنید. مقدار این مساحتی که انتخاب می‌کنید در زیر این گزینه به صورت کسری و یا به صورت درصدی از مساحت کل بیضی نشان داده خواهد شد.(a fractional sweep size of) و یا به صورت کسری از سال زمین (corresponds to sweep duration of) و یا بر حسب واحد نجومی (and a sweep area of).

وقتی که دکمه‌ی start sweeping را می‌زنید بر روی شکل مقدار مساحتی که مشخص کرده‌اید (با توضیحاتی که در بالا داده‌ام) را به صورت رنگی برای شما نمایش می‌دهد. اگر گزینه‌ی sweep continuously را انتخاب کرده باشید با فشار دادن این دکمه، شبیه‌ساز ما کل مساحت بیضی را به مساحت‌های مساوی تقسیم می‌کند. که مقدار این مساحت‌های مساوی بستگی به شما دارد و شما مقدار آن را با استفاده از گزینه‌هایی که توضیحشان را دادم تعیین می‌کند.

حال که بیضی را به مساحت‌های مساوی تقسیم کردید زمان آن است که به بررسی قانون دوم کپلر بپردازید. مشاهده می‌کنید که هر سیاره‌ای را که انتخاب کنید مساحت‌های مساوی را در زمان‌های مساوی طی می‌کند.

اگر می‌خواهید برای مساحت‌های دیگری این قانون را آزمایش کنید ابتدا دکمه‌ی erase sweeps را فشار دهید تا مساحت‌هایی که قبلاً بر روی شکل مشخص کرده‌اید پاک شوند و سپس مساحت جدید را بر روی شکل ببنید. و یا می‌توانید بدون پاک کردن مساحت‌های رنگی بر روی شکل با جا به جا کردن مقدار adjust size اندازه‌ی این قسمت‌ها را بر روی شکل تغییر دهید.

3ـ سومین قانون کپلر را نیز می‌توانید در قسمت Kepler`s 3rd مشاهده کنید. قانون سوم کپلر می‌گوید که : مجذور دوره‌ی دوران هر سیاره حول خورشید، با مکعب فاصله‌ی متوسط آن سیاره از خورشید متناسب است. (قانون دوره‌های تناوب) فاصله‌ی متوسط سیاره تا خورشید را a می‌نامیم که برابر نیم قطر بزرگ مدار سیاره می‌باشد. دوره‌ی دوران هر سیاره حول خورشید را نیز با P نمایش می‌دهیم. دوره‌ی دوران برابر کقدار زمانی است که طول می‌کشد که یک سیاره یک بار به طور کامل به گرد خورشید بچرخد. پس طبق این قانون خواهیم داشت : .

سیارات مختلف را انتخاب کنید و ببنید آیا این رابطه‌ی برای آنها برقرار است.

در این قسمت یک نمودار داریم که دوره‌ی دوران هر سیاره حول خورشید را بر حسب نیم قطر بزرگ آن نمایش می‌دهد. با استفاده از این نمودار نیز می‌توانید صحت قانون کپلر را مشاهده کنید.

گزینه‌ای در این قسمت داریم با نام plot type که دو حالت linear و logarithmic را می‌توانید برای آن انتخاب کنید. این گزینه مربوط به نوع نمایش نمودار می‌باشد. اگر حالت linear را انتخاب کنید این نمودار را به صورت خطی نشان می‌دهد و اگر logarithmic را انتخاب کنید این نمودار را به صورت لگاریتمی نمایش می‌دهد.

می‌دانیم که در نمایش لگاریتمی فاصله‌ی واحدهای محورهای مختصات با یکدیگر برابر نمی‌باشد و به صورت لگاریتمی تغییر می‌کند ولی در نمایش خطی یک نمودار فاصله‌ی محورهای مختصات با یکدیگر به یک اندازه می‌باشد.

4ـ آخرین قسمت این شبیه‌ساز نشان دهنده‌ی سرعت و شتاب سیارات در حرکتشان به دور خورشید می‌باشد. ابتدا با انتخاب گزینه‌ی Newtonian Features به این قسمت شبیه‌ساز بروید.

در این قسمت نموداری مشاهده می‌کنید که بر روی آن با خطی آبی رنگ سرعت سیاره را در حرکت به دور خورشید نشان می‌دهد و با خطی قرمز رنگ شتاب جانب مرکز سیاره را نشان می‌دهد.

اگر می‌خواهید سرعت و شتاب سیاره را به صورت برداری بر روی شکل ببینید کافی است که گزینه‌ی show vector را برای v و a انتخاب کنید. در این صورت بردار آبی رنگی که بر روی شکل می‌بینید بردار سرعت سیاره در حرکت دورانی‌اش به دور خورشید می‌باشد و بردار قرمز رنگ بردار شتاب جانب مرکز سیاره در این حرکت می‌باشد.

در این قسمت می‌توانید تغییر سرعت سیاره را مشاهده کنید. می‌بینید که سیاره هنگامی که در حضیض خورشیدی (کم‌ترین فاصله‌ی سیاره تا خورشید) می‌باشد دارای سرعت بیشتری است و در هنگامی که در اوج خورشیدی (بیشتر‌ین فاصله‌ی سیاره با خورشید) سرعتش به کم‌ترین مقدار خود می‌رسد.

خب تمام قسمت‌های این شبیه‌ساز رو برای شما توضیح دادم، حالا شروع به کار شوید و قوانین کپلر را برای تمام سیارات منظومه‌ی شمسی امتحان کنید. ببینید این قوانین در مورد این سیارات درسته یا نه؟ شاید شما تونستید قوانین بهتری برای حرکت سیارات پیدا کنید و اسم‌تون توی تاریخ نوشته شد.

وزن

وزن

بسیاری به خطا می‌پندارند که جسمی در ته چاهی عمیق قرار دارد ، از آن جا که نزدیک‌تر به مرکز سیاره ( نقطه‌ای که همه‌ی اجسام را به سوی خود می‌کشد) است بنابراین سنگین‌تر خواهد بود. اما این استدلال نادرست است. زیرا نیروی جاذبه نه تنها افزایش نمی‌یابد، بلکه هر چه عمیق‌تر در سیاره‌ای فرو رویم، کاهش می‌یابد. بیایید به صورت علمی، به قضیه نگاه کنیم :

مکانیک به ما می‌آموزد که جسمی که در داخل یک کره‌ی تو خالی قرار داشته باشد، وزن خود را تماماً از دست می‌دهد. 

بنابراین جسمی که در داخل یک کره تو پر هم جنس قرار گرفته باشد تنها به وسیله‌ی جرمی جذب می‌گردد که گویی در شعاع فاصله‌ی جسم از مرکز کره وجود دارد. (یعنی قسمت هاشورخورده‌ی شکل زیر)

با استفاده از این دو اصل به آسانی می‌توانیم قانونی بیابیم که تغییر وزن جسم را با نزدیک شدن آن به مرکز سیاره بیان نماید. اگر شعاع سیاره‌ای را با R و فاصله جسم را از مرکز آن با r نمایش بدهیم. خواهیم دید که جاذبه‌ای که بر روی جسم در این نقطه اثر می‌کند  بار افزایش می‌یابد. و در عین حال  بار کاهش می‌پذیرد. (زیرا قسمت جذب کننده‌ی سیاره به همین تعداد دفعات کاهش یافته است.) با محاسبه‌ی این دو حالت در مجموع نیروی جاذبه به نسبت  بار کاهش خواهد یافت.

بنابراین در اعماق یک سیاره، وزن جسم  به همان تعداد دفعات که فاصله‌ی جسم تا مرکز، نسبت به شعاع سیاره، کاهش یافته، کاهش خواهد یافت.

برای سیاراتی به ابعاد زمین با شعاع 6400 کیلومتری، وزن جسمی در عمق 3200 کیلومتر به نصف خواهد رسید و در عمق 5600 کیلومتری 8 بار کمتر خواهد شد. در مرکز سیاره جسم،  وزن خود را تماماً از دست خواهد داد. جالب است که بدانید این مطلب را بدون محاسبه هم می‌شد پیش‌بینی کرد. زیرا جسمی که در مرکز سیاره قرار گرفته به وسیله جرم‌های احاطه کننده با نیروی یکسانی در کلیه‌ی جهات جذب می‌گردد که حاصل جمع برداری این نیروها برابر صفر خواهد بود.

آنچه که گفته شد مربوط به سیاره‌ای با چگالی یک‏نواخت است در مورد سیارات واقعی، با تقریب‌هایی این مطلب درست در می‌آید. به ویژه در مورد زمین که چگالی‌اش در اعماق بیش از سطح آن است. قانون تغییر جاذبه به تناسب نزدیک شدن به مرکز، تا حدودی از این قاعده بیرون است. تا عمق معینی که نسبتاً کم است جاذبه افزایش می‌یابد و تنها پس از آن شروع به کاهش می‌کند.

زندگی در مریخ

دانشمندان سال‌هاست که این به فکر افتاده‌اند که آیا می‌توانند مریخ را برای زندگی بشر بر روی آن آماده کنند. مریخ در موارد زیادی شبیه به زمین است. فصول مریخ از پاره‌ای جهات شبیه فصول زمین است و از برخی جهات دیگر متفاوت با آن.

 

شباهت‌ها عبارتند از :

• عرض مناطق اقلیمی در هر دو سیاره شبیه هم هستند و این عمدتاً معلول زاویه میل صفحه استوا با صفحه مدار است. در مورد زمین این زاویه میل 5/23 درجه است و در مورد مریخ 2/25 درجه. البته زاویه میل محورها علت اصلی فصولند. هر دو سیاره چهار فصل دارند.
• تغییرات مدت روشنی روز در هر دو سیاره مانند هم است. دوره‏ی تناوب یک بار دوران کامل مریخ به دور محور، اندکی بیش از 5/24 ساعت است و این مدت برای زمین تقریبا 24 ساعت است.

تفاوت ها عبارتند از :

• طول هر یک از فصول مریخ تقریباً دو برابر فصول زمین است. طول فصل به دوره‏ی تناوب حرکت انتقالی سیاره به دور خورشید بستگی دارد. دوره‏ی تناوب نجومی زمین 4/365 روز است و این مدت برای سیاره مریخ 687 روز است.
• دمای متوسط هر یک از مناطق اقلیمی در مریخ، کمتر از دمای نظیر بر سطح زمین است، زیرا فاصله مریخ تا خورشید 50 درصد بیش از فاصله زمین تا خورشید است و در نتیجه شدت گرما و نور خورشید در آن کمتر است. در منطقه استوایی، دمای مریخ به هنگام ظهر به ندرت از 27 درجه سانتی گراد فزونتر می‌شود. و به هنگام نیمه شب کمترین مقدار آن 68- درجه سانتی گراد است.
• تابستان نیمکره جنوبی مریخ بسیار گرمتر از تابستان نیمکره شمالی آن است و این معلول خروج از مرکز بسیار بزرگ مدار سیاره می‌باشد که 09/0 است، در حالی که برای زمین 02/0 است. یعنی فاصله مریخ از خورشید در حضیض خورشیدی آن به میزان 20 درصد کمتر از فاصله آن در اوج خورشیدی است. این تفاوت فاصله برای زمین 3 درصد است.
• تغییر دما از روز به شب در مریخ بسیار شدیدتر از زمین است زیرا جو مریخ بسیار رقیق است. با شرایطی که در زیر برمی شمریم، به دشواری می‌توان تصور کرد که آدمی یا جانور و گیاه دیگری بتواند در مریخ وجود داشته باشد :الف) فقدان آب ب)  فقدان اکسیژن و یا مقدار بسیار اندک آن ج) فشار جوی که برابر 05/0% زمین است. د) رگبارهای شدید اشعه فرابنفش که می‌توانند ساده‌ترین ملکول‌ها را در هم بشکنند. ه) سقوط شهاب سنگ‌ها

مسکونی کردن مریخ

پژوهشگران سازمان فضایی آمریکا ادعا کرده‌اند با کشف راه جدیدی می‌توانند زندگی انسان‌ها را در سیاره‏ی سرخ امکان پذیر سازند. ناسا در این روش، با استفاده از گازهای گلخانه‌ای سیاره منجمد مریخ را به سیاره‌ای برای زندگی تبدیل خواهد کرد، چرا که افزایش گازهای گلخانه‌ای در سطح کره مریخ به تدریج موجب افزایش حرارت این سیاره منجمد منظومه شمسی شده و با گذشت زمان آن را به محلی گرم با جوی به غلظت کره زمین برای زندگی تبدیل می‌کند.

آن‌ها پیش‌بینی کرده‌اند برای عملی کردن چنین طرحی باید گازهایی حداقل۱۰هزار برابر قدرتمندتر از دی اکسید کربن در جذب حرارت، به سطح مریخ تزریق شود. دانشمندان ناسا همچنین اعلام کرده‌اند برای انجام چنین طرحی با توجه به فاصله زیاد زمین با مریخ و همچنین مقادیر زیاد گازهای گلخانه‌ای مورد نیاز نمی‌توان این گازها را توسط سفینه‌ها به مریخ انتقال داد و بنابراین فضانوردان باید دستگاه‌هایی را برای تولید گازهای گلخانه‌ای در سطح مریخ ایجاد کنند.

 

بر اساس تحقیقات موسسه ژئوفیزیک آمریکا، سیاره مریخ به دلیل داشتن اتمسفر بسیار نازک و فاصله زیاد از خورشید، بسیار سردتر از زمین است. در حال حاضر هیچ اثری از آب مایع در سطح این سیاره مشاهده نمی‌شود و به گفته دانشمندان وجود آب مایع برای زندگی بشر امری حیاتی است.

 

برخی از دانشمندان معتقدند که زمینی‌ها حق ندارند در شرایط آب و هوای سیاره‌های دیگر هرج و مرج ایجاد کنند و آنها را از حالت طبیعی که خلق شده خارج کنند اما برخی دیگر به دنبال راه فراری برای مردم سیاره خاکی زمین هستند. در کنار این طرح، گروهی دیگر با روش متفاوتی به این موضوع نگاه می‌کنند و در حال بررسی موضوع هستند. در این روش موضوع اصلی تبدیل غارهای مریخ به محل سکونت انسان‌هاست.

 

این دانشمندان معتقدند، در صورتی که انسان بتواند در غارهای این سیاره زندگی کند، از گزند تشعشات و شرایط آب و هوایی خشن در امان خواهد ماند. همچنین احتمال دارد درون این غارها، آب، یخ و مواد معدنی موجود باشد که انسان‌ها می‌توانند از این مواد استفاده کنند

صورتهای فلکی

صورتهای فلکی

مردمان باستان تصور می‌کردند که می‌توانند خطوط اصلی چهره‌ها را، در ستارگان آسمان شب پیدا کنند. این چهره‌ها معمولاً شکل‌هایی از قهرمانان، اساطیر، خدایان افسانه‌ای، مخلوقات گوناگون و اجرامی بود‌ند که به نظر آنها بر روی زمین اثر گذار ند. این مفهوم عامیانه صورت فلکی است. اما در ستاره‌شناسی نوین، لغت صورت فلکی به بخشی از آسمان اطلاق می‌شود که در مرحله‌ی اول اشکالی را تداعی می‌کند که هزارها سال پیش برای اولین بار مورد توجه انسان‌های باستانی قرار گرفته است. این مناطق بر روی کره‌ی سماوی، مانند استان‌ها یا کشورهای مختلف بر روی نقشه‌های زمینی هستند.

در حال حاضر هر نقطه‌ای از آسمان بالای سر ما، حتماً متعلق به یک صورت فلکی است. حد فاصل بین صورت‌‌های فلکی در قالب خط مستقیم بوده ولی شکل‌ها می‌توانند کاملاً غیرمتقارن و غیرهندسی باشند. به هر تقدیر، هر صورت فلکی تعدادی از ستارگان آسمان را درون محدوده‌ی خود جای می‌دهد.

صورت فلکی برای ایجاد راحتی و تسهیل در شناخت اجرام و پیدا کردن بخش خاصی از آسمان مفید است. از دید ما، می‌توان تصور کرد که تمام ستارگان درون محدوده‏ی یک صورت فلکی، از نظر فیزیکی با هم در ارتباط هستند. از آنجا که با چشم غیرمسلح نمی‌توان عمق فضا را تشخیص داد، لذا انسان همه‌ی ستارگان را در یک صفحه و ظاهراً در یک فاصله و بسیار نزدیک به هم می‌بیند. در حقیقت هر ستاره‌ای می‌تواند در فاصله‌ی زیادی نسبت به دیگری قرار گیرد که این جدایی تا حد صدها و حتی هزارها سال نوری هم می‌رسد.

در بین تمدن‌های باستانی اولین فرهنگ‌هایی که شروع به طبقه‌بندی آسمان برای نامگذاری نمودند عبارتند از: بابلی‌ها، هندی‌ها، یونانی‌ها، رومی‌ها، چینی‌ها و میان قاره‌ی آمریکا. انسان‌های ساکن در نیمکره‌ی شمالی قادر بودند فقط ستارگان قابل دید در این نیمکره را شناسایی و طبقه‌بندی نمایند، زیرا ستارگان عرض‌های جنوبی و پایین‌تر از آن نقاط، قابل رؤیت نبودند.

در قرن دوم میلادی بطلمیوس، ستاره‌شناس یونانی ـ‌مصری، توانست بیش از 1000 ستاره را در قالب 48 صورت فلکی در کتاب مجستی فهرست نماید. این صورت‌های فلکی که یادمان دوران عتیق است، به نام «صورت‌های فلکی باستانی» نامیده می‌شوند.

از قرن 16، که اروپایی‌ها به کشف مناطق جنوبی کره‌ی زمین پرداختند، فهرست ستارگان نیمکره‌ی جنوبی برای دنیای غرب شناخته شد. این صورت‌های فلکی جدید را  «صور فلکی نوین» می‌نامند.

معمولاً نامگذاری صورت‌های فلکی باستانی بر اساس شکل آنهاست. صورت‌های فلکی جبار و اسد ظاهراً به شکلی هستند که آنها را نامیده‌اند. تعدادی از صورت‌های فلکی نوین را از روی بعضی از اختراعات، نظیر میکروسکوپ و تلسکوپ نامگذاری نموده‌اند. شکل‌ها (مثلاً خطوط واصل بین ستاره‌ها) در اصل اختیاری بوده و ممکن است روی نقشه‌های مختلف متفاوت باشند.

بعضی از صورت‌های فلکی دارای بخش کوچکتری درون منطقه‌ای وسیع هستند، مانند قسمت ملاقه یا آبگردان درون خرس بزرگ. قبل از سال 1930 هر کسی هر قسمتی از آسمان را به طور دلخواه می‌توانست به هر اسمی بنامد و در نتیجه هیچ گونه مرز تعریف شده‌ای در اطراف صور فلکی وجود نداشت. لذا برای رفع شبهه و ایجاد یگانگی، ستاره‌شناسان جهان در سال 1930 تصمیم گرفتند که نام‌های خاصی (به زبان لاتین) به همراه مرزی مشخص برای کلیه‌ی صورت‌های فلکی انتخاب کنند. این همان حدود و اسم‌هایی است که امروزه در سطح جهانی پذیرفته شده است.

 

در زیر نام صورت‌های فلکی آورده شده است :

 

ردیف	نام صورت فلکی	علامت لاتین	نام لاتین	بهترین زمان مشاهده در آسمان
1	آندرومدا، شاهزاده، زن در زنجیر، امراه المسلسله	And	Andromeda	آبان
2	اژدها، تِنین	Dra	Draco	تیر
3	اسب بالدار، فَرَس اعظم	Peg	Pegasus	مهر
4	اسد، شیر	Leo	Leo	فروردین
5	اکلیل شمالی، تاج شمالی، افسر شمالی	CrB	Corona Borealis	تیر
6	برساوش، قهرمان	Per	Perseus	دی
7	تازی‌ها، سگ‌های شکاری	CVn	Canes Venatici	اردیبهشت
8	تکشاخ	Mon	Monoceros	اسفند
9	ثور، گاو	Tau	Taurus	دی
10	جام، پیاله، باطیه، معلف	Crt	Crater	اردیبهشت
11	غراب، کلاغ، زاغ	Crv	Corvus	اردیبهشت
12	جبار، شکارچی	Ori	Orion	بهمن
13	جَدی، بز دریایی، بزغاله، بز ماهی	Cap	Capricornus	شهریور
14	جوزا، دو پیکر	Gem	Gemini	اسفند
15	حَمَل، بره، گوسفند	Ari	Aries	آذر
16	حوا، مارافسای، حامل مار	Oph	Ophiuchus	مرداد
17	حوت، ماهی	Psc	Pisces	آبان
18	حوت جنوبی، ماهی جنوبی	PsA	Piscis Austrinus	مهر
19	خرگوش، اَرنَب	Lep	Lepus	بهمن
20	دب اصغر، خرس کوچک	UMi	Usra minor	تیر
21	دب اکبر، خرس بزرگ	UMa	Usra major	فروردین
22	دجاجه، قو	Cyg	Cygnus	قو
23	دلفین	Del	Delphinus	شهریور
24	دلو، ریزنده آب	Aqr	Aquarius	مهر
25	ذات الکرسی، ملکه، خداوند کرسی	Cas	Cassiopeia	آبان
26	روباه، روباهک	Vul	Vulpecula	شهریور
27	زرافه، شترگاوپلنگ	Cam	Camelopardus	بهمن
28	سپر	Sct	Scutum	مرداد
29	سرطان، خرچنگ	Cnc	Cancer	اسفند
30	سکستان، ذات السدس، سکستانت	Sex	Sextans	فروردین
31	سنبله، دوشیزه	Vir	Virgo	خرداد
32	سوسمار، مارمولک، بزمجه	Lac	Lacerta	مهر
33	سهم، تیر، پیکان	Sga	Sagitta	شهریور
34	سیاهگوش	Lyn	Lynx	اسفند
35	شلیاق، چنگ رومی	Lyr	Lyra	مرداد
36	شیرکوچک، اسد اصغر	LMi	Leo minor	فروردین
37	عقاب	Aql	Aquila	شهریور
38	عقرب، کژدم	Sco	Scorpius	تیر
39	عوا، گاوران	Boo	Bootes	خرداد
40	قطعه الفرس، اسب کوچک، پاره اسب، پونی	Equ	Equuleus	شهریور
41	قوس، کماندار، نیم اسب	Sgr	Sagittarius	مرداد
42	قیطس، هیولای دریایی، نهنگ	Cet	Cetus	آذر
43	قیفاووس، سلطان	Cep	Cepheus	مهر
44	کلب اصغر، سگ کوچک	CMi	Canis minor	اسفند
45	کلب اکبر، سگ بزرگ	CMa	Canis major	بهمن
46	کوره، تنور	For		آذر
47	گیسوی برنیکه، موی برنیکه	Com	Coma Berenices	اردیبهشت
48	مار، سر مار، دم مار	Ser	Serpens	تیر و مرداد
49	مار آبی، مار دریایی، شجاع	Hya	Hydra	فروردین
50	مثلث	Tri	Triangulum	آذر
51	ممسک العنان، ارابه ران، عنان دار	Aur	Auriga	دی
52	میزان، ترازو	Lib	Libra	خرداد
53	نهر، جوی، رودخانه فلکی	Eri	Eridanus	دی
54	هرکول، جاثی، پهلوان، بر زانو نشسته	Her	Hercules	مرداد

 

 

صورت‌های فلکی نیم‌کره‌ی جنوبی :

این صورت‏های فلکی در جنوب میل منهای 30 درجه واقعند، لذا عمدتاً از عرض‏های جنوبی قابل مشاهده می‌باشند. در ایران هم تعدادی از آنها را، در عرض های پایینتر می‌توان دید.

ردیف	نام صورت فلکی	نام لاتین
1	آب مار، نر مار	Hydrus
2	آپوس، پرنده بهشتی	Apus
3	اِسکنه، قلک سنگتراشی	Caelum
4	اکلیل جنوبی، تاج جنوبی	Corona Australis
5	پرگار، قطب نما	Circnus
6	تلسکوپ	Telescopium
7	تیر حمال، شاه تخته	Carina
8	ثُمن، اکتان، هشتک	Octans
9	چلیپا، صلیب جنوبی	Crux
10	حجار، سنگتراش	Sculptor
11	حربا، آفتاب پرست	Chamaeleon
12	حمامه، کبوتر	Columba
13	خط کش، گونیا، تراز	Norma
14	درنا	Grus
15	ساعت	Horlogium
16	سبع، گرگ	Lupus
17	شبکه، تور	Reticulum
18	شراع، بادبان	Vela
19	طاووس	Pavo
20	طوغان، توکان	Tucana
21	عنقا، ققنوس، سیمرغ	Phoenix
22	قطب نما	Pyxis
23	قِنطورس، ظلیم	Centaurus
24	کشتیدم	Puppis
25	کوه میز، میز صحرایی	Mensa
26	ماهی پرنده	Volans
27	ماهی زرین، طلاماهی	Dorado
28	مثلث جنوبی	Triangulum Australe
29	مجمره، آتشدان، عودسوز	Ara
30	مِفرغه الهوا، تلمبه بادی	Antlia
31	مگس	Musca
32	میکروسکوپ	Microscopium
33	نقاش	Pictor
34	هندی	Indus

 

 

پیدا کردن صورتهای فلکی در آسمان

فکر می‏کنم علاقه مند شدید که این صورتهای فلکی را در آسمان پیدا کنید. برای این کار ابتدا باید یک نقشه آسمان شب را تهیه کنید که این صورتهای فلکی در آن‏ها مشخص شده باشند و سپس با استفاده از نقشه و دوربین دو چشمی یا تلسکوپ می‌توانید ستاره های تشکیل دهنده این صورتهای فلکی را رصد کنید. البته اگر آسمان محل سکونتتان صاف باشد و آلودگی نوری نداشته باشد می‌توانید با چشمان غیرمسلح نیز به شکار این اجرام آسمانی بروید.

 

ساخت صورتهای فلکی

 ستاره هایی که در زیر می‌بینید را به هم وصل کنید تا صورتهای فلکی نهفته در هر یک را بتوانید ببنید.

 

 

در جدول زیر نیز می توانید تصاویری برخی از صورتهای فلکی را مشاهده نمایید.

 

 

بشقاب پرنده‌ها

بشقاب پرنده‌ها

آیا بشقاب پرنده حقیقت دارد؟ آیا موجودات هوشمند سیارات دیگر سعی دارند با ساکنان کره زمین تماس برقرار کنند؟

 

ماه ژوئیه سالگرد واقعه «رزول» است. در سال ۱۹۴۷ ساکنان مزرعه‌ای در شمال رزول در ایالت نیومکزیکوی آمریکا سقوط اشیای عجیبی در مزرعه‌شان را به پلیس گزارش دادند. تحقیقات رسمی نیروی هوایی آمریکا در مورد ماهیت این اشیا آن را قطعات یک بالن تجسسی تشخیص داد. اما بحث در مورد اینکه آیا قطعات پیدا شده در رزول متعلق به یک بشقاب پرنده بوده یا نه، همچنان ادامه دارد.

آیا تصور اینکه در گوشه‌ای دیگر از جهان، موجودات هوشمند دیگری زندگی می‌کنند، خیلی دور از ذهن است؟ موجوداتی که از سیارات خود به کره خاکی ما سفر می‌کنند تا با ما تماس بگیرند. چنین احتمالی چندان بعید به نظر نمی‌رسد اما آنچه که در میان دانشمندان و مردم عادی اختلاف ایجاد کرده است ادعاهای مردم در مورد دیدن موجودات ماورای زمین و بشقاب پرنده‌های حامل آنهاست.

دانشمندان ناسا، در تحقیقات خود همواره کلیه گزارش‌های مربوط به مشاهده اشیا پرنده ناشناس را یا بی‌اساس خوانده‏اند یا دلایل علمی برای بشقاب پرنده نبودن این اشیا ارائه کرده‌اند. بسیاری از اخترشناسان نیز می‌گویند که اشیا پرنده ناشناسی که مردم ادعا می‌کنند دیده‌اند در واقع اجرام آسمانی‌اند. این پدیده‌ها را مى توان، بسته به محل و منشاء آنها، به چهار دسته تقسیم کرد:

1. منشاء خارج از جو و درون منظومه شمسى
2. منشاءجوى
3. منشاء درون پوسته زمین
4. منشاء خطای انسانی

در هر یک از این دسته‌ها یک یا چند پدیده مرتبط با یوفو (اشیاى نورانى ناشناخته) دیده شده اســت که توضیح مختصرى در مورد هر یک ذکر مى‌شود.

 

1ـ پدیده‌هاى با منشاء خارج از جو و درون منظومه شمسى

• سیاره زهره : وضعیت سیاره نورانى زهره و نزدیکى موقعیتش به افق به گونه‌اى است که اگر با شرایط جوى خاصى، مانند ابر آلودگى، همراه شود شبیه به یک شى نورانى خمیده کشیده مى‌شود.
• قطعات ماهواره‌ها: که به هنگام ورود به جو در ارتفاع‌هاى گوناگون مى‌سوزند و گاهى هم به سطح زمین مى‌رسند.
• شخانه‌ها یا آسمان سنگ‌ها: نادر دیده مى‌شوند. اما چون به صورت سوزان به سطح زمین مى‌رسند افراد عادى ممکن است آن را آنونا بدانند.
• بادها و فعالیت‌هاى خورشیدى: روى بار الکتریکى و رسانش الکتریکى جو تأثیر مى‌گذارند. این تأثیرگذارى اگر با شرایط مناسب جوى همراه باشد مى‌تواند پدیده‌هاى نورانى ایجاد کند. این نوع پدیده‌ها کمتر مطالعه شده است.

 

 

2ـ پدیده‌هاى با منشاء درون جو

• آذرخش گلوله‌اى:  شاید بتوان آن را صاعقه گلوله‌اى نیز نامید، در اثر تخلیه الکتریکى ابرها مى‌تواند به وجود بیاید گر چه مطالعه قطعى آنها در انتظار انجام است.

 

3ـ پدیده‌هاى با منشاء درون پوسته زمین

• نور زلزله: فیزیکدانان و زمین شناسان در دو سال اخیر منشاء پدیده‌اى را که معمولاً نور زلزله نامیده مى‌شد کشف کرده‌اند. به هنگام فعال شدن پوسته زمین، که معمولاً زلزله نتیجه مشهود آن براى ساکنان روى زمین است، ناهنجارى‌هایى در میدان مغناطیسى اطراف گسل‌ها به وجود مى‌آید. همزمان با این ناهنجارى‌هاى مغناطیسى، یون‌ها در محیط اطراف به وجود مى‌آیند. به دام افتادن این یون‌ها در میدان مغناطیسى محل، گسل حرکت منظمى از سمت میدان مغناطیسى قوى به ضعیف همراه با تابش در طول موج‌هاى مختلف ایجاد مى‌کند. این حرکت بسیارى از مواقع نوسانى است، مانند صفحه‌اى نورانى که حرکتى نوسانى انجام مى‌دهد. مشابه این پدیده در آزمایشگاه، آینه پلاسما نامیده مى‌شود. حرکت این یون‌ها، ممکن است در راستاى گسل یا محور عمود بر آن باشد.

 

4ـ منشاء انسانی

امروزه بنا به گزارش‌ها و فاش شدن بسیاری از اسناد رسمی می‌فهمیم که این بشقاب پرنده‌ها ساخت خود انسان های زمینی است! البته اگر از تمامی داستان های تخیلی صرفنظر کنیم. پس دیگر نباید از دیدن بشقاب پرنده‌ها تعجب کرد زیرا وجود دارند و تعدادشان هم کم نیست ولی ساخت خود انسان های زمینی هستند. اکثر آنها برای مقاصد نظامی و جاسوسی طراحی می‌شوند که البته کاربردهای فراوان دیگری دارند. اگر روزی بشقاب پرنده ای را دیدید که جلوی شما آمد و پرسید: «آیا می‌توانید انگلیسی صحبت کنید؟» تعجب نکنید. نه به خاطر به یاد نداشتن زبان انگلیسی بلکه به خاطر این که ممکن است شما «سایفر» را دیده باشید.

سایفر یک پرنده بدون سرنشین و عمود پرواز، ساخت شرکت «سیکورسکی» آمریکا است که با تکنولوژی بشری ساخته شده و افراد هوشمند غیرزمینی (در صورت وجود!) نقشی در طراحی و ساخت آن ندارند. هر شخصی که این پرنده آهنی را در آسمان ببیند بدون گمان فکر می‌کند که یک بشقاب پرنده فضایی را دیده و چه بسیار افرادی که، با گزارش دیدن بشقاب پرنده در محل های آزمایش سایفر، موجبات خنده مهندسان شرکت سیکورسکی را فراهم کردند.

این موجود شبه فضایی خصوصیات خاصی دارد. قطرش حدود ۹۹/۶ متر، مساحت ملخ اصلی ۴/۲ مترمربع و وزن بارگذاری شده ۱۱۴ کیلوگرم است. سایفر با توانی که موتور AR-801 برایش به وجود می‌آورد، می‌تواند تا ارتفاع هشت هزار متر پرواز کند. نیروی این موتور ۳۷ هزار وات است که می‌تواند سرعتی معادل ۱۴۴ کیلومتر در ساعت بگیرد.

سایفر به دلیل حجم کم سوخت، تنها سه ساعت در آسمان است و در این مدت باز هم به دلیل گنجایش سوختش ۵۸ کیلومتر پرواز می‌کند. سایفر مانند هلی کوپتر «کومانچی» از سیستم هدفگیری خودکار و سامانه هدایت الکتریک (fly-by-Wire) که محصول مشترک شرکت بوئینگ و سیکورسکی است بهره می‌برد.

توانایی نشستن روی سطوح با زوایه ۱۵ درجه و فراز و فرود آنی به طول ۱۲ فوت را دارد که قابلیتی منحصر به فرد است. بلند شدنش کاملاً عمودی است و از راه دور هم کنترل می‌شود. این پرنده بدون سرنشین است. پس نشست و برخاست و بازگشت آن به مبدأ به صورت خودکار است. تنها با فشردن یک دکمه بازگشت، سایفر در هر نقطه ای و مکانی که باشد به خانه خود برمی گردد.

طراحی سایفر به گونه ای است که هم برای مقاصد نظامی و هم غیرنظامی کاربرد دارد. در اولین آزمایش هایی که در سپتامبر سال ۱۹۹۷ در محل آموزش ارتش آمریکا در ویرجینیا انجام شد، این پرنده‏ی خارق العاده، بسیار هوشمند بود و در تست های پروازی‏اش توانست تمامی بمب های عمل نکرده در ایالت ایندینیا را پیدا کند و حتی به کمک مگنومترهایش تونل های زیرزمینی، لوله های زیرگذر و سازه های زیرسطحی را مشخص و ردگیری کند.

در منطقه آزمایش شهری واقع در ایالت جورجیا (Mout)، سایفر بر فراز خیابان‌ها به پرواز درآمد و از درون پنجره‌ها حتی تا طبقات دوم عکسبرداری کرد و توانست اهداف به اندازه یک آدم را شناسایی کند. در آزمایش سال ۱۹۹۶ در مدرسه پلیس ایالت آلاباما از فراز آدمک های مصنوعی (به عنوان آشوب طلب) از ارتفاع ۱۵۰ متری گاز اشک آور رها کرد. همچنین از سقف ساختمانی یک بسته ۵۰ کیلویی را برداشت و تا مقصدش (آشیانه اش) با خود حمل کرد.

طرح سکوی عملیاتی چند منظوره‏ی امنیتی ـ حفاظتی برای مقاصدی مثل کنترل، ترابری، نظامی و شناسایی محیط در اوایل سال ۱۹۹۲ شروع شده است. شرکت سیکورسکی مدل جدیدتری با نام «سایفر ۲» ملقب به اژدهای جنگنده ساخته است که می‌تواند ۲۰ کیلوگرم بار را به مدت دو ساعت حمل کند. وزن آن ۱۰۰ کیلوگرم و حداکثر سرعت آن ۲۳۰ کیلومتر در ساعت است. تنها تفاوت ظاهری آن با مدل قبلی بال های مجاور است. به هرحال شرکت سیکورسکی یک قرارداد ۴۶/۵ میلیون دلاری برای ساخت دو فروند پیش مدل و چهار ایستگاه زمینی با نیروی دریایی آمریکا منعقد کرد و به سرعت در فاصله کمی پس از انعقاد قرارداد اول، یک قرارداد دیگر به ارزش ۷۶/۳ میلیون دلار برای تولید ۱۵ فروند مدل استاندارد با نیروی دریایی بست.

یکی از عمده تفاوت های سایفر با دیگر محصولات شرکت سیکورسکی، صرفنظر از شکل عجیب آن، حذف ملخ دم آن است. چرخش ملخ باعث ایجاد گشتاوری در جهت چرخش می‌شود که توسط ملخ دم، نیرویی خلاف جهت برای خنثی کردن این گشتاور اعمال می‌شود. ولی در سایفر، ملخ پایین را، با سیستم عکس کننده انتقال نیرو به موتور حاصل می‌کند تا این گشتاور را خنثی کند. این موجود شگفت انگیز شاید برای شرکت های غربی پدیده ای جدید باشد ولی برای روس‌ها خیر!

از سال ۱۷۵۴ که میخاییل لوموتولف طرح خود را کشید تا سال ۱۹۴۷ که کاموف مدل Ka-8 خود را ساخت و حتی مدل های Ra-50 (کوسه سیاه) و غیره، همیشه ملخ هم محور، استفاده می‌شد و دم تنها برای پایداری عرضی بود. حال اگر هلی‏کوپترها دایره ای شکل باشند، دیگر به دم هم احتیاجی نیست و از این جا به Ka-137 می‌رسیم یعنی توپ پرنده روس‌ها که در سال ۱۹۹۸ ساخته شد. این توپ پرنده که برای کارهای تحقیقاتی، مراقبت از لوله های نفت و گاز، اکتشافات محیطی، کنترل ترافیک و عملیات ضد تروریست (مانند سایفر) طراحی شده بود، از یک موتور پیستونی آلمانی با توان ۴۸ کیلووات بهره می‌برد. قطر ملخ مرکزی آن ۳/۵ متر و ارتفاع ۸۸/۱ متر داشت. وزنش نسبت به سایفر بیشتر است (۲۸۰ کیلوگرم) و حداکثر سرعت ۱۷۵۴ کیلومتر در ساعت و برد ۵۳۰ کیلومتر و سقف پروازی پنج هزار متر دارد. از لحاظ عملکرد از سایفر بهتر است، ولی اندازه‏ی بزرگتری دارد.

 

 

نتیجه گیری

همیشه پاسخ من به آنهایی که قسم می‌خورند با چشمان خودشان بشقاب پرنده‌ای را دیده‌اند که در آسمان ظاهر شده و ناگهان پس از چند دقیقه ناپدید شده، این است که : چرا باید موجوداتی هوشمند و پیشرفته از نظر فناوری، این همه وقت و انرژی صرف کنند که به دیدن ما بیایند، اما پس از چند دقیقه بدون پیاده شدن و حتی معرفی خود اینجا را ترک کنند؟ آنها می‌توانند دست کم مدتی در مداری اطراف زمین بمانند، سپس اینجا را ترک کنند. در این مدت، بدون شک ما آنها را در رادارها ردیابی می‌کنیم. اما هیچ راداری هرگز بشقاب‌های پرنده را ردیابی نکرده، اگر چه برای این کار بسیار سعی شده است. سرانجام این که، هربار که ما نوری عجیب را می‌بینیم، دلیل بر این نیست که از شی‌ای ناشناخته و مسافرانی از اعماق فضا تابش شده است؛ در بسیاری موارد، علت دیدن بشقاب پرنده، فقط بازتاب نورخورشید از چاله‌های هوایی است که همه‌ی هوانوردان با آن آشنا هستند.

آسانسور فضایی

آسانسور فضایی

تا حالا چند طبقه با آسانسور جابه جا شدیده اید؟ 5 طبقه؟ 10 طبقه؟ یا شاید هم 20 طبقه؟آیا به این موضوع فکر کرده‏اید که سوار یک آسانسو شوید و سر از مریخ در بیاورید!!چی؟! غیرممکنه؟ شبیه به داستان‌های علمی تخیلی است؟ رفتن به فضا با آسانسور ممکن است داستانی علمی ـ تخیلی جلوه کند، اما دانشمندان در حال بررسی این پروژه هستند.

مطالب علمی ـ تخیلی همیشه در حد  تخیل باقی نمی‌مانند. برای مثال، در سال 1863، ژول ورن، نویسنده‌ی فرانسوی، داستان شگفت‌انگیزی با نام «پاریس در قرن بیستم» تحریر کرد. او در آن داستان در مورد آسمانخراش‌های ساخته‌ شده از استیل و شیشه، ماشین حساب‌ها، دستگاه‌های فاکس و شبکه‌ی ارتباطی جهانی نوشت.

حتی از آن قابل توجه‌تر این‌که دو سال بعد او داستان بین‌المللی پرفروش خود «از زمین به ماه» را منتشر کرد. داستان، موفقیت عظیمی را به همراه داشت ولی طبیعتاً خوانندگان آن به هیچ وجه تصور نمی‌کردند که چنین سفری در کمتر از 100 سال آینده به وقوع بپیوندد. هم اکنون، ناسا در تلاش، برای تبدیل ایده‌ی علمی ـ تخیلی دیگری به واقعیت می‌باشد. این ایده، 23 سال پیش در کتاب «چشمه‌های بهشت» نوشته‌ی آرتور سی.کلارک مطرح شد که هم اکنون آسانسورهای فضایی نامیده می‌شود.

 

ایده‌ی اولیه

این ایده اولین بار در سال 1895 توسط نویسنده‌ی روسی «کی. ای. تسیولکوسکی» در نوشته‌اش با نام «تعمق درباره‌ی زمین و آسمان و سنگ‌های آسمانی» توضیح داده شد و برای اولین بار طرح این ایده در یک ژورنال علمی، در سال 1975 در نشریه علوم فضایی «آکتا آستروناتیکا» توسط «جروم پیرسون» که در آن زمان برای ناسا در پروژه‌ی آپولو کار می‌کرد، انجام شد.

پیرسون می‌گوید: «من داشتم به اظهارات آرتور کلارک در مجلس سنا گوش می‌دادم. او در مورد ماهواره‌های ثابت نسبت به زمین، که برای برقراری ارتباطات در کل زمین استفاده می‌شوند، صحبت می‌کرد. و آن‌ها را بدین گونه توصیف می‌نمود که بر بالای برج‌های تخیلی‌ای در 22000 مایل بالای استوا قرار داده‌ شده‌اند.»

پیرسون، رئیس مؤسسه‌ی استار تکنولوژی ـ مؤسسه‌ای در ایالت ساوت کرولاینا که هدایت تحقیقات و توسعه‌ی نیروی هوایی را به عهده دارد ـ با خود چنین اندیشید: «چرا برج‌هایی واقعی نسازیم؟ چرا به طور واقعی یکی از آن ماهواره‌ها را با میله‌ای به زمین متصل نکنیم؟» سپس، او تصور کرد که آسانسور یا نردبانی می‌توان ساخت تا به جای راکت‌ها از نیروی الکتریکی برای رفتن به فضا استفاده شود.

 

ناسا جدی می‌شود

ناسا در ژوئن سال 1999 در کارگاه پیشرفته‌ی زیر‌ساخت‌های فضایی با موضوع «مفاهیم کمند مداری ماهواره‌های ساکن نسبت به زمین: «آسانسورهای فضایی»» که در مرکز پرواز «مارشال اسپیس» در «هانتزویل آلاباما» برگزار شد، تحقیقات در این زمینه را به طور جدی آغاز کرد.

این موضوع، متخصصان زیادی را از ناسا و بخش‌های خصوصی صنعت دور یکدیگر جمع نمود. در اواخر ژانویه، کارگاه دو روزه‌ی دیگری برای بررسی پیشرفت‌های انجام شده در این زمینه، در آتلانتا برگزار شد. به طور تئوریک، آسانسور فضایی، متشکل از کابل باریکی است که به وسیله یک شاتل فضایی در مدار پایینی حول زمین، قرار داده می‌شود (حدود 200 تا 300 مایل بالای زمین)، و سپس به مداری ثابت و ساکن نسبت به زمین در حدود 22000 مایلی، بالا برده می‌شود. سپس کابل تا سطح زمین پایین آورده شده و به سکوی متحرک اقیانوس‌پیمایی در اقیانوس آرام، در راستای خط استوا، چندین هزار مایل دورتر از سواحل اکوادر ـ ناحیه ای که به خاطر نداشتن طوفان‌های دریایی زیاد و کمی ترافیک عبور و مرور کشتی‌ها انتخاب شده‌است ـ بسته می‌شود. ‌کابل مذکور به نازکی کاغذ می‌باشد ولی به آن اندازه شکننده نیست. در واقع، این کابل به محکمی الماس است و از عنصر اصلی مشابه به آن نیز تشکیل شده است: «کربن نانو‌تیوب‌ها».

 «برد ادواردز»، فیزیکدانی در «ساینتیفیک یورکا» که مطالعه‌ی 6 ماهه‌ای بر روی آسانسورهای فضایی را برای مؤسسه‌ی برنامه‌های پیشرفته‌‌ی ناسا هدایت کرده است می‏گوید: «کربن نانو‌تیوب‌ها، در واقع لوله‌های بدون نقصی متشکل از اتم‌های کربن هستند، که 30 برابر از کِولار و یا استیل مستحکم‌تر می‌باشند و بسیار سبک هستند. ما آن‌ها را در ساختاری ترکیبی استفاده می‌کنیم تا طناب بلندی بسازیم. طنابی که در حدود 100،000 کیلومتر طول دارد.»

 

 

بالارونده‌ها

هنگامی که هسته‌ی اولیه‌ی کابل تکمیل شد، وسایل مکانیکی‌ای با نام «بالارونده‌ها» بر روی آن به کمک غلطک‌هایی پلاستیکی بالا و پایین می‌روند. لیزری از روی سکوی مبدأ، بر روی صفحه‌های خورشیدی انتهایی بالارونده‌ها متمرکز می‌شود تا نیروی لازم برای موتورهای آن‌ها را فراهم نماید. هنگامی که ساخت چنین کابلی به پایان برسد، توانایی حمل بارهایی 20 تنی را خواهد داشت که از قدرت حمل یک شاتل فضایی نیز بیشتر است ـ با هزینه‌ای بسیار کمتر از هزینه لازم برای حمل بار توسط شاتل-.

اگر چه چنین چیزی ممکن است کاملاً دور از دسترس و افسانه‌ای به نظر برسد، لیکن ناسا در حال حاضر چندین گروه برای مطالعه‌ی این مطلب تشکیل داده است. «دیوید اسمیترمن» از دفتر پروژه‌های پیشرفته‌ی ناسا مسؤول هماهنگ کردن جلسات این گروه‌ها می‌باشد. بنابر گفته‌ی اسمیترمن: «اجماع همگانی بر این است که با داشتن توسعه‌ی تکنولوژیکی مناسب، هیچ مشکل عمده‌‌ی قابل پیش‌بینی‌ای بر سر راه ما وجود نخواهد داشت. به نظر می‌رسد که با گذشت زمان، راه ‌حل‌های منطقی مناسبی برای حل مشکلاتی که ما در کارگاه مربوط به آسانسورهای فضایی پیدا کردیم، وجود خواهد داشت. و ما باور داریم که ساخت چنین دستگاه‌هایی نهایتاً ممکن می‌باشد.»

 

رقبای دیگر

شرکت «های لیفت سیستمز» که مقر آن در شهر سیاتل در ایالت واشنگتن آمریکاست در حال بررسی چنین طرحی است و از «اداره فضا و هوانوردی ملی آمریکا» 570 هزار دلار کمک دریافت کرده است. این شرکت یک کنفرانس دو روزه برای بحث درباره این فن آوری و جلب سرمایه برای پیشبرد آن ترتیب داد و امیدوار است ساخت آن را طی چند سال آینده آغاز کند. «برد ادواردز» از مسوولان این شرکت گفت: «فن آوری به تدریج به پای داستان‌های تخیلی می‌رسد و باید آن را کاملاٌ جدی گرفت.»

وی افزود: «البته این فن آوری هنوز در دسترس نیست، اما شاید فن آوری ساخت چنین آسانسوری تا چند سال آینده فراهم شود.» دکتر ادواردز می‌گوید که طی 15 سال آینده ممکن است تا 10 آسانسور به فضا وصل شود و ممکن است آسانسورهایی عظیم  که زمین را به مریخ وصل می‌کند راه‌اندازی شود. هر کسی نخستین آسانسور را بسازد می‌تواند  برای 100 سال آینده فضا را در تصاحب خود داشته باشد.

 

فراتر از مدار زمین

هنگامی که آسانسور فضایی، در مدار پایداری در 22000 مایلی زمین به بهره برداری کامل برسد، دانشمندان امیدوارند بتوانند از آن به عنوان سکوی پرتاپ مجازی‌ای برای رفتن به مکان‌های دیگر فضا استفاده کنند. ادواردز می‌گوید که او در انتظار رسیدن به سیارات دیگر، مانند مریخ می‌باشد. البته، اگرچه ممکن است که همه‌ی این‌ها به طور تئوریک قابل دسترس باشد، اما این بدین معنی نیست که ناسا پول لازم برای پرداخت هزینه‌های آن را دارد. قیمت تخمینی اولیه برای آسانسور فضایی واقع بر روی زمین، 40 بیلیون دلار است.

از آن‌جایی که کارخانه‏ها می‌توانند سود سرشاری از مسافرت‌های توریستی فضایی و ماهواره‌های تبلیغاتی و آزمایش‌های علمی ببرند، بنابراین صنایع خصوصی وارد این قضیه می‌شوند. به گفته‌ی ادواردز: «با ورود آن‌ها بلافاصله خرج مسافرت به فضا 100 برابر کمتر می‌شود. در مدتی طولانی‌تر این هزینه می‌تواند تا 10،000 برابر کاهش یابد.»

او اضافه می‌کند: «نهایتاً خرج رفتن به فضا ممکن است چندان از پرواز از آمریکا به اروپا یا آسیا گران‌تر نشود. همچنین این باعث افزایش ظرفیت ما می‌شود. ما می‌توانیم بار بیشتر و اجسام بزرگ‌تری به فضا حمل کنیم. ما می‌توانیم ایستگاه‌های فضایی را به طور از پیش ساخته شده به فضا بفرستیم.»

اسمیترمن می‌گوید که این پروژه چه از لحاظ همکاری‌های علمی و چه از لحاظ آینده‌ی اقتصادی موقعیت مناسبی را در اختیار ما قرار می‌دهد. او می‌افزاید: «به نظر من، این گونه پروژه‌ها از جمله چیزهایی هستند که می‌توانند باعث یک همکاری بین‌المللی در بین دولت‌ها و شرکت‌ها بشوند. این گونه پروژه‌ها، ظرفیت زیادی برای فعالیت‌های اقتصادی در بردارند.»

 

موانع بالقوه

با این حال به غیر از مشکل هزینه، موانع بالقوه‌ی دیگری بر سر راه قرار دارند. رابرت فریزبی از گروه پیشرانه‌های پیشرفته‌ی فضایی کتابخانه‌ی پیشرانه‌های جت ناسا (JPL) ریسک‌هایی چون هدف حمله‌ی تروریستی قرار گرفتن آسانسور و یا خطر برخورد آشغال‌های فضایی ـ چه تولیدات انسانی و چه اجرامی چون سنگ‌های آسمانی ـ به کابل را مطرح می‌کند.

پیرسون، نویسنده‌ی مقاله‌ی علمی سال 1975، می‌گوید که او نگران سنگ‌های آسمانی نیست چون آن‌ها معمولاً کوچک‏تر از آن هستند که به قطر 10 فوتی کابل آسیب جدی‌ای وارد کنند. پیرسون می‌افزاید: «تنها مشکلی که داریم امکان برخورد با آشغال‌های فضایی و ماهواره‌های در حال گذر و مسائلی این چنینی است و کاری که ما باید بکنیم پاکیزه کردن مدارهای نزدیک به زمین برای رهایی از چنین مشکلاتی است.»

ادواردز تأیید می‌کند که امکان دارد آسانسور، هدف حمله‌ی تروریستی قرار بگیرد، لیکن اضافه می‌کند: «آسانسور از همه چیز دور است. تعداد خطوط هوایی گذرنده از آن منطقه بسیار کم است و چند کشتی جنگی برای حفاظت از پایگاه، سکو و کابل کفایت می‌کنند.»

اگرچه قسمت اعظم تکنولوژی مورد نیاز، در حال حاضر، در دسترس است و یا در مراحل پیشرفته‌ای از توسعه قرار دارد، عنصر اصلی آسانسور فضایی هنوز بسیار از تکامل ایده‌آل دور است و این اصلی‌ترین مانع در برابر پیشرفت این پروژه می‌باشد.

ادواردز بر این باور است که جدول زمانی پیشرفت این پروژه بستگی به کربن نانوتیوب‌ها و چسب مرکبی که آن‌ها را در کنار هم قرار می‌دهد دارد. ادواردز می‌افزاید: «این آخرین تکنولوژی خامی است که ما برای انجام این پروژه به آن نیاز داریم. هنگامی که این تکنولوژی حاصل شود، با یک تلاش همگانی و هماهنگ، می‌توانیم اولین آسانسور فضایی فعال را در عرض ده سال داشته باشیم.»

پیرسون می‌گوید: «همین که تکنولوژی ساخت کربن نانو‌تیوب‌ها حاصل شود، به نظر من چیزی جلودار ما برای ساخت آسانسور فضایی در عرض 30 تا 40 سال بعد نیست.»

فریزبی عضو JPL می‌گوید: «چندین رقیب برای آسانسورهای فضایی وجود دارد، مثل پرتابگرهای الکترو‌مغناطیسی برای پرتاب کردن اجسام به وسیله‌ی پرتابه‌های الکترومغناطیسی. ولی فرستادن اجسام از زمین به مدار، به کمک  آسانسورهای فضایی وقتی که سیستم در مدار قرار گرفت از لحاظ هزینه، کار ساده‌ای نیست.»

هنگامی که کلارک کتاب «چشمه‌های بهشت» را که در آن ایده‌ی آسانسورهای فضایی مطرح شده بود نوشت، از او پرسیده ‌شد که فکر می‌کند کی چنین ایده‌ای به تحقق بپیوندد. او جواب داد: «احتمالاً 50 سال بعد از این که همه دست از خندیدن به آن کشیدند.»

 

 

مسابقه طراحی آسانسورهای فضایی

این مسابقه از دو بخش تشکیل شده است:

• بخش اول ـ طراحی و ساخت کابل آسانسور
• بخش دوم ـ ساخت حمل‌کننده‌ی بار

یک میلیون دلار مبلغی است که به‌عنوان جایزه به یکی از شش تیم شرکت‌کننده در مسابقه‌های آسانسورهای فضایی تعلق خواهد گرفت.

بدیهی است که ساختن کابلی این چنین محکم، از قدرت تکنولوژیِ فعلی ما بیرون است. به ‌همین دلیل یکی از دو چالش اصلی در این مسابقه‌ها، طراحی و ساخت کابلی مقاوم‌تر از هر محصول تجاری فعلی است.

از میان تمام تیم‌های شرکت‌کننده، تنها دو تیم به مرحله‌ی طراحی کابل راه پیدا می کنند. کابل‌های ساخته شده توسط این دو تیم به‌وسیله‌ی ابزارهای مخصوص آن‌قدر کشیده می‌شود تا یکی از آن‌ها پاره شود. سپس تیم برنده باید با «کابل خانگی» مبارزه کند؛ کابلی که از مواد در دسترس ساخته شده و سه گرم وزن دارد در حالی که وزن مجاز برای تیم‌های رقابت‌کننده تنها دو گرم است.

به‌علاوه کابل طراحی شده توسط رقابت‌کنندگان باید حداقل 50 درصد از «کابل خانگی» قوی‌تر باشد. کابلی که سال گذشته موفق شد 640 کیلوگرم نیرو را تحمل کند.

بخش دیگر مسابقه - که «قدرت پرتو» نام گرفته است - به ساخت وسیله‌ای مربوط می‌شود که بتواند بدون نیاز به یک «منبع انرژی داخلی» از کابل فضایی بالا رود. این وسیله باید مانند یک آسانسور فضایی واقعی از یک منبع انرژی روی زمین (مانند: لیزر، امواج مایکرویو یا هرگونه انرژی قابل انتقال به‌کمک «پرتو») استفاده کند.

در جریان این بخش از مسابقه‌ها، وسیله‌‌ی نقلیه‌ دانشگاه «ساسکاچوان»، برنده‌‌ مسابقه‌های سال 1384 و 1385 (2005 و 2006 میلادی) به‌اندازه‌ی‌ مورد نیاز، سریع نبود و نتوانست به‌قدر کافی از کابل بالا رود تا جایزه‌ی نقدی را دریافت کند.

در این مرحله، همه‌چیز مهیا بود تا تیم «دزدان فضایی شهر کانزاس» (Kansas City Space Pirates) شانس خود را برای بردن جایزه‌‌ی نقدی امتحان کنند. وسیله‌ی نقلیه‌ی آن‌ها از سلول‌های خورشیدی برای تأمین انرژی استفاده می‌کند و نور خورشید به ‌کمک 19 آینه‌‌ی مستقر شده روی زمین به‌ وسیله می‌رسند؛ اما شدت باد در زمان مسابقه مانع از موفقیت این تیم شد.

البته باد تنها مشکل مسابقه‌های امسال نبود. خودرو حامل وسایل تیم دانشگاه «مک‌گیل» (McGill University) - که بنا بود از امواج مایکرویو به‌عنوان منبع انرژی استفاده کند - در مسیرش به‌سمت محل مسابقه، دچار سانحه‌‌ی رانندگی شد.

این تصادف باعث از بین رفتن بسیاری از قطعه‌ها و دستگاه‌ها شد و علی‌رغم تلاش اعضا برای تعمیر آن‌ها، این تیم نتوانست در مسابقه شرکت کند.

به‌علاوه با توجه به احتمال بارش باران در روز مسابقه و ابری بودن هوا در روز بعد، انتظار می‌رود مسابقه‌ها به‌تأخیر بیافتد چرا که سه تیم از چهار تیم شرکت‌کننده از صفحه‌های خورشیدی به‌عنوان منبع انرژی استفاده می‌کنند.

از طرف دیگر خیلی از تیم‌ها قادر به صبر کردن تا دو روز بعد نیستند و این امر موجب آن شده است که برگزاری ادامه‌ی مسابقه در هاله‌ای از ابهام فرو رود. شما نیز می توانید با مراجعه به آدرس http://www.spaceward.org/elevator2010.html در جریان آخرین اخبار این مسابقات قرار بگیرید.

حیات فرا زمینی

حیات فرا زمینی

بدون شک ما تنها نیستیم. فقط انتظار نداشته باشید که هوشمندان فرازمینی شبیه ما باشند.

 

این پرسش که آیا ما در عالم تنهاییم، در طول تاریخ ذهن بشر را پیوسته به خود مشغول کرده است. اما تا اواخر قرن گذشته، فناوری ما آن قدر پیشرفت نکرده بود که پاسخ این معما را، خارج از دایره‌ی حدس و گمان و نزدیک‌تر به دنیای منطقی پژوهش‌های علمی پیدا کنیم.

با افزایش دانش درباره محیط اطرافمان و میلیون‌ها شکل دیگر حیات که امروز روی زمین وجود دارند یا حتی منقرض شده‌اند، تصورمان درباره‌ی منشاء  و ماهیت حیات متحول شده است. بنابراین، برای یافتن پاسخ دقیق‌تر به معمای حیات فرازمینی، باید ابتدا مشخص کنیم که حیات چیست؟

پاسخ این پرسش به ظاهر ساده، بسیار دشوار است. ما فرصت بررسی میلیون‌ها گونه حیات مختلف را از نزدیک داشته‌ایم. بسته به این که چه شخصی تعریف را ارائه می‌کند، یک دانشمند، یک فیلسوف، یا یک روحانی، تعاریف گوناگونی از حیات وجود دارد. هر سه نفر می‌توانند تا ابد با هم بحث کنند و ممکن است هرگز به توافق نرسند. مگر آنکه بتوانند بخشی از دیدگاه‌های طرف مقابل را بپذیرند. بنابراین ابتدا در اینجا تعریف علمی حیات را مطرح می‌کنم.

• حیات را زیست‌شناسانی بررسی می‌کنند که خودشان در گروه‌های مختلف جای دارند:
• زیست شناسان سلولی، که عناصر پایه و سازنده موجودات زنده را بررسی می‌کنند.
• زیست شناسان مولکولی، که ساختارهای ملکولی موجودات زنده را بررسی می‌کنند.
• متخصصان ژنتیک، که به بررسی تحول حیات، رفتار آن و به خصوص همتاسازی آن می‌پردازند و همه موافق‌اند که از مهم‌ترین ویژگی‌های حیات است.
• بوم شناسان که به بررسی قوانینی که بر روابط پیچیده میان موجودات گوناگون حاکم‌اند، می‌پردازند ، موجوداتی که در زیستگاه مشترکی زندگی می‌کنند.

تعریف درست شکل حیات آن است که مشخصات و ویژگی‌های مشترک در میان همه گونه‌های حیات را داشته باشد، از میکروب‌ها، تا گیاهان ساکن، و پرشمارترین و گوناگون‌ترین موجودات یعنی حشرات، تا هوشمندترین‌شان، انسان.

 

برخی از ویژگی‌های موجودات زنده عبارتند از :

       همه آنها دستگاه فرایند شیمیایی‌اند.

 خودکفا هستند.

 همتاسازی می‌کنند.

 از طریق کنش و واکنش با محیط تکامل پیدا می‌کنند.

      سوخت و ساز دارند و رشد می‌کنند.

•       ارتباط درونی اجزای بدن آنها از طریق علائم الکتریکی یا تولید ترکیبات شیمیایی (مثل هورمون‌ها) است.

 

شرایط حیات

 

مشخص‌ترین لازمه‏ی وجود و تکامل حیات، منبع مناسب انرژی است که به جز چند استثناء، خورشید و دیگر ستاره‌ها، مستقیم یا غیرمستقیم، منبع این انرژی‌اند. البته کشف اخیر تعدادی باکتری اِکستریموفیل، گستره شرایط ممکن برای حیات را وسیع‌تر کرده است.

اکستریمویل‌ها (extremophile)، موجودات زنده ریزی (ریزارگانیسم)‌اند که در شرایط دشواری مانند داخل لوله‌های رآکتورهای هسته‌ای، زندگی و رشد می‌کنند ، و یا کرم‌هایی که در تاریکی اعماق اقیانوس‌ها زندگی می‌کنند، جایی که منبع انرژی، گرمای تونل‌های آتشفشانی است. گرمایی که منشا اصلی آن واپاشی عناصر رادیواکتیو درون زمین است. این موجودات ریزِ سخت‏جان، خود را با محیط‌هایی سازگار کرده‌اند که تصور نمی‌شود حیات در آن‏ها وجود داشته باشد.

شرایط محیطی مناسب که سازگار با نیازهای حیات باشد نیز شرط دیگری برای وجود حیات است. بدون وجود محیطی پایدار و محافظ، هر گونه حیاتی پیش از این که فرصت حفاظت از خود را پیدا کند، از بین خواهد رفت، درست مانند لایه ازن زمین که همه موجودات را از خطر پرتوهای مرگبار فرابنفش خورشید محافظت می‌کند. هر چند که اکستریموفیل‌ها ثابت کردند که این عامل ممکن است به اندازه‌ی عوامل دیگر، همچون وجود عناصر لازم برای انجام سوخت و ساز درونی بدن، رشد و تولید مثل، برای زندگی آنها لازم نباشد.

 

شرایط لازم برای وجود حیات

 

یکی از دلایل اصلی ادعای وجود حیات در دیگر نقاط کیهان، این است که مواد سازنده‏ی حیات فقط در زمین پیدا نمی‌شود. این مولکول‌های آلی یا بلوک‌های سازنده حیات را می‌توان بر سطح کرات دیگر، درون دنباله‌دارها و حتی در محیط میان ستاره‌ای نیز یافت. بیش از 99 درصد بدن هر موجود زنده‌ی روی زمین، فضای خالی است که در واقع فاصله‌ی میان الکترون‌ها و پروتون‌های درون اتم‌های آنهاست. تقریباً 95 درصد ترکیبات شیمیایی حیات زمینی، مشتقات عناصر هیدروژن، اکسیژن و کربن هستند و از این میان 76 درصد وابسته به مولکول‌های آب ـ ترکیب دو اتم هیدروژن و اکسیژن ـ هستتند.

ارزش مادی تمام عناصر موجود در بدن انسان، کمتر از 1000 تومان است! هیدروژن، فراوان‌ترین عنصر عالم است و بیش از 90 درصد جرم  عالم را تشکیل داده است. اکسیژن و کربن محصولات اصلی فرایند همجوشی هسته‌ای در کوره مرکزی هر ستاره پیرند. پس هر کجا که ستاره و سیاراتی از سحابی باقی مانده از مرگ ستاره یا ستاره‌هایی کهن به وجود آید، این دو عنصر وجود دارند.

از آنجا که کربن به سادگی و به شکل‌های مختلف با خودش و دیگر عناصر، پیوند محکم تشکیل می‌دهد و بلوک‌های سازنده حیات (ملکول‌های آلی) را می‌سازد، پس منطقی است که احتمال شکل‌گیری حیات در "هر کجای" عالم به اندازه‌ی زمین باشد. برعکس اگر حیات روی زمین از سه عنصر نادر مثلاً مولیبدنیوم، پلوتونیوم و بیسموت شکل گرفته بود، آن گاه می‌توانستیم بپذیریم که حیات منحصر به زمین است.

اما این تمام داستان نیست. می‌دانیم که آب، یکی از عناصر ضروری برای ظهور و دوام حیات، به نوعی که می‌شناسیم، است. اما آب در محیطی با فشار جو زمین در صفر درجه سانتیگراد یخ می‌زند و در 100 درجه سانتیگراد بخار می‌شود. آب مایع برای پیدایش حیات ضروری است. اگر سیاره، بیش از حد از ستاره‌ی مادر دور یا به آن نزدیک باشد، دمای مناسب برای باقی ماندن آب مایع به وجود نمی‌آید. فقط حلقه‏ی باریکی به دور ستاره‌ی ‌هر منظومه ای چنین شرایطی را دارد که این محدوده کمربند حیات نام دارد.

 

افزون بر این، آب باید تحت فشار معینی باشد. در غیر این صورت تصعید می‌شود، یعنی مستقیم از یخ به بخار تبدیل می‌شود و مرحله‏ی مایع را رد می‌کند (مانند شرایط سطح مریخ). بنابراین، سیاره باید جو داشته باشد و گرنه مانند اروپا، قمر مشتری، اقیانوسی از آب خواهد داشت که زیر پوسته یخزده‌ای پنهان است یا کره‌ای  کاملاً پوشیده از یخ است. وجود آب مایع عامل کم اهمیتی نیست. بیشترین جز تشکیل دهنده هر شکل حیات روی زمین را آب مایع تشکیل داده است. هر چند ممکن است انواعی از حیات در کیهان شکل بگیرد که بر مبنای مواد دیگری به وجود آید، اما شناختی از چگونگی چنین نوع حیاتی نداریم.

 

این دو شرط به طور جدی تعداد سیارات میزبان حیات را در عالم کاهش می‌دهد. اما با حساب تعداد بی‌شمار سیارات احتمالی در عالم، دانشمندان محاسبه کرده‌اند که احتمال این که حیات در جای دیگری از کیهان وجود نداشته باشد، یک در 100 میلیون است. اما کجا باید این عناصر و این شرایط را برای حیات پیدا کنیم؟ جواب این است : فقط روی سیارات یا قمرهایشان. مشخص است که ستاره‌ها مکان مناسبی برای جستجوی حیات نیستند، زیرا با این که برخی از آنها دارای این عناصر هستند اما هیچ کدام شرایط محیطی مناسبی ندارند. فکر می‌کنم شما هم موافقید که مکانی که هر ثانیه میلیون‌ها بمب هیدروژنی در آن منفجر می‌شود، جای مناسبی برای شکل‌گیری حیات نیست. چه برسد به تحول آن!

 

جستجو برای یافتن هوش فرازمینی

SETI مخفف کلمات Search for Extra Terrestrial Intelligance (جستجو برای یافتن هوش فرازمینی) است که هدف از آن یافتن پاسخ سؤالاتی مانند این است ‌که "آیا ما تنها هستیم؟" .

همه می‌دانیم که از کره زمین مقادیر بسیار زیادی امواج رادیویی و تلویزیونی و سیگنال‌های مختلف منتشر می‌شود. یعنی بیش از پنجاه سال است که امواج تلویزیونی منتشره از سوی زمین به سمت ده‌ها هزار ستاره روان است و این امواج از جانب آن‌ها (وقتی که به آن‌ها برسد) قابل‌دریافت هستند. برای همین هم نامعقول نخواهد بود اگر فکر کنیم که تمدن‌های دیگری در سطح کهکشان هم ممکن است چنین امواجی را ارسال کرده باشند. پس می‌توانیم به دنبال یافتن امواج رادیویی، تلویزیونی، لیزری و… باشیم.

 

مهم‌ترین ابزاری که برای این کار داریم تلسکوپ رادیویی آرسیبو(Arecibo) به قطر 300 متر در پورتوریکو ست. برای پردازش و تحلیل یافته‌ها نیز از قوی‌ترین ابرکامپیوتر دنیا استفاده می‌کنیم. فکر اصلی پروژه متعلق به دانشمند علوم کامپیوتر یعنی David Gedye در سیاتل است. وی  یک تیم چهار نفره متشکل از خودش، دکترDan Werthimer و Woody Sullivan و David Anderson را برای عملیاتی‌کردن پروژه سازماندهی کرد.

حامیان اصلی پروژه انجمن سیاره‌شناسی، شرکت سان‌ مایکروسیستم، بنیاد ملی علوم و دانشگاه کالیفرنیا هستند. در کهکشان ما، یعنی کهکشان راه‌شیری، در حدود سیصد میلیارد ستاره وجود دارد که تعدادی از آن‌ها شبیه خورشید ما هستند و بعضی از آن‌ها به دور خود سیاراتی دارند.

 

زمانی که کره ‌زمین به قدر کافی سرد شد، به همراه فراهم بودن عوامل دیگر، حیات در آن به وجود آمد. دانشمندان گمان می‌کنند که ممکن است در سیارات دیگری هم مشابه همین اتفاق روی دهد و انواع دیگری از حیات پدیدار شود یا شده باشد. البته دلیلی وجود ندارد که آن‌ها هم حیات هوشمند باشند یا حتی حیات هوشمندی که قادر به ایجاد فناوری نیز باشد. ولیکن این‌ها دلیل نمی‌شود که ما جستجو نکنیم. یعنی به طور خلاصه بگویم به همان اندازه که دلایلی برای جستجو نکردن داریم، همان‌قدر هم دلایل قانع‌کننده برای انجام جستجو وجود دارد.

برای مشارکت در پروژه و یافتن موجودات هوشمند فرازمینی، کافی است که یک کامپیوتر در خانه، محل کار یا مدرسه داشته باشید که به اینترنت هم متصل باشد. با دریافت برنامه محافظ صفحه نمایش مخصوص پروژه که از این نشانی قابل دانلود است، به خیل عظیم پردازش‌کنندگان اطلاعات پروژه SETI خواهید پیوست. یعنی در زمان‌های بی‌کاری کامپیوتر، از آن برای پردازش داده‌ها استفاده می‌شود و با اجازه دارنده کامپیوتر، اطلاعات پردازش‌شده به دانشگاه برکلی برمی‌گردد. کلیه اطلاعات بازگشتی، نام شما را به عنوان پردازش‌کننده به همراه دارد. و این یعنی اینکه شاید شما نخستین کسی باشید که علائم مربوط به هوش فرازمینی را یافته اید.

 

در حال حاضر حدود 4/5 میلیون کامپیوتر در سراسر دنیا به SETI@Home پیوسته‌اند و بزرگ‌ترین ابرکامپیوتر روی زمین را تشکیل داده‌اند. سرعت کاری این ابرکامپیوتر در حدود 70 ترافلاپس (70 میلیارد عملیات ممیز شناور در ثانیه) است. این رقم یعنی این‌که یک کامپیوتر منفرد به مدت دو هزارسال به طور مداوم و هر روز کار کند. این 4/5 میلیون کامپیوتر در حال حاضر در 226 کشور جهان پراکنده هستند و می‌توان گفت که در ضمن بزرگ‌ترین پروژه Grid Computing جهان را نیز شکل داده‌اند.

 

کلیه اطلاعات دریافتی از رادیوتلسکوپ‌ها جمع آوری می‌شوند. سپس پردازش اولیه‌ای روی آن‌ها صورت می‌گیرد. در این قسمت داده‌هایی وارد می‌شوند که اثرات تداخلی امواج و سیگنال‌هایی که از منابع زمینی منتشر شده‌اند، قبلاً از آن‌ها جدا شده‌است. یعنی، بین صدها میلیون سیگنال باقیمانده، جستجو صورت می‌گیرد.

در مرحله بعدی منبع تولید سیگنال به‌طور دقیق مورد بررسی قرار می‌گیرد تا از انحراف و توجه به سیگنال‌های غیرواقعی اجتناب گردد. در این‌جا شرط لازم آن است که حداقل بیش از 60 درصد از سیگنال ارسالی از همان منبع تولید شده باشد. البته واضح است که روند انجام این کار تا چه حد پیچیدگی دارد.

 

در مرحله بعدی یک بار دیگر سیگنال‌ها پالایش می‌شوند و حاصل کار، کاندیداهای نهایی هستند. خروجی این مرحله در اختیار ستاره‌شناسان قرار می‌گیرد تا در بین آن‌ها به جستجوی ردپای احتمالی موجودات فرازمینی بپردازند.

پروژه در ماه می‌سال 1999 آغاز شده است و تا زمانی که نشانه‌هایی از موجودات فرازمینی (ET) پیدا کند، ادامه خواهد داشت. البته ممکن است قبل از آن، به دلیل مشکلات مالی و نداشتن بودجه لازم، پروژه تعطیل شود. یکی از مدیران این پروژه در جواب این سوال که آیا تا کنون به نتیجه مشخصی هم رسیده اید گفته است که : کاندیداهایی را به این منظور یافته‌ایم و علائم مشکوکی را دریافت کرده‌ایم، اما هنوز هیچ‌کدام ما را به این نتیجه نرسانده‌اند که علائم از سوی موجودات فرازمینی هستند. یعنی در حقیقت هنوز هیچ علامت واقعی دریافت نکرده‌ایم. البته ما در پی توسعه طرح مکملی به نام BOINC هستیم. در این طرح قصد داریم از سایر علوم نیز برای یافتن موجودات فرازمینی کمک بگیریم. مثلاً از دانشمندان علوم مدل‌سازی، زیست‌شناسی، تحقیقات دارویی و ... نیز برای همکاری در پروژه جدید دعوت کرده‌ایم. سایت رسمی این پروژه را اینجا ببینید.

ساعت چند است؟

ساعت چند است؟

چنان به انواع ساعت‌ها عادت کرده‌ایم که کمتر متوجه مفهومی هستیم که ساعت‌ها نشان می‌دهند. گمان می‌کنم اشتباه نیست اگر بگویم که بسیاری از شما نمی‌توانید به درستی بگویید که وقتی می‌گویید «ساعت 7 بعداز ظهر است» منظورتان چیست. آیا این فقط بدان معنی است که عقربه‌ی ساعت شماره‌ی 7 را نشان می‌دهد؟ اما این عدد چه معنایی دارد؟ این بدان معنی است که این مقدار از شبانه روز از ظهر گذشته است. اما از چه ظهری؟ و مهم‌تر از آن این مقدار از چه شبانه روزی گذشته است؟ یک شبانه روز یعنی چه؟

شبانه روز مدت یک دوران کامل کره‌ی زمین به دور خود است و برای مقاصد علمی به طریق زیر اندازه‌گیری می‌شود:

یک شبانه روز برابر فاصله‌ی زمانی بین دو عبور پی در پی خورشید (یا دقیق‌تر : مرکز قرص خورشید) از یک خط فرضی در آسمان است. این مدت متغیر است و خورشید از این خط گاهی کمی زودتر و گاهی اندکی دیرتر می‌گذرد. تنظیم ساعت با این «ظهر حقیقی» ممکن نیست. حتی ماهرترین استادان ساعت‌ساز هم نمی‌توانند ساعتی بسازند که همزمان با خورشید باشد. زیرا این زمان بسیار غیردقیق است. ساعت‌سازان پاریس در قرن گذشته ضرب المثلی داشتند و می‌گفتند : «خورشید وقت را نادرست نشان می‌دهد.» ساعت‌های ما از روی خورشید حقیقی تنظیم نشده‌اند، بلکه آنها را با خورشیدی فرضی تطبیق داده‌اند که نه می‌درخشد و نه گرما می‌دهد و تنها برای ارزیابی صحیح وقت و زمان ابداع شده است.

یک جسم آسمانی را تصور کنید که حرکتش در طول سال ثابت است و عیناً در همان مدت زمانی به دور زمین می‌گردد که بر حسب ظاهر، خورشید واقعی می‌گردد. در ستاره‌شناسی این جسم فرضی را «خورشید معدل» می‌خوانند و لحظه‌ی گذشتن آن از خط فرضی در آسمان را به نام «ظهر معدل» می‌گیرند. فاصله‌ی بین دو ظهر معدل را «شبانه روز معدل خورشیدی» و زمانی را که بدین‌سان اندازه می‌گیرند «زمان معدل خورشیدی» می‌نامند. ساعت‌های ما بر حسب این زمان معدل خورشیدی تنظیم شده‌اند. اما این ساعت آفتابی است که زمان حقیقی خورشیدی را در هر جا از روی سایه‌ی خورشید نشان می‌دهد.

از آن چه گفته شد، ممکن است فکر کنید که کره‌ی زمین به دور محور خود حرکت یکنواختی ندارد و همین امر علت تغییر طول شبانه روز حقیقی خورشیدی است. اما این تصور نادرست است، زیرا این تغییرات به سبب ناموزون بودن حرکت دیگر زمین، یعنی حرکت آن به دور خورشید است.

 این مطلب یعنی چی؟ معنی آن این است که فاصله‌ی بین دو ظهر حقیقیِ خورشیدی طولانی‌تر از مدتی است که زمین برای انجام یک گردش وضعی کامل به دور خود لازم دارد. اگر زمین به طور یکنواخت و در طول مدار دایره‌ای به گرد خورشید می‌گشت، به طوری که خورشید در مرکز آن بود، تفاوت بین مدت واقعی دوران وضعی زمین و مدتی که ما آن را نسبت به خورشید، مدت دوران فرض می‌کنیم، در روز مقدار ثابتی بود.

بنابراین مدت واقعی یک دوران وضعی عبارت خواهد بود از : 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه. ضمناً می‌توانیم بگوییم که طول مدت «واقعی» یک شبانه روز عبارت از مدت دوران وضعی زمین نسبت به یک نقطه‌ی ثابت یا هر یک از ستارگان است، اصطلاح «شبانه روز نجومی» از اینجا ناشی می‌گردد. زمین در هر 23 ساعت و 56 دقیقه و 1/4 ثانیه یک بار بدور محورش می‌چرخد، یعنی اگر در جای خاصی بایستید و ستاره مشخصی را در نظر گرفته و آن را مثلاً بالای دودکش خانه‌ای ببینید، دوباره بعد از 23 ساعت و 56 دقیقه آن را در همان جای سابق خواهید دید. یعنی اگر امشب ساعت ده و هشت دقیقه چنین مسئله‌ای اتفاق افتاد، فردا شب ساعت ده و چهاردقیقه این اتفاق خواهد افتاد و فردای آن شب هم چهار دقیقه زودتر (ساعت ده) و…. این عدد 23 ساعت و 56 دقیقه (از ثانیه‌هایش صرفنظر می‌کنیم) را اصطلاحاً روز نجومی گویند. اما اگر چنین کاری درمورد خورشید صورت گیرد این مدت، 24 ساعت طول خواهد کشید. (از ثانیه‌ها صرف نظر می‌کنیم). بنابراین منجمین 24 ساعت یا یک شبانه‌روز را روز خورشیدی و به اصطلاح دقیقتر روز خورشیدی متوسط می‌گویند.  یک شبانه روز نجومی به طور متوسط 3 دقیقه و 56 ثانیه یا تقریباً 4 دقیقه کوتاهتر از شبانه روز خورشیدی است.

این تفاوت یکنواخت نیست. نخست برای اینکه مدار زمین به گرد خورشید دایره نیست، بلکه بیضی است. به طوری که به تناسب نزدیکی و دوری زمین به خورشید سرعت حرکت انتقالی آن تندتر یا کندتر می‌شود (قانون کپلر) .

• دوم برای اینکه محور حرکت وضعی زمین نسبت به مدار بیضوی آن مایل است.
• به این علل در روزهای مختلف، زمان حقیقی و زمان معدل خورشیدی در حدود چند دقیقه با هم تفاوت دارند، و این اختلاف بعضی روزها به 16 دقیقه می‌رسد. این دو زمان فقط چهار بار در سال یعنی 26 فروردین، 24 خرداد، دهم شهریور، سوم دی با هم برابری می‌کنند و دو بار در سال در 22 بهمن و 11 آبان بیشترین تفاوت را که حدود یک ربع ساعت است با هم دارند.

پیش از این، مردم شهرهای گوناگون جهان ساعت‌های خود را بر حسب زمان محلیِ خورشیدی تنظیم می‌کردند. در هر یک از نصف النهارها «ظهر معدل» در وقت‌های مختلف فرا می‌رسد (ظهر محلی). در نتیجه هر شهری دارای وقت محلی خاص خود بود. تنها برنامه‌ی حرکت قطارها و وسایل نقلیه‌ی عمومی بر پایه‌ی پایتخت‌ها تنظیم می‌شد و در سراسر کشور یکسان بود.  اهالی هر منطقه دو نوع وقت «محلی» و «راه آهنی» تشخیص می‌دادند که اولی وقت متوسط محلی خورشیدی بود و ساعت‌های شهر آن را نشان می‌دادند، و دیگری وقت متوسط خورشیدی پایتخت بود که ساعت‌های ایستگاه راه آهن را با آن تنظیم می‌کردند. بعدها تعیین وقت نه بر پایه‌ی وقت محلی، بلکه بر پایه‌ی وقت منطقه‌ای استوار گردید.

نصف النهارها کره‌ی زمین را به 24 «منطقه» مساوی تقسیم می‌کنند، به طوری که همه‌ی محل‌های داخل یک منطقه دارای وقت یکسانی هستند. از این قرار اکنون کره‌ی زمین در آن واحد، به جای تعداد بیشماری زمان‌های محلی که پیش از رواج زمان‌های منطقه‌ای وجود داشت، فقط 24 وقت مختلف دارد. علاوه بر این سه راه بر آورد زمان یعنی : 1ـ وقت حقیقیِ خورشیدی 2ـ وقت متوسط محلی خورشیدی 3ـ وقت منطقه‌ای، باید راه چهارمی را نیز که ستاره‌شناسان به کار می‌برند، شناخت. این وقت را «وقت نجومی» می‌نامند. این وقت بر اساس روز نجومی که در بالا بدان اشاره شد محاسبه می‌شود و  تقریباً چهار دقیقه کوتاه‌تر از روز متوسط خورشیدی است. در 31 شهریور وقت خورشیدی و وقت نجومی با هم مطابق هستند،از آن پس وقت نجومی هر روز چهار دقیقه به جلو می‏رود.

راه پنجمی هم برای محاسبه‌ی زمان وجود دارد که آن را وقت تابستانی می‌نامند. وقت تابستانی درست یک ساعت جلوتر از وقت منطقه‌ای است. این کار را به این دلیل انجام می‏دهند که در روشن‌ترین روزهای سال یعنی بهار و پاییز، با زودتر شروع و تمام کردن کار روزانه،  سوختی را که باید به مصرف روشنایی برسد، صرفه‌جویی کنند. زیرا اگر قرار باشد کار دیرتر تمام شود پایان آن به تاریکی می‌رسد. این کار را بدین ترتیب انجام می‌دهند که رسماً عقربه‌ی ساعت را یک ساعت جلو می‌برند. در کشورهای اروپای باختری این کار را در بهار انجام می‌دهند. به این ترتیب که ساعت 1 بعدازظهر، عقربه‌ی ساعت را به دو منتقل می‌کنند و در پاییز عکس این عمل را انجام می‌دهند. در روسیه ساعت‌ها را در تمام طول سال یک ساعت نسبت به وقت منطقه‌ای به جلو می‌برند. اگر چه این عمل باعث صرفه‌جویی در سوخت نمی‌شود، ولی موجب می‌شود که کارخانه‌های تأمین برق برای طول سال کار یکنواخت‌تری انجام دهند. حال این که می‌گویند ساعت 7 بعدازظهر است، یعنی چه؟

گرانش

گرانش

همه فکر می‌کنند سیبی بر روی سر نیوتن افتاد و ناگهان این نابغه‌ی عالم فیزیک کنجکاو شد و گرانش زمین را کشف کرد!! ولی خب قضیه به این راحتی‌ها هم نیست. در متونی که در دسترس داریم ابوریحان در 700 سال قبل گرانش زمین را می‌شناخته است. ابوریحان در رد اندیشه‌ی بطلمیوس که گفته بود : «اگر زمین گرد بود همه چیز از روی آن می‌ریخت»، می‌گوید که : «زمین گرانش دارد و همه چیز را به سوی خود می‌کشد و چیزی از روی آن نمی‌افتد.» در نیروی گرانش دو مقدار اهمیت بسیاری دارند، یکی جرم دو جسم و دیگری فاصله‌ی آن دو از هم. بهتر است نگاهی به رابطه‌ی گرانش بیاندازیم. نیروی گرانش اجسام از رابطه‌ی زیر به دست می‌آید :

G در رابطه‌ی بالا ثابت جهانی گرانش است. برای به دست آوردن این ثابت «کاوندیش» آزمایشی ترتیب داد و مقدار آن را  به دست آورد.M₁ و M₂ جرم دو جسم  و r فاصله‌ی آنها از هم می‌باشد. نیروهای گرانش میان دو ذره، زوج نیروهای کنش ـ واکنش (عمل و عکس‌العمل) هستند. ذره‏ی اول نیرویی به ذره‏ی دوم وارد می‌کند که جهت آن به طرف ذره‏ی اول (جاذبه) و در امتداد خطی است که دو ذره را به هم وصل می‌کند. به همین ترتیب ذره‏ی دوم نیز نیرویی به ذره‏ی اول وارد می‌کند که جهت آن به طرف ذره‏ی دوم (جاذبه) و در متداد خط واصل دو ذره است. بزرگی این نیروها مساوی ولی جهت آنها در خلاف یکدیگر است.

قانون گرانش در برپایی نظام هستی، نقش مهمی را ایفا می‌کند. تصور کنید که اگر گرانشی وجود نمی‌داشت،سیارات، دیگر  به گرد ستاره‌ای نمی‌توانستند بچرخند و جای ثابتی در فضا نداشتند و شناور بودند.  یکی از نیروهایی که باعث دوران سیارات به دور خورشید می‌شود، نیروی گرانش عظیم خورشید است.

شاید این طور به نظر برسد که اگر گرانش  تا به این اندازه مهم است، پس چرا ما به علت گرانش خورشید به سمت آن جذب نمی‌شویم؟

برای پاسخ به این سوأل باید نقش نیروهای دیگر را نیز در نظر بگیریم. در گردش سیارات به دور خورشید دو نیرو اهمیت دارد، یکی نیروی گرانشی و دیگری نیروی گریز از مرکز، که با نبود یکی از این دو نیرو، سیاره دیگر در مدار خود به دور خورشید تعادل نخواهد داشت. این دو نیرو خلاف جهت یکدیگر هستند و بر روی یکدیگر تأثیر خنثی کننده‌ای دارند. پس نیروی گرانش خورشید بر روی سیارات با نیروی گریز از مرکز سیاره، جمع برداری می‌شود و حاصل آن جمع، به اندازه‌ای نیست که بتواند سیاره را جذب خورشید کند.

از دیگر تأثیرات نیروی گرانشی در دستگاه‌های سماوی، جذر و مد اقیانوس‌ها و حرکت ستاره‌های دنباله‌دار می‌باشد. زمین هر جسمی که بر رویش قرار دارد را به سوی خود جذب می‌کند ولی این تنها زمین نیست که نیروی گرانش دارد، سیارات دیگر نیز اجسام بر روی خود را جذب می‌کنند. ولی تفاوت آنها در شتاب گرانشی‌شان است. جالب است بدانید که شتاب گرانشی خود زمین نیز مقدار ثابتی ندارد. هر چه از استوا به طرف قطب روی نصف النهار جلو می‌رویم مقدار g افزایش می‌یابد.

 مثلاً اگر رکورد پرش طول یک ورزشکار در برلین که g = 9.8128 m/s² است برابر 09/8 متر باشد، رکورد او در ملبورن انگلستان که g = 9.7999 m/s² است، یک سانتیمتر بیشتر می‌شود. ولی  برای راحتی کار در حل مسائل، شتاب گرانشی زمین را برابر 9.8m/s²  قرار می‌دهیم. در جدول زیر مقدار میانگین شتاب گرانشی اجرام منظومه‌ی شمسی آورده شده است.

نام جرم	مقدار میانگین شتاب گرانشی (متر بر مجذور ثانیه)
خورشید	95/273
عطارد	701/3
زهره	87/8
زمین	9/780
ماه	622/1
مریخ	69/3
مشتری	12/23
زحل	96/8
اورانوس	69/8
نپتون	15/11

 

یک آزمایش ساده

یکی از مسائلی که همیشه در کنار گرانش مطرح می‌شود، سقوط آزاد است. شاید تا به حال شما هم به این موضوع فکر کردید که آیا یک پر زودتر سقوط می‌کند یا یک چکش. ولی گالیله این آزمایش را بارها، از بالای برج کج پیزا انجام داد و همیشه نتیجه یکسان بود. هر دو با هم سقوط می‌کردند. خب واضح است چرا، چون فاصله و شتاب گرانشی زمین برای هر دو یکسان بود. شاید بپرسید در زمین این طور بود، شاید در دیگر سیارات چکش زودتر به زمین برسد. به فیلم زیر نگاه کنید.

در این فیلم فضانوردی بر روی کره‌ی ماه این آزمایش را تکرار کرده است، نتیجه‌اش را بهتر است خودتان مشاهده کنید.

 

میدان گرانش

یک ذره‏ی دارای جرم‌، فضای اطرافش را طوری تغییر می‌دهد که در آن میدان گرانشی ایجاد می‌کند. این میدان بر هر ذره‏ی دارای جرمی که در آن قرار گیرد یک نیروی جاذبه گرانشی وارد می‌کند. بنابراین در تصور ما از نیروهای میان ذرات دارای جرم‌، میدان نقش واسطه ایفا می‌کند. در مثال جرم - زمین، اگر جسمی را در مجاورت زمین قرار دهیم، نیرویی بر آن وارد می‌شود، این نیرو در هر نقطه از فضای اطراف زمین، دارای جهت و بزرگی مشخصی است. جهت این نیرو که در راستای شعاع زمین است، به طرف مرکز زمین و بزرگی آن برابر mg است. بنابراین به هر نقطه در نزدیکی زمین می‌توان یک بردار g وابسته کرد. بردار g شتابی است که جسم رها شده در هر نقطه خواهد داشت و آن را شدت میدان گرانش در آن نقطه می‌نامند.

وزن هر جسم عبارت است از نیروی جاذبه‌ای که زمین به آن وارد می‌کند.چون  وزن از نوع نیروست، بنابراین کمیتی برداری است. جهت این بردار همان جهت نیروی گرانشی، یعنی به طرف مرکز زمین است. جرم جسم، یک کمیت نرده‌ای است. رابطه‏ی میان وزن و جرم به صورت w=mg است. چون g از یک نقطه زمین به نقطه دیگر آن تغییر می‌کند، w یعنی وزن جسمی به جرم m ،در مکان‌های مختلف متفاوت است. بر خلاف جرم که خاصیت ذاتی جسم است (و همیشه ثابت)، وزن یک جسم به محل آن نسبت به مرکز زمین بستگی دارد. خب برای درک بهتر میدان گرانشی بهتر است که بازی زیر را انجام بدهید.

ستارگان و رنگ آنها

ستارگان و رنگ آنها

اعتقاد غلط :  تمام ستارگانی که در آسمان می‌بینیم، سفید رنگ هستند.

اعتقاد صحیح : ستارگان تمام رنگ‌های یک رنگین کمان را بدون کم و کاست دارند.

 

باور این که ستارگان رنگی هستند، برای اکثر مردم دشوار است. چون به ظاهر تمامی ستارگانی که در شب دیده می‌شوند سفید رنگ هستند. اما به خورشید نگاه کنید! به نظر من خورشید یک ستاره ی زرد رنگ می‌باشد.

اگر در یک شب تابستانی، به آسمانی بدون غبار و صاف نگاه کنید، می‌توانید ستاره وگا (درخشانترین ستاره در صورت فلکی Lyra) را بر فراز آسمان ببنید. این ستاره به وضوح آبی رنگ است. آنترز (درخشانترین ستاره صورت فلکی عقرب) نیز یک ستاره قرمز رنگ است که در تابستان در آسمان دیده می‌شود. در فصل زمستان هم ستارگان رنگی دیگری در آسمان داریم. مثلاً می‌توان به ستاره بیت الجوز (در صورت فلکی اوریون) اشاره کرد، که ستاره ای کاملاً سرخ رنگ می‌باشد. آلبدباران (در صورت فلکی ثور) نیز کاملاً قرمز است. اما خب، اکثر ستارگان کم نور واقعاً سفید به نظر می‌رسند. ماجرا از چه قرار است؟

هنگامی که جسمی را گرم کنیم، رنگ آن تغییر می‌کند و رنگ های سرخ و آبی و در آخر سفید را از خود منتشر می‌کند. یعنی نوری که از هر جسم منعکس می‌شود به دمای آن بستگی دارد. رنگ هر جسم به طول موجی که آن جسم از خود منتشر می‌کند بستگی دارد. نور مانند موج رفتار می‌کند و رنگ نور به طول موج آن بستگی دارد. پلانک موفق شد که نسبت میان دما و درخشندگی اجسام  را به دست آورد. یک جسم در دمایی معین یک طول موج را بیشتر از دیگر طول موج‌ها از خود ساطع می‌کند و به همین علت به رنگ خاص دیده می‌شود.

یکی از دلایلی که باعث می‌شود تا ستارگان را سفید ببینیم به ساختمان چشم انسان مربوط می‌شود. در چشم انسان دو نوع حسگر داریم. حسگرهایی که در مردمک چشم هستند درخشندگی را تشخیص می‌دهند، در حالی که حسگرهایی که در شبکیه هستند رنگ را شناسایی می‌کنند. حسگرهای شبکیه خیلی حساس نیستند، بنابراین با نورهای بسیار ضعیف فعال نمی شود. به خاطر همین است که نورهای بسیار ضعیف را سفید مشاهده می‌کنیم. بنابراین، حتی یک ستاره سرخ نیز اگر کم نور باشد، سفید به نظر می‌رسد، و تنها ستاره‌های درخشان‌تر به همان رنگی که هستند برای ما به نظر می‌رسند!

اگر یک دوربین دوچشمی داشته باشید و به بعضی از ستاره‌ها که درخشان هستند ولی برای چشم غیرمسلح همچنان سفید به نظر می‌رسند نگاه کنید؛ می‌بینید که بسیاری از آنها از پشت دوربین ناگهان رنگی می‌شوند! دوربین نور بیشتری را به داخل چشم شما متمرکز می‌کند، و در این شرایط حسگرهای شبکیه شما فعال می‌شوند. یک تلسکوپ باز هم ستاره‌های بیشتری را به صورت رنگی نشان خواهد داد. ستاره‌ای به‌نام آلبیرئو وجود دارد، که برای چشم غیرمسلح یک ستاره به نظر می‌رسد، اما درحقیقت، 2 ستاره در مدار مجاور هم هستند که به دور هم گردش می‌کنند. یکی از این 2 ستاره به رنگ قرمز ‌آتشی است، درحالی که دیگری به رنگ آبی خیره‌کننده می‌باشد. این ستاره‏ها یکی از زیباترین مناظر در آسمان هستند که حتی با یک تلسکوپ معمولی قابل رویت اند.

مثال	شعاع میانگین (شعاع خورشید = 1)	جرم میانگین (جرم خورشید = 1)	دمای ستاره (کلوین)	رنگ
10 Lacertra	15	60	بالای 25000	آبی
Rigel Spica	7	18	25000-11000	آبی
Sirius Vega	2.5	3.2	11000-7500	آبی
Canopus Procyun	1.3	1.7	7500-6000	آبی مایل به سفید
Sun Capella	1.1	1.1	6000-5000	سفید مایل به زرد
Arcturus Aldebaran	0.9	0.8	5000-3500	نارنجی مایل به قرمز
	0.4	0.3	زیر 3500	قرمز

 

منبع :http://www.badastronomy.com

در جستجوی سیارات قابل سکونت

در جستجوی سیارات قابل سکونت

کپلر، یک تلسکوپ فضایی است که برای جستجوی سیاراتی مانند زمین، در اطراف ستارگانی در خارج از منظومه‌ی شمسی، طراحی شده است. در این طرح ناسا تلاش می‌کند تا سیاراتی را بیابد که عوامل مساعدی را برای حیات داشته باشند.

 

ویلیام بروکی (مدیر یکی از بخش های تحقیقاتی در ناسا) اظهار داشت: «مأموریت کپلر، برای اولین بار، بشر را قادر خواهد ساخت که کهکشان ما را برای یافتن سیارات هم‌اندازه و یا حتی کوچک‌تر از زمین جستجو کند.» با این قابلیت منحصر بفرد، کپلر می‌تواند برای پاسخ دادن به یکی از سؤالات همیشگی بشر که در طول تاریخ وجود داشته است، به ما کمک کند. «آیا سیارات دیگری مانند سیاره‌ی ما در جهان وجود دارد؟»

 

کپلر با استفاده از روشی، سیارات را به صورت غیرمستقیم شناسایی می‌کند. هر بار که یک سیاره از مقابل ستاره‌ی مادر (ستاره ای که سیاره به دور آن در حال دوران است) عبور می‌کند، یک گذر رخ داده است. زمانی که سیاره از مقابل ستاره‏ی مادر رد می‌شود تغییری در نور ستاره به وجود می‌آید که ما با ثبت نور ستاره و مشاهده این تغییر متوجه می‌شویم که سیاره ای بر گرد این ستاره در حال چرخش و دوران است. با توجه به میزان تغییر نور ستاره می‌توانیم به اندازه سیاره و مدار آن دسترسی پیدا کنیم. برای درک بهتر این موضوع بهتر است به انیمیشن زیر دقت کنید.

هنگامی که نور یک ستاره برای سه بار به یک اندازه تغییر کند و زمان این اتفاق در هر سه بار با یکدیگر برابر باشد می‌توانیم با احتمال بسیار خوبی بگوییم که سیاره ای بر گرد این ستاره در حال دوران است. پس از پیدا کردن سیاره نوبت آن است که تشخیص دهیم که آیا شرایط موجود در آن سیاره برای وجود حیات مساعد می‌باشد یا خیر.

 

ابتدا باید خصوصیاتی در مورد ستاره ای که این سیاره به دور آن در حال دوران است داشته باشیم. و سپس مداری که این سیاره در آن حرکت می‌کند را به دست آوریم. با استفاده از این اطلاعات می‌توانیم بگوییم که آیا فاصله این سیاره، از ستاره مادرش به اندازه ای هست که بتواند انرژی و گرمای لازم برای به وجود آمدن حیات را تأمین کند یا نه. و یا اینکه این سیاره در فاصله ای قرار دارد که بتواند آب به صورت مایع در آن وجود داشته باشد. زیرا آب مایع یکی از نشانه هایی است که دانشمندان را به وجود حیات امیدوار می‌کند.

 

شریک صنعتی برای ساخت تجهیزات مورد استفاده در این مأموریت شرکت تکنولوﮊی و هوافضای بال (Ball) می‌باشد. این مأموریت توسط لابراتوار پیشران جت ناسا (JPL) هدایت می‌شود. طبق برنامه‌ریزی‌های انجام شده کپلر در ماه فوریه سال 2009 میلادی به فضا پرتاب می‌شود.

این تلسکوپ با استفاده از ابزار مخصوصی به نام طیف سنج، تغییرات نور ستارگان را مشاهده و ثبت می‌کند و با دیدن این تغییرات به وجود سیارات پی می‌برد.

 

کپلر هزاران ستاره را به طور همزمان رصد می‌کند که در این حالت شانس هر ستاره برای اینکه تغییر نوری از آن مشاهده شود تنها 5/0 درصد است. ناسا در این ماموریت قصد دارد که ستارگانی که در صورت فلکی دب اکبر هستند را رصد کند.

 

با مقایسه تلسکوپ فضایی هابل و تلسکوپ فضایی کپلر متوجه می‏شویم که کپلر توانایی آن را دارد که مساحت بیشتری از کیهان را در یک لحظه ببیند. به عنوان مثال اگر مساحتی که هابل می‌تواند ببنید به اندازه یک دانه شن باشد کپلر می‌تواند مساحتی برابر 2 کف دست را رصد کند.

 

ناسا این طرح را از میان 26 طرح پیشنهادی ارائه شده در اوایل سال 2001، به عنوان یکی از دو مأموریت اکتشافی خود برگزید. برای کسب اطلاعاتی بیش‌تر درباره‌ی این مأموریت می‌توانید به سایت رسمی آن به آدرس : http://www.kepler.arc.nasa.gov مراجعه کنید.

 

منبع : سایت ناسا http://planetquest.jpl.nasa.gov/Kepler/kepler_index.html

لابراتوار علمی مریخ

لابراتوار علمی مریخ

زمان پرتاب فضاپیما : دسامبر 2009

زمان ورود فضاپیما به مریخ : اکتبر 2010

 

به خاطر موفقیت‌هایی که دو کاوشگر روح و فرصت در کاوش سیاره‌ی سرخ داشتند، ناسا در حال برنامه‌ریزی ماموریت کاوشگر بعدی خود برای سفر به مریخ است. کاوشگر جدید «لابراتوار علمی مریخ» نام دارد. این کاوشگر برای یافتن نشانه‌های حیات میکروبی در گذشته و حال سیاره‌ی مریخ، می‌تواند خاک و سنگ‌های مریخی را به میزان سه برابر بیش‌تر از کاوشگرهای قبلی جمع‌آوری و تحلیل کند.

این ماموریت حاصل همکاری بین‌المللی در زمینه اکتشافات فضایی است. آژانس فضایی فدرال روسیه مسئول تهیه یک ردیاب برای یافتن آب در سطح سیاره است و بر مبنای هیدروژن خنثی عمل می‌کند. وزارت علوم و تحقیقات اسپانیا یک جعبه‌ی هواشناسی برای این مأموریت تدارک دیده است، و آژانس فضایی کانادا با همکاری موسسه ماکس پلانک آلمان، یک طیف‌سنج را برای بررسی طیف‌ها طراحی کرده است.

این کاوشگر قصد دارد برای اولین بار روش‌های دقیق فرود را بر روی سطح مریخ به کار ببرد. یعنی می‌تواند خودش را بر روی سطح مریخ هدایت کند و فضاپیما قبل از باز شدن چتر نجات می‌تواند به بالای نقطه‌ی مورد نظر در مریخ پرواز کند و سپس اقدام به فرود نماید. قبل از فرود، فضاپیما باید چترنجات و موشک‌های پس ران خود را آماده کند. این روش فرود، باعث می‌شود که کاوشگر در یک سطح 20 در 40 کیلومتری فرود بیاید، که 3 تا 5 برابر کوچکتر ار منطقه‌ی فرود بر مریخ در ماموریت‌های گذشته است.

لابراتوار علمی مریخ، با 6 چرخ و یک دوربین به کاوش خواهد پرداخت. این کاوشگر برخلاف کاوشگرهای دوقلو، یک دستگاه لیزر را برای تبخیر لایه نازکی از سطح صخره و تحلیل ترکیب عناصر مواد زیرین آن حمل خواهد کرد. سپس قادر خواهد بود تا نمونه‌های صخره و خاک این سیاره را جمع‌آوری و خرد کند و آنها را برای تحلیل شیمیایی به محفظه‌ی آزمایش همراه کاوشگر منتقل کند.

طراحی این کاوشگر به‌گونه‌ایست که یک سری از ابزارهای علمی را برای شناسایی ترکیبات آلی مانند: پروتئین‌ها، اسیدهای آمینه و سایر اسیدها و بازها، که همگی از زنجیره‌ی کربنی به وجود آمده‌اند، به‌کار می‌برد. این مواد از عوامل حیاتی زندگی هستند، که با پیدا کردن آنها در مریخ می‌توان به اطلاعات تازه‌ای درباره‌ی حیات در این سیاره دست یافت.

این وسیله همچنین ترکیباتی از قبیل گازهای اتمسفری را که ممکن است به فعالیت‌های بیولوژیکی مربوط باشند، شناسایی می‌کند. با استفاده از این ابزار، لابراتوار علمی مریخ، خاک و صخره‌های سیاره‌ی مریخ را با جزئیات بیشتر از قبل آزمایش خواهد کرد، تا وجود آب و دی‌اکسیدکربن، به صورت جامد، مایع یا گاز را در این سیاره مشخص کند.

ناسا قصد دارد علاوه بر اطلاعات ماموریت‌های پیشین، بر مبنای تصاویر فرستاده شده، به وسیله‌ی کاوشگر مدارپیمای مریخ که در سال 2006 شروع به کار می‌کند، مکانی برای فرود انتخاب کند. ناسا در حال مطالعه بر روی انرژی هسته‌ای به ‌عنوان منبع تامین انرژی لابراتوار علمی مریخ می‌باشد.

این کاوشگر یک منبع تغذیه رادیو ایزوتوپ متعلق به دپارتمان انرژی آمریکا را حمل خواهد کرد، که از گرمای واپاشی پلوتونیوم رادیواکتیو، الکتریسیته تولید خواهد کرد. این نوع منبع تغذیه می‌تواند به این ماموریت بر روی سطح مریخ، طول عمر عملی معادل با یک سال کامل مریخی (معادل با 687 روز زمین) یا بیشتر بدهد.

همچنین ناسا در حال بررسی انرژی‌هایی است که می‌تواند جایگزین انرژی خورشیدی شود که در بهبود ماموریت‌ها و به دست آوردن نتایج بهتر کمک کند. اگر می خواهید در جریان آخرین خبرهای مربوط به این ماموریت قرار بگیرید می توانید به وب سایت رسمی این پروژه به آدرس http://marsprogram.jpl.nasa.gov/msl/index.html مراجعه نمایید.

چه عاملی فصل‌ها را ایجاد می‌کند؟

چه عاملی فصل‌ها را ایجاد می‌کند؟

اعتقاد غلط : فصل‌ها به واسطه‌ی تغییر در فاصله‌ی بین زمین و خورشید به وجود می‌آیند.

اعتقاد صحیح : فصل‌ها به دلیل کج بودن محور زمین به وجود می‌آیند. تغییر در فاصله‌ی بین زمین و خورشید نقش خیلی کوچکی بازی می‌کند.

 

متأسفانه اعتقاد غلط، به دلیل ظاهر منطقی‌اش مورد قبول اکثریت قرار می‌گیرد و اکثر مردم بر این باور هستند که در فصل زمستان فاصله‌ی زمین و خورشید زیاد است و این فاصله در فصل تابستان به حداقل خود می‌رسد. ولی این استدلال اشتباه است. بسیار خوب! کاملاً هم اشتباه نیست! بدون شک فاصله‌ی زمین تا خورشید سبب تغییراتی در دما می‌شود، اما این تغییر آن قدر کم است که می‌توان با تقریب بسیار خوبی از آن صرف‌نظر کرد.

برای روشن شدن موضوع بهتر است که بررسی‏ای روی این موضوع داشته باشیم. مدار زمین به شکل بیضی است. در ماه ﮊانویه (دی) فاصله زمین تا خورشید به کمترین مقدار می‌رسد و در 6 ماه بعد (تیر) این فاصله به بیشترین مقدار ممکن خود خواهد رسید. اگر فاصله تنها عامل به وجود آمدن فصل‌ها باشد ما باید در ماه ﮊانویه (دی ماه) تابستان داشته باشیم، و در ماه ژوئن (تیر ماه) زمستان! که این اتفاق ممکن است برای دوستان ما در نیمکره‌‌ی جنوبی صادق باشد، اما در نیمکره‌ی شمالی این طور نیست. پس باید عامل دیگری در کار باشد.

حال به بررسی ریاضی این قضیه می‌پردازیم تا ببینیم چه عاملی باعث به وجود آمدن تغییرات دما بر روی کره‌ی زمین می‌شود. ابتدا محاسبه می‌کنیم که دمای یک سیاره به چه عواملی بستگی دارد. برای این کار باید فرض کنیم که مقدار گرمایی که سیاره از خورشید می‌گیرد با مقدار گرمایی که سیاره از دست می‌دهد برابر است، که اگر این طور نباشد دو حالت ممکن است رخ دهد:

• اول اینکه اگر گرما را بیش از حد منعکس می‌کرد سیاره منجمد می‌شد.
• و دیگر اینکه اگر گرما را کم‌تر از حد تعادل منعکس می‌کرد سیاره به مرور گرم و گرم‌تر می‌شد.

یک ستاره‌ی فروزان، گرما را در تمام سطحش به بیرون می‌دهد. این گرما در فضا به صورت یک کره به مرکز ستاره در تمام جهت‏ها پخش می‌شود و به سمت سیارات می‌رود. هر سیاره مقداری از این گرما را از ستاره می‌گیرد، که این مقدار برابر است با سطح دایره‌ای که شعاع آن دایره برابر با شعاع سیاره است. وقتی که سیاره به سرعت می‌چرخد آن را در سر تا سر سطحش منعکس می‌کند. برای روشن شدن قضیه به فرمول زیر نگاه کنید :

در رابطه‌ی بالا δ ثابت و T دما است (دمای سیاره با T_P و دمای خورشید با T_S مشخص شده است)، d فاصله‌ی سیاره تا خورشید ، R_S شعاع خورشید و b ضریب انعکاس نور  و برابر  با مقدار بازتاب‌پذیری یک سیاره است. اگر ضریب انعکاس یک سیاره برابر 1باشد به این معنی است که این سیاره نور را کاملاً منعکس می‌کند، مانند یک آیینه. و وقتی که ضریب انعکاس برابر صفر باشد، منظور این است که سیاره هیچ نوری از خود منعکس نمی‌کند و کاملاً سیاه و تیره به نظر می‌رسد. کره‌ی زمین دارای ضریب انعکاس 39/0 می‌باشد. با ساده کرده رابطه‌ی بالا، خواهیم داشت :

خب با رابطه‌ی بالا معلوم شد که دمای یک سیاره به عکس ریشه‌ی دوم فاصله آن سیاره تا خورشید بستگی دارد. حال با گذاشتن اعداد مناسب در این رابطه، دمای کره‌ی زمین را به دست خواهیم آورد.

اگر این کار را بکنید خواهید دید که دمای زمین حدود 250 کلوین به دست می‌آید. که یعنی برابر 20- درجه‌ی سانتی‌گراد! چه اتفاقی افتاده است؟ آیا واقعاً زمین به این سردی است؟!

اتمسفر زمین عاملی است که باعث شده دمای زمین با آنچه که باید در واقع وجود داشته باشد، تفاوت کند. اگر زمین سیاره‌ای بدون اتمسفر بود، دمای آن حدود 20- درجه‌ی سانتی‌گراد می‌شد؛ ولی اتمسفر به نگهداری گرما در زمین کمک می‌کند و این کار را به وسیله‌ی جذب برخی تشعشعات گرمایی که از زمین منعکس می‌شود انجام می‌دهد. بنابر این لازم است که یک ضریب برای اصلاح رابطه به آن اضافه کنیم. بدون وجود اتمسفر در اطراف زمین اقیانوس‌ها یخ می‌زدند و دمای سطحی زمین افت شدیدی پیدا می‌کرد. تأثیر اتمسفر در آب و هوای یک سیاره به «اثر گلخانه‌ای» مشهور است.

برای مثال به بررسی دمای سیاره‌ی زهره می‌پردازیم. با گذاشتن مقادیر مناسب برای سیاره‌ی زهره دمای این سیاره در حدود 20- درجه‌ی سانتی‌گراد به دست می‌آید، اما در واقع دمای آن بیش از 500 درجه‌ی سانتیگراد است. که دلیل این اختلاف فاحش دما وجود اثر گلخانه‌ای شدید حاصل از اتمسفر این سیاره است.

خب برگردیم به موضوع خودمان! همان طور که در بالا مشاهده کردید، ارتباط دمای یک سیاره با تغییرات فاصله خیلی کم است. دما با عکس ریشه‌ی دوم فاصله‌ی سیاره تا خورشید متناسب است. به‌ عبارت دیگر، اگر شما فاصله‌ی سیاره را از خورشید 2 برابر کنید، دما در حدود 4/1 کاهش پیدا می‌کند. دو برابر کردن فاصله‌ی زمین تا خورشید دمای متوسط زمین را در حدود 80 درجه‌ی سانتی‌گراد کاهش می‌دهد. به طور دقیق دمای متوسط زمین در حدود 280 کلوین است.

، پبنابراین دیدید که با 2 برابر کردن فاصله‌ی زمین تا خورشید 80 درجه افت دما خواهیم داشت. در نزدیک‌ترین نقطه، فاصله‌ی زمین تا خورشید در حدود 147,000,000 کیلومتر است و در دورترین نقطه فاصله در حدود 152000000 کیلومتر می باشد. بنابراین تغییرات در دما برابر خواهد بود با :

یعنی کمتر از 2 درصد. یعنی به خاطر تغییر فاصله‌ی زمین و خورشید تنها شاهد تغییر دمایی برابر 5 درجه هستیم، که خیلی کمتر از تغییر دمایی است که در تابستان و زمستان می‌بینیم.  همان طور که مشخص شد باید عامل دیگری نیز در کار باشد.

مهم‌ترین عامل مؤثر در تغییر فصل‌ها، انحراف یا شیب محور دوران زمین به دور خودش نسبت به صفحه‌ی مدار دوران بیضی شکل زمین به دور خورشید است. برای اینکه تأثیر انحراف محور زمین را بهتر درک کنید، پیشنهاد می‌کنم که آزمایش زیر را انجام دهید :

یک چراغ‌قوه و یک تکه کاغذ را بردارید. نور را مستقیماً بر صفحه بتابانید، در این صورت شما یک دایره‌ی روشن می‌بینید. تمام نور چراغ‌قوه در این دایره است. حال به آرامی صفحه را کج کنید، در این صورت دایره تبدیل به یک بیضی می‌شود. باز هم تمام نور در آن بیضی است، اما این بیضی در فضای بیشتری گسترده شده است و چگالی نور کاهش می‌یابد. به عبارت دیگر، مقدار نور در هر سانتی‌مترمربع کاهش می‌یابد (مقدار کل نور همان مقدار اولیه باقی می‌ماند، چرا که نور چراغ‌قوه تغییر نکرده است ولی در مساحتی بیشتری پخش شده است.)

همین موضوع در مورد زمین صادق است. هنگامی که خورشید در بالای سر ماست، نور مستقیماً به زمین می‌تابد و بنابراین نور (و در نتیجه گرمای) بیشتری به هر سانتی‌مترمربع از زمین برخورد می‌کند. هنگامی که خورشید در پایین سر ما و در اطراف افق قرار دارد، نور گستردگی بیشتری در سطح زمین پیدا می‌کند و گرمای کمتری (در سانتی‌مترمربع!) جذب می‌شود.

عواملی دیگری نیز در تغییر آب و هوا موثر هستند. در تابستان، خورشید بالاتر است و بنابراین روزها طولانی‌تر هستند. بنابراین خورشید زمان بیشتری دارد که زمین را گرم کند، ولی در زمستان روزها کوتاه‌تر است و خورشید زمان کمی برای گرم کردن زمین دارد. این یک تأثیر ثانویه در تغییر آب و هوا است.

فاصله‌ی زمین تا خورشید، از این هم تأثیر کم‌تری دارد، ولی به هرحال تأثیر خود را می‌گذارد! بنابراین نیمکره‌ی جنوبی تابستان‌هایی کمی گرم‌تر و زمستان‌هایی کمی سردتر از نیمکره‌ی شمالی دارد. اما این اختلاف هم تنها 5 درجه است.حالا به نظر شما چه عاملی فصل‌ها را ایجاد می‌کند؟

کشیده می‌شویم

کشیده می‌شویم

مردم روزگاران قدیم می‌دانستند که میان طلوع و غروب ماه و بر آمدن و فرونشینی آب دریاها بایستی رابطه‌ای وجود داشته باشد، اما چگونگی آن را نمی‌دانستند. نابغه‌ی بزرگ جهان دانش، اسحاق نیوتن برای نخستین بار این معما را کشف کرد و چگونگی پیدایش آن را به درستی بیان داشت.

 

1ـ چرا جزر و مد اتفاق می‌افتد؟

 بر روی زمین همواره دو منطقه وجود دارد که در این مناطق آب اقیانوس‌ها به طور چشمگیری بالا می‌آید و به آنها «کوه‌های دوگانه مد» می‌گویند. یکی از آنها دقیقاً در امتداد خط واصل مرکز ماه و مرکز گرانش و در قسمت رو به ماه و دیگری در همان امتداد و در قسمت پشت به ماه زمین قرار دارد. اگر تصور کنیم که «مد» تنها به علت کشش ماه به وجود می‏آید، به خطا رفته‌ایم. ماه علاوه بر جذب اشیاء بر روی زمین، سیاره‏ی زمین را هم به سوی خود می‌کشد. اما نکته‌ی مهم آن است که مرکز زمین، نسبت به ذرات آب در قسمتی که روبه‌روی ماه است، از منبع جذب‌کننده دورتر است. همان طور که می‌دانید نیروی گرانشی با افزایش فاصله کاهش می‌یابد. در هر نقطه‌ای که ماه در سمت الرأس باشد (یعنی ماه در بالای سر آنجا قرار گرفته باشد) یک کیلوگرم  آب  بار قوی‌تر از یک کیلوگرم  آب در مرکز زمین جذب می‌گردد.  در این رابطه r شعاع زمین، M جرم ماه، D فاصله‌ی مرکز ماه از مرکز زمین و  است. حال آنکه، هر کیلوگرم  آب در نقطه‌ی متقاطر آن (یعنی جایی که ماه در سمت النظیر آن باشد) به همین نسبت کم‌تر است. همین تفاوت سبب می‌شود که آب در هر دو مورد از سطح زمین بالاتر رود.

مورد اول بدان علت صورت می‌گیرد که، آب بیش‌تر از قسمت جامد زمین به طرف ماه حرکت می‌کند. در مورد دوم، قسمت جامد زمین بیش از آب به طرف ماه حرکت می‌نماید. همان طور که می‌دانیم زمین به دور محور خود در حال دوران است و به خاطر این دوران نیروی گریز از مرکزی بر اجسام روی زمین وارد می‌شود. از تلفیق برداری نیروی گریز از مرکز و نیروی گرانش ماه بر روی زمین، جزر و مد به وجود می‌آید. کمی و زیادی جزر و مد  در نقاط مختلف زمین را  با تحلیل این نیروها برای هر نقطه می‌توان توجیه کرد.

 

2ـ خورشید و نقش آن در جزر و مد

 

جاذبه‌ی خورشید بر روی آب اقیانوس اثر مشابهی دارد. حال سوألی که پیش می‌آید این است که کدام یک از این دو قوی‌تر است، جاذبه‌ی خورشید یا ماه؟ اگر جاذبه‌ی مستقیم آنها را مقایسه نمائیم، خواهیم دید که جاذبه‌ی خورشید نیرومندتر است. جرم خورشید  330000 برابر جرم زمین است، در حالی که جرم ماه 81 بار کم‌تر از جرم زمین است و یا به عبارتی جرم ماه 81*330000 بار کم‌تر از جرم خورشید است. فاصله‌ی بین خورشید و زمین 23400 برابر شعاع زمین است، در حالی که فاصله‌ی بین ماه و زمین فقط 60 برابر شعاع زمین است. در نتیجه با محاسبه معلوم می‏گردد که خورشید هر شی‌ء بر روی زمین را با نیرویی 170 بار بیش‌تر از ماه به سوی خود می‌کشد. از این رو ممکن است انسان تصور کند که مدهای خورشیدی بلندتر از مدهای ماهی هستند، اما در عمل عکس آن مشاهده می‌شود. مدهای ماه بلندترند، و این کاملاً با فرمول منطبق است. اگر جرم خورشید را M_s و جرم ماه را M_m و فاصله‌ی خورشید از زمین را D_s و فاصله‌ی ماه از زمین را D_m بگیریم، نسبت بین نیروهای برانگیزنده‌ی مد خورشید و ماه عبارت خواهد بود از :

می‌دانیم که جرم ماه جرم زمین است و خورشید 400 بار دورتر از ماه از زمین است. در نتیجه :

یعنی بلندی مدهای خورشیدی باید 5/2 بار کم‌تر از مدهای ماه باشند. هنگامی که نیروهای مولد جزر و مد ماه و خورشید، هماهنگ با یک‏دیگر عمل کنند، مثلاً به هنگام ماه نو که هر دو در یک طرف زمین هستند، جزر و مدهای حاصل در حداکثر خود هستند. این جزر و مدها، جزر و مدهای بهاری یا مهکشند نامیده می‌شوند. حد دیگر موقعی است که خورشید و ماه با هم زاویه‌ی 90 درجه بسازند. در این هنگام جزر و مد به حداقل می‏رسد و به جزر و مدهای خفیف یک کهکشند موسوم است. نزدیکی ماه نیز در ارتفاع جزر و مدتأثیر  دارد. هنگامی که ماه در حضیض زمینی قرار دارد، نیروی مولد جزر و مد آن به اندازه‌ی 20 درصد بیش‌تر از حد عادی است. در انیمیشن زیر با انتخاب گزینه‏ی Run جذر و مد فقط ناشی از ماه را مشاهده خواهید کرد و با انتخابInclude Sun تأثیر خورشید نیز اضافه خواهد شد.

 

 

3ـ محاسبه‌ی جرم ماه از طریق جزر و مد

با مقایسه‌ی ارتفاع مدهای خورشیدی و ماهی می‏توان جرم ماه را تعیین کرد. ارتفاع مدهای خورشیدی و مدهای ماهی را نمی‌توان جداگانه بررسی کرد. زیرا خورشید و ماه همیشه توأم عمل می‌کنند. اما می‌توانیم ارتفاع مد را هنگامی که این دو جسم سماوی در یک جهت اثر می‏کنند(یعنی موقعی که ماه و خورشید با زمین در روی خط مستقیمی جای دارند) با زمانی که در جهت مخالف یکدیگر تأثیر می‌کنند (یعنی هنگامی که خط واصل خورشید به زمین عمود بر خط واصل زمین و ماه باشد) اندازه بگیریم. مشاهدات نشان داده‌اند که مد دوم 42/0 ارتفاع مد اول است. یعنی اگر نیروی برانگیزنده‌ی ماه را با x و  خورشید را با y نشان دهیم، خواهیم داشت :

با در نظر گرفتن رابطه‌‌ای که در بالا بین این دو نیرو پیدا کردیم خواهیم داشت :

و از آن جا که جرم خورشید 330000 برابر جرم زمین است،M_s=330000M_e معلوم خواهد شد که (M_e جرم زمین است):

یعنی جرم ماه  جرم زمین است. محاسبه‌ی دقیق‌تر جرم ماه را 0123/0 جرم زمین به دست آورده است.

 

4ـ فاصله‌ی زمانی بین دو مد متوالی

سطح اقیانوس‌ها، در تمام نقاط و در فواصل زمانی کم و بیش منظم بالا  و پایین می‌رود. به طور متوسط فاصله‌ی زمانی بین دو مد متوالی 12 ساعت و 5/25 دقیقه است؛ درست نصف زمانی که طول می‌کشد تا ماه ظاهراً یک دور کامل را به دور زمین بپیماید، یعنی نصف 24 ساعت و 50 دقیقه. این امر یک تصادف نیست. جزر و مد همراه با حرکت ظاهری ماه، از افق شرقی ناظر به سمت افق غربی او پیش می‌رود. صرف نظر از تأخیرهایی که معلول اصطکاک و آثار ثانوی دیگر هستند و ممکن است به شش ساعت هم برسند، جزر و مد در هر نقطه‌ی زمین زمانی روی می‌دهد که ماه در نصف النهار مکان (یا در نیم‌دایره‌ی مقابل آن) باشد.

 

5ـ تأثیر جاذبه‌ی ماه بر جو اطراف زمین

جاذبه‌ی ماه در اقیانوس هوای پیرامون سیاره‌ی ما نیز، مدهای بلند و کوتاهی ایجاد می‌کند. بسیاری مایلند بدانند که تأثیر این مدها بر فشار جو چگونه است. این مسأله تاریخچه‌ی درازی دارد. مدهای جو زمین به وسیله‌ی دانشمند شهیر روسی «لامونوسف» (Lomonosov) کشف گردید و وی آنها را امواج هوا نامید. اگر چه بسیاری به بررسی این امواج هوا پرداخته‌اند، اما با این وجود تصورات نادرستی درباره‌ی اثر این امواج رواج دارد. افراد بی اطلاع تصور می‌کنند که ماه در جو سبک و متحرک زمین، امواج مدی عظیمی پدید می‌آورد و از این رو اعتقادی وجود دارد که این مدها فشار جو را به طور مؤثری تغییر می‌دهند و لاجرم در هواشناسی نقش قطعی دارند، اما موضوع از این قرار نیست.

از لحاظ تئوری می‌توانیم ثابت کنیم که ارتفاع یک مد جوی نمی‌تواند بلندتر از مد اقیانوس باشد. چنین ادعایی ممکن است باعث شگفتی شود. چون هوا، حتی در غلیظ‌ترین قشرهای خود تقریباً هزار بار سبک‌تر از آب است، بنابراین چرا جاذبه‌ی ماه نباید آن را هزار برابر بالاتر ببرد؟ این امر  از این مطلب که، اجسام سبک و سنگین با سرعت مشابهی در خلأ سقوط می‌کنند، تعجب‌آورتر و به ظاهر متناقض‌تر نیست. در خلأ همه‌ی اجسام، چه سبک و چه سنگین، با سرعت یکسانی سقوط می‌کنند و در اثر جاذبه، فواصل برابری را می‌پیمایند. البته، به شرط آن که فاصله‌ی آنها از مرکز جاذبه یکسان باشد. از آن چه گفته شد بر‌می‌آید که ارتفاع مدهای جو، به همان اندازه‌ی مدهای اقیانوس نسبت به ساحل است. در واقع، اگر به فرمولی که برای محاسبه‌ی ارتفاع مد به کار بردیم رجوع کنیم، خواهیم دید که این فرمول تنها شامل اجرم‏های ماه و زمین و شعاع زمین و فاصله‌ی زمین از ماه بود و در آن نیازی به دانستن چگالی مایعی که بالا برده می‌شود، یا عمق اقیانوس نیست. حتی اگر به جای آب، هوا را در نظر می‌گرفتیم نتیجه‌ی محاسبه تغییری نمی‌کرد و ما همان ارتفاعی را برای مد جو به دست می‌آوردیم که برای مد اقیانوس به دست آوردیم. اتفاقاً ارتفاع مد اقیانوس هم چندان قابل ملاحظه نیست. از نظر تئوری بلندترین مد اقیانوس‌ها در حدود نیم متر است و تنها در حدود ساحل‌ها و ته اقیانوس‌ها که از مدها جلو می‌گیرند، سبب می‌شوند که مدها 10 متر و گاهی بیش‌تر ارتفاع بگیرند.

دستگاه‌های ویژه‌ای برای پیش‌گویی ارتفاع مد در جای و زمان معینی، از روی موقعیت خورشید و ماه وجود دارد. اما در اقیانوس بی‌انتهای هوا، هیچ چیز نمی‌تواند در تصویر تئوریک مد ناشی از جاذبه‌ی ماه مداخله کند و یا حداکثر ارتفاع تئوریک آن را که نیم متر است، تغییر دهد. یک چنین بالا رفتن ناچیزی تنها می‌تواند اثر ناچیزی بر روی فشار جو داشته باشد. «لاپلاس» که تئوری مدهای هوا را بررسی می‌کرد، به این نتیجه رسید که نوسانهای فشار جو ناشی از این امواج از 6/0 میلی‌متر ستون جیوه تجاوز نخواهد کرد و سرعت بادی که ایجاد می‌شود از 5/7 سانتی‌متر در ثانیه بیش‌تر نخواهد بود. کاملاً بدیهی است که مدهای جو نمی‌توانند نقش عمده‌ای در وضع هوا داشته باشند. این ملاحظات همه‌ی تلاش‌های «ماه بینان» را که می‌کوشند وضع هوا را از روی موقعیت ماه در آسمان پیش‌گویی کنند، باطل می‌سازد.

همه آن چیزی که در مورد رویت هلال باید بدانی

همه آن چیزی که در مورد رویت هلال باید بدانی

مقدمه:

آغاز ماه قمری و رویت هلال شب اول ماه همیشه دغدغه اصلی مسلمانان بوده است و این مهم، به خصوص در مورد ماه مبارک رمضان و ماه ذی الحجه که دو فریضه واجب روزه و حج در آنها انجام می‌شود، از اهمیت بیشتری برخوردار می‌شود. در اینجا سعی کرده ام با توضیح کامل مساله رویت هلال، معیارهای رویت پذیری هلال و شیوه های رصدی هلال، شما را با آنچه در شامگاه بیست و نهمین روز ماه قمری می‌افتد آشنا کنم تا دیگر در این زمینه با مشکلی مواجه نشویم. هم چنین در پایان این مقاله به بررسی چگونگی آغاز ماه شوال وعید سعید فطر در کشورمان و دیگر کشورهای اسلامی خواهیم پرداخت.

 

هلال چطور تشکیل می‌شود؟

در فضا، زمین به دور خورشید می‌گردد و ماه نیز به دور زمین گردش می‌کند. مدار حرکت زمین به دور خورشید، دایره البروج نام دارد، ولی مدار ماه به دور زمین بر دایره البروج منطبق نیست و با آن 5 درجه اختلاف دارد. این اختلاف اندک اثرهای گوناگونی دارد؛ از جمله این که هر ماه پدیده های خورشید گرفتگی و ماه گرفتگی روی نمی دهد.

اگر به عنوان یک ناظر زمینی به آسمان نگاه کنیم، دایره البروج را به صورت خطی منحنی در آسمان می‌بینیم که از میان صورتهای فلکی عبور می‌کند. مرکز خورشید دقیقاً روی دایره البروج حرکت می‌کند. اما مسیر حرکت ماه که با دایره البروج اختلاف دارد، گاهی بالای دایره البروج قرار می‌گیرد و گاهی پایین تر از آن. اگر دایره البروج را به عنوان یک محور مختصات فرض کنیم، می‌توان مختصات دایره البروجی را به این شکل تعریف کرد:

از هر نقطه آسمان، خطی عمود بر دایره البروج رسم می‌کنیم. فاصله این نقطه تا پای عمود، عرض دایره البروجی نام دارد و فاصله پای عمود تا نقطه صفر دایره البروج، طول دایره البروجی. نقطه‏ی صفر طول دایره البروجی، نقطه اعتدال بهاری است که محل تلاقی دایره البروج با استوای سماوی است.

استوای سماوی، امتداد استوای زمین است که در کره آسمان، دایره عظیمه استوای سماوی را پدید می‌آورد. آغاز ماه نو را «مقارنه» می‌نامیم. در این حالت، طول دایره البروجی ماه و خورشید یکسان است. اگر مدار ماه منطبق بر دایره البروج بود هر ماه شاهد یک پدیده خورشید گرفتگی و یک پدیده ماه گرفتگی بودیم؛ ولی در شرایط فعلی ماه دارای عرض دایره البروجی است و این اتفاق هر چند ماه یکبار روی می‌دهد. فاصله متوسط هر مقارنه تا مقارنه بعدی ماه 53/29 روز است، یعنی 29 شبانه روز و 12 ساعت و 43 دقیقه و 12 ثانیه. به این مدت، «دوره هلالی ماه» می‌گوییم. یعنی فاصله زمانی بین دو هلال یکسان ماه 53/29 روز است. این دو هلال یکسان می‌تواند دو ماه نو، دو تربیع اول یا دو بدر کامل باشند. بدین ترتیب یک ماه قمری به طور متوسط 53/29 روز به طول می‌کشد.

هنگامی که مقارنه صورت گرفت، ماه هلالی آغاز می‌شود؛ هلال از سمت راست خورشید به سمت چپ می‌آید و ماه از آسمان صبحگاهی به آسمان شامگاهی تغییر مکان می‌دهد. از این پس، ماه پس از خورشید غروب می‌کند، ولی حالا حالاها هلالی برای دیده شدن وجود ندارد.

حتماً دیده اید که همیشه یک روی ماه به سوی زمین است. دلیل این پدیده، برابر بودن دوره گردش وضعی و گردش انتقالی ماه است که در اثر قفل شدگی گرانشی ماه و زمین ایجاد شده است. اگر ماه گردش وضعی نداشت (گردش وضعی سبب ایجاد شبانه روز می‌شود)، در حرکت به دور خورشید بخش های مختلف خود را نشان می‌داد و ما می‌توانستیم تمام سطح ماه را مشاهده کنیم. ولی حرکت وضعی سبب می‌شود ماه دقیقاً به همان اندازه بچرخد که در اثر حرکت انتقالی تغییر چهره می‌دهد. از این رو حدود 59 درصد سطح ماه از روی زمین قابل مشاهده است. با این توصیف متوجه شده اید شبانه روز در ماه برابر شبانه روز زمینی است. پس سرعت حرکت خورشید در آسمان بسیار کندتر از زمین است.

هنگامی که مقارنه صورت گرفت، خورشید در افق ماه شروع به طلوع می‌کند. در لبه ماه، رشته کوههایی وجود دارند که موجب می‌شوند نور خورشید به سطح ماه نتابد؛ درست مثل کوهی که جلوی خورشید را گرفته و تا خورشید از پشت کوه طلوع نکند، نوری به مناطق پشت کوه نمی رسد. چون سرعت حرکت خورشید در آسمان ماه خیلی کم است، زمان بسیار بیشتری طول می‌کشد تا خورشید از پشت موانع طلوع کند و سطح ماه را روشن کند.

اختر شناسی فرانسوی به نام آندره دانژون، طی محاسباتی نشان داد اگر جدایی زاویه ای ماه و خورشید زیر 7 درجه باشد، هلالی تشکیل نمی شود.

«جدایی زاویه ای» فاصله خورشید و ماه در آسمان زمین و از دید یک ناظر است که بر حسب درجه بیان می‌شود. هنگامی که جدایی زاویه ای ماه و خورشید به 7 درجه رسید، نخستین نور به سطح رو به زمین می‌تابد و لبه باریکی از ماه روشن می‌شود. البته هنوز عوارضی چون کوه های بسیار مرتفع یا گودال‌ها وجود دارند که سبب می‌شود هلال ماه پیوسته نباشد و قطعه قطعه ظاهر شود. هر چه زمان بیشتری بگذرد، فاصله هلال از خورشید بیشتر می‌شود و هلال هم بزرگ تر، ضخیم تر و پر نورتر می‌شود.

شاید بپرسید چرا

«حد دانژون» بر حسب جدایی زاویه ای تعریف شده است. جالب این است که حد دانژون هنوز دقیقاً تعریف نشده است. زیرا نه حد تجربی مشاهده هلال به آن حدود رسیده است و نه محاسبات دقیقی در این زمینه صورت گرفته است، ولی روشنایی هلال فقط به چگونگی موقعیت ماه و خورشید و زمین بستگی دارد. از سوی دیگر، مدار ماه بیضوی است و سرعت حرکت ماه به دور زمین متغیر است. اگر ماه در حضیض مداری باشد و به زمین نزدیکتر باشد، سرعتش بیشتر است و اگر در اوج مداری باشد و از زمین دورتر باشد، سرعتش کمتر است. وقتی سرعت متغیر باشد، زمان رسیدن به جدایی 7 درجه هم تفاوت می‌کند. از این رو تنها کمیتی که متغیر نیست، جدایی زاویه ای است.

 

عوامل تأثیر گذار بر رویت هلال

فرض کنیم غروب روز بیست و نهم ماه قمری فرا رسیده است. در اینجا بررسی می‌کنیم هلالی که در آسمان حضور دارد، چگونه است و در چه شرایطی بهتر دیده می‌شود. اگر در زمان غروب خورشید، جدایی ماه از خورشید کمتر از حد دانژون باشد، مسلماً هیچ هلالی تشکیل نشده است و چیزی برای دیدن وجود ندارد. ولی اگر جدایی ماه و خورشید بیشتر از حد دانژون باشد، آنگاه هلال تشکیل شده است و ویژگیهای آن مانند عرض دایره البروجی، ارتفاع و اختلاف سمت، منطقه رصدگاه در بهتر شدن وضعیت رصدی آن دخالت دارند. در اینجا به برخی از این عوامل اشاره خواهیم داشت.

هلال شب اول ماه معمولاً هلال نازکی است و به سختی دیده می‌شود. برای دیدن این نوع هلالها باید تا مدتی بعد از غروب آفتاب صبر کرد. از این رو موقعیت ماه در آُسمان و مدت حضورش در آسمان پس از غروب خورشید از اهیمت بسیار بالایی برخوردار است. اگر دو هلال را با جدایی زاویه ای یکسان در نظر بگیریم، هلالی بهتر دیده خواهد شد که ارتفاع بیشتری داشته باشد. هر چه ارتفاع ماه در لحظه غروب خورشید بیشتر باشد، ماه دیرتر غروب می‌کند. در این صورت هم آسمان تاریک تر می‌شود و هم ماه در منطقه ای تاریک تر از آسمان حاضر می‌شود و هم ماه از این فرصت بیشتر استفاده می‌کند و از خورشید بیشتر فاصله می‌گیرد که به نوبه خود، به بزرگی و درخشندگی هلال می‌افزاید.

اگر عرض دایره البروجی ماه مثبت باشد هم شرایط هلال بهتر از حالتی است که عرض دایره البروجی منفی داشته باشد؛ زیرا ماه ارتفاع بیشتری خواهد داشت. از سوی دیگر، هر چه مناطق جنوبی و غربی زمین برویم، شرایط هلال بهتر خواهد شد. هر چه به مناطق جنوبی برویم، ارتفاع ماه افزایش خواهد یافت؛ زیرا ماه نسبتاً به زمین نزدیک است و تغییر موقعیت در چشم انداز ماه تأثیر گذار است. از طرف دیگر هر چه به غرب برویم، خورشید دیرتر غروب می‌کند، لذا ماه هم دیرتر غروب می‌کند و در این فاصله زمانی به شرایط بهتری می‌رسد. اگر هلالی که مورد نظر است، در حضیض مداری خودش باشد هم شرایط بهتری خواهد داشت؛ زیرا سرعت حرکتش بیتشر خواهد شد و در فاصله زمانی اندک به جدایی بیشتری از خورشید خواهد رسید.

با این تفاصیل، بهترین هلال برای مشاهده، هلالی است که :

• در حضیض مداری باشد
• عرض دایره البروجی مثبت داشته باشد
• در بیشترین ارتفاع ممکن از خورشید قرار گرفته باشد.
• در یک منطقه وسیع هم بهترین منطقه برای مشاهده آن هلال، جنوب غربی آن منطقه است.

 

معیارهای رویت هلال

متاسفانه تعداد هلال های ضعیف و بحرانی رویت شده در طول تاریخ که مشخصاتشان ثبت شده باشد، بسیار اندک است و تنها حدود 200 رکورد است. از این جهت نمی توان معیار دقیقی برای رویت پذیری هلال تدوین کرد. متخصصان برای تدوین چنین معیارهایی، ابتدا مشخصات این هلال‌ها را محاسبه می‌کنند و سعی می‌کنند بین هلال های دیده شده و دیده نشده رابطه ای پیدا کنند. معیارهایی که در حال حاضر وجود دارند، اغلب بر اساس موقعیت ماه نسبت به خورشید در زمان غروب خورشید تعیین شده اند که از آن جمله می‌توان به «معیار رصد خانه آفریقای جنوبی» و «معیار پرفسور محمد الیاس» اشاره کرد. معیارهای دیگری هم وجود دارند که اندکی پیچیده تر هستند و در آنها چند ویژگی هلال در یک کمیت تعریف شده خلاصه می‌شوند؛ همانند «معیار پرفسور برناردیالوپ» از رصد خانه گرینویچ. در چند سال اخیر چند هلال بسیار بحرانی توسط رصدگران ایرانی رویت شده است که از سوی این معیارها رویت ناپذیر محسوب می‌شوند. از این رو به نظر می‌رسد باید این معیارها راتصحیح کرد تا روال بهتری بر آزمون رویت پذیری هلال برقرار شود.

 

 

برای مشاهده هلال باید چه کرد؟

در گذشته مردم در غروب روز بیست و نهم ماه به بالای تپه یا پشت بام می‌رفتند و هلال را در افق غربی جستجو می‌کردند. حال مرجعی برای بررسی درستی هلال دیده شده وجود داشت یا نه را خبر نداریم. اما امروز با در اختیار داشتن انواع نرم افزارها و ابزارهای محاسباتی، این روش بسیار ابتدایی است. نخستین کاری که باید انجام داد به دست آوردن مشخصات هلال است که این کار به وسیله نرم افزارهای عمومی نجوم مانند starry Night ، Skypro ، Redshift و نرم افزارهای اختصاصی رویت هلال چون Moon Calc (تهیه شده توسط دکتر منذر احمد) به سادگی انجام پذیر است.

با این نرم افزارها می‌توان موقعیت ماه و خورشید را در هر منطقه و هر زمانی به دقت محاسبه کرد. سپس نوبت به انتخاب محل رصدگاه می‌رسد.

رصدگاه مناسب برای رویت هلال باید منطقه ای با افق غربی باشد، زیرا در چنین مناطقی معمولاً غبار کمی وجود دارد و افق حداقل تا ارتفاع صفردرجه صاف است. اگر افق منفی صاف هم وجود داشت که چه بهتر، زیرا بیشتر می‌توان ماه را تعقیب کرد. البته در کنار این خواص باید نیم نگاهی هم به شرایط جوی، امنیت رصدگاه، صعب العبور نبودن مسیر رصدگاه و راحتی رصدگر داشت.

قدم سوم، فراهم آوردن ابزار و وسایل مورد نیاز رصد است. ابزار اپتیکی قوی مانند تلسکوپ، دوربین دو چشمی یا دوربین تک چشمی، خودروی نقلیه، رایانه، ابزارهای جهت یابی و غیره، همه و همه باید قبل از رصد کردن باز بینی شوند و نسبت به صحت عملکردشان اطمینان حاصل شود. به خصوص نسبت به کیفیت اپتیکی ابزار و دقت درجه بندی های آن باید بسیار حساس بود.

پس از انجام تمام هماهنگی‌ها نوبت به رصد کردن در روز موعود می‌رسد. یادتان باشد حداقل یک ساعت قبل از غروب آفتاب در رصدگاه حاضر باشید. ابزارها را باید به دقت مستقر کرد و نسبت به تراز بودنشان مطمئن شد. برای تنظیم دوربین یا تلسکوپ می‌توان از عوارض زمینی بسیار دور دست یا سیاره زهره اسفاده کرد و اگر فیلتر خورشیدی در اختیار بود، با خود خورشید، دوربین را فوکوس کرد. حواستان باشد هیچ گاه بدون فیلتر به خورشید نگاه نکنید، زیرا به چشم صدمه جدی وارد خواهد شد. خورشید بهترین شاخص برای موقعیت سنجی است. البته اگر تلسکوپ موتور دار متصل به رایانه در اختیار داشته باشید، می‌توان تلسکوپ را مستقیماً به سوی ماه نشانه رفت. ولی از آنجا که بیشتر ابزارها مجهز به موتور نیستند، روش دیگری در زیر پیشنهاد می‌شود :

محل غروب خورشید را با نشانه ای زمینی علامت گذاری کنید و زمان دقیق غروب آفتاب را ثبت کنید. غروب آفتاب، زمانی است که آخرین کمان قرص خورشید از دیده‌ها محو می‌شود. بر اساس مختصات محاسبه شده توسط نرم افزار می‌توان سمت و ارتفاع محل غروب خورشید را به دست آورد. حال دوربین را روی محل غروب خورشید تنظیم می‌کنیم و مختصات روی ابزار اپتیکی را بر روی مقدار خوانده شده تنظیم می‌کنیم. حال ابزار ما کاملاً تنظیم شدده است و فقط باید بر اساس مختصات ماه، دوربین یا تلسکوپ را به آن جهت تنظیم کرد و هلال را در میدان دید جستجو کرد.

 

 

اگر هلال را دیدیم چه کنیم؟!

اگر در جستجوی هلال هم مشکوک به هلالی را دیدید، باید از هویت آن جسم مطمئن شوید. حداقل سه بار چشم خود را باز و بسته کنید، مطمئن شوید جسم دیده شده توهم نیست. سپس به آرامی ارتفاع دوربین یا تلسکوپ را پایین بیاورید و محل هلال را با نشانه ای زمینی علامت گذاری کنید. مجدداً تلسکوپ را بالا بیاورید و هلال را پیدا کنید. اگر مجدداً هلال را دیدید، شکل هلال را با آنچه نرم افزار نشان می دهد مقایسه کنید. اگر هم شکل بودند، به احتمال زیاد هلال را درست پیدا کرده اید. سعی کنید بقیه افراد گروه هم هلال را مشاهده کنند و اگر مقدور بود از هلال تصویر برداری کنید. این چنین می توان مطمئن بود گزارش رویت شما تأیید می شود.

 

معیار آغاز ماه قمری

آنچه تا کنون ذکر شد، چگونگی رویت هلال با ابزار بود، ولی هیچ یک از اینها نمی تواند نشان دهنده آغاز ماه قمری باشد. آغاز ماه قمری را باید مرجع دینی اعلام کند. تنوع فتواهای اثبات آغاز ماه قمری هم کم نیست.

برخی معتقدند گواهی دو نفر مرد مسلمان عادل برای آغاز ماه قمری کافی است. برخی دیگر معتقدند هر منطقه ای باید مستقل از مناطق دیگر ماه را آغاز کند و برخی برای یک کشور، یک روز را اعلام کنند. برخی دیگر هم معتقدند رویت هلال در یک منطقه برای تمام مناطق زمین که در یک شب به سر می برند، کافی است. از سوی دیگر، برخی فقط رویت هلال را با چشم غیر مسلح قبول دارند و برخی دیگر، استفاده از ابزار اپتیکی را بلامانع دانسته اند.

از نظر مقام معظم رهبری، رویت هلال با چشم شرط است و استفاده از ابزار اپتیکی همانند دوربین دو چشمی و تلسکوپ مانعی ندارد. هم چنین اگر کارشناسان علم نجوم بر عدم رویت یک هلال توافق داشته باشند، نظر آنها کافی است و تمامی گزارش های رویت هلال مردود خواهد بود. هم چنین اگر در کشور ایران، هلال در بخشی از کشور قابل رویت بود و در بخشی دیگر غیر قابل رویت، وضعیت شهرهای مهم کشور اعم از مشهد، تهران، تبریز، اصفهان و شیراز و اهواز ملاک خواهد بود که در این میان شهر تهران نقشی کلیدی بر عهده دارد.

شایان ذکر است تقویم رسمی جمهوری اسلامی ایران که از سوی مرکز تقویم موسسه ژئوفیزیک دانشگاه تهران استخراج می شود، بر اساس نظریات فقهی رهبر معظم انقلاب و با محاسبات بسیار دقیق تنظیم می شود و از دقت بسیار بالایی برخوردار است.

نکته ای که در اینجا باید به آن اشاره کرد، اشتباهی است که معمولاً از سوی برخی مردم در رویت هلال صورت می گیرد. تجربه نشان داده است بسیاری از مردم از شکل هلال اطلاعی ندارند و گاه، ابر یا دود هواپیما را با هلال اشتباه می گیرند. از سوی دیگر، پانزده درصد افرادی که به استهلال می پردازند، دچار توهم رویت می شوند، یعنی هلالی وجود ندارد ولی مغز تصور می کند هلال را می بیند. توهم یک ویژگی مغز است و هیچ ارتباطی به تجربه، رفتار و سن افراد ندارد، حتی منجمان حرفه ای هم ممکن است دچار توهم شوند. 15 درصد آمار کمی نیست، مثلاً اگر در یک کشور هزار نفر به جستجوی هلال بپردازند، یکصد و پنجاه نفرشان به توهم رویت مبتلا می شوندو بدیهی است گزارش رویت هلال ارائه می دهند. این توهم رویت می تواند مشکلاتی را در آغاز ماه قمری به شیوه سنتی سبب شود. خوشبختانه نظریات فقهی مقام معظم رهبری این مشکل را به خوبی حل کرده است.

 

 

آیا این باورها درست است؟

 

1- ماه های قمری، یکی در میان 29 روزه و 30 روز هستند.

این باور کاملاً نادرست است. متوسط طول ماه قمری 53/29 روز است، یعنی فراوانی ماههای 30 روزه اندکی پیش از ماههای 29 روز است. طبق تقویم، حداکثر سه ماه قمری 29 روزه و حداکثر 4 ماه قمری 30 روزه می توانند پشت سر هم قرار گیرند. این که ماه قمری یکی در میان 29 روزه و 30 روزه باشند، صرفاً یک قرارداد برای تطبیق ماهها و سالهای قمری با تاریخ شمسی چند صد سال پیش است و هیچ پایه علمی ندارد.

 

2- رویت در شرق برای مناطق غربی حجت است، زیرا شرایط هلال در غرب به مراتب بهتر است و سهولت رویت هلال بیشتر.

این موضوع همیشه درست نیست. همان طور که در نقشه خطوط رویت پذیری هلال مشاهده می کنید، این مناطق با مرزهایی سهموی از هم جدا شده اند. به وضوح مشخص است مناطقی وجود دارند که هلال در آنها رویت پذیر است، ولی در شمال غربی یا جنوب غربی آنها رویت پذیر نیست. بدین ترتیب این جمله را باید به این شکل تصحیح کرد. در یک عرض جغرافیایی، رویت در شرق برای مناطق غربی حجت است، زیرا ...

 

3- اگر یک شب نور زمین تاب دیده شود، دلیلی است بر رویت پذیری هلال در شب قبل از آن.

هلالی که ما می بینیم و بسیار درخشان است، در اثر بازتاب نور خورشید از سطح ماه تشکیل می شود. ولی زمین نیز نور خورشید را بازتاب می کند و نور بازتابی، سطح ماه را با درخششی کمتر روشن می کند. تا قبل از تربیع اول و پس از تربیع دوم، قرص تاریک ماه نیز مشخص است که در اثر نور زمین تاب روشن شده است. برخی به اشتباه فکر می کردند هلال شب دوم حتماً باید نور زمین تاب داشته باشد و این دلیلی بر رویت پذیر بودن هلال شب قبل است، در صورتی که رویت پذیری هلال را وضعیت هلال در همان شب مشخص می کند. مسلماً در فاصله 24 ساعت زمان بین دو غروب خورشید ماه در آسمان جا به جا می شود و به شرایط رصدی به مراتب بهتری می رسد، ولی این دلیل بر رویت پذیری هلال شب قبل نمی شود.

 

 

4- بزرگی هلال شب بعد، نشانه ای از رویت پذیری هلال شب قبل است.

این گفته کاملاً نادرست است. در رویت پذیری هلال فقط بزرگی و درخشندگی هلال نقشی ندارد، بلکه ارتفاع ماه در زمان غروب خورشید هم نقش دارد که اهمیتش به اندازه فاز (درخشندگی) هلالی است. ممکن است یک هلال دارای درخشندگی بسیار زیادی باشد، به طوری که در شرایط مناسب بتوان آن را با چشم هم مشاهده کرد. ولی اگر همین هلال در موقعیتی قرار گیرد که تنها چند دقیقه پس از غروب خورشید غروب کند، حتی با ابزار اپتیکی هم قابل رویت نیست. همانطور که در شکل ملاحظه می کنید، اگر هلال دارای عرض دایرة البروجی منفی باشد، ارتفاع بسیار کمتری نسبت به هلالی دارد که عرض دایرة البروجی مثبت دارد. در نتیجه هلال اول بسیار زودتر غروب می کند و چون آسمان در آن لحظه بسیار روشن است قابل رویت نیست. در حالی که هلال دوم در فاصله زمانی نسبتاً زیادی پس از خورشید غروب می کند و آسمان در آن لحظه به قدری تاریک شده که هلال به سادگی مشاهده می شود.

وقتی یک روز می گذرد، هلال خیلی بزرگ تر و درخشان تر می شود و به موقعیت بهتری می رسد، بنابراین مشخص است که این هلال قطعاً قابل مشاهده است ولی هلال در شب قبل از آن به هیچ وجه قابل مشاهده نبوده است.

 

5- اگر ماه قمری یک روز زودتر شروع شد، باید تقویم را یک روز جابه جا کرد.

در تقویم جمهوری اسلامی ایران، هر ماه قمری فقط بر اساس رویت پذیری هلال در شب اولش آغاز می شود و محاسبات هم فقط برای این معیار انجام می شوند. بدین ترتیب هر ماه قمری مستقل ازماه قبل خود آغاز می شود. اگر به هر دلیلی یک ماه قمری یک روز زودتر از تقویم شروع شد، فقط همان ماه یک روز جلوتر از تقویم خواهد بود و در آغاز ماه قمری بعد، دوباره با تقویم منطبق می شود. البته در تقویم دیگر کشورهای اسلامی، معیار رویت هلال در آغاز ماه قمری متفاوت است و ممکن است چند ماه تقویم جابجا شوند.

 

6- آیا ماه رمضان همیشه 29 روز است؟

ماه مبارک رمضان هیچ فرقی با دیگر ماههای قمری ندارد، نه در حرکت ماه اتفاق عجیبی روی می دهد و نه در منظومه شمسی رویدادی روی می دهد. آنچه این باور کاملاً غلط را سبب شده است، این است که به دلیل اهمیت بسیار زیاد ماه رمضان، مردم بسیار زیادی به استهلال می پردازند و از آنجا که بسیاری از آنها دچار اشتباه یا توهم رویت می شوند، گزارش های اشتباه زیادی ارسال می شود و تشخیص درست در اثبات آغاز ماه قمری را دچار مشکل می کند.

 

7- وقتی کشورهای همسایه یک روز زودتر ماه قمری را آغاز می کنند، پس ما هم باید با آنها ماه قمری را آغاز کنیم.

اولاً که ملاک آغاز ماه قمری در تمام کشورهای مسلمان یکسان نیست، بنابراین نمی توان به صرف آغاز ماه قمری در یک کشور همسایه نتیجه گرفت که ما اشتباه کرده ایم. دوم اینکه خطوط رویت پذیری هلال، سهمی شکل هستند نه افقی یا عمومی. ممکن است این خطوط از بخش کوچکی از کشورمان عبور کند، در حالی که از تمام قلمرو یک کشور همسایه عبور کنند. در این صورت، در آن کشور هلال رویت خواهد شد در حالی که در بقیه کشورها ( واز جمله کشورمان) هلال دیده نمی شود. سوم این که برخی کشورهای همسایه از تقویم برخی کشورهای دیگر که چندان هم نزدیک نیستند، پیروی می کنند؛ پس آغاز ماه قمری در آنها به این معنی نیست که آنها الزاماً هلال شب اول را مشاهده کرده اند. چهارم اینکه در برخی از این کشورها اشتباه های فاحشی در اعلام آغاز ماه قمری صورت می گیرد، همانند ذی الحجه سال گذشته (1425 قمری) که در عربستان، به خاطر شهادت فقط دو نفر مسلمان، ماه ذی الحجه یک روز زودتر آغاز شد و این در حالی است که توصیفات آن دو نفر با محاسبات نجومی همخوانی نداشت. بر این اساس هیچ الزامی برای توجه به وضعیت کشورهای شرقی و جنوبی ندارد. از سوی دیگر، رویت هلال در همسایگان غربی هیچ ارتباطی به کشورمان ندارد، زیرا در آن مناطق شرایط هلال به مراتب مناسب تراست.

 

 

8- همه کشورهای اسلامی باید در یک روز ماه قمری را آغاز کنند.

اگر ملاک همه کشورها، رویت هلال باشد و این ملاک در همه جا یکسان باشد، باز هم یک روز اختلاف وجود دارد که البته طبیعی است. ولی اختلاف بیش از یک روز غیر طبیعی است. البته در شرایط فعلی که ملاک های مختلفی برای آغاز ماه قمری وجود دارد، ممکن است چنین اختلاف های عجیب و غریبی بروز کند. ولی مطمئن باشید آنچه در کشورمان اعلام می شود، صحیح است.

 

معیار آغاز ماه قمری درکشورهای مختلف

1. در برخی کشورها، گزارش ها و ادعاهای رویت هلال را در نقاط مختلف کشور دریافت می کنند و یک قاضی آنها را بررسی می کند و در نهایت آنها را تأیید یا رد می کند. هند، پاکستان، بنگلادش و مراکش از این جمله اند.
2. در برخی کشورها، محاسبات نجومی صورت می گیرد و معیار آغاز ماه قمری، غروب ماه پس از غروب خورشید است. تقویم ام القری که در کشور عربستان سعودی مورد استفاده قرار می گیرد، این معیار را در شهر مکه ملاک قرار داده است؛ یعنی اگر در افق مکه مکرمه ماه پس از خورشید غروب کند، روز بعد اول ماه قمری است. البته در مورد، ماههای رمضان، شوال و ذی القعده؛ به گزارش های رویت هلال استناد می شود.
3. در برخی کشورها، محاسبات نجومی صورت می گیرند، ولی ملاک آغاز ماه قمری این است که مقارنه روی داده باشد و ماه حداقل پنج دقیقه پس از خورشید غروب کند. در کشور مصر از این ملاک استفاده می شود و محاسبات برای مرزهای غربی کشور صورت می گیرد که بهترین شرایط ماه در آنجا اتفاق می افتد.
4. در برخی کشورها، محاسبات نجومی صورت می گیرد و ملاک های پیچیده تری برای آغاز ماه وجود دارد. در مالزی، سنگاپور، برونئی و اندونزی، ملاک آغاز ماه قمری این است که در غروب روز قبل، سن ماه بیش از 8 ساعت، ارتفاعش بیش از 2 درجه از افق و جدایی ماه از خورشید بیش از 3 درجه باشد. در کشورهای الجزایر و تونس، این ملاک ها بیشتر است و مکث ماه پس از غروب خورشید و برخی ویژگیهای دیگر هلال را نیز شامل می شود.
5. در برخی کشورها، گزارش های رویت هلال دریافت می شود و مستندات آن با محاسبات نجومی مقایسه می شود. این مطمئن ترین و درست ترین شیوه تأیید یا رد یک گزارش است که در کشور ما مورد استفاده قرار می گیرد. برخی گروههای نجومی هم در اردن، گویان و ترینیداد و توباگو ازاین روش استفاده می کنند که البته دقتشان به اندازه روشی که در ایران مورد استفاده قرار می گیرد نیست.
6. کشورهایی هم هستند که از تقویم برخی کشورهای بزرگتر همسایه تبعیت می کنند: قطر، کویت، امارات متحده عربی، عمان، بحرین، یمن، ترکیه، لیبی و افغانستان معمولاً از عربستان سعودی تبیعیت می کنند.
7. برخی کشورهای کوچک از تقویم کشورهای بزرگ همسایه تبعیت می کنند. مثلاً نیوزیلند از استرالیا و سورینام از گویان تبعیت می کنند.
8. بسیاری از کشورهای اروپایی و برخی جزایر دریای کارائیب از نخستین اعلام آغاز ماه قمری در کشورهای اسلامی پیروی می کنند.
9. برخی تابع تقویم های از پیش محاسبه شده هستند، مانند برخی قومیت های هند و پاکستان (لجرا، السماعیلیان و قدیانی ها)

 

 

بررسی ملاک آغاز ماه قمری در تقویم ام القری

به دلیل حساسیت تقویم کشور عربستان و تأثیر آن بر مردم کشورمان، در اینجا ملاک تقویم ام القری را از نظر نجومی بررسی می کنیم. بررسی این ملاک از نظر شرع از حوصله این مقارنه خارج است و کارشناسان مذهبی باید به آن بپردازند.

اشاره شد که ملاک تقویم ام القری وقوع غروب ماه پس از خورشید در افق شهر مکه است. همان طور که در شکل ملاحظه می کنید، وضعیت هایی از ماه وجود دارد که ماه هنوز به مقارنه نرسیده، ولی ارتفاعش از خورشید بیشتر است. بدین ترتیب ماه پس از خورشید غروب می کند در حالی که ماه قمری قبلی هنوز پایان نیافته است. بنابراین ماه قمری جدید یک روز زودتر از مقارنه آغاز می شود (حداقل). از آنجایی که ماه قمری نمی تواند بیشتر از 30 روز باشد پس ماه بعدی هم اشتباه آغاز می شود و ممکن است تا چند ماه این اشتباه ادامه یابد. بنابراین این ملاک از نظر نجومی، منطبق بر اهله ماه نیست و نمی تواند تقویم صحیحی را استخراج کند.

آسمان شب

آسمان شب

آسمان شب، طبیعتی است زیبا و دست نخورده که هر بیننده را مجذوب خود می‌کند. آیا علاقه مند هستند که  بدانید  امشب در آسمان محل زندگی تان چه سیاراتی معلوم است؟ می‌خواهید بدانید که نزدیکترین مقارنه و یا گذری که رخ می‌دهد چه زمانی است؟ تا به حال صورت های فلکی را رصد کرده اید؟ اگر علاقه مند هستید که یک شب رصدی داشته باشید و با آگاهی از اجرامی که در آسمان محل سکونتتان هستند به رصد بپردازید دست به کار شوید و این برنامه را دانلود کنید. برای دانلود برنامه اینجا کلیک کنید. ابتدا برنامه را install کنید و سپس آن را از روی هارد دیسکتان اجرا کنید. سپس صبر کنید تا برنامه بارگذاری شود. هنگامی که مانند شکل عبارت زیر را دید، یک کلید، از صفحه کلیدتان را فشار دهید تا وارد برنامه شود.

بعد از اجرا شدن برنامه بهتر است که به تنظیم موقعیت محل زندگی تان بپردازید، تا بتوانید آسمان در آن لحظه و در شهر خود را تماشا کنید. برای این منظور از منوی موقعیت، گزینه تنظیم را اجرا کنید.

اگر شهر مورد نظر شما در لیست بود که چه بهتر. در غیر این صورت مانند شکل زیر یکی از شهرها را انتخاب کنید و مختصات آن را به مختصات محل زندگی خود تغییر دهید. یعنی هم نام آن را تغییر دهید و هم طول و عرض جغرافیایی آن را تغییر دهید.

مختصات شهرهای ایران را می‌توانید با استفاده از جدول زیر وارد کنید.

نام شهر	عرض جغرافیایی	طول جغرافیایی
آغاجری	30°42"N	049°50"E
آمل	36°23"N	052°20"E
آهار	38°28"N	047°04"E
اراک	34°05"N	049°41"E
اردبیل	38°15"N	048°18"E
ارومیه	37°33"N	045°04"E
اسلام آباد	34°06"N	046°31"E
اسلامشهر	35°40"N	051°10"E
اصفهان	32°40"N	051°38"E
الیگودرز	33°24"N	049°41"E
امامشهر	36°25"N	055°01"E
اندیمشک	32°27"N	048°21"E
اهواز	31°19"N	048°42"E
ایلام	33°38"N	046°26"E
بابل	36°34"N	052°42"E
باختران	34°19"N	047°04"E
برازجان	29°16"N	051°12"E
بروجرد	33°54"N	048°46"E
بم	29°06"N	058°21"E
بندر ماهشهر	30°33"N	049°12"E
بندرانزلی	37°28"N	049°27"E
بندرعباس	27°11"N	056°17"E
بهبهان	30°35"N	050°14"E
بهشهر	36°43"N	053°34"E
بوجنورد	37°28"N	057°19"E
بوشهر	28°59"N	050°50"E
بیرجند	32°53"N	059°13"E
تبریز	38°05"N	046°18"E
تربت حیدریه	35°16"N	059°13"E
تهران	35°40"N	051°26"E
جهرم	28°31"N	053°33"E
خرم آباد	33°30"N	048°20"E
خرمشهر	30°25"N	048°11"E
خمینی شهر	32°41"N	051°31"E
خوی	38°33"N	044°58"E
دزفول	32°23"N	048°24"E
دو گنبدان	30°21"N	050°48"E
دورود	33°28"N	049°04"E
رشت	37°16"N	049°36"E
رفسنجان	30°24"N	056°01"E
زابل	31°02"N	061°30"E
زاهدان	29°30"N	060°52"E
زنجان	36°40"N	048°29"E
ساری	36°34"N	053°04"E
ساوه	35°01"N	050°20"E
سبزوار	36°13"N	057°42"E
سقز	36°14"N	046°16"E
سلماس	38°11"N	044°47"E
سمنان	35°33"N	053°24"E
سنندج	35°19"N	047°00"E
سیرجان	29°27"N	055°40"E
شهرکرد	32°19"N	050°50"E
شوشتر	32°03"N	048°51"E
شیراز	29°37"N	052°33"E
فسا	28°56"N	053°42"E
قائم شهر	36°28"N	052°53"E
قزوین	36°16"N	050°00"E
قم	34°39"N	050°54"E
قمشه	32°01"N	051°52"E
قوچان	37°06"N	058°30"E
کازرون	29°37"N	051°38"E
کاشان	33°59"N	051°29"E
کرج	35°48"N	050°59"E
کرمان	30°17"N	057°05"E
گرگان	36°50"N	054°29"E
گنبدکابوس	37°17"N	055°17"E
مراغه	37°23"N	046°13"E
مرند	38°26"N	045°46"E
مرودشت	29°50"N	052°40"E
مسجدسلیمان	31°58"N	049°18"E
مشهد	36°18"N	059°36"E
ملایر	34°17"N	048°50"E
مهاباد	36°45"N	045°43"E
میاندواب	36°58"N	046°06"E
میانه	37°26"N	047°42"E
نجف آباد	32°37"N	051°21"E
نقده	36°57"N	045°23"E
نهاوند	34°12"N	048°22"E
نیشابور	36°12"N	058°50"E
همدان	34°48"N	048°30"E
ورامین	35°20"N	051°39"E
یزد	31°53"N	054°25"E

بعد از وارد کردن مختصات موقعیت خود، می‌توانید آسمان محل زندگی خودتان را در همان لحظه مشاهده کنید. به عکس زیر توجه کنید.

حال برای دیدن آسمان هر کدام از این شهرها تنها کافی است که عدد مربوط به آن شهر را وارد کنید.

از دیگر قابلیت های این برنامه نمایش به سه حالت مختلف است که هر کدام مزایای خاصی دارد.

یکی از خصوصیات این برنامه این است که شما می‌توانید به دلخواه سرعت برنامه را کم یا زیاد بکنید تا بتوانید وقایع آسمانی را یا آسمان را در یک تاریخ خاص و یا ساعتی خاص از شبانه روز مشاهده بفرمایید. در قسمت بالا، راست، تاریخ ،زمان و مکان جایی که آسمان آنجا شبیه سازی شده است نشان داده می‌شود.

با کلید F می‌توانید سرعت برنامه را به سمت جلو افزایش دهید. با کلید B می‌توانید سرعت برنامه را به سمت عقب زیاد کنید. یعنی زمان را به سمت عقب ببرید. با کلید enter برنامه می‌ایستد و شما می‌توانید در حال سکون به آسمان نگاه کنید. و پس از این عقب و جلو بردن‌ها زمان هنگامی که می‌خواهید دوباره به زمان اول خودتان برگردید کافی است که کلید N را فشار دهید. با کلیدهای جهت نمای بالا و پایین صفحه کلید، هنگامی که از کلیدهای F و B استفاده می‌کنید می‌توانید سرعت جلو رفتن و یا عقب رفتن برنامه را کم و یا زیاد کنید. و با کلیدهای جهت نمای چپ و راست صفحه کلید می‌توانید زمان برنامه را سه روز به جلو و یا به عقب ببرید و سپس آسمان را تماشا کنید. وقتی که در منوی «نحوه نمایش» گزینه به دور خورشید را انتخاب کردید، می‌توانید پدیده هایی مثل گذر را مشاهده کنید. به شکل زیر توجه کنید.

در ضمن در حالت به دور خورشید می‌توانید با کلید های + و - صفحه کلید، مدار سیارات دیگر را نیز ببنید و به اصطلاح بزرگ‏نمایی مثبت یا بزرگ‏نمایی منفی بکنید. در حالت به دور زمین نیز می‌توانید علاوه بر سیارات، ستاره‌ها را نیز مشاهده کنید و صورت های فلکی که در آسمان هست را نیز رصد کنید.

امیدوارم شب رصدی خوبی داشته باشید.

چگونه به‌ کره‌ی ماه باز خواهیم گشت؟

چگونه به‌ کره‌ی ماه باز خواهیم گشت؟

پیش از پایان دهه‌ی آینده، فضانوردان ناسا مجدداً سطح ماه را کاوش خواهند کرد و این بار قصد دارند که در ماه بمانند و با ساختن پایگاه‌های فضایی راه را برای مسافرت‌های آینده به کره‌ی مریخ و سایر سیارات هموار کنند. این سفر با ساخت یک فضاپیمای جدید به زودی آغاز می‌شود.

ناسا با تکیه بر بهترین تکنولوژی موشکی، در حال ساخت سیستم اکتشاف قرن 21 است که چندکاره بوده و دارای قابلیت‌های مناسب، قابل اطمینان و ایمن خواهد بود.

قسمت اصلی این سیستم، یک فضاپیمای جدید است که برای انتقال 4 فضانورد به ماه طراحی شده است و قابلیت انتقال 6 سرنشین در ماموریت آینده به مریخ را دارد و سرنشینان و تجهیزات را به ایستگاه بین‌الملی فضایی انتقال می‌دهد. وسیله‌ی جدید حمل‌و نقل سرنشینان، شکلی شبیه به فضاپیمای آپولو و حجمی معادل 3 برابر آن را خواهد داشت، که امکان سفر 4 فضانورد را به طور هم‌زمان به کره‌ی ماه  فراهم می‌کند.

فضاپیمای جدید برای تامین انرژی، از  باتری‌های خورشیدی استفاده می کند و خودروهای فرود به ماه، از متان مایع در موتورهای‌شان استفاده می‌کنند. ناسا درحال برنامه‌ریزی برای روزی است که فضانوردان بتوانند منابع اتمسفر مریخ را به سوخت متان تبدیل کنند.

فضاپیمای جدید می‌تواند تا 10 بار مورد استفاده مجدد قرار گیرد. پس از آنکه فضاپیما به وسیله‌ی چتر فرود (به همراه یک سپر آبی به‌عنوان پشتیبان) به زمین نشست، ناسا می‌تواند به‌آسانی آن را بازیافت و سپر حرارتی را جایگزین کند و آن را دوباره به فضا پرتاب کند. هم‌زمان با فرود مجدد به ماه، سیستم  همان تعداد فضانورد را به سطح ماه می‌فرستد. (همانند مأموریت‌های آپولو) و آنها می‌توانند مدت زمان بیش‌تری را در سطح ماه بمانند. ماموریت‌های اولیه، 4 تا 7 روز به طول می‌انجامد.

در حالی که فضاپیمای آپولو محدود به فرود آمدن در راستای خط استوای ماه بود، فضاپیمای جدید پیشران‌های کافی را به همراه دارد تا در هر کجای سطح ماه که خواست بر زمین بنشیند. به محض اینکه اولین پایگاه در ماه درست شود، سرنشینان قادر خواهند بود بیش از 6 ماه در سطح کره‌ی ماه بمانند. این فضاپیما همچنین می‌تواند بدون سرنشین در مدار ماه به کار خود ادامه دهد.

 

امن و قابل‌اعتماد

سیستم پرتاب که سرنشینان را از زمین بلند خواهد کرد، بر اجزای پیشران شاتلی قابل اطمینان و قدرتمند متکی است. فضانوردان به وسیله‌ی یک موشک ساخته شده  از یک شاتل جداگانه با موشک‌های جداشونده، به همراه یک پیشران ثانویه، که توان آن از موتور اصلی شاتل تامین می‌شود، از زمین بلند خواهند شد. سیستم بالابر سنگین ثانویه از 5 موتور اصلی شاتل استفاده می‌کند تا اینکه بیش از 125 تن جرم را که درحدود یک‌ونیم برابر وزن شاتل در حال ‌دوران است را در مدار قرار دهد.

از این سیستم چند کاره، برای حمل محموله و قرار دادن اجزای مورد نیاز برای رفتن به ماه و مریخ در مدار استفاده خواهد شد. موشک بالابر می‌تواند برای حمل سرنشینان نیز به‌کارگرفته شود. یک موشک نجات در بالای فضاپیما وجود دارد و می‌تواند درصورت بروز اشکال در پرتاب، به سرعت سرنشینان را نجات دهد و به همین دلیل سیستم‏های پرتاب 10 برابر امن‏تر از شاتل هستند. همچنین احتمال آسیب‌ دیدن وسیله‌ی حمل‌ونقل توسط آشغال‌های فضایی کم است، چراکه فضاپیما در بالای موشک قرار می‌گیرد.

 

برنامه‏ی پرواز

در 5 سال آینده، فضاپیمای جدید، انتقال سرنشینان و تجهیزات را به ایستگاه فضایی بین‌المللی شروع خواهد کرد. و برای این برنامه‌ها، نیازمند 6سفر به پایگاه فضایی در سال است. در این ‌میان، ماموریت‌های رباتیک، زمینه‌ی اکتشاف ماه را فراهم می‌کند. در سال 2018، انسان به کره‌ی ماه باز خواهد گشت. در ذیل طرح یک ماموریت را مشاهده می‏کنید.

 

یک موشک بالابر سنگین، در حالی که یک فرودگر ماه و یک "پیشران انحراف" که برای خارج شدن از مدار زمین مورد نیاز است را حمل می‌کند (تصویر پایین، چپ) ، به پرواز در می‏آید. اتاقک سرنشینان به صورت جداگانه پرتاب می‌شود (تصویر پایین، وسط)، سپس اتاقک حامل سرنشینان به فرودگر و پیشران انحراف متصل می‌شود و به سوی ماه می‌رود. (تصویر پایین، راست)

3 روز بعد، اتاقک حامل سرنشینان وارد مدار ماه می‌شود (تصویر پایین، چپ). 4 فضانورد از فرودگر بالا می‌روند، درحالی که از محفظه‌ی فضایی که در مدار در انتظار آنها باقی می‌ماند، خارج می‌شوند. پس‌ از فرود آمدن و اکتشاف سطح بعد از 7 روز، اتاقک سرنشینان از فرودگر جدا شده و به پرواز در می‌آید (تصویر پایین، وسط)، و به محفظه‌ی فضایی متصل می‌شود و به زمین باز می‌گردد. پس‌از جداشدن از مدار، واحد تعمیرات از فضاپیما جدا می‌شود، درحالی که سپر حرارتی را برای اولین ‌بار در ماموریت رها می‌کند. و چتر فرود جایگزین آن می‌شود و سپرحرارتی رها می‌شود و محفظه‌ی فضایی بر زمین فرود می‌آید. (تصویر پایین،  راست)

در جهان هستی

با انجام حداقل 2 ماموریت در کره‌ی ماه در طول سال، به سرعت یک پایگاه دائمی ساخته خواهد شد. درحالی که فرودگرها سفرهای یکطرفه‌ای را برای تحویل‌دادن محموله‌ها انجام می‌دهند، سرنشینان بیش‌تری در آنجا اقامت می‌کنند و می‌آموزند از منابع ماه بهره‌برداری کنند. سرانجام، سیستم جدید قادر خواهد بود سرنشینان را هر 6 ماه به پایگاه ماه و زمین انتقال دهد.

در حال حاضر برنامه‌ریزان این ماموریت، به قطب جنوبی ماه به عنوان یکی از گزینه‌های برتر برای استقرار پایگاه می‌نگرند، و ‌دلیل آن تمرکز هیدروژن  - گفته می‌شود به‌شکل آب یخ‌زده است- و تابش دائمی نور خورشید برای تولید برق است. این برنامه‌ها سرآغازیست برای ناسا برای رسیدن به مریخ. برای رسیدن به مریخ،  سیستم بالابر سنگین، محفظه‌های فضایی چندکاره که سرنشین و سیستم‌های پیشران که قابلیت استفاده از منابع مریخ را دارا هستند را نیاز خواهیم داشت. داشتن یک پایگاه فضایی در کره‌ی ماه به فاصله‌ی 3 روز از زمین،  تمرینی برای ما خواهد بود از "زندگی خارج از کره‌ی زمین" دور از سیاره خانگی‌مان، پیش از انجام‌ دادن سفری طولانی‌تر به مریخ.

ماهواره ها

ماهواره ها

از اواسط قرن بیستم، هزاران قمر مصنوعی در اطراف سیاره‌ی ما یا در مدارهای بیضی شکل بزرگ‌تری به گردش در آمده‌اند. قمرهای بزرگ‌تر را که روی مداری نزدیک به زمین در ارتفاع 200 تا 500 کیلومتری حرکت می‌کنند، پیش از طلوع آفتاب یا هنگام غروب خورشید با چشم غیرمسلح می‌توان دید. در چنین مواقعی، که ما روی زمین هنوز در تاریکی هستیم یا به سوی تاریکی می‌رویم نور خورشید به آنها می‌تابد و مشاهده آنها را ممکن می‌سازد. پرتاب اولین قمر مصنوعی به فضا تحول بزرگی در جهان به وجود آورد. ارسال آن ماهواره‌ی کوچک، اولین گام انسان در جهت دستیابی به فضا بوده است.

 

1ـ ماهواره چیست؟

واژه‌ی انگلیسی «Satellite» از کلمه‌ی لاتین Satelles به معنی همراه، دنباله‌رو یا محافظ شخصی گرفته شده است و در حقیقت ریشه‌ای اتروریایی دارد. بر اساس آثار تاریخی به جا مانده، «تارکینیوس سوپربوس» (510-534 پیش از میلاد) آخرین امپراطور روم، که اصلیت «اتروریایی» داشت همیشه با محافظی شخصی همراه بود. این مفهوم از قرن هفدهم میلادی در علم کیهان‌شناسی کاربرد داشته است.

ماهواره محفظه‌ای فلزی به شکل کره، استوا یا مخروط است. پوشش فلزی ماهواره‌ها باید بسیار مقاوم باشد، زیرا این وسیله نوسانات حرارتی شدیدی را باید تحمل کند. اگر ماهواره در سایه‌ی زمین قرار گیرد، چنان سرد می‌شود که قطعاتش به صدا در می‌آیند و بر عکس در برابر خورشید بدنه‌ی فلزی آن به شدت گرم می‌شود. بنابر این همیشه این خطر وجود دارد که ابزارهای موجود در ماهواره بیش از حد گرم یا چنان سرد شوند که از کار بیفتند.

چون در فضا هوا وجود ندارد، تنظم دما به شیوه‌ی تبادل حرارتی با محیط ممکن نیست، اما به شیوه‌ی تابشی می‌توان مقدار دما را تغییر داد. به همین دلیل ماهواره‌ها را با موادی می‌پوشانند که عایق حرارتی باشند و پرتوهای رسیده را منعکس کنند. هر چه ارتفاع مدار حرکت ماهواره از زمین بیش‌تر باشد، ماهواره تا مدت طولانی‌تری در مدار باقی می‌ماند. اما عوامل گوناگونی سبب می‌شوند که ماهواره به تدریج متوقف شود و در نهایت بر اثر عبور از لایه‌های ضخیم‌تر جو و اصطکاک با آنها کاملاً بسوزد و از میان برود.

برای آنکه بتوان ماهواره را در مدار ثابتی نگه داشت و در صورت لزوم، محل آن را تغییر داد تجهیزاتی ویژه‌ی اصلاح جهت و مکان‌یابی ماهواره‌ها ساخته شده است. به علاوه، در ماهواره‌های جدید یک دستگاه تأمین‌کننده‌ی انرژی وجود دارد که به وسیله‌ی یک فرستنده‌ی رادیویی از روی زمین هدایت می‌شود و همیشه فعال است.

قسمت اعظم این دستگاه از باتری‌ها و مولدهای خورشیدی تشکیل شده است که انرژی لازم را از نور خورشید می‌گیرند. سلول‌های خورشیدی روی بال‌هایی قرار می‌گیرند که در طرفین ماهواره نصب شده‌اند. به این بال‌ها،

«پانل‌های خورشیدی» می‌گویند. هر چه این پانل‌ها بزرگ‌تر باشند، انرژی الکتریکی بیش‌تری فراهم می‌شود. برای بعضی از مأموریت‌های دراز مدت که محل انجام آنها از زمین بسیار دور است، باتری‌های کوچک اتمی نیز در نظر گرفته می‌شود.

سرعت حرکت ماهواره‌ها به فاصله‌ی آنها از زمین بستگی دارد. هر چه ارتفاع مداری که ماهواره بر آن حرکت می‌کند بیشتر باشد، سرعت آن نیز بیشتر است. سریع‌ترین ماهواره تقریباً هر 90 دقیقه یک بار زمین را دور می‌زند. سرعت این ماهواره حدود 9/7 کیلومتر بر ثانیه است. این نمونه‌ی فوق‌العاده روی مداری در ارتفاع 36000 کیلومتری و بر فراز استوا حرکت می‌کند. همچنین ما به ماهواره‌هایی نیاز داریم که هر 24 ساعت یک بار زمین را دور بزنند. یعنی همان زمانی که زمین نیز یک بار دور خود می‌گردد. کسی که از زمین به آسمان نگاه می‌کند، این گونه ماهواره‌ها را همیشه در جای ثابتی می‌بیند.

 

 

2ـ ماهواره‌ها چه وظایفی دارند؟

 ماهواره‌ها را بر اساس کارآیی آنها می‌توان به سه گروه تقسیم کرد :

• گروه نخست تعداد زیادی از ماهواره‌های کاربردی و خدماتی، مثل ماهواره‌های ویژه‌ی راهبری و هدایت کشتی‌ها و هواپیماها، ماهواره‌های هواشناسی، ماهواره‌های نقشه‌برداری (دیده‌بانی) و مهم‌تر از همه ماهواره‌های مخابراتی را در بر می‌گیرد. این ماهواره‌ها برای مثال مکان‌یابی دقیق کشتی‌ها در دریاها را به طور مستقیم انجام می‌دهند. در پیش‌بینی زود هنگام هوای نامساعد و توفانی کمک می‌کنند. اطلاعات مربوط به بلایای طبیعی و فجایع در شُرف وقوع یا جاری را به سراسر جهان انتقال می‌دهند و این امکان را برای ما فراهم می‌کنند که بتوانیم با شخصی در قاره‌ای دیگر مکالمه‌ی تلفنی داشته باشیم. داده‌های اینترنتی را دریافت کنیم. یا برنامه‌های تلویزیونی آن سوی جهان را ببینیم.
• تعداد ماهواره‌های علمی ـ پژوهشی که نقش مهمی در راه شناخت کره‌ی زمین و همه‌ی جهان ایفا می‌کنند کم‌تر از ماهواره‌های گروه نخست نیست. در این گروه ماهواره‌های اندازه‌گیری و تحقیقاتی قرار دارند که برای بررسی جو زمین (اتمسفر) و یون ـ کره (یونسفر) در نظر گرفته شده‌اند. این ماهوراه‌ها میدان‌های الکتریکی و مغناطیسی اطراف زمین و پرتوهایی را بررسی می‌کنند که از خورشید یا دیگر اجرام آسمانی دوردست سرچشمه می‌گیرند. بسیاری از ماهواره‌های علمی نیز با آزمایش‌هایی که در فضای خارج از زمین انجام می‌دهند سهم مهمی در پیشرفت علوم پزشکی و زیست‌شناسی ایفا می‌کنند.
• گروه سوم، ماهواره‌های نظامی یا به عبارتی ماهواره‌های امنیتی و جاسوسی را در بر می‌گیرد. بسیاری از کشورها با استفاده از اطلاعات این گونه ماهواره‌ها از تحرکات نظامی کشورهای دیگر آگاه می‌شوند و خود را برای مقابله آماده می‌سازند.

 

 

3ـ ماهواره‌ها چگونه به فضا می‌روند؟

برای اینکه جسمی از حوزه‌ی جاذبه‌ی زمین خارج و به فضا پرتاب شود، باید شتابی بیش‌تر از شتاب جاذبه‌ی زمین داشته باشد و برای رسیدن به چنین شتابی باید انرژی مصرف کرد. در حرکت اجسام پرتابی، قانون کنش و واکنش نیوتن صادق است. طبق این قانون هر عملی یک عکس‌العمل دارد، که اندازه‌ی آن با اندازه‌ی عمل برابر است و جهت آن مخالف جهت عمل می‌باشد. یک توپ جنگی که گلوله‌ای را پرتاب می‌کند خودش به جهت مقابل یعنی به عقب رانده می‌شود. اگر بادکنکی را پر از باد کنید و آن را رها سازید، چون فشار داخل بادکنک بیش از فشار محیط است، هوا به سرعت از آن خارج می‌‌شود و بادکنک نیز در جهت مخالف خروج هوا به حرکت در می‌آید. در محفظه‌ی احتراق موشک نیز همین اتفاق رخ می‌دهد. البته در آنجا عملیات به وسیله‌ی یک خروجی گاز و تجهیزات دیگر کنترل و تنظیم می‌شود. بادکنک رها شده، بی‌هدف و به این سو و آن سو می‌رود. اما شکل لوله‌ی خروجی گاز در موشک به گونه‌ای است که شدت رانش و فوران گاز را تقویت می‌کند و سبب پیشروی موشک در جهتی معین می‌شود. هر چه فشار خروجی (مقدار گازی که در هر ثانیه از خروجی موشک به بیرون فوران می‌کند) و سرعت خروج گاز بیش‌تر باشد نیروی پیشبرنده‌ی موشک بزرگ‌تر خواهد بود.

موشک ‌های باربری که ماهواره ‌ها را به فضا می‌ برند، باید شتاب گریز از جاذبه‌ی بالایی داشته باشند. در  واقع با سرعت 7/9 کیلومتر بر ثانیه می‌توان زمین را ترک کرد. برای رسیدن به چنین شتابی انرژی فوق‌العاده زیادی صرف می‌شود. اما با اجرای عملیات پرتاب در نقاط جغرافیایی خاص می‌توان مقدار این انرژی را کاهش داد. زیرا وقتی که موشک روی زمین است، به علت حرکت چرخشی زمین، تاحدی تمایل دارد که در جهت غربی ـ شرقی حرکت کند. در ضمن سرعت گردش زمین در نزدیکی خط استوا بیش‌تر از نقاط دیگر است. بنابر این وقتی که موشک را در جهت غربی ـ شرقی به فضا پرتاب می‌کنند، هر چه محل پرتاب به خط استوا نزدیک‌تر باشد، استفاده از نیروی محرکه‌ی کوچک‌تری ضرورت می‌یابد و انرژی کم‌تری صرف می‌شود.

 

 

4ـ ماهواره‌ها چگونه به مدار خود می‌رسند ؟

ماهواره‌ها در بالاترین قسمت موشک‌های باربری قرار می‌گیرند و سفرشان را به سوی مدار مورد نظر آغاز می‌کنند. اغلب این موشک‌ها از مرحله‌ها یا طبقاتی تشکیل می‌شوند که هر کدام دارای یک موتور پیشبرنده‌اند. وقتی سوخت یک مرحله به پایان می‌رسد محفظه‌ی خالی از موشک جدا می‌شوند و کار مرحله‌ی بعدی آغاز می‌گردد. به طوری که سر انجام موشک در سطحی موازی با لایه‌های فوقانی جو زمین پیش می‌رود. قبل از آنکه آخرین مخزن سوخت موشک از ماهواره جدا شود، ماهواره باید به سرعت مناسب برای حرکت در مدار مورد نظر رسیده باشد.

بعضی از موشک‌ها ماهواره را مستقیماً به مدار مورد نظر می‌رسانند. بعضی از آنها نیز ماهواره‌ها را ابتدا به مداری می‌برند که به منزله‌ی توقف‌گاه یا محل پرتاب نهایی ماهواره است. ماهواره‌هایی که در این مدارهای موسوم به «مدارهای انتقالی» قرار می‌گیرند به کمک سیستم پیشبرنده‌ای که ویژه‌ی خود آنهاست به سوی مدار واسطه‌ای دیگر و سرانجام به سوی مدار نهایی بالا می‌روند تا وظایف‌شان را در آنجا انجام دهند. به جابه‌جایی‌های ماهواره‌ها از یک مدار به مداری دیگر در فضا «انتقال مداری» می‌گویند. این انتقال به طور معمول در نقطه‌ای موسوم به «گذرگاه هوهمان» انجام می‌گیرد. این گذرگاه که دو مدار را به یکدیگر مربوط می‌کند نخستین بار توسط «والتر هوهمان» مهندس آلمانی شناسایی شد. برای جابه‌جایی ماهواره‌ها از یک مدار به مدار بالاتر دو نیروی محرک به آن اعمال می‌شود. محرک اول زمانی که ماهواره در نزدیک‌ترین نقطه‌ی مدار نسبت به زمین قرار داد. و محرک دوم زمانی که ماهواره در دورترین نقطه‌ی مدار نسبت به زمین قرار دارد، دریافت می‌گردد.

 

 

5ـ ماهواره‌ها چگونه بر مدار خود باقی می‌مانند؟

 ماهواره‌ باید به سرعتی معین و متناسب با ارتفاع خود برسد تا از مدار خارج نشود و به سوی زمین سقوط نکند. این سرعت به گونه‌ای است که بین نیروی جاذبه‌ی زمین و کششی که می‌تواند ماهواره را از مداردور زمین خارج سازد (نیروی گریز از مرکز) توازن برقرار می‌کند. به همین ترتیب ماهواره باید راستای حرکت یا مکان مشخصی در فضا داشته باشد تا برای مثال بتواند اخبار ارسالی از آنتن‌های زمین را دریافت کند. اما اغلب در جریان مأموریت‌های ماهواره‌ای لازم می‌شود که مدار حرکت ماهواره تغییر کند. راستای نیروی گریز از مرکز زمین به طرف خارج است. این نیرو ماهواره‌هایی را که روی مدارهای دور زمین حرکت می‌کنند نیز تحت تأثیر قرار می‌دهد. به گونه‌ای که گویی آنها را به خارج از مدار و نقاط دورتر از زمین می‌راند. (پرتاب می‌کند) نیروی جاذبه‌ی زمین در جهت مخالف نیروی گریز از مرکز عمل می‌کند و ماهواره‌ها را به سوی زمین می‌کشد. نیروی گریز از مرکز و نیروی جاذبه باید با یکدیگر تعادل داشته باشند به گونه‌ای که ماهواره‌ها به زمین سقوط نکند، یا برای همیشه در فضا ناپدید نشود. این شرایط در صورتی فراهم می‌شوند که مقدار نیروی گریز از مرکز با مقدار نیروی جاذبه تناسب داشته باشد.

تجهیزات ویژه‌ای برای ماهواره‌ها طراحی شده است که به کمک حسگر‌ها و هدایت کننده‌هایی خاص جهت حرکت و محل استقرار آنها را روی مدار شناسایی و تنظیم می‌کنند. به همین ترتیب یک دستگاه هدایت سه محوره و هدایت چرخشی نیز به ماهواره‌ها کمک می‌کند تا بتواند در نقطه‌ی ثابتی در فضا باقی بماند. با استفاده از تنظیمات چرخشی همین دستگاه، ماهواره حول محور مرکزی خود به چرخش در می‌آید. هم چنین تثبیت ماهواره نسبت به سه محور اصلی سبب می‌شود که دستگاه‌های تأمین انرژی و تجهیزات مربوط به تنظیم سرعت ماهواره نیز موقعیت ثابتی داشته باشند. ماهواره‌هایی که باید همیشه در نقطه‌ی ثابتی از مدار (نقطه‌ی ثابتی نسبت به زمین) قرار داشته باشند، قبل از هر چیز به موتورهایی احتیاج دارند که بتوانند آنها را به مدار مقصد در ارتفاع 36000 کیلومتری زمین برسانند.

 

 

6ـ برای حرکت ماهواره‌ها چه مدارهایی وجود دارد؟

ماهواره‌ها روی مدارهای مشخصی دور زمین می‌گردند. بعضی از این مدارها دایره‌ای شکل و بعضی از آنها بیضی شکل‌اند. ارتفاع آنها از زمین نیز متفاوت است. تفاوت دیگر این مدارها در شیب زاویه‌ای است که هر یک از آنها با خط استوا تشکیل می‌دهند. این تفاوت نشان می‌دهد که ماهواره تحت چه زاویه‌ای نسبت به استوا از فراز این خط فرضی می‌گذرد. انتخاب مدار حرکت برای هر ماهواره به نوع وظایفی بستگی دارد که به آن ماهواره واگذار شده است.

 

 

نوع مدار	LEO	PO	HEO	EO	GEO
شرح	مدار با ارتفاع پایین	مدار قطبی	مدار با ارتفاع بالا	مدار بیضی شکل	مدار زمین ثابت
ارتفاع	حداقل 400 و حداکثر 1000 کیلومتر	حداقل 400 و حداکثر 1000 کیلومتر	حداقل 10000 و حداکثر 20000 کیلومتر	در حضیض 200 کیلومتر و در اوج 40000 کیلومتر	در ارتفاع 36000 کیلومتری بر فراز استوا قرار دارد.
ویژگی ها	ماهواره های هواشناسی، ماهواره های مشاهده و نقشه برداری، ماهواره های علمی ـ پژوهشی و فضاپیماهای سرنشین دار روی این مدار دور زمین می گردند.	ماهواره های ویژه تحقیقات زمین شناسی، ماهواره های هدایت و جهت یابی و ماهواره های ویژه مشاهده زمین از این مدار استفاده می کنند.	از این مدار که تقریباً دایره ای شکل است ماهواره های ویژه هدایت و جهت یابی کشتی ها و هواپیماها استفاده می کنند.	وقتی ماهواره ها به نقطه اوج نزدیک می شوند، سرعت حرکت آنها کمتر می گردد و وقتی که به سوی نقطه حضیض پیش می روند، سریعتر حرکت می کنند. ماهواره های نظامی معمولاً روی این مدار قرار می گیرند.	ماهواره هایی که روی این مدار حرکت می کنند، در هر 24 ساعت یک بار زمین را دور می زنند و به همین دلیل همیشه در نقطه ثابتی نسبت به سطح زمین (رو به روی نقطه ثابتی از زمین)  قرار دارند. ماهواره های مخابراتی و ماهواره های تلویزیونی، همین طور ماهواره های ویژه مشاهده و نقشه برداری زمین به این مدار پرتاب می شوند.

 

 

در عکس زیر سه ماهواره‌ را در سه مدار مختلف مشاهده می‌کنید. ماهواره‌ی قرمز رنگ بر مدار GEO قرار دارد و اگر توجه کنید می‌بینید که همیشه بر فراز نقطه‌ای ثابت از زمین قرار دارد.

 

 

7 ـ چه کسی نخستین بار ماهواره را به فضا پرتاب کرد؟

در روز چهارم اکتبر 1957 ساعت 14 به وقت مسکو، تاس ـ خبرگزاری شوری ـ خبر پرتاب نخستین ماهواره را به سراسر جهان مخابره کرد. خبر فوق‌العاده میهج بود. این ماهواره را اسپوتنیک 1 (Sputnik 1) نامیدند. بعد از 21 روز باتری‌های ماهواره تخلیه شدند و بعد از 92 روز اسپوتنیک 1 با لایه‌های ضخیم جو برخورد کرد و به طور کامل سوخت.

در سوم نوامبر 1957 یعنی کم‌تر از یک ماه بعد از پرتاب اسپوتنیک 1 روس‌ها با پرتاب اسپوتنیک 2 به فضا آمریکایی‌ها را به حیرت واداشتند. همراه با این فضاپیما سگی به نام «لایکا» نیز به مدار فرستاده شد. لایکا نخستین موجود زنده‌ای است که به فضا راه یافته است. این سگ هفت روز درون اتاقک در بسته و غیرقابل نفوذ خود دور زمین چرخید. در این مدت همه‌ی واکنش‌ها و اعمال حیاتی بدن حیوان ارزیابی می‌شد و نتایج آنها به زمین مخابره می‌گردید. سپس اکسیژن ذخیره شده در اتاقک به پایان رسید و لایکا به علت فقدان اکسیژن مرد. روس‌ها موفق نشدند که آن اتاقک و سرنشینش را همان طور که در نظر داشتند از فضا بیرون آورند و به زمین بازگردانند.

پرتاب اسپوتنیک 1 بیش از همه آمریکایی‌ها را غافگیر کرد که در همان زمان خود را برای پرتاب ماهواره‌ای اختصاصی به فضا آماده می‌کردند. در سال 1955 رئیش جمهور وقت آمریکا دستور ساخت یک موشک باربری با نام «ونگارد» (Vangurd) را صادر کرده بود. اما با پرتاب اسپوتنیک ادامه‌ی این برنامه‌ی در حال اجرا متوقف گردید. بدین ترتیب نخستین ماهواره‌ی آمریکایی یعنی Explorer 1 در 31 ژانویه‌ی 1958 به فضا پرتاب شد.

 

8 ـ نخستین ماهواره‌های روسی

نام لاتین	تاریخ پرتاب	موشک حمل کننده	تاریخ متلاشی شدن	مدت مأموریت	وزن (کیلوگرم)	شعاع کوچک مدار (کیلومتر)	خروج از مرکز مدار	مدت زمان یک دور گردش در مدار (دوره تناوب بر حسب دقیقه)	دورترین فاصله مداری تا زمین (کیلومتر)	نزدیکترین فاصله مداری تا زمین (کیلومتر)	وظایف/ ویژگیها
Sputnik 1	4 اکتبر 1957	R-7/SS-6 ICBM	4 ژانویه 1958	3 هفته	6/83	2/6955	05201/0	2/96	939	215	نخستین ماهواره ای که انسان به فضا پرتاب کرد
Sputnik 2	3 نوامبر 1957	R-7/SS-6 ICBM	14 آوریل 1958	162 روز	3/508	2/7314	098921/0	7/103	1660	212	نخستین موجود زنده در فضا(سگی به نام لایکا)
Sputnik 3	15 می 1958	modified R-7/SS-6 ICBM	6 آوریل 1960	962 روز	1327	7/7418	110932/0	9/105	1864	217	بررسی میدان های مغناطیسی زمین
Cosmos 1	16 مارس 1962	Kosmos 6351	----------	---------	315	----------	005265/0	4/96	204	135	ماهواره های تحقیقاتی
PolYot 1	1 نوامبر 1963	Sputnik 11A59	----------	---------	600	----------	018474/0	3/93	592	339	ماهواره های آزمایشی
Electron 1	30 ژانویه 1964	Vostok 8K72K	----------	---------	350	----------	31862/0	165	6761	409	نخستین پرتاب دو ماهواره به طور همزمان، برای اندازه گیری کمربند وان آلن
Electron 2	30 ژانویه 1964	Vostok 8K72K	----------	---------	445	----------	609474/0	4/1356	58952	9470
Molniya 1	23 آوریل 1965	Molniya 8K78	----------	---------	998	----------	736864/0	708	39300	538	نخستین ماهواره مخابراتی روسی

 

9ـ نخستین ماهواره‌های آمریکایی

نام لاتین	تاریخ پرتاب	موشک حمل کننده	تاریخ متلاشی شدن	مدت مأموریت	وزن (کیلوگرم)	شعاع کوچک مدار (کیلومتر)	خروج از مرکز مدار	مدت زمان یک دور گردش در مدار (دوره تناوب بر حسب دقیقه)	دورترین فاصله مدار تا زمین (کیلومتر)	نزدیکترین فاصله مداری تا زمین (کیلومتر)	وظایف/ ویژگیها
Explorer 1	1 فوریه 1958	Jupiter - C	31 مارس 1970	111 روز	97/13	2/7832	139849/0	8/114	2550	358	نخستین ماهواره آمریکایی
Vanguard 1	17 مارس 1958	Vanguard	عمر مداری که بر روی آن قرار دارد 240 سال می باشد	---------	47/1	7/8689	1909/0	2/134	3969	654	تحقیق درباره جو زمین
Discoverer 1	28 فوریه 1959	Thor Agena A	----------	---------	618	----------	057926/0	96	968	163	نخستین ماهواره در مدار قطبی (ماهواره نظامی)
Tros 1	1 آوریل 1960	Thor Able II	15 ژوئن 1960	78 روز	47/122	----------	004012/0	16/99	750	693	نخستین ماهواره هواشناسی
Echo 1	12 آگوست 1960	Thor Delta	24 می 1968	---------	180	----------	010016/0	3/118	1684	1524	نخستین ماهواره مخابراتی انفعالی
Courier  1B	4 اکتبر 1960	Thor  Ablestar	----------	---------	230	----------	020012/0	8/106	1237	938	نخستین ماهواره مخابراتی غیرانفعالی
Oscar 1	12 دسامبر 1961	Thor Agena B	----------	---------	5	----------	016982/0	1/91	474	245	نخستین ماهواره رادیویی غیرحرفه ای
Telstar 1	10 ژولای 1962	Thor Delta	21 فوریه 1963	---------	171	----------	24186/0	7/157	5632	952	نخستین ماهواره تجاری ویژه برنامه های تلویزیونی
Syncom 1	--------	---------------	----------	---------	----------	----------	---------	-------	----------	----------	Syncom 1نتوانست در مدارش قرار گیرد
Syncom 2	26 ژولای 1963	Thor Delta B	1 ژانویه 1965	---------	39	----------	0/01304	1454	36693	35584	Syncom 2نخستین ماهواره مخابراتی مستقر بر مدار زمین ثابت بود

 

10ـ رصد کردن ماهواره‌ها در آسمان شب

بهترین موقع برای مشاهده ی یک ماهواره با چشم، هنگام بامداد یا شامگاه است. در این مواقع خورشید زیر افق است، ناظر در ناحیه ی تاریکی جای دارد ولی ماهواره که چند صد کیلومتر ارتفاع دارد، نور خورشید را دریافت و منعکس می‌کند. دوستانی که تلسکوپ در اختیار دارند می‌توانند به راحتی ماهواره‌ها و ایستگاههای فضایی را وقتی در آسمان محل سکونت آنها قرار دارند رصد کنند. برای اینکه ببینید چه زمانی ماهواره یا ایستگاه فضایی در آسمان محل سکونتتان وجود دارد می‌توانید به سایت زیر مراجعه کنید و محل سکونت خود را انتخاب کنید و مشاهده کنید که چه اجرامی در آسمان آن محل برای رصد وجود دارند.http://www.heavens-above.com/countries.asp

 

11ـ تلسکوپ فضایی هابل

تلسکوپ فضایی هابل را می‌توان یک ماهواره‌ی عملی ـ پژوهشی دانست که با ارسال اطلاعات مفیدی از جهان کمک بسیار بزرگی به منجمان و دانشمندان کرده است. نام این تلسکوپ از نام دکتر ادوین هابل (1889-1953) گرفته شده است. این تلسکوپ در تاریخ 24 آوریل 1990 از space shuttle Discovery (STS-31) به فضا پرتاب شد.

در تاریخ 25 آوریل 1990 پس از پرتاب این تلسکوپ را در فضا آماده استفاده کردند. این تلسکوپ در ماموریت‌های مختلفی که برای بازسازی آن صورت گرفته، تعمیر شده است که این ماموریت‌ها در تاریخ‌های دسامبر 1993، فوریه 1997، دسامبر 1999و فوریه 2002 انجام شده‌اند و امیدواریم که باز هم این ماموریت‌ها ادامه داشته باشد و بتوانیم سال‌های سال از اطلاعاتی که این تلسکوپ برای ما ارسال می‌کند استفاده کنیم.

طول هابل برابر 2/13 متر (5/43 فوت) و وزن آن برابر 11110 کیلوگرم است و بیشترین قطر آن 2/4 متر (14 فوت) می‌باشد. اندازه‌ی تلسکوپ فضایی هابل تقریبا برابر یک اتوبوس بزرگ است ولی این تلسکوپ می‌تواند در قسمت بار یک شاتل فضایی جا شود.

هزینه‌ی پرتاب تلسکوپ فضایی هابل به فضا برابر 5/1 بیلیون دلار است. مداری که این تلسکوپ بر روی آن دور زمین می‌چرخد در ارتفاع 569 کیلومتری سطح زمین است و زاویه‌ای که این مدار با خط استوای زمین می‌سازد برابر 5/28 درجه است. این تلسکوپ در مدت زمان 97 دقیقه یک بار این مدار را طی می‌کند. سرعت تلسکوپ فضایی هابل برابر 28000 کیلومتر در ساعت است.

این تلسکوپ قادر به مشاهده و رصد خورشید و عطارد و هر چیزی که بسیار نزدیک به خورشید باشد نیست. حساسیت به نور این تلسکوپ از طیف فرابنفش تا مادون قرمز و هر طول موجی که بین این دو باشد هست. (115-2500 نانومتر)

اولین تصویر توسط این تلسکوپ در تاریخ 20 می‌1990 گرفته شده است. که این عکس متعلق به Star Cluster NGC 3532 است.

 

هابل در طی هر هفته تقریبا 120 گیگابایت اطلاعات علمی به زمین مخابره می‌کند. که این حجم از اطلاعات برابر 1097 متر کتاب است که در کنار هم در قفسه‌ای چیده شده باشند. این اطلاعات به سرعت بر روی سی دها ها ذخیره می‌شود.

انرژی هابل از خورشید تامین می‌شود. که این انرژی بوسیله‌ی دو سلول خورشیدی که هر کدام 62/7 متری هستند تامین می‌شود. این انرژی برابر 2800 وات می‌باشد. در مدار متوسط هابل انرژی‌ای برابر 28 لامپ 10 وات مصرف می‌کند.

هابل می‌تواند از اشیایی که در فواصل دور هست و نیز اشیا بسیار کم نور تصویری تهیه بکند. و وقتی که به هدف خود نگاه می‌کند میزان انحراف آن 1000/7 arcsecond است. که این مقدار انحراف برابر عرض تصویری است که انسان می‌تواند از فاصله‌ی 1 مایلی ببیند.

دو آیینه با مشخصات زیر در این تلسکوپ استفاده می‌شوند :

آیینه‌ای اول : قطر 4/2 متر وزن 828 کیلوگرم

آیینه‌ی دوم : قطر 3/0 متر وزن 3/12 کیلوگرم

منبع ذخیره‌ی انرژی هابل 6 باطری نیکل _ هیدروژن (NiH) است که گنجایش ذخیره سازی انرژی این باطری‌ها برابر 20 باطری ماشین می‌باشد.

برای کسب اطاعات بیشتر و مشاهده‌ی اطلاعات و عکس‌هایی که توسط این تلسکوپ ارسال شده است می‌توانید به سایت رسمی تلسکوپ فضای هابل به آدرس http://www.hubblesite.org مراجعه کنید.

 

12- شبیه‌سازی پرتاب ماهواره

 بازی زیر هم می‌تواند به شما نشان بدهد که اگر سرعت و ارتفاع مناسب برای پرتاب یک ماهواره نداشته باشیم ممکن است چه بلاهایی سر ماهواره بیاید. از منوی سمت چپ یکی از اعداد 1 تا 5 را انتخاب کنید و سپس دکمه‌ی سبز رنگ fire را برای شروع پرتاب فشار دهید.

ما کجا ایستاده ایم؟

ما کجا ایستاده ایم؟

موقعیت هر ستاره در آسمان به همان روشی معلوم می‌شود که موقعیت یک نقطه در روی زمین با آن مشخص می‌گردد. در روی زمین به هر نقطه یک طول و عرض جغرافیایی نسبت می‌دهیم و به همین ترتیب به ستارگان در آسمان نیز یک جفت عدد، ـ که برای هر ستاره عددی است منحصر به فردـ نسبت می‌دهیم. که بُعد و ارتفاع ستاره نام دارد. این نشانی‌ها با گذشت زمان، به کندی بسیار تغییر می‌کنند. از این رو، اگر بخواهیم دقیق باشیم، باید تاریخی را که ستاره دارای بعد و ارتفاع خاصی بوده است، مشخص کنیم. این تاریخ را دوره می‌نامند.

تغییرات اندک این ارقام در نتیجه‌ی پدیده‌ای است به نام "تقدیم اعتدالین" که خود از حرکت تقدیمی محور زمین حاصل می‌شود. بر اثر این پدیده، نقطه‌ی اعتدال بهاری، نقطه‌ای که بُعد از آن اندازه گرفته می‌شود، پیوسته به سمت مغرب تغییر مکان می‌دهد. بُعد و ارتفاع ستارگان و اجرام آسمانی دیگر در جداول و تقویم‌های نجومی گوناگون فهرست شده‌اند.

 

1) مدارهای عرض جغرافیایی

استوا خطی است فرضی که کره‌ی زمین را به دو نیم‌کره‌ی شمالی و جنوبی تقسیم می‌کند. هر نیم‌کره با رسم دوایری فرضی که موازی استوا هستند و مدارهای عرض جغرافیایی نام دارند تقسیم می‌شود. هر یک از این مدارها با ارقامی مشخص می‌شوند که در نیم‌کره‌ی شمالی از صفر در استوا شروع می‌شود و به 90 درجه‌ی شمالی در قطب شمال پایان می‌پذیرد و همین طور در نیم‌کره‌ی جنوبی که از صفر در استوا شروع می‌شود و تا 90 درجه‌ی جنوبی در قطب جنوب ادامه دارد. گاهی اوقات به جای واژه‌ی شمالی از حرف N و به جای واژه‌ی جنوبی از حرف S استفاده می‌شود. مدارهای عرض جغرافیایی برای بیان فاصله‌ی زاویه‌ای هر نقطه از استوا بر حسب درجه، به کار می‌رود. این فاصله را عرض جغرافیایی آن نقطه می‌خوانند. عرض جغرافیایی تا نزدیک‌ترین درجه بیان می‌شود. وقتی دقت بیش‌تر مورد نظر باشد این زوایا را بر حسب درجه، دقیقه و ثانیه‌ی قوس بیان می‌کنند.

 

2) نصف النهارها

برای به دست آوردن طول جغرافیایی یک نقطه، از مدارهای نصف‌النهار استفاده می‌کنیم. نصف النهارها همگی از قطب شمال و جنوب گذشته و برابر می‌باشند. و چون هیچ برتری نسبت به یکدیگر ندارند برای استفاده از آنها باید یکی را به عنوان نصف النهار مبدأ برگزید و بقیه را بر مبنای آن نام‌گذاری کرد. در سال 1884، در یک توافق بین‌المللی تصمیم گرفته شد که نصف النهاری که از گرینویچ می‌گذرد، نصف النهار مبدأ (نصف النهار صفر) به شمار آید. و با انتخاب نصف‌النهار مبدأ بقیه‌ی نصف النهارها بر اساس محل‌شان نسبت به نصف النهار مبدأ به نصف النهار شرقی و غربی تقسیم شدند. در زیر می‌توانید با جا به جا کردن نقطه‌ی سیاه بر روی کره‌ی زمین طول و عرض جغرافیایی مناطق مختلف را ببینید. Longitude یعنی طول جغرافیایی و Latitude یعنی عرض جغرافیایی .

 

 

3) کره آسمان

کره‌ای است فرضی هم محور و هم مرکز با کره‌ی زمین. از دید ناظر زمینی تمام اجرام سماوی بر روی این کره قرار دارند. به دلیل اینکه کره‌ای فرضی می‌باشد لذا نمی‌توان برای آن شعاعی در نظر گرفت. محل تقاطع محور کره‌ی آسمان با شمال کره‌ی سماوی را قطب شمال سماوی و در جنوب، قطب جنوب سماوی می‌نامند. خط فرضی که کره‌ی آسمان را به دو نیم‌کره‌ی شمالی و جنوبی تقسیم می‌کند، معدل النهار نام دارد. معدل النهار و استوای زمین هر دو بر یک صفحه قرار دارند. ولی شعاع معدل النهار بسیار بزرگ‌تر از استوا می‌باشد.

 

4) مدارهای میل

مشابه مدارهای عرض جغرافیایی بر روی کره‌ی زمین می‌باشد و موازی معدل النهار در شمال و جنوب آن به صورت فرضی رسم شده و دو نیم‌کره‌ی شمالی و جنوبی را به تقسیم‌های فرعی دیگری قسمت می‌کند. از این مدارها برای بیان فاصله‌ی زاویه‌ای میان یک شی در آسمان و معدل النهار استفاده می‌شود، و این فاصله بر حسب درجه‌ی زاویه، ارتفاع (میل) آن شی نامیده می‌شود. و طریقه‌ی نام‌گذاری آن مانند عرض جغرافیایی کره‌ی زمین می‌باشد.

 

5) دایره های ساعتی

نصف النهارهای طول جغرافیایی زمین نیز همتای خود را بر کره‌ی بزرگ‌تر دارند که دوایر ساعتی نامیده می‌شوند. این دوایر از قطب‌های شمال و جنوب سماوی می‌گذرند. آنها همگی از حیث اندازه و اهمیت یکسانند. بنابر توافقی بین‌المللی یکی از این دوایر به عنوان دایره‌ی ساعتی مبدأ برگزیده شده است. دایره‌ی ساعتی که بدین طریق مشخص شده، دایره‌ای است که از نقطه‌ی اول حَمَل (گرینویچ آسمان) می‌گذرد. نقطه‌ی اول حمل، نقطه‌ای است بر معدل النهار که با علامت γ نموده می‌شود. و برابر است با اول فروردین. خورشید در حرکت ظاهری خود در آسمان هنگامی که از نیم‌کره‌ی سماوی جنوبی به نیم‌کره‌ی سماوی شمالی می‌رود، در این نقطه استوا را قطع می‌کند. وقتی خورشید در این نقطه است طول شب و روز در همه‌ی نقاط زمین برابرند. به دایره‌ی ساعتی مبدأ نام دایره‌ی ساعتی اعتدال داده‌اند. در زیر می‌توانید با جا به جا کردن محل ستاره تغییر بُعد و ارتفاع آن را ببینید. Altitude یعنی ارتفاع و azimuth یعنی بُعد ستاره.

 

 

6) بیان ریاضی طول و عرض جغرافیایی و بُعد و ارتفاع

 

اگر محور z‌ها محور زمین باشد، و محور x‌ها از گرینویچ بگذرد، آن گاه φ را طول جغرافیایی می‌نامند. با یک تفاوت کوچک که دامنه‌ی φ در ریاضی از 0 تا 360 درجه است اما در جغرافیا برای زوایای بیش‌تر از 180 درجه از سوی مخالف می‌رویم و به آن غربی می‌گوییم. برای مثال به جای زاویه‌ی 270 درجه می‌گوئیم 90 درجه‌ی غربی. اما زاویه‌ی متمم θ را عرض جرافیایی می‌نامیم. و اگر منفی شود یا همان منفی را به کار می‌بریم و یا جنوبی می‌نامیمش. برای مثال زاویه‌ی θ برابر 120 درجه است. که متمم آن می‌شود 30- درجه (θ-90=λ). پس عرض جغرافیایی مورد نظر ما 30 درجه‌ی جنوبی یا 30- درجه است. اما برای کره‌ی آسمان، محور x‌ها از نوروز (نقطه‌ی اول حمل) می‌گذرد. و به زاویه‌ی φ بُعد می‌گوییم. اما از صفر تا 24 عدد می‌دهیم. (معادل 24 ساعت) و به جای عرض جغرافیایی، ارتفاع می‌گوییم، یعنی به متمم زاویه‌ی θ. در این نام‌گذاری انقلاب سیفی (اول تیر) بُعد 6 دارد، مهرگان بُعد 12 و شب یلدا بُعد 18 و نوروز بُعد 24 یا صفر دارد.

 

7) به دست آوردن عرض جغرافیایی محل زندگی تان

می‌توان عرض جغرافیایی محل مورد نظرتان را با این روش به آسانی پیدا کنید. برای این کار نیاز به استفاده از شاخصی دارید. طول سایه‌ی شاخص را در اول فروردین یا اول مهر ماه اندازه بگیرید. توجه داشته باشید که سایه‌ی شاخص را باید در یک سطحی صاف و افقی اندازه‌گیری کنید. مثلثی مانند تصویر زیر بکشید. دقت کنید که هر میلیمتر آن برابر یک سانتی‌متر از طول سایه یا طول شاخص می‌باشد. زاویه‌ی بالای مثلث را اندازه بگیرد. این زاویه، عرض جغرافیایی محل مورد نظرتان می‌باشد. در اول فروردین و اول مهر، خورشید مستقیماً بالای استوا قرار دارد. برای مثال عرض جعرافیایی برای شکل زیر ۵۰ درجه می‌باشد.

 

8) ساخت دستگاه ارتفاع سنج

ارتفاع ستارگان نیز مانند خورشید تغییر می‌کند و امتدادشان نیز در شب‌های مختلف سال تغییر می‌کند. با یک وسیله‌ی خیلی ساده می‌توان نحوه‌ی حرکت آنها را در آسمان مشاهده کرد. برای ساخت ارتفاع سنج به این وسایل نیاز داریم :

1. نقاله‌ی دایره‌ای به قطر 10 سانتی‌متر
2. نقاله‌ی نیم‌دایره‌ای به قطر 10 سانتی‌متر
3. یک قطعه چوب به ابعاد 6/12*2*2 سانتی‌متر
4. قطعه‌ی دیگری از چوب به ابعاد 2/1*15*15 سانتی‌متر
5. مقوای ضخیم
6. 4 عدد پیچ 6 میلیمتری
7. دو عدد سنجاق
8. ریسمان پنبه‌ای محکم
9. وزنه‌ی کوچک
10. کاغذ میلیمتری
11. نوار چسب

در ابتدا یک لوله به طول 10 سانتی‌متر از مقوای ضخیم درست کنید. مقوا را دور یک مداد خم کنید و دو طرف آن را نوار چسب بچسبانید، یک لوله درست می‌شود. با مته یک سوراخ کوچک در مرکز نقاله‌ی نیم‌دایره‌ای تعبیه کنید، به طوری که سنجاق ترسیم در آن محکم قرار گیرد. مطابق تصویر زیر در امتداد خط مستقیم نقاله را به مقوا بچسبانید.

نقاله را با کمک سنجاق ترسیم به بالای چوب نصب کنید، به طوری که به راحتی بتواند حول سنجاق دوران کند. یک عقربه روی چوب درست زیر درجه‌ی صفر نقاله وقتی لوله کاملاً افقی قرار گرفته است، رسم کنید. یک عقربه به طول 5/4 سانتی‌متر از مقوا درست کنید و به پایه‌ی چوبی بچسبانید. یک شاقول با نخ پنبه‌ای و وزنه‌ی کوچکی درست کنید و آن را توسط سنجاق معمولی به طرف دیگر چوب بیاویزید. به تصویر زیر توجه کنید.

پنچ سوراخ در نقاله‌ی دایره‌ای با مته تعبیه کنید. سوراخ مرکزی به اندازه‌ای باشد که سنجاق ترسیم در آن جا بگیرد. در چهار سوراخ دیگر باید پیچ‌های 6 میلیمتری نصب شود. مطابق تصویر زیر.

پایه‌ی چوبی را به مرکز نقاله‌ی دایره‌ای شکل با سنجاق ترسیم محکم کنید. به طوری که چوب بتواند حرکت کند. البته خیلی روان نباشد. نقاله‌ی دایره‌ای را به تکه‌ی دیگر چوب پیچ کنید. از واشر مقوایی استفاده کنید. به طوری که نقاله با پایه‌ی چوبی فاصله داشته باشد تا سنجاق ترسیم گیر نکند. با توجه به تصویر زیر.

چوب باید قائم باشد. یعنی شاقول باید مطابق شکل زیر درست از وسط آن آویزان باشد. این دستگاه را ارتفاع سنج می‌نامند. و با آن می‌توان ارتفاع ستاره را از سطح افق و سمت آن (بُعد)، یعنی زاویه‌ای که با امتداد شمال و جنوب می‌سازد، تعیین کرد. دستگاه را روی یک سطح افقی قرار دهید، به طوری که صفر نقاله دایره‌ای به طرف شمال و رقم 180 آن به طرف جنوب قرار گیرد. برای پیدا کردن ارتفاع و بُعد یک ستاره باید به این ترتیب عمل کنید. پایه‌ی دستگاه را ثابت بگیرید و چوب را بگردانید و نقاله را بالا و پایین ببرید تا بتوانید ستاره را از داخل لوله ببنید. ارتفاع را از روی نقاله‌ی نیم‌دایره‌ای و بُعد (سمت) را از روی نقاله‌ی دایره‌ای اندازه بگیرید.

به آسمان نگاه نکنید!

به آسمان نگاه نکنید!

چرا با توجه به حرکت مداری ماه و زمین هر ماه یک خورشیدگرفتگی رخ نمی‌دهد؟ خورشید گرفتگی جزئی چیست؟ تفاوت ماه گرفتگی و خورشید گرفتگی چیست؟ چرا در زمان خورشیدگرفتگی حتماً باید ماه نو باشد؟ شما می‌توانید جواب این سوال و سوالات دیگری در مورد خورشید گرفتگی را در اینجا پیدا کنید.

 

1) چرا خورشید می گیرد؟

زمین در مداری بیضی شکل به دور خورشید می‌گردد. ولی از دید ناظری که بر روی زمین قرار دارد خورشید در یک مدار فرضی به دور زمین می‌گردد. به این مدار فرضی دایره البروج می‌گویند. تعریف دیگر دایره البروج دایره‌ی عظیمه‌ای است بر کره‌ی آسمان که از تقاطع آن کره با صفحه‌ی مدار زمین حاصل می‌شود. در زیر می‌توانید با مفهوم دایره البروج بیش‌تر آشنا شوید. خط زردی که در زیر می‌بنید همان مسیر حرکت ظاهری خورشید در آسمان می‌باشد که بنا به تعریف به آن دایره البروج می‌گوییم.

ماه نیز در مداری به دور زمین می‌گردد. مدار ماه دقیقاً منطبق بر، دایره البروج نیست و با آن زاویه‌ی‌15/5 درجه دارد. ماه در هر دور گردش خود به دور زمین، دو بار با دایره البروج برخورد می‌کند. به این نقاط تقاطع گره می‌گویند. وقتی که ماه در گره قرار دارد برای ناظر زمینی در این حالت ماه روی دایره‌ البروج قرار دارد. چون از نظر ما خورشید همیشه روی این دایره قرار دارد، پس در حالت ماه نو فقط در صورتی خورشید گرفتگی به وجود می‌آید که ماه به طور هم زمان با خورشید در یک گره واقع شود، یا به عبارت دیگر دایره البروج را قطع کند. خب پس با این توضیح باید هر ماه یک خورشیدگرفتگی داشته باشیم. ولی معمولاً این اتفاق نمی‌افتد و هر ماه خورشیدگرفتگی رخ نمی‌دهد. ماه اغلب اوقات یا از بالای سطح تابش خورشید یا از زیر آن می‌گذرد، به شکلی که این سطح را نمی‌پوشاند. خورشیدگرفتگی زمانی رخ می‌دهد که ماه نو در گره واقع شده باشد. حال شاید بپرسید که چرا ماه حتما نو باشد؟ خب به شکل زیر نگاه کنید. وقتی که ماه نو است در برابر خورشید می‌باشد و پشت ماه سایه تشکیل می‌شود. که در موقعیت مناسب این سایه بر روی زمین خورشیدگرفتگی کلی، حلقوی و یا جزئی را به وجود می‌آورد.

ماه در حرکت مداری خود به دور زمین سایه‌اش را به دوش می‌کشد. این سایه‌ به شکل مخروط است. مخروط سایه‌ی ماه، با قاعده‌ای به قطر 3460 کیلومتر بسیار باریک‌تر از مخروط سایه‌ی زمین است. طول سایه‌ی ماه به طور متوسط برابر 371000 کیلومتر است و حول این مقدار متوسط به اندازه‌ی 6500 کیلومتر تغییر می‌کند. این سایه در اغلب موارد به قدر کافی طویل نیست که به زمین برسد. فاصله‌ی ماه تا زمین از 360000 کیلومتر در حضیض تا 400000 کیلومتر در اوج زمینی تغییر می‌کند. فاصله‌ی متوسط برابر 380000 کیلومتر است.

خورشیدگرفتگی زمانی روی می‌دهد که سطح زمین بخشی از مخروط سایه‌ی ماه را قطع کند. وقتی که مخروط سایه کاملاً به سطح زمین نمی‌رسد، پدیده‌ای روی می‌دهد که به

کسوف حلقوی موسوم است. در این شرایط مقطع ظاهری ماه نمی‌تواند مقطع ظاهری خورشید را بپوشاند و ناظر نواحی بیرونی خورشید را به صورت حلقه‌ی درخشانی می‌بیند.

خورشیدگرفتگی از چندین لحاظ مهم با ماه گرفتگی فرق دارد :

1. خورشیدگرفتگی فقط می‌تواند به هنگام ماه نو واقع شود و ماه گرفتگی تنها به هنگام بدر. 
2. همه‌ی ماه گرفتگی‌ها را، خواه جزئی و خواه کلی، می‌توان در آن واحد از هر نقطه‌ی نیمکره‌ای از زمین که به جانب ماه است، مشاهده کرد. ولی تنها باریک‌ترین قسمت مخروط سایه‌ای که ماه می‌سازد، با زمین تماس حاصل می‌کند. حداکثر قطر دایره‌ای از مخروط که به وسیله‌ی سطح زمین قطع می‌شود، کم‌تر از 274 کیلومتر است. ولی نیم‌سایه قطر بسیار بزرگتری، نزدیک به 6400 کیلومتر، بر سطح زمین تشکیل می‌دهد. مخروط سایه را معمولاً سایه می‌نامند و منطقه‌ی روشن‌تر نیم‌سایه نامیده می‌شود. رصدکنندگانی که در نیم‌سایه‌اند فقط خورشیدگرفتگی جزئی را مشاهده می‌کنند. درصدی از سطح خورشید که گرفته می‌شود به فاصله‌ی رصدکننده از سایه بستگی دارد. هر چه نزدیک‌تر باشد این درصد بیشتر است. با حرکت ماه و مخروط سایه‌ی آن در مدارهای تعیین شده، دایره‌ی کوچک و دایره‌ی نیم‌سایه حرکت می‌کنند. سرعت سایه بر روی زمین تا حد زیادی بستگی به عرض جغرافیایی و زاویه‌ای که مخروط سایه با سطح زمین می‌سازد دارد. در استوا این سرعت ممکن است فقط 1600 کیلومتر در ساعت باشد. در عرض‌های جغرافیایی بالاتر، خاصه در نزدیکی‌های طلوع و غروب خورشید که مخروط سایه کاملاً مایل است، این سرعت ممکن است به 8000 کیلومتر در ساعت نیز برسد.
3. مدت دوام ماه گرفتگی کلی در حدود 2 ساعت است، ولی حداکثر مدت دوام یک خورشیدگرفتگی کلی در هر نقطه از سطح زمین 7 دقیقه و 30 ثانیه است.

 

2) دنباله های خورشیدگرفتگی ها

 خورشیدگرفتگی‌ها به صورت دنباله‌هایی چند واقع می‌شوند و هر دنباله‌ی کامل مشتمل بر هفتاد و یا هفتاد و یک خورشیدگرفتگی است و در حدود 1260 سال طول می‌کشد. فاصله‌ی زمانی بین دو خورشیدگرفتگی متوالی در یک دنباله 3/6585 روز (18سال و 11 روز و 8 ساعت) است. خورشیدگرفتگی‌های متوالی شباهت زیادی با هم دارند که دال بر عضویت‌‌شان در یک دنباله است. نحوه به دست آوردن عدد 3/6585 روز بدین قرار است :

1. ماه باید نو باشد. این وضعیت هر 53059/29 روز یک بار تکرار می‌شود.
2. خورشید باید نسبت به عقده‌ها (گره‌ها) در همان مکان قبلی باشد و این هر 6201/346 روز تکرار می‌شود.

کوچک‌ترین مضرب مشترک این اعداد، 6585 است. یعنی هر 6585 روز (یا دقیق‌تر 3/6585 روز) ماه، زمین و خورشید وضعیت خورشیدگرفتگی قبلی را تکرار می‌کنند. فاصله‌ی زمانی 3/6585 روز (18سال و 11 روز و 8 ساعت) به یک ساروس (SAROS) موسوم است. که در زبان بابلی قدیم به معنی «تکرار» است. هفتاد یا هفتاد و یک خورشیدگرفتگی هر دنباله‌ی خورشیدی الگویی را دنبال می‌کنند. نخستین خورشیدگرفتگی هر دنباله همواره خورشیدگرفتگی جزئی بسیار کوچکی است در نزدیکی یکی از قطب‌های زمین. خورشیدگرفتگی‌های بعدی که به ترتیب کم‌تر جزئی هستند دورتر از قطب واقع می‌شوند. خورشیدگرفتگی‌هایی که در وسط دنباله روی می‌دهند از نوع خورشیدگرفتگی کلی هستند. مسیر آنها بر سطح زمین دورتر و دورتر از قطبی است که دنباله‌ی نخست از آن آغاز گردید. چون به آخر دنباله نزدیک‌تر می‌شویم، خورشیدگرفتگی‌ها پیوسته جزئی‌تر می‌شوند و آخرین خورشیدگرفتگی در نزدیکی قطب مخالف واقع می‌گردد. در نتیجه‌ی زمانی که با رقم کسری عدد 3/6585 مشخص می‌شود، هر عضو دنباله، اندکی در مغرب عضو پیشین ظاهر می‌گردد.

اختلاف طول جغرافیایی نزدیک به 120 درجه است. زیرا زمین در این مدت 3/0 دور حول محورش چرخیده است. بعد از سه خورشیدگرفتگی، آغاز مسیر به طول جرافیایی اولیه باز می‌گردد. عرض جغرافیایی بسته به آن که دنباله‌ی نخست از قطب شمال یا قطب جنوب آغاز شده، هر چه جنوبی‌تر یا شمالی‌تر می‌شود. لزومی ندارد که در حدود 18 سال و 11 روز و 8 ساعت (3/6585 روز) به انتظار نشست تا خورشیدگرفتگی‌ای را دید. در حال حاضر یازده دنباله‌ی خورشیدی با هم در جریان وقوع‌اند. حداقل تعداد خورشیدگرفتگی در سال دو است و حداکثر آن پنج. شکلهای زیر خورشیدگرفتگی‌هایی که در طی سال‌های 2001 تا 20025 میلادی رخ می‌دهد را نشان می‌دهند. باید توجه داشت که مسیری که بر روی نقشه‌ها نشان داده شده است، مسیری است که سایه‌ی ماه بر روی زمین ایجاد می‌کند. و کیلومترها بالا و پایین هر مسیر نیز می‌توانند این خورشیدگرفتگی‌ها را به صورت جزئی‌تر ببینند. زیرا که در نیم‌سایه قرار دارند.

 

3) مطالعات علمی در زمان خورشیدگرفتگی ها

 خورشیدگرفتگی کلی فرصت منحصر به فردی را برای انجام دادن چندین نوع پژوهش فراهم می‌آورد :

1. جو خورشید را بهتر از هر وقت دیگر می‌توان در هنگام خورشیدگرفتگی مطالعه کرد. لایه‌ی واگردان نامی است که به لایه‌ی زیرین از سه لایه‌ی جو خورشید داده‌اند. کف این لایه، سطح خورشید است. رأس آن تا 1500 کیلومتر از سطح خورشید ادامه می‌یابد. ضخامت این لایه از روی مطالعات کسوف خورشید معین شده است. زمانی که طول می‌کشد تا ماه این لایه را بپیماید و نیز مقدار معلوم سرعت ماه در این محاسبه به کار می‌آیند. در هنگام خورشیدگرفتگی می‌توان به طیف درخشی لایه‌ی واگردان دست یافت که دارای همان تعداد خطوط و همان طول موج‌های تاریک طیف خورشید است. تفاوت میان طیف درخشی و طیف خورشیدی آن است که طیف درخشی متشکل از خطوط روشن بر زمینه‌ای تاریک است. در حالی که طیف معمولی خورشید از خطوطی سیاه بر زمینه‌ای رنگین کمانی تشکیل شده است. وجود طیف درخشی، به طور نظری پیش‌بینی شده بود. اگر گازهای سردتر لایه‌ی واگردان طول موج‌های خاصی از طیف پیوسته را جذب کنند، باید هنگامی که طیف پیوسته حضور ندارد، همان طول موج‌ها را گسیل کنند. طیفی که در هنگام خورشیدگرفتگی از لایه‌ی واگردان گرفته شود، این پیش‌بینی را ثابت می‌کند. تا لحظه‌ی خورشیدگرفتگی کامل، طیف معمولی خورشید دیده می‌شود، در لحظه‌ی خورشیدگرفتگی کامل تغییری کاملاً مشخص روی می‌دهد طیف درخشی پدیدار می‌شود. طیف درخشی فقط دو یا سه ثانیه دوام می‌آورد. در زمان خورشیدگرفتگی عکس‌های زیادی از طیف درخشی گرفته می‌شود که برای تعیین دقیق ضخامت لایه‌ی واگردان و نیز در مطالعات مربوط به عناصر شیمیایی تشکیل دهنده‌ی این لایه به کار می‌آیند. تاج بیرونی‌ترین لایه‌ی جو خورشید است که هنگام کسوف خورشید با چشم غیرمسلح دیده می‌شود. در مواقع دیگر نیز می‌توان به کمک وسایل خاصی چون تاج‌نگار که خورشیدگرفتگی مصنوعی ایجاد می‌کند، آن را دید و از آن عکسبرداری کرد. تاج هاله‌ی مروارید رنگی است که نقشی ظریف دارد و گرداگرد خورشید را فراگرفته است. بسیار بزرگ‌تر از دو لایه‌ای است که در زیر آن قرار دارد و ضخامتش به 5/1 میلیون کیلومتر می‌رسد. شکل تاج رابطه‌ی نزدیکی با دوره‌ی یازده ساله‌ی فعالیت‌های کلفی دارد. هنگامی که که کلف‌ها در حداکثر فعالیت هستند، تاج دارای شکل مستدیر است که چند شعاع برجسته از آن بیرون زده است. در هنگام حداقل فعالیت کلفی شکلی کشیده با زائده‌هایی بزرگ و درخشنده دارد. تاج خورشیدی به صورت قرینه در اطراف خورشید قرار دارد. اما به هنگام کاهش کلف‌های خورشیدی کم‌تر دارای شکل خاص و منظمی است.
2. جستجوی دقیق همسایه ای بسیار نزدیک خورشید، که در داخل مدار عطارد قرار داشته باشد، یعنی سیاره‌ای که از عطارد به خورشید نزدیک‌تر باشد.
3. زمان‌های تماس ماه و خورشید در هنگام خورشیدگرفتگی، برای آزمون فرمول‌هایی به کار می‌رود که در تعیین حرکات نسبی این اجرام مورد استفاده قرار می‌گیرند.
4. خورشیدگرفتگی‌های کلی دهه‌های اخیر برای آزمون "خم شدن" انیشتینی نور به کار رفته‌اند. بنابر نظریه‌ی نسبیت عمومی انیشتین نور ستارگان در عبور از نزدیکی خورشید در نتیجه‌ی کشش گرانشی جرم خورشید بر شعاع‌های نور، باید اندکی خم شود. مقداری که نظریه‌ی نسبیت انیشتین برای این خم شدن به دست می‌دهد، به دقت زیاد با آنچه در مواقع خورشیدگرفتگی کلی به دست آمده، سازگار است.

4) شرح یک خورشیدگرفتگی کلی

 خورشیدگرفتگی کلی، از نظر بسیاری از مردم چه چیزها که به شمار نمی‌رود. برای مردمان بدوی و خرافاتی خورشیدگرفتگی موجب ترس و حیرت بسیار است. چه بسا جنگ‌ها که در نتیجه‌ی خورشیدگرفتگی متوقف شده‌اند و به امضای پیمان‌های صلح انجامیده‌اند. اما نزد بیشتر ما خورشیدگرفتگی کلی صرفاً منظره‌ای زیبا و با عظمت است. به علاوه اهل علم از آن رو به خورشیدگرفتگی توجه دارند که مشاهدات با اهمیتتری را تنها در چند دقیقه‌ای که خورشیدگرفتگی کلی است می‌توانند انجام دهند و بنابر این از این سوی دنیا به سوی دیگر می‌روند تا پدیده‌ی خورشیدگرفتگی کلی را مشاهده کنند.

مخروط سایه‌‌ی خورشیدگرفتگی، چهره‌ی خورشید را از غرب به شرق می‌پیماید و کناره‌ی غربی آن را بیش‌تر می‌پوشاند. نخستین تماس را تنها با نگاه کردن به خورشید از ورای شیشه‌ی دود زده یا فیلم سیاه شده‌ی عکاسی می‌توان مشاهده کرد. هر چه کناره‌ی سیاه شده‌ی غربی بزرگ‌تر می‌شود، شدت و کیفیت نور خورشید تغییر می‌کند. نور آبی در کنارها کم‌تر از وسط خورشید است.

در آخرین مراحلی که هنوز خورشیدگرفتگی جزئی است، آفتاب نامأنوسی که از هلال خورشید می‌آید تشدید می‌شود، این نور عجیب حیوانات و گیاهان هر دو را تحت تأثیر قرار می‌دهد. پرنده‌ها به این سو و آن سو می‌پرند و صدا می‌کنند، خروس‌ها می‌خوانند و سگ‌ها هیجان‌زده عوعو می‌کنند. اندک زمانی پیش از کامل شدن خورشیدگرفتگی، ماکیان می‌خوابند، و غنچه بسیاری از گل‌ها بسته می‌شود، همان طور که معمولاً در غروب آفتاب چنین می‌شود. این آثار هلال خورشید را در سایه‌های برگ درختان نیز می‌توان دید.

چند دقیقه پیش از شروع خورشیدگرفتگی کلی نوارهای متحرک شبح مانندی بر سطوح سفیدی که در هوای آزاد قرار دارند دیده می‌شود. این نوارها امواج جوی هستند که بر اثر هلال باریک خورشید مرئی شده‌اند.

چند ثانیه پیش از خورشیدگرفتگی کامل، تنها چندین تابه‌ی نور از خلال دره‌هایی که بر کناره‌ی ماه قرار دارند به زمین می‌تابند. (اینها

تسبیح دانه‌های بیلی نامیده می‌شوند). این دانه‌های درخشان در یک آن ناپدید می‌شوند و ناپدید شدن آنها شروع یک خورشیدگرفتگی کلی است.

به هنگام خورشیدگرفتگی کامل زیبائی کامل تاج خورشیدی به نمایش گذاشته می‌شود. هاله‌ی مروارید مانندی خورشید را احاطه می‌کند و اغلب اوقات دیده می‌شود که تیغه‌هایی از نور تاج ساطع می‌شوند. ستاره‌ها و سیارات پدیدار می‌گردند و بر عظمت و زیبایی صحنه می‌افزایند.

خورشیدگرفتگی کلی حداکثر 5/7 دقیقه دوام می‌آورد. پرده‌برداری از خورشید با پدیدار شدن تسبیح دانه‌های بیلی در کناره‌های غربی آن آغاز می‌شود. همه‌ی پدیده‌هایی که در جریان گرفتن خورشید دیده شدند، اکنون به ترتیبی وارونه تکرار می‌شوند.

 

5) راه های مشاهده ایمن خورشیدگرفتگی

 

 مشاهده‌ی خورشیدگرفتگی در هنگام گرفت جزئی کاری خطرناک می‌باشد و برای چشم انسان ضرر دارد و 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

چهارتخته‌ی مقوایی سفید به ابعاد 60*15 سانتی متر

دو تخته‌ی مقوای سفید مربع شکل به ضخامت چند میلیمتر و طول 15 سانتی متر

چند ورق فویل آلمینیومی

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. (برداشت از مجله نجوم شماره 48)

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 های زیر خواهید دید.

بریم فضا!

بریم فضا!

شاتل فضایی چیست؟

شاتل اولین سفینه فضایی دنیاست که می تواند به فضا برود و دوباره به زمین بازگردد. شاتل ماهواره ها را به مدار می برد و گاهی حتی آن‌ها را باز می گرداند. مانند یک موشک از زمین بلند می شود، در فضا مانور می دهد و مثل هواپیما روی زمین می نشیند.

در حال حاضر سه شاتل فعال در دنیا وجود دارد: دیسکاوری، آتلانتیس و ایندیور.

هر کدام از آن‌ها قرار است توانایی لااقل 100 ماموریت را داشته باشند، اما تا به حال فقط چیزی در حدود یک چهارم این مأموریت‌ها انجام شده اند، یعنی 225 سفر دیگر باقی مانده است!

اولین شاتل فضایی، کلمبیا نام داشت که در ماه مارس سال 1979(اسفند ماه 1358) به سازمان فضایی NASA تحویل داده شد. کلمبیا و سرنشینان آن در فوریه سال 2003 در هنگام بازگشت به زمین از بین رفتند. شاتل چلنجر (challenger ) در سال 1982 ساخته شد و در سال 1986 هنگام بلند شدن منفجر شد. دیسکاوری در نوامبر 1983 و آتلانتیس در آوریل 1985 تکمیل شد. شاتل ایندیور  نیز در سال 1991 ساخته شد تا جای خالی چلنجر را پر کند.

هر شاتل از سه قسمت اصلی تشکیل شده است:

• - محل حضور سرنشینان
• - یک تانک بزرگ خارجی که سوخت موتورهای اصلی را در خود حمل می کند
• - دو بالا برنده موشکی که در دو دقیقه‌ی ابتدایی پرواز، بخش عمده‌ی نیروی لازم برای بلند شدن شاتل را تأمین می کنند

همه این قسمت‌ها مجدداً استفاده می شوند، فقط تانک سوخت در اتمسفر می سوزد و باید بعد از هر پرواز تانک جدیدی جایگزین آن شود.

طولانی ترین مأموریت شاتل، مأموریت STS-80 بود که در نوامبر 1996 انجام شد. این ماموریت 5/17 روز طول کشید. مأموریت‌ها معمولاً بین 5 تا 16 روز زمان می برند.

کمترین تعداد خدمه‌ی پرواز، دو نفر است که مربوط به مأموریت‌های شاتل‌های اولیه بود. اما پس از آن تیم هشت نفره هم به فضا اعزام شده است. اغلب تیم‌ها از 5 الی 7 فضانورد تشکیل می شود. شاتل می تواند به مدارهایی که در فاصله 185 تا 643 کیلومتری زمین قرار دارند، دست پیدا کند. شاتل بیشتر از هر موشک دیگری پرواز کرده  و از 1981 تا به حال بیش از 36/1 میلیون کیلوگرم بار را به فضا برده است. بیش از 600 نفر را با خود بالا برده و با اینکه بیش از 20 سال از شروع کار آن می گذرد، به طور مداوم در حال تکامل و بهبود است. ناسا (NASA) تغییرات کلی و جزیی زیادی در قسمت‌های مختلف شاتل ایجاد کرده تا آن را ایمن تر، توانمندتر و قابل اعتمادتر کند. گفته می شود که NASA  با انجام این تغییرات توانسته است پروازها را نسبت به سال 1992 حدوداً سه مرتبه ایمن تر کند و تعداد مشکلات پرواز بیش از 70 درصد کاهش پیدا کرده است.

جالب این جا است که هزینه‌ی کار شاتل در همین بازه به طور متوسط سالیانه 25/1 بیلیون دلار کمتر شده، یعنی بیش از 40% کاهش. با توجه به پیشرفت فن آوری وزن قسمت‌های مختلف شاتل کمتر و بازده آن‌ها بیشتر شده و به همین دلیل مقدار باری که می تواند حمل کند در حدود 3/7 تن افزایش یافته است.

جالب این جا است که هزینه‌ی کار شاتل در همین بازه به طور متوسط سالیانه 25/1 بیلیون دلار کمتر شده، یعنی بیش از 40% کاهش. با توجه به پیشرفت فن آوری وزن قسمت‌های مختلف شاتل کمتر و بازده آن‌ها بیشتر شده و به همین دلیل مقدار باری که می تواند حمل کند در حدود 3/7 تن افزایش یافته است.

NASA قصد دارد تا با حذف بعضی از بخش‌های خطرناک شاتل در پنج سال آینده، ایمنی آن را باز هم بیشتر کند و لااقل یک دهه دیگر از آن استفاده نماید. هنوز هم علل حادثه انفجار کلمبیا در دست بررسی است تا با مشخص شدن آن‌ها پرواز سایر فضانوردان با امنیت بیشتر انجام شود به یاد داشته باشید که در طراحی و پرواز شاتل، مهم‌ترین مسئله امنیت فضانوردان است!

 

اطلاعاتی کوتاه در مورد شاتلها

 

طول شاتل	56/14 متر
طول محل نگهداری بار و فضانوردان	37/23 متر
ارتفاع روی باند فرودگاه	17/27 متر
طول بال	23/79 متر
وزن در ابتدای پرواز (وزن شاتل با توجه به وزن بار و قسمتهای مختلف تغییر می کند.)	2041166 کیلوگرم
وزن در پایان مأموریت	104326 کیلوگرم
بیشترین ظرفیت حمل بار	28803 کیلوگرم
زمان جدایی موشک کناری	دو دقیقه پس از پرتاب
جدایی تانکر سوخت خارجی	8/5 دقیقه پس از پرتاب
ارتفاع پرواز	109/26 کیلومتر
سرعت	28067 کیلومتر در ساعت
وضعیت مدار	185 تا 643 کیلومتر زمین
سرعت چرخش	28875 کیلومتر در ساعت

 یک اشتباه کوچک

 

یک نمای نزدیک از بخش زیرین ایستگاه فضایی. در این تصویر، مربع‌های تشکیل دهنده‌ی سپر حرارتی به خوبی دیده می شود؛ اما رابینسونِ خسته متوجه نبود که سایه خودش روی آنها افتاده است.

 

پرسپکتیو

 

این عکس از ایستگاه فضایی گرفته شده است. زمین در کنار قسمتی از ایستگاه دیده می شود.

 

از خودم عکس می گیرم

 

(عکس بالا) استیو رابینسون در حال انجام مأموریت تاریخی خود در بخش زیرین ایستگاه فضایی دوربین را به طرف خودش می چرخاند تا از خودش عکس بگیرد. تصویر سپر حرارتی ایستگاه هم که رابینسون مشغول تعمیر آن است در کلاه او افتاده و در عکس دیده می شود.

(عکس پایین) سپر حرارتی ایستگاه در کنار زمین دیده می شود. این عکس توسط استیو رابینسون، پس از انجام سومین و آخرین راهپیمایی فضایی گرفته شده است. هدف از این راهپیمایی جدا کردن دو پرکننده بود که به قسمتی از سپر حرارتی ایستگاه چسبیده بودند. رابینسون این کار را به کمک بازوی مکانیکی که دیده می شود، انجام داد.

 

دیسکاوری در مدار

 

 

عرشه‌ی بار سفینه دیسکاوری در کنار افق زمین. عکس در هنگام نزدیک شدن دیسکاوری به ایستگاه فضایی، توسط یکی از هفت فضانورد حاضر در مأموریت گرفته شده است.

 

منظره زمین

 

این تصویر سفینه دیسکاوری را پس از رسیدن به ایستگاه فضایی نشان می دهد. دیسکاوری لنگرگیری کرده و محموله را تحویل داده است. حفره ای که در بالای سفینه می بینید فضای خالی مربوط به محفظه بارگیری است که موقتاً برای تحویل بار جدا شده است.

 

معلق در فضا

 

سوییچی ناگوچی، یکی از هفت فضانورد مأموریت دیسکاوری در فضا برای شما دست تکان می دهد. در دومین راهپیمایی مأموریت، ناگوچی و یکی دیگر از فضانوردان به نام استیو رابینسون، یکی از ژیروسکوپ های ایستگاه فضایی را که خراب شده بود، تعویض کردند. وظیفه‌ی این ژیروسکوپ آن است که ایستگاه فضایی بین المللی را در محل مناسب خود در فضا نگهدارد.

 

فرود دیسکاوری

 

شاتل پس از انجام مأموریت دو هفته ای خود در پایگاه نیروی هوایی ادوادرز به زمین نشست. نهم آگوست 2005  یک روز به یاد ماندنی خواهد بود، چون فضانوردان توانستند پس از انجام مأموریت دشوار خود که در آن برای اولین از روش های جدید نگهداری و تعمیر در مدار بهره گیری شد، با موفقیت کامل  به زمین باز گردند.

 

مأموریت انجام شد

 

شاتل دیسکاوری، هنگام طلوع آفتاب روی باند فرودگاه ادواردز  کالیفرنیا قرار گرفته است. این فرود سالم، بهترین پایان برای مأموریت شاتل بود.

بارش شهابی برساووشی

بارش شهابی برساووشی

در طول سال، سه بارش دائمی و پربار شهابی روی می دهد که عبارتند از : برساووشی در مرداد ماه، جوزایی در آذرماه و ربعی در دی ماه که ZHR این‌ها در حدود 100 شهاب بر ساعت است.

بارش شهابی برساووشی در اوج فعالیت خود به ZHR تقریبی یکصد شهاب بر ساعت می رسد. آغاز این بارش در 27 تیرماه است، در 21 مرداد / 12 Aug به اوج فعالیت خود می رسد و در سوم شهریور با دورشدن زمین از توده‌ی بارش به پایان می رسد. شهاب های این بارش با سرعت زمین گرای 60 کیلومتر بر ثانیه جزء سریع ترین شهاب های آسمان زمین محسوب می شوند و معمولاً از درخشندگی مناسبی برخوردارند. مولد این بارش شهابی، دنباله داری به نام سویفت تاتل است (C/109P Swift-Tuttle) که در مداری 130 ساله به دور خورشید میگردد. این دنباله دار که سابقه اش در گردش به دور خورشید تا سال 69 قبل از میلاد شناسایی شده است، آخرین بار در 12 دسامبر سال 1992 به صورت جرمی از قدر 5+ از فاصله 0.96 واحد نجومی خورشید عبور کرد و صد البته که در آن سال بارش شهابی برساووشی از شدت بسیار مناسبی برخوردار بود.

در بارش شهابی برساووشی می توان سه توده‌ی متمایز از یکدیگر را تشخیص داد. نخست، توده ای پخش است که در 40 روز فعالیت بارش، خودش را نشان می‌دهد. توده بعدی، بخش چگال تری است که اوج بارش را که معمولاً در 21 مرداد روی می دهد، به وجود می آورد و توده‌ی سوم همان توده ای است که در سال 1991 در عبور دنباله دار از حضیض مداری خود تشکیل شد. این توده در مرکز خود، توده های فوران یافته در حضیض سال 1862 سویفت – تاتل را در بر دارد.

در شانزده سال اخیر، بارش شهابی برساووشی رفتارهای جالبی از خود نشان داده است که جالب‌ترین آن‌ها در خلال سال های 1991 تا 1994 روی داد. همان طور که در شکل زیر مشاهده می کنید، نمودار شدت فعالیت بارش بر حسب فاصله‌ی توده از مدار زمین در طول شانزده سال اخیر به صورت یک انیمیشن به نمایش در آمده است. مدل‌سازی‌ها نشان می دهند که این افزایش فعالیت که ZHR بیش از 200 شهاب بر ساعت را نیز به دنبال داشته است، به وسیله توده‌ی سال 1862 و البته با اندک کمکی از توده‌ی سال 1610 به وجود آمده است. هر 12 سال یکبار، توده سال 1862 از فاصله نزدیکی از سیاره غول پیکر مشتری عبور می کند و گرانش این غول چشم سرخ، مدار توده را چنان تغییر می دهد که توده 0.01 واحد نجومی به زمین نزدیک‌تر می شود و بخشی از آن مدار زمین را قطع می کند.

 

نکته‌ی دیگری که می توان به آن اشاره کرد، تفاوت زمان اوج فعالیت بارش در این شانزده سال است. در خلال سال‌های 1991 تا 1994، اوج بارش در نزدیکی گره نزولی مدار دنباله دار مولد بارش برساووشی روی می داد، در حالی که در سال‌های بعدی اوج بارش به همان موقعیت سنتی خود بازگشت. دلیل امر هم همان توده هایی است که اوج بارش را سبب می شدند. اوج در سال‌های 91 تا 94 به وسیله توده سال 1862 ایجاد می شد در حالی که پیش از آن، توده های سال‌های 1610 و 1737 و پس از آن، توده های سال‌های 1479 و 1079 اوج بارش را به وجود می آوردند.

 

چند توصیه کلی در مورد رصد بارش شهابی برساووشی

• پیشنهاد ما برای رصد این است که سه شب رصد کنید، یعنی معادل شب‌های قبل از اوج ، اوج و پس از اوج است. این چنین می توان به مقدار زیادی مطمئن بود که هیچ یک از اوج های احتمالی پیش بینی نشده بارش شهابی را از دست نخواهید داد. البته بارش از 17 مرداد، شدت قابل توجهی به خود می گیرد و اگر علاقه مند به یک کار علمی مفید هستید، می توانید رصد را در 3-4 روز قبل و بعد از اوج هم ادامه دهید.
• یافتن مکان رصدی مناسب شاید مهم‌ترین ملاک یک رصد مناسب باشد. داخل شهرهای بزرگ به هیچ وجه جای مناسبی برای رصد نیست، چرا که علاوه بر آلودگی هوا، نورهای مزاحم بسیاری وجود دارند که موجب می شوند حد قدر آسمان در بهترین حالت به 4.5+ برسد که با مقدار ایده آل 6.5+ فاصله بسیار زیادی دارد. توصیه ما این است که به کوهستان یا صحرا سفر کنید. البته هر یک مزایا و معایبی دارند. صحرا از افق صاف و آسمان تیره ای سود می برد، ولی معمولاً تا ارتفاع نه چندان کمی از افق غبار وجود دارد و از آن مهم‌تر در فصل گرما، جانوران گزنده بسیاری در صحرا جولان می دهند که ممکن است خطرناک باشند. از سوی دیگر در کوهستان، هوا اندکی سردتر است و افق هم معمولا تا ارتفاع 10 درجه بسته. در مقابل از غبار و جانور خبری نیست. هر مکانی را که انتخاب می کنید، سعی کنید از این خصوصیات برخوردار باشد : تاریکی آن قابل قبول و قدر حدی آن حتی المقدور از 5.5+ کمتر نباشد. از تابش نور مستقیم به چشمانتان جلوگیری کنید، چرا که مردمک چشم در محیط کاملاً تاریک کاملاً باز می شود و اگر نور مستقیم در این وضعیت به چشم بتابد، منجر به آسیب شدید شبکیه چشم می شود. اگر هم خیلی خوش شانس باشید و آسیب نبینید، ده بیست دقیقه ای را باید صبر کنید تا چشم شما کاملاً به تاریکی محیط عادت کند. یادتان باشد مهم‌ترین ابزار شما در رصد بارش شهابی چشمان شما است. افق حداکثر 5-6 درجه بسته باشد، غبارآلود نباشد و آلودگی نوری هم تا ارتفاع چندان زیادی بالا نرود.
• رصد را از زمانی آغاز کنید که ارتفاع کانون بارش از افق به حدود 20 درجه رسیده باشد. تا قبل از آن، تعداد شهاب‌ها آن قدر نیست که بتوان به تحلیل آن‌ها اتکا کرد. حتی اگر برای تفنن هم اقدام به رصد می کنید از همین زمان رصدتان را آغاز کنید، چون قبل از آن تعداد شهابها بسیار اندک است. البته اگر بارش شهابی پربار باشد، قبل از طلوع کانون بارش هم میتوان شاهد عبور آذرگوی‌ها و زمین خراش های بسیار درخشانی بود! البته کانون بارش برساووشی در شب اوج در نیمه شمالی ایران (عرض جغرافیایی بیشتر از 32 درجه) دورقطبی است و همیشه بالای افق است. زمان مناسب آغاز رصد برای آسمان ایران حوالی ساعت 22:30 تا 23 است. مرکز دیدتان را در فاصله 20 تا 40 درجه ای از کانون بارش و در ارتفاع 50 تا 70 درجه از افق قرار دهید. این چنین بیشترین تعداد شهاب‌ها را در میدان دید خود مشاهده خواهید کرد.
• شما همچنین می توانید از بارش های شهابی تصویربرداری کنید. برای این کار نیاز به دوربین عکاسی مکانیکی که سرعت شاتر B داشته باشد، سه پایه، سیم دکلانشور قفل دار و فیلم رنگی با حساسیت ASA 400 دارید. در عکاسی نجومی، زمان نوردهی بسیار بالاتر از عکاسی در روز است. شاتر دوربین باید به مدت 15 تا 20 دقیقه باز بماند تا بتوانید چند شهاب پرنور و زیبا را به دام بیاندازید. سه پایه برای این لازم است که در طول مدت عکاسی دوربین تکان نخورد و سیم دکلانشور برای آن لازم است که شاتر دوربین قفل شود. برای عکاسی باید دوربین را به سمت شمال، شرق و سرسو (نقطه بالای بالای سر در آسمان را سرسو می نامند) نشانه رفت. اگر رو به شمال و شرق نشانه می روید، میانه آسمان به بالا را در نظر بگیرید و حدود 15 تا 20 دقیقه نوردهی کنید. یادتان باشد در طول زمان نوردهی هیچ نور دیگری نباید به لنز دوربین بتابد، چرا که تصویر شما را خراب خواهد کرد!

برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد بارش‌های شهابی می توانید به این صفحه مراجعه کنید.

آتش بازی آسمان

آتش بازی آسمان

تابستان هر سال، نویدبخش شب های رصدی بی نظیری است که در طول سال کمتر یافت می‌شود. شاید مهم‌ترین خصوصیات شب های تابستانی، آسمان صاف و بدون ابری باشد که نوار مه آلود راه شیری بر پهنه‌ی آن کشیده شده است. شاید هم این خصوصیت شب های گرم تابستانی آن باشد که مردم، بیشتر وقت می‌کنند تا به آسمان نگاهی بیندازند و از زیبایی‌های آن لذت ببرند. در این میان، این بارش شهابی برساووشی است که یک تنه تنور این شب های داغ را با نمایش دل انگیز خود گرم‌تر می‌کند.

 

شهاب و انواع آن

فضای داخل منظومه‌ی شمسی علاوه بر میزبانی خورشید و سیارات و اقمار آن‌ها، مملو ازدنباله دارها، خرده سنگ‌ها و ذرات ریز و درشت غبار است، آن‌هایی را که ابعادشان از چند صد متر تا چند صد کیلومتر متغیر است سیارک می‌نامند و بقیه ذرات کوچک‌تر را شهاب‌واره. هنگامی که این شهاب‌واره‌ها با سرعت زیاد وارد جو زمین می‌شوند اصطکاک شدید آن‌ها با مولکول‌های هوا موجب داغ شدن سطح آن‌ها می‌شود. معمولاً در ارتفاع 80 تا 120 کیلومتری از سطح زمین، غلظت هوا به قدری زیاد می‌شود که حرارت تولید شده، دما را تا 4600 درجه سانتی‌گراد بالا می‌برد و سطح شهاب‌واره را لایه لایه تصعید می‌کند. مواد آزاد شده از سطح، دنباله ای از مواد یونیزه شده داغ را به طول 20 تا 30 کیلومتر تشکیل می‌دهند که از خود نور ساطع می‌کند و این چنین، یک درخش شهاب بر پهنه‌ی آسمان ظاهر می‌شود. جالب اینکه تمام این فرآیند‌ها در کسری از ثانیه روی می‌دهد.

درخشندگی شهاب به جرم و سرعت ورود شهاب‌واره بستگی دارد. سرعت ورود شهاب‌واره‌ها از 11 تا 72 کیلومتر بر ثانیه متغیر است و جرم ذرات ورودی هم می‌تواند مقادیر مختلفی، از یک میلیونیم گرم تا یک هزار تن و بیشتر را دارا باشد. مثلاً یک شهاب معمولی که درخشندگی آن معادل ستاره قطبی است، در اثر ورود ذره ای با قطر 8 میلی‌متر به داخل جو زمین روی می‌دهد. انواع مختلفی از شهاب‌ها را می‌توان دسته بندی کرد که مشهورترین آ‌ن‌ها عبارتند از :

 

 

• آذرگوی : شهاب‌هایی هستند که درخشندگی آن‌ها از سیاره‌ی زهره، درخشان‌ترین جرم نقطه ای آسمان شب، بیشتر است و بدین‌سان قدر آن‌ها کمتر از 4- است. آذرگوی‌ها هرچه درخشان‌تر باشند، احتمال شنیدن صدایی مانند صدای جرقه‌ی قوس الکتریکی همراه با عبور آن‌ها بیشتر است! برخی آذرگوی‌ها هنگام حرکت خود منفجر می‌شوند که bolide نام دارند. در صفحه شخصی پیتر براون ( یکی از برجسته ترین متخصصان بارش های شهابی) می‌توانید مجموعه ای از فیلم های ویدیویی انفجارهای درخشان آذرگوی‌ها را مشاهده کنید.
• زمین خراش : این دسته از شهاب‌ها، آن‌هایی هستند که از لبه‌ی جو زمین عبور می‌کنند و از این نظر، به نظر می‌رسد که تمام طول آسمان را طی می کنند. درخشندگی این دسته از شهاب‌ها نیز معمولاً زیاد است.
• شهاب‌سنگ : آن دسته از شهاب‌هایی که پس از سوختن هنوز تمام نشده اند و بخشی از جرم آن‌ها به سطح زمین می‌رسد، شهاب‌سنگ نام دارند. سطح به جا مانده از شهاب‌سنگ معمولاً سیاه و سوخته است و سطوح خمیده ای دارد و اگر نشکسته باشد لبه تیزی ندارد. معمولاً به همراه آذرگوی های منفجر شونده، یک یا چند شهاب‌سنگ نیز به زمین سقوط می‌کند. شهاب‌سنگ‌ها خود انواع مختلفی دارند که باید در مقاله جداگانه ای به آن‌ها پرداخت.

 

بارش‌ها و رگبارهای شهابی

در شب های عادی و در آسمان بسیار تاریک می‌توان در هر ساعت حداکثر 10 شهاب مشاهده کرد که اغلب آن‌ها شهاب های کم نور و کوتاه هستند. این شهاب‌ها در اثر ورود گرد و غبار پراکنده در فضای مداری زمین به داخل جو به وجود می‌آیند و چگالی آن‌ها تقریباً ثابت است. از آنجا که این ذرات مولد به خصوصی ندارند، به شهاب‌های پراکنده مشهور شده اند. شاید فکر کنید همین مقدار اندک 10 شهاب در ساعت آن قدر قابل توجه نیست، ولی بدانید در هر شبانه روز، نزدیک به یک صد میلیون شهاب قابل رؤیت در جو زمین می‌سوزد و از این طریق، بین 40 تا 50 تن گرد و غبار وارد جو زمین می‌شود. البته از این مقدار، تنها حدود یک تن به صورت شهاب‌سنگ به سطح زمین می‌رسد و بقیه به صورت گرد و غبار در جو باقی می‌ماند تا آرام آرام روی سطح زمین بنشیند. این، تنها مکانیسم شناخته شده برای افزایش خاک در سطح زمین است که موجب می‌شود در هر یک هزار سال 5 سانتی‌متر به ضخامت پوسته‌ی زمین افزوده شود.

در بعضی شب های خاص، فراوانی شهاب‌ها به شکل محسوسی افزایش می یابد و در بهترین حالت می‌توان شاهد عبور بیش از 60 شهاب در هر ساعت و حتی بیشتر بود، یعنی دقیقه ای یک شهاب. در این حالت به اصطلاح می‌گوییم یک بارش شهابی روی داده است، رویدادی بی نظیر که به اعتقاد بسیاری از دوستداران آسمان، ز یباترین پدیده ای است که می‌توان در آسمان زمین مشاهده کرد. بارش شهابی زمانی روی می‌دهد که زمین از آن بخش فضا عبور کند که مملو از توده های غنی غبار باشد. این توده‌ها که ضخامتی از مرتبه صد هزار کیلومتر دارند، معمولاً ذرات به جا مانده از سیارک های نزدیک زمین یا دنباله دارها هستند و هنگامی که فاصله زمین تا این توده‌ها کمتر از 0.08 واحد نجومی باشد، بارش شهابی آغاز می‌شود (واحد نجومی، همان فاصله‌ی متوسط زمین تا خورشید در طول یک سال است که تقریباً 150 میلیون کیلومتر است). بنابراین طبیعی است که هر بارش شهابی در یک محدوده‌ی زمانی فعال باشد و در زمانی که فاصله‌ی زمین تا توده‌ی غبار به حداقل خود رسید، به اوج فعالیت خود برسد؛ همانند بارش شهابی برساووشی که از اواخر تیر تا اوایل شهریور فعال است و در هفته‌ی سوم مرداد ماه به اوج خود می‌رسد.

از آنجا که ذرات مولد بارش های شهابی متعلق به توده های غبار به جا مانده از اجرام بزرگ‌تری هستند و بردار سرعت آن‌ها تقریبا موازی یکدیگر است ، بنابراین موازی یکدیگر وارد جو زمین می‌شوند. این توازی موجب می‌شود درست همان‌طور که به نظر می‌رسد خطوط موازی راه آهن در دوردست به هم می‌رسند، چشم ما نیز در اثر پدیده پرسپکتیو تصور کند این شهاب‌ها از یک محدوده در آسمان خارج می‌شوند. این محدوده را به نام کانون بارش می شناسیم و بارش را بر حسب موقعیت کانون آن نام‌گذاری می‌کنیم. به عنوان مثال، کانون بارش شهابی برساووشی در صورت فلکی برساووش و در نزدیکی خوشه های ستاره ای باز دوقلو (x , h) قرار گرفته است. از سوی دیگر، چون چشم ما تمامی نقاط آسمان را در فاصله‌ی بی‌نهایت از خود مشاهده می‌کند، آسمان را به شکل یک نیمکره تشخیص می‌دهد و بر همین اساس شهاب‌ها را نیز بر این نیمکره تصویر می‌کند. این تصویر سه پیامد مهم به همراه دارد :

در این نقاشی، مشخص است که امتداد شهاب‌ها از یک نقطه میگذرد که آن را کانون بارش مینامیم. بارش شهابی بر اساس موقعیت بارش نامگذاری میشود

1. نخست آنکه مسیر شهاب‌ها در آسمان از نظر چشم ما منحنی خواهد بود و امتداد همه‌ی آن‌ها به کانون بارش خواهد رسید.
2. شهاب‌هایی که نزدیک به کانون بارش روی می‌دهند، به خط دید ما منطبق ترند و آن‌هایی که دورتر از کانون بارش روی می‌دهند، فاصله‌ی بیشتری دارند. اگر این شهاب‌ها را بر کره آسمان تصویر کنیم، مشاهده می‌کنیم که شهاب‌هایی که نزدیک به کانون بارش روی می‌دهند، طول کم‌تری دارند و آن‌هایی که دورتر روی می‌دهند، از طول بلندتری برخوردارند.
3. شهاب‌هایی که نزدیک به کانون بارش روی می‌دهند، از سرعت کمتری نسبت با شهاب های دورتر از کانون برخوردارند. بدین ترتیب می‌توان شهاب های بارشی را با سه مشخصه شناسایی کرد : نخست آنکه امتداد مسیر عبور شهاب از کانون بارش عبور کند؛ دوم آنکه اگر نزدیک به کانون بود، طولش کم و اگر دورتر بود، طولش زیاد است و سوم آنکه در نزدیکی کانون، سرعت شهاب کمتر و در فواصل دورتر سرعت کانون بیشتر است.

شدت فعالیت بارش های شهابی را با واحدی به نام ZHR می‌شناسند. ZHR را که مخفف عبارت Zenith Hourly Rate است، می‌توان به آهنگ ساعتی سرسویی ترجمه و این گونه تعریف کرد : تعداد شهاب‌هایی که یک منجم باتجربه می‌تواند در مدت یک ساعت تحت شرایط آرمانی رصدی، مشاهده کند. این شرایط آرمانی عبارتند از :

1. کانون بارش در سرسو قرار داشته باشد.
2. تاریکی آسمان در حد اعلای خود و حد قدری برابر 6.5+ باشد.
3. آسمان صاف و فاقد هرگونه ابر و مه و یا افق بسته باشد.

بارش های شهابی مختلف از شدت های مختلفی برخوردارند. اما یک بارش شهابی خاص هم در دوره های مختلف از شدت های مختلفی برخوردار است و دلیل آن، توده های مختلف غبار است که از چگالی های متنوعی برخوردارند. هنگامی که دنباله دار مولد، به حضیض خورشیدی خود بازمی گردد، مدار آن به دلیل تأثیرات گرانشی اجرام منظومه شمسی و از همه مهم‌تر، دو غول گرانشی آن یعنی سیارات مشتری و زحل اندکی تغییر می‌کند و این موجب می‌شود تا به جای یک توده انبوه و متراکم، چندین توده نزدیک به هم داشته باشیم که چگالی ذرات در آن‌ها با یکدیگر متفاوت است . در طول زمان، تأثیرات گرانشی خورشید و سیارات موجب می‌شود این ذرات نیز از مسیر نخستین خود منحرف شوند و توده های جدیدتری را به وجود آورند.

ولی این تمام ماجرا نیست. هنگامی که دنباله دار به حضیض خورشیدی خود می‌رسد، انبوهی از ذرات جدید را به توده تزریق می‌کند. این مواد جدید موجب می‌شود تا چند سال قبل و بعد از عبور دنباله دار، شدت بارش شهابی دچار افزایش قابل ملاحظه ای شود. نمونه بارز آن، بارش شهابی اسدی است که در آبان ماه روی می‌دهد و در حالت عادی ZHR آن در حدود 5 شهاب بر ساعت است. مولد این بارش شهابی، دنباله داری به نام تمپل-تاتل است که دوره تناوب 30 ساله دارد . این دنباله دار در سال 1378/1999 به حضیض خورشیدی خود رسید و از آن سال به بعد ، ما شاهد بارش هایی با ZHR 3000 تا 7000 شهاب بر ساعت بوده ایم. در سال 1966 که مقارن با حضیض دنباله دار مولد بارش شهابی اسدی بود، ساکنان آمریکای شمالی توانستند در مدت 40 دقیقه، بارشی با ZHR بیش از یکصد هزار شهاب بر ساعت را مشاهده کنند. اصطلاحاً به بارش هایی که ZHR آن‌ها از 200 شهاب بالاتر باشد، رگبار شهابی اطلاق می‌شود.

بارش های شهابی سالانه

در طول سال انواع بارش های شهابی اتفاق می‌افتد که البته شدت آن‌ها یکسان نیست. برخی ZHR در حدود 5 شهاب بر ساعت دارند که جز منجمان و رصدگران حرفه ای کسی نمی تواند آن‌ها را تشخیص دهد، و برخی ZHR بالاتر از 100 شهاب بر ساعت دارند که منظره ای زیبا را در طول شب رقم می‌زنند. سالانه حدود هشت بارش شهابی منظم وجود دارند که ZHR آن‌ها از 10 شهاب بر ساعت بیشتر است و می‌توان آن‌ها را تشخیص داد .

شایان ذکر است ZHR ذکر شده در جدول مربوط به بارش منظم و سالیانه است و در صورتی که در نزدیکی زمان عبور دنباله دار مولد بارش شهابی از نزدیکی زمین باشیم، می‌توان انتظار داشت ZHR به مقادیر چند صد و حتی چندین هزار شهاب بر ساعت نیز برسد؛ همانند بارش شهابی اسدی که طی سال‌های 1377 تا 1380 فعالیتی از مرتبه‌ی چندین هزار شهاب بر ساعت از خود نشان داد .

برای کسب اطلاعات بیشتر در مورد بارش شهابی برساووشی می توانید به این صفحه مراجعه کنید.

نگاهی کوتاه به جهان

نگاهی کوتاه به جهان

ما در چگونه جهانی زندگی می کنیم؟ شاید این سوال مهمترین سوالی باشد که انسان خردمند از آغاز پیدایشش بر روی کره خاکی زمین از خود پرسیده است؛ و شاید مهمترین تفاوت انسان معاصر نسبت به پدران خود در آن است که اگر گذشتگانش می توانستند با کمک علومی چون فلسفه و عرفان به این سوال پاسخ دهند هم عصران ما می توانند با ابزار دیگری به نام علم به این سوال پاسخ دهند و نجوم عرصه ای برای پاسخ دادن به این پرسش کهن است.

برای آن که درک درستی از عالمی که در آنیم داشته باشیم بیایید نگاهی سریع به جهان اطراف خود بیاندازیم:

 

زمین، ماه و خورشید

فرض کنید بر روی تپه ای مرتفع ایستاده اید و به اطراف خود می نگرید. چشم انداز وسیع مقابل دیدگان شما در واقع چیزی جز نمایی کوچک از زمین نخواهد بود. به عبارت بهتر ما به عنوان گونه مدرن انسان موجوداتی با طول قد میانگین اندکی کمتر از 2 متر هستیم که بر روی تپه ای ایستاده ایم که این تپه جزیی از کره زمین محل زیست ما است. کره ای با قطر حدود 12700 کیلومتر. برای آنکه مقیاس این کره را که ما تمامی جانداران و تمامی عوارض طبیعی برروی آن قرار گرفته اند بهتر درک کنیم، بهتر است دست به نوعی تغییر ابعاد بزنیم. اگر زمین را به اندازه یک توپ بسکتبال کوچک کنید، طول قد شما تنها 4 میلیونیوم یک میلیمتر خواهد بود. ابعادی که قوی ترین میکروسکوپهای جهان هم توان تفکیک آن را نخواهند داشت. در این مقیاس کوه اورست به عنوان بزرگترین عارضه روی زمین تنها چیزی در حدود 2 دهم میلیمتر ارتفاع خواهد داشت. پس عجیب و اشتباه نیست اگر در چنین مقیاسی زمین را یک کره کامل فرض کنیم.

نخستین همسایه آسمانی ما البته صرف نظر از ماهواره ها و شهابواره ها، کره ماه خواهد بود: قمر غول پیکر و بزرگ زمین که تنها قمر طبیعی سیاره ما و یکی از بزرگترین اقمار منظومه شمسی به شمار می رود.

این قمر با قطری معادل یک چهارم قطر سیاره زمین در فاصله تقریبی 384000 کیلومتری زمین قرار گرفته است و شما می توانید هر شب تغییر حالت آن (فازهای ماه) را رصد کنید که چگونه از حالت هلال به بدر و مجدداً به هلال تبدیل می شود. ماه تنها نقطه ای از کیهان است که شما می توانید سطح و عوارض سطحی آن را با چشم غیر مسلح رصد کنید و در عین حال دورترین جایی است که انسان تا کنون توانسته است به آن سفر کند. با فرض اینکه زمین توپی به اندازه یک توپ بسکتبال است، ماه ابعادی در حدود یک توپ بیس بال خواهد داشت که در فاصله حدوداً 7 متری زمین نصب شده است.

و اما جرم بعدی، جرمی که باعث گرم شدن زمین و از آن مهمتر امکان وجود حیات (و به طور خاص ما انسانها) می شود: خورشید نزدیکترین ستاره به ما است که زمین هر یک سال یکبار آن را دور می زند و وجود ما بیش از هر جرم دیگری به آن بستگی دارد. علیرغم این اهمیت هیچ گاه فراموش نکنید که نباید با چشم غیرمسلح به این کره حیات بخش نگریست. چرا که نگاه مستقیم به این ستاره می تواند عوارض جبران ناپذیری برای چشم شما به همراه داشته باشد و باعث صدمات موقت یا دایم فاجعه باری شود.

خورشید کره ای از گازهای سوزان به قطر 696000 کیلومتر است (قطر این ستاره ویژه 109 برابر قطر زمین است. فاصله متوسط زمین تا خورشید به عنوان یکی از واحدهای پایه ای و اساسی دانش نجوم به کار می رود و به آن یک واحد نجومی می گویند (Astronomical Unit=AU) اگر بخواهید این فاصله را بر حسب کیلومتر بیان کنید معادل 10¹¹ * 5/1 متر خواهد شد. بنابر مقیاس قبلی که در باره زمین ارایه کردیم و آن را در حد یک توپ بسکتبال کوچک کردیم، باید خورشید را تبدیل به کره ای 30 متری کنیم که در فاصله حدوداً 3 کیلومتری زمین جا خوش کرده است.

ماه و خورشید از لحاظ ساختاری کاملاً متفاوت با یکدیگر به شمار می روند و هر یک خصوصیات و ماهیت مخصوص به خود را دارند.

 

منظومه شمسی

گام بعدی در شناخت جهانی که در آن زندگی می کنیم شناخت منظومه شمسی خواهد بود. مجموعه ای که به همراهی خورشید ماه و زمین یکی از مهمترین نقاط جهان را البته برای نوع انسان به وجود آورده اند.

در این میان سیارات جایگاه خاص خود را دارند. علاوه بر زمین 7 سیاره شناخته شده دیگر به همراه خانواده ای از قمرها و حلقه ها بخش اصلی منظومه شمسی را شکل می دهند. از سوی خورشید که آغاز کنید عطارد (تیر)، زهره (ناهید) زمین و مریخ (بهرام) 4 سیاره اول هستند که به سیارات درونی یا سنگی نیز معروفند. این سیارات ساختاری سنگی دارند و به عبارت دیگر چنانچه فضاپیمایی را به آنها ارسال کنید، دارای سطحی هستند که این فضا پیما بتواند برروی آنها فرود آید. این سیارات تا فاصله 5/1 واحد نجومی از خورشید ادامه یافته اند. اما در پشت این سیارات و از فاصله 5 واحد نجومی تا 30 واحد نجومی مرز سیارات غول پیکر و گازی منظومه شمسی آغاز می شود. مشتری (هرمز)، زحل (کیوان)، اورانوس، نپتون سیارات غول پیکری هستند که به آنها سیارات گازی نیز گفته می شود . سیاراتی که سفینه کاوشگر فرضی ما هیچ سطحی را برروی آنها پیدا نخواهد کرد تا برروی آنها فرود آید.

هر یک از این سیارات و خانواده های اقماری آنها (البته اگر قمر داشته باشند) خصوصیات منحصر به فرد و یکتایی را بروز می دهند و با یکدیگر متفاوتند که در آینده راجع به هر یک از این دنیاها بیشتر سخن خواهیم گفت.

بخش دیگری از اعضای منظومه شمسی ما را سیارات کوتوله تشکیل می دهند که از این میان می توان به پلوتون اشاره کرد، پلوتون که از هنگام کشف آن (سال 1930 میلادی) تا 24 اوت 2006 میلادی نهمین سیاره منظومه شمسی بود، ولی به ناگاه بر اساس تعریف جدید اتحادیه بین المللی اخترشناسی از سیاره حائز شرایط سیاره شدن نبود و به جمع سیارات کوتوله منظومه شمسی پیوست. سرس و اریس از دیگر سیارات کوتوله شناخته شده در منظومه شمسی می باشند.

دنباله دارها از دیگر اجزاء تشکیل دهنده منظومه شمسی می باشند. «گوله های برفی کثیف» که خواستگاه آنها دو منطقه کمربند کویی پر در فراسوی مدار پلوتون و ابر اورت فاصله ای معادل 1 سال نوری از خورشید است و با نزدیک شدن به خورشد در اثر بادهای خورشیدی گیسوی بلند و زیبایی از آنها شکل می گیرد و تا صدها هزار کیلومتر در آسمان کشیده می شود.

سیارکها نیز عضو دیگر منظومه شمسی هستند خرده سنگهای سرگردانی که در فاصله دور و نزدیک در جای جای منظومه پراکنده اند و البته عمده آنها در ناحیه بین مریخ و مشتری در کمربندی که با نام کمربند سیارکها موسوم است جای گرفته اند. بزرگترین آنها قطری معادل 1000 کیلومتر دارد و کوچکترین آنها قطری معادل چند ده متر تا چند کیلومتر.

ستاره ها

اما اگر بخواهیم اندکی پا را از منظومه شمسی فراتر بگذاریم، با دنیای کاملاً متفاوتی مواجه خواهیم شد، دنیای ستاره ها که برای بیان فاصله آنها چاره ای جز استفاده از ابزارهای جدید نداریم. اگر در منظومه شمسی کیلومتر و واحد نجومی کارساز بود باید برای بیان فاصله ستاره ها از واحدی به نام سال نوری استفاده نماییم.

سال نوری واحد تعیین مسافت است و معادل مسافتی است که نور با سرعت 299792 کیلومتر در ثانیه در مدت یک سال می پیماید. این مسافت معادل 63300 واحد نجومی است و نزدیکترین ستاره به ما، ستاره آلفا – قنطورس، در فاصله 3/4 سال نوری از زمین قرار گرفته است. این جمله بدان معنی است که نور جدا شده از این ستاره 3/4 سال در راه بوده تا امروز به چشمان ما برسد.

ستاره ما به همراه بیش از 150 میلیارد ستاره دیگر جزیره کیهانی را به نام کهکشان راه شیری در عالم تشکیل می دهند که قطر آن حدود 80000 سال نوری است و تنها یکی از میلیونها کهکشان شناخته شده در جهان است.

نزدیکترین کهکشان به ما کهکشانی بزرگ به نام آندرومدا یا M31 است که 4/2 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد.

از این پس اگر بخواهیم در مقیاسی این چنینی از عالم سخن بگوییم از اصطلاح عالم بزرگ مقیاس استفاده خواهیم کرد که بازیگران آن را کهکشانها و خوشه های کهکشانی تشکیل می دهند.

این اجرام همه ساکنان عالمی هستند که شامل فضا – زمان و هر آن چیزی است که درون آن وجود دارد؛ عالمی که حدس زده می شود بین 14 تا 17 میلیارد سال پیش از انفجاری عظیم به نام مهبانگ یا Big Bang متولد شده باشد و تا کنون در حال انبساط است.

این گشت و گذار بسیار سریع در عالم، ما را با وسعت بیکرانه ای که دانش نجوم قصد تحقیق در باره آن را دارد آشنا می سازد.

در آمدی بر اختر شناسی

در آمدی بر اختر شناسی

 

چرا باید به دانش اخترشناسی توجه کرد؟

تصور کنید فرصتی برای شما به دست آمده تا شبی را به دور از نورهای آلوده کننده‌ی شهر و آلودگی هوا، در زیر آسمانی صاف و پر ستاره سپری کنید. از ابتدای غروب منظره ای شگفت و هیجان انگیز در برابر دیدگان شما شکل می‌گیرد و گویی صفحه آسمان به صحنه ای برای نقش آفرینی بسیاری از زیبایی‌های خلقت در برابر چشمان شما تبدیل می‌شود. در ابتدا با کاهش ارتفاع خورشید، بازی نورها در افق غربی و شرقی آغاز می‌شود. رنگ‌های بدیعی از نارنجی گرفته تا بنفش هر لحظه گوشه ای از آسمان را رنگ آمیزی می‌کند و دقایقی بعد آسمان چهره ای کبود به خود می‌گیرد تا درخشان‌ترین اجرام سماوی به نورافشانی بپردازند.

سیارات و ستاره های پرنور در حالی که هنوز آسمان شب تیرگی کامل خود را هویدا نکرده است آشکار می‌شوند تا با گذشت دقایقی فرصت به رخ نمایی ستاره های کم نورتری برسد که از شرق تا غرب آسمان را فرش کرده اند. مفهوم آسمان پر ستاره شب در زیر چنین آسمانی است که رنگ واقعیت به خود می‌گیرد و انسان احساس شکوهمندی از عظمت کیهان را درک می‌کند . منظره ای با شکوه که لحظه ای در یک حالت باقی نمی ماند و هر لحظه ظاهر متفاوتی به خود می‌گیرد.

در طول شب هر از چند گاهی شهابی نورانی سینه شب را می‌شکافد و چون تیری که از چله کمان رها شده باشد، گوشه ای از آسمان را نورانی می‌کند. در طول شب‌های مختلف هم این منظره‌ی با عظمت تغییر ظاهر می‌دهد . برخی شب‌ها هلال بزرگ و زیبایی از جرمی نورانی گوشه ای از آسمان را زینت می‌دهد و با گذشت ایام هلال به تربیع و از تربیع به بدر تبدیل می‌شود و بار دیگر از آن می‌کاهد تا چند روزی را در آسمان ناپدید گردد. هر از چندگاهی اشباحی وهم انگیز در گوشه ای از آسمان ظاهر می‌شوند و ذهن و چشم انسان را مجذوب خود می‌کنند.گاهی ماه کامل تیره می‌شود و گاهی خورشید در میانه‌ی روز تاریک می‌گردد. گاهی ستاره ای یا سیاره ای در پشت ماه پنهان می‌شود و گاهی ....

روایت فوق داستانی ادبی نیست. واقعیتی است که عاشقان آسمان در هر شب رصدی خود با آن روبه رو می‌شوند و هر بار به عشق دیدن دوباره چنین جلوه بی نظیری صدها کیلومتر از محل زندگی خود دور می‌شوند تا آسمانی را بیابند که این شکوه را هر چه بیشتر نمایان سازد. اما هیجان انگیزترین بخش این داستان واقعی آنجا است که می‌دانیم این همان منظره ای است که تمامی اجداد ما در پیش چشمان خود می‌دیده اند و به آن می‌اندیشیده اند.

انسان نخستین از چند صد هزار سال پیش، زمانی که از فعالیتهای روزانه فارغ می‌شد ، در کنار غارش یا از فراز درختان جنگل محل سکونتش این شکوه بی نظیر را می‌دید و در آن حس بی مانندی از شکوه را می‌یافت و در دل او همزمان دو حس متفاوت شکل می‌گرفت. ترس و شکوه .

ترس از عظمت بی نظیری که بر فراز سر او به نمایش در آمده است و آن قدر از او دور است که حتی بلند ترین کوهستان‌ها هم نمی تواند او را اندکی به این بزرگ دست نیافتنی نزدیک کند و شکوه از این همه زیبایی که اطراف او را فرا گرفته و بدون توجه به تفاوت‌های ذهنی که آدمیان میان خود رسم کرده اند به یکسان همه را زیر یک چتر جمع کرده است. شاید به همین دلیل بود که در دوره نخستین، نگاه و توجه به آسمان‌ها با آیینه‌ای ابتدایی پیوند خورد.

امروزه به باور اسطوره شناسان بزرگ و مورخان تاریخ مذاهب جهان، هیچ آیین کهنی را نمی توان یافت که در آن آسمان و توجه به آن و در نتیجه گونه ای ابتدایی از دانش اخترشناسی، نقشی کلیدی ایفا نکرده باشد. هسته های اولیه دانش اخترشناسی بدین ترتیب در آمیختگی محض با آیین های ابتدایی شکل گرفت و رشد پیدا کرد و آن گونه که خواهیم گفت در طول تاریخ رشد کرد و شاخ و برگ گرفت و به رشته بی نظیری تبدیل شد که در آغازین سالهای بیست و یکمین قرن میلادی، هنوز هم کارایی خود را به عنوان رشته ای فراتر از یک رشته علمی علوم پایه دارحفظ کرده است.

امروزه گروه کثیری از مردم جهان هنوز به آسمان‌ها نگاه می‌کنند (همان گونه که اجداد آ‌ن‌ها از چند صد هزار سال پیش تا کنون به آن می‌نگرند) اما این روزها دیدگاه نوادگان با پدران متفاوت است و درک کامل‌تری از آنچه که دیده می‌شود به دست آمده، اما هنوز هم تماشای آسمان آرامش بخش است.

در جهان مدرنی که علوم جایگاه تخصصی ویژه ای پیدا کرده اند به جرات می‌توان گفت تنها دانش اخترشناسی است که بخش عظیمی از افراد غیر حرفه ای فرصت آن را می‌یابند تا در آن به ایفای نقشی مهم بپردازند. اخترشناسان حرفه ای که به واسطه‌ی تحصیلات آکادمیک و به واسطه‌ی کسب درآمد از این کار، به آسمان‌ها توجه می‌کنند عمدتا درگیر فعالیتهای نظری هستند که ارتباط مستقیم آن‌ها را با آسمان‌ها کاهش می‌دهد و عجیب نیست که امروزه در سراسر جهان تعداد کمی اخترشناس حرفه ای وجود دارند که مساله ای مانند نام‌ها و جایگاه صور فلکی را به خوبی می‌شناسند (در حالی که کودکی علاقمند به راحتی با همه‌ی ان‌ها آشنا است).

در سوی دیگر این گروه حرفه ای، گروه بیشتری از مردم وجود دارند که تنها به خاطر علاقه و عشق به آسمان‌ها می‌نگرند و یا به فعالیت در زمینه های نجومی می‌پردازند. این افراد نه نجوم را راه در آمد خود می‌دانند (که در آمد کسب شده خود را در این را ه صرف می‌کنند) و نه الزاماً تحصیلات آکادمیک در این رشته دارند. این گروه از افراد را به نام اخترشناسان یا منجمان آماتور می‌شناسند. آماتور، نه به ان معنی که این افراد در کار خود ناوارد هستند، بلکه به این منظور که بر اساس معنی دانش حرفه ای (که دو مؤلفه کسب درآمد و تحصیلات آکادمیک ضروریات آن است)، فعال حرفه ای به حساب نمی آیند.

شاید نجوم تنها رشته ای از علم باشد که در بحبوحه‌ی تخصص گرایی قرن 20 و 21 هنوز هم آماتورها در آن نقشی مهم و پیشرو ایفا می‌کنند و می‌توانند در پیشبرد این دانش نقشی اساسی داشته باشند. مجموعه مطالبی که در این مقاله ارایه می‌شود در باب نجوم آماتوری و با هدف آشنایی علاقمندان آسمان با واقعیات و ماهیت رویدادهایی است که در آسمان شب (و یا روز) شاهد آن هستیم. به همین دلیل هدف این مجموعه تربیت اخترشناسان حرفه ای نخواهد بود که جای آن نیز در چنین گفتارهایی نیست، بلکه مجموعه مطالبی ارایه می‌شود تا دیدگاه علاقمندان به ماهیت امور را بهبود بخشد.

پازل منظومه‌ی خورشیدی

پازل منظومه‌ی خورشیدی

خورشید و سیارات، اجزا اصلی منظومه‌ی خورشیدی هستند. اعضاء دیگر این منظومه عبارتند از :

1. سیارات کوتوله، مانند پلوتون که بنا به تعریف جدید از لیست سیارات منظومه خورشیدی خارج شد و یک سیاره کوتوله شناخته شده است.
2. مجموعه‌ای از سیارک‌ها یا ستارگان صغار.
3. اقماری که به دور شش تا از این سیارات می‌گردند. که تا کنون تعداد 166 قمر برای این سیارات کشف شده است.
4. تعداد زیادی شهاب وار.
5. ستارگان دنباله‌دار .

حال شما باید این پازل را بسازید. این بازی دارای سه سطح است. در سطح اول یاplanet level شما باید هر کدام از سیارات منظومه ی خورشیدی را در مدار خودش قرار دهید. در سطح دوم یاlevel moon باید اقمار هر کدام از این سیارات را در جای مناسب خود بگذارید. و در آخر سطح سوم یاhardware level که شامل جای گذاری مناسب مدار گردها، تلسکوپ های فضایی و خلاصه همه تجهیزاتی است که انسان به منظومه خورشیدی اضافه کرده است. اگر در هر کدام از این سه سطح به راهنمایی نیاز داشتید می‌توانید دکمه یturn on help را بزنید و سپس با موس بر روی شکل آن سیاره، قمر یا قمر مصنوعی بروید و توضیحاتی را که در مورد آن به شما داده شده ببینید.

 

 

دریافت پازل

برای اجرای بازی پس از دریافت به نرم افزار Win RARوFlash Player احتیاج دارید.

سایه و نیم سایه – کسوف و خسوف

 

در تابستان 78، پدیده ی خورشید گرفتگی (کسوف) در کشور رخ داد که در اصفهان قابل رویت بود. افراد بسیاری از داخل و خارج کشور برای مشاهده ی این پدیده ی زیبا به اصفهان رفتند. ما نیز در این طرح کار، چگونگی رخ دادن این پدیده ی مهم را بررسی می کنیم.

وسایل لازم:

- قلم و کاغذ

- لامپ و سرپیچ و سیم

- یک تکه مقوای کلفت (20*20 سانتی متر )

- یک کاغذ سفید معمولی ( مثل کاغذ ₄ A)

- قیچی

 

 از دبیرستان با چشمه های نقطه ای و گسترده ی نور آشنا هستید. به یاد دارید که هرگاه جسمی مقابل یک چشمه ی گسترده ی نور قرار ‌گیرد که از خود جسم بزرگ تر است، سایه ای مشخص و دقیق از آن تشکیل نمی شود، بلکه در اطراف سایه، هاله ای وجود دارد که با دور شدن از آن رفته رفته ناپدید می‌شود. این هاله را نیم سایه می‌نامیم.

آیا می دانید چرا تیرگی از نقطه ی میانی به سمت کناره‌ها، کم می‌شود؟ با کمک شکل زیر، به این سؤال پاسخ دهید.

اگر مورچه ای در نقطه ی A قرار گیرد، لامپ را می‌بیند؟

مورچه ای که در نقطه ی B قرار دارد، چه طور؟

و مورچه های نقاط C و D ؟ 

با یک لامپ و یک تکه مقوای گرد مانند شکل بالا، آزمایشی را انجام دهید. صفحه ی کاغذ سفید را در نقطه های مشخص شده، سوراخ کنید و خود به جای مورچه ‌ها از این سوراخ‌ها به لامپ نگاه کنید.

آن چه را که از سوراخ های 1 تا 6 می‌بینید، در نوار کاغذی زیر بکشید.

حال لامپ را به عنوان خورشید در نظر بگیرید و کاغذ گرد را ماه فرض کنید. در این صورت مورچه های A….D پدیده ی خورشید گرفتگی را مشاهده می‌کنند. یکی از آن ها هنگام عبور زمین از سایه ی ماه ( یعنی زمان خورشید گرفتگی ) عکس های زیر را گرفته است.

 

این عکس را با نواری که خودتان در مرحله ی قبل تکمیل کرده بودید، مقایسه کنید. اگر این عکس ها، شبیه نتایج کار شما نیست، یک بار دیگر همین قسمت آزمایش را تکرار کنید. تاکنون با همین وسایل ساده توانسته اید پدیده ی خورشید گرفتگی را شبیه سازی کنید. اما عکس زیر مربوط به چه پدیده ای است؟

دوباره به سراغ وسایل آزمایش می رویم. این بار 2 قدم از کاغذ گرد دورتر شوید و کارهای مرحله ی قبل را انجام دهید. آن قدر سر خود را جا به جا کنید تا شکلی شبیه شکل زیر ببینید.

اگر بدانید که مدار ماه به دور زمین بیضی شکل است، حتماً می‌توانید در مورد عکس قبل توضیح دهید. در شکل زیر، با رسم پرتوهای مناسب سایه و نیم سایه را مشخص کنید.

حال بگویید مورچه ی نقطه ی A چه قسمتی از خورشید را می‌بیند. با این آزمایش هم خورشید گرفتگی حلقوی را شبیه سازی کردیم . آیا می توانید بگویید عکس زیر مربوط به چه پدیده ای است؟

عکس گذر زهره

نمودار زمانی - کشف ژنوم انسان

1986

اولین مباحثات در مورد آغاز پروژه ژنوم ( نقشه ژنتیکی ) انسان انجام می‌گیرد.

 

1989

فرانسیس کالینز و لپ چی سوئی ژن بیماری Cystic Fibrosis را شناسایی می‌کنند.

 

1990

اولین ژن درمانی (gene therapy) موفقیت آمیز بر روی دختری که دارای نقص ارثی دستگاه ایمنی است، انجام می‌گیرد.

 

1993

ژن بیماری Huntington کشف می‌شود.

 

1994

اولین محصول غذایی تولید شده به کمک مهندسی ژنتیک، مورد قبول مؤسسه نظارت بر دارو و تغدیه آمریکا (FDA) واقع می‌شود.

 

1996

بره ای به نام Dolly که نخستین پستانداری است که با تولید مثل غیر جنسی حاصل شده، به دنیا می‌آید.

 

2000

در بیست و ششم ژوئن کمپانی خصوصی Celera و مسؤولان پروژه ملی ایالات متحده به طور همزمان اعلام می‌کنند که موفق شده اند نسخه پیش نویس ژنوم ( نقشه ژنتیکی ) انسان را کشف نمایند.

 

20003

در 15 آوریل اعلام می‌گردد که نسخه نهایی ترتیب ژنوم ( نقشه ژنتیکی ) انسان تکمیل شد.

نمودار زمانی - مهندسی ژنتیک

1966

مارشال نیرنبرگ، گوبیند خورانا، فرانسیس کریک، جرج گاموف و سایر دانشمندان موفق می‌شوند کد ژنتیکی را بگشایند: شصت و چهار نوکلئوتید سه جزئی که کد ژنتیکی جامع تمام سلولها و ویروس‌ها را تشکیل می‌دهند.

 

1968

ورنر آربر موفق می‌شود آنزیم های محدود کننده را استخراج کند.

 

1972

پل برگ با استفاده از آنزیم های محدود کننده موفق به بریدن و متصل کردن قطعات DNA می‌شود و نخستین رشته DNA دارای صفات ارثی جدید را تولید می‌نماید.

 

1977

فرد سنجر و سایر دانشمندان با همکاری هم ترتیب DNA را معین می‌کنند.

 

1980

دیوان عالی ایالات متحده آمریکا اجازه ثبت اکتشافات در زمینه ارگانیسم های اصلاح شده ژنتیکی را صادر می‌نماید.

 

1982

کمپانی Eli Lilly با اصلاح ژنتیکی نوعی باکتری، از آن دارویی به نام " هومولین " (Humulin) به دست می‌آورد. هومولین که نوعی انسولین است، اولین دارویی است که با مهندسی ژنتیک تولید می‌شود.

 

1983

جیمز گزلا با استفاده از نمونه های خون جمع آوری شده توسط نانسی وکسلر در ونزوئلا نشانه های بیماری Huntington را شناسایی می‌کند.

 

1985

کری مولیس، با ابداع روش PCR راهی مناسب برای کپی برداری دقیق و فراوان از نمونه های DNA ایجاد می‌کند.

نمودار زمانی - تولد ژنتیک

پیش از 1945

حدودا سه هزار سال پیش از میلاد سومری‌ها و چینی های باستان با تکنیک های خاص کشاورزی شروع به پرورش و کشت نژادهای خاصی از حیوانات و گیاهان می‌نمایند.

 

1866

گرگور مندل تحقیقات خود دوباره توارث در گیاه نخود را منتشر می‌کند. او نشان می‌دهد که عامل های مشخصی - که بعدها " ژن " نامیده شدند - از والدین به فرزندان منتقل می‌شود.

 

1869

فردریش میشر در هنگام کار با پانسمان های خاک آلود ماده ای اسیدی به نام " نوکلئین " را در هسته سلول کشف می‌کند. این ماده بعدها " DNA " نام گرفت.

 

1900

هوگو دوریس، کارل کورنس و اریک فون شرماک در بررسی های مستقل از هم یافته های مندل را تأیید می‌نمایند.

 

1911

توماس مورگان نشان می‌دهد که ژن‌ها به صورت خطی برروی کروموزوم‌ها قرار گرفته اند.

 

1928

فردریک گریفیث، در آزمایش با موش ها بخش مرگبار یک نوع باکتری ذات الریه را به نوع دیگری از باکتری مولد ذات الریه انتقال می‌دهد. او اعلام می‌کند که بایستی یک " عامل انتقال ژنتیکی " در باکتری وجود داشته باشد.

 

1929

فوبوس لون متوجه می‌شود که در ساختمان اسیدهای نوکلئیک، قند دئوکسی ریبوز وجود دارد و کمی بعد اثبات می‌کند که DNA از تعدادی نوکلئوتید تشکیل می‌شود و هر نوکلئوتید شامل یک قند دئوکسی ریبوز، یک گروه فسفات و یکی از بازهای چهارگانه (A,G,C,T) است.

 

1943

ویلیام استبری نخستین تصاویر پراش پرتو X را ازمولکول DNA تهیه می‌کند.

 

1944

اسوالد اوری و همکارانش اثبات می‌کنند که DNA " عامل انتقال ژنتیکی " در آزمایش گریفیث بوده، نه پروتئین ها.

نمودار زمانی - کشف DNA

49 - 1948

لینوس پاولینگ اظهار می‌کند که کم خونی سلول داسی شکل به دلیل نقص در ساختار یک پروتئین ایجاد می‌شود و اندکی بعد نشان می‌دهد که شکل ظاهری عده ای از پروتئین‌ها به صورت مارپیچی است.

 

1950

اروین شارگاف نشان می‌دهد که میزان نوکلئوتیدهای ادنین (A) با تیمین (T) و میزان نوکلئوتیدهای سیتوزین (C) با گوآنین (G) برابر است، یعنی به ازای هر A یک T و به ازای هر C یک G وجود دارد.

 

1952

آلفرد هرشی ومارتا چیس نشان می‌دهند که DNA ویروس در کنار پروتئینی که متعلق به آن ویروس نیست، می‌تواند ویروس های جدید بسازد؛ این آزمایش اثبات می‌کند که DNA ، مولکول انتقال دهنده صفات وراثتی است.

 

1952

موریس ویلکینز و رزالیند فرانکلین با استفاده از پرتو X از کریستالهای DNA تصاویری تهیه می‌کنند که بعدها سبب هدایت واتسون و کریک به سوی نتایج مشهور آنها می‌گردد.

 

1953

جیمز واتسون و فرانسیس کریک مدل سه بعدی خود از مولکول DNA را ارائه می‌کنند: DNA از دو رشته مارپیچی که با بازهای مکمل به هم متصل شده اند، تشکیل می‌شود.

 

1959

ژروم لژون نشان می‌دهد که سندروم داون در اثر وجود یک کروموزوم اضافی به وجود می‌آید. تولید سه کپی از کروموزم 21 سبب بروز این عارضه می‌گردد.

ساختمان مولکول DNA

در اواخر قرن نوزدهم یک بیوشیمیست آلمانی نشان داد که اسیدهای نوکلئیک ( مولکول‌های زنجیری بلند که از واحد های ساختمانی کوچک تری به نام " نوکلئوتید" تشکیل شده اند . ) دارای قند، اسید فسفریک و چند باز نیتروژن دار می‌باشند. اندکی بعد مشخص شد که قند موجود در اسیدهای نوکلئیک می‌تواند ریبوز یا دئوکسی ریبوز باشد و لذا اسیدهای نوکلئیک به دو دسته DNA ) DeoxyriboNucleic Acid ) - که قند موجود در آن‌ها دئوکسی ریبوز است - و ( RNA RiboNucleic Acid ) - که قند موجود در آن‌ها ریبوز است - تقسیم می‌شوند. پس از کشف اسوالد اوری لازم شد تا ساختار دقیق مولکول DNA و شیوه‌ی عمل آن معین شود.

    

در سال 1948 لینوس پاولینگ (Linus Pauling) کشف کرد که بسیاری از مولکول‌های پروتئینی به شکل یک مارپیچ (helix) هستند، و تقریباً شکلی شبیه فنر دارند. در سال 1950 نیز اروین شارگاف (Erwin Chargaff) نشان داد که اگرچه آرایش بازهای موجود در ساختار DNA بسیار متنوع است، اما همواره نسبت باز ادنین (A) و باز تیمین (T) موجود در آن با هم برابر است و همین طور نسبت باز سیتوزین (C) با باز گوآنین (G). این دو اکتشاف نقش مهمی را در آشکار شدن ساختمان مولکول DNA ایفا نمود.

در دهه‌ی 1950 همچنان رقابت برای کشف ساختار DNA ادامه داشت. در دانشگاه کمبریج کریک (Francis Crick) و واتسون (James Watson) تحت تأثیر کارهای پاولینگ سعی داشتند تا با ارائه‌ی مدل‌های فیزیکی، ساختارهای احتمالی ممکن برای DNA را محدود کنند تا سرانجام به ساختار صحیح دست یابند. گروه دیگری متشکل از ویلکینز (Maurice Wilkins) و فرانکلین (Rosalind Franklin) نیز در کالج کینگ لندن به طور همزمان مشغول مطالعه DNA بود. روش کار این گروه با گروه قبلی متفاوت بود. آن‌ها سعی داشتند تا با روش آزمایشگاهی به ویژه با استفاده از تصاویر پراش اشعه X از مولکول DNA، ساختار آن را معین کنند.

در سال 1951، فرانکلین دریافت که DNA با توجه به میزان رطوبت هوای محیط، می‌تواند دو شکل متفاوت داشته باشد و بنابراین نتیجه گیری کرد که بخش فسفات مولکول در سمت خارجی آن قرار دارد. اندکی بعد او با استفاده از تصاویر اشعه X فهمید که DNA در حالت " مرطوب " (Wet) از تمامی ویژگی های یک مارپیچ (helix) برخوردار است؛  این احتمال که حالت دیگر مولکول DNA نیز به شکل مارپیچی باشد به ذهن او خطور کرد، اما نمی خواست تا زمانی که شواهد قطعی برای این حدس پیدا کند آن را اعلام نماید. در ژانویه 1953 ویلکینز که از به نتیجه رسیدن تحقیقات ناامید شده بود، نتایج تحقیقات فرانکلین را بدون اطلاع و رضایت او، با واتسون در میان گذاشت.

 

واتسون و کریک با استفاده از این نتایج، مدلی بسیار شگفت انگیز را برای ساختار DNA پیشنهاد نمودند. آن‌ها مولکول را به صورت دو زنجیر مارپیچی متشکل از نوکلئوتیدها تصور کردند که یکی از آن‌ها بالا می‌رفت و دیگری پایین می‌آمد. کریک که به تازگی یافته های شارگاف را هم مطالعه کرده بود، سعی کرد با استفاده از آن‌ها نحوه‌ی قرار گرفتن بازها را در مولکول DNA مشخص کند. او اظهار کرد که بازها در میانه‌ی این مارپیچ دوتایی دو به دو به هم متصل می‌شوند تا فاصله بین دو مارپیچ ثابت بماند. آن‌ها ادعا کردند که هر یک از این دو مارپیچ مولکول DNA می‌تواند به عنوان قالبی برای ایجاد دیگری استفاده شود.

 

در تقسیم سلولی، این دو رشته از هم جدا می‌شوند و بر روی هر یک از آن‌ها یک نمونه‌ی جدید شبیه رشته‌ی مقابل قبلی ساخته می‌شود. با این روش بدون اینکه ساختار DNA عوض شود، یک DNA شبیه آن تولید می‌شود. در اندک مواردی که در این روند خطایی پیش بیاید، شاهد " جهش " خواهیم بود. مدل آ‌ن‌ها چنان با اطلاعات حاصل از آزمایش‌ها مطابقت داشت که بلافاصله مورد قبول همه واقع شد. کشف ساختار DNA را می‌توان مهم‌ترین اکتشاف زیستی در صد سال اخیر دانست. در سال 1962 واتسون، کریک و ویلکینز موفق به دریافت جایزه نوبل شدند، اما متأسفانه فرانکلین در گذشته بود.

 آزمایش DNA

DNA چیزی است که شما را بی نظیر می کند. در بدن شما ده تریلیون سلول وجود دارد. تمام این سلول ها تحت کنترل DNA هستند. DNA به آن‌ها می گوید که باید چه کاری را و چگونه انجام دهند. DNA هر انسانی مختص خود اوست ( مگر اینکه آن فرد یکی از دوقلوهای هم سان باشد )، ولی DNA تمام سلول های بدن یک انسان مشابه یکدیگر است. کلید ردیابی با DNA هم همین است.

 

DNA مولکول کوچکی است، پس ردیابی از طریق DNA کار مشکلی خواهد بود. کوتاه‌ترین زمان لازم برای این کار، 36 ساعت است؛ اما گاهی تا سه هفته هم زمان می برد. این زمان به تعداد و کیفیت نمونه های موجود بستگی دارد. منظور از نمونه، هر چیزی است که حاوی سلولی از یک موجود زنده باشد؛ یک تار مو، یک قطره خون، تکه کوچکی از پوست یا حتی نوشیدنی باقیمانده در لیوان می تواند سرنخ ما باشد. مراحل کار به ترتیب زیر است:

 

ابتدا یک آنزیم محدود کننده (Restriction Enzyme) روی نمونه DNA ریخته می شود. این آنزیم مانند یک قیچی است که مولکول های بلند DNA را به قطعات کوچک تقسیم می کند. محل بریدگی به کد ژنتیکی DNA و کد ژنتیکی آنزیم مورد استفاده بستگی دارد. مثلاً یک نوع آنزیم، وقتی به رشته بازهای GAATTC برسد، مولکول DNA را می برد. طول این تکه های DNA در افراد مختلف، متفاوت است؛ چون کد ژنتیکی هر انسانی خاص خود اوست. بعضی از قطعه ها کوتاه و برخی دیگر بلند هستند.

 

( اگر متوجه نمی شوید، اینجا را بخوانید)

 

در مرحله‌ی بعدی از ماده ای به نام ژل آگروز استفاده می شود. این ماده مانند یک صافی عمل می کند و قطعات ریز DNA را از قطعات درشت تر جدا می کند. وقتی نمونه‌ی DNA آماده شده در مرحله قبل، روی ژل ریخته می شود، تکه های DNA  پشت در منافذ ژل گرفتار می شوند.

 

گام بعدی الکتروفورسیس (Electrophoresis) نامیده می شود. منظور از الکتروفورسیس، حرکت دادن مولکول ها به کمک جریان الکتریکی است. تکه های مولکول DNA بار منفی کوچکی دارند، پس با برقراری جریان الکتریکی به سمت قطب مثبت حرکت می کنند ( مانند آهن رباها که قطب های غیر همنام همدیگر را جذب می کنند). اما گفتیم که ژل مانند یک صافی عمل می کند.

 

مولکول های کوچکتر راحت تر جابجا می شوند و در نتیجه در فاصله کمتری نسبت به قطب مثبت قرار می گیرند. وقتی الکتروفورسیس به پایان برسد، تکه های مولکول DNA با توجه به اندازه شان در طول یک صف مرتب می شوند.

 

سپس یک غشای نازک جاذب بر روی نمونه قرار داده می شود. دلیل این کار آن است که می خواهند در مراحل بعدی، کار راحت تر پیش برود. آیا تا به حال کاغذی را روی میز خیس گذاشته اید؟ این مرحله هم درست مشابه همان است. تکه های DNA به همراه مایع، جذب غشای نازک می شوند. به این ترتیب، نمونه از ژل به روی غشا منتقل می شود.

 

بعد از آن محلولی از قطعات مولکول DNA که با مواد رادیو اکتیو علامت گذاری شده اند بر روی غشا ریخته می شود. این قطعات به تکه های مولکول DNA اول می چسبند و با آن‌ها جفت می شوند. اما این جفت شدن فقط در محل‌هایی صورت می گیرد که رشته‌ی مشخصی از بازها، روی تکه های DNA قرار گرفته باشد، به عبارت دیگر مکان هایی که حاوی کد ژنتیکی خاصی باشند.

 

( اگر متوجه نمی شوید، اینجا را بخوانید)

 

در پایان این مرحله، مواد اضافی که با قطعات DNA جفت نشده اند، شسته می شوند تا بر روی غشا باقی نمانند.

 

در مرحله‌ی بعدی، یک فیلم حساس به اشعه‌ی X، روی این غشا قرار داده می شود. مولکول های DNA نشانه گذاری شده با مواد رادیو اکتیو که در مرحله‌ی قبل به مکان خاصی از تکه های DNA چسبیده اند، تابش می کنند. اشعه‌ی X ساطع شده از این تکه ها فیلم حساس را تحت تأثیر خود قرار می دهد و به این ترتیب تصویری از تکه ها بر روی فیلم ثبت می گردد.

 

سپس این فیلم در محلول ظهور قرار می گیرد. تصویر به دست آمده نشان دهنده‌ی مکان‌هایی است که مولکول های رادیو اکتیو به قطعات DNA چسبیده اند. این تصویر، اثر انگشت DNA نامیده می شود.

 

چنین تصویری دقیقاً مشابه یک اثر انگشت معمولی است. با مقایسه‌ی این تصاویر می توان فهمید که چه نمونه ای متعلق به کیست.

 

 این مراحل در مدل سازی نشان داده شده اند، می توانید خودتان امتحان کنید. ابتدا فایل مورد نظر را دانلود کنید و تمرین مورد نظر را انجام دهید.

تاریخچه علم ژنتیک

سال‌ها پیش از آن که دانشمندان سعی کنند تا با استفاده از قوانین فیزیکی و شیمیایی علت پدیده های زیست شناختی را نیز تبیین کنند، زیست شناسان با مشاهده‌ی گیاهان و جانوران، قلمرو دانش خود را گسترش می‌دادند. در واقع، تحقیقات دو تن از پیشگامان این علم وجود نوعی دستور یا کد وراثتی را بر همگان اثبات کرده بود.

 

چارلز داروین (Charles Darwin) در سال 1859 نظریه تکامل خود را مطرح کرده بود و گرگور مندل (Gregor Mendel) نیز در سال 1865 موفق شده بود قوانین اساسی وراثت را کشف کند؛ اما هیچ یک از آن‌ها نتوانستند دریابند که چه عاملی باعث کنترل و هدایت سیستم های مورد مطالعه‌ی آن‌ها می‌شود. تنها چیزی که آشکار بود این بود که عامل هدایت کننده جایی در درون گیاهان و حیوانات پنهان بود. تا اینکه کشف ارزشمند دانشمند سویسی فردریش میشر (Friedrich Mischer) راه را برای ادامه‌ی تحقیقات گشود. او در سال 1869 در بیمارستانی در آلمان، ماده ای را از محل عفونت که غنی از گلبول های سفید بود، استخراج کرد. میشر این ماده را " نوکلئین " (nuclein) نامید. وی با کمال تعجب متوجه شد که منشاء این ماده فقط می‌تواند از کروموزوم‌ها باشد. بنابراین به حمایت از " نظریه وراثت شیمیایی " پرداخت و اعلام نمود که اطلاعات بیولوژیکی به صورت ترکیبات شیمیایی در سلولها ذخیره می‌شود و از نسلی به نسل بعد منتقل می‌گردد. با اینکه میشر در دورانی زندگی می‌کرد که اصول علم پزشکی - پس از چند هزار سال رکود - در حال دگرگونی اساسی بود، اما عده‌ی بسیار کمی از دانشمندان توانایی و پذیرش این اکتشاف مهم او را داشتند.

در قرن بعد، توماس مورگان (Thomas H.Morgan) زیست شناس آمریکایی، شروع به تحقیق و مطالعه در این مورد نمود. او دریافت که ژن‌ها بر روی محل های خاصی از کروموزم‌ها واقع شده اند و نتیجه گیری کرد که همین ژن‌ها عامل انتقال وراثتی مندل و نیز کلید اصلی تکامل داروینی هستند. نقشه ای که مورگان از ژن های موجود بر روی کروموزم‌ها رسم کرد، سؤالات جدید بسیاری را مطرح نمود. ساختار پایه و خواص شیمیایی ژن‌ها هم چنان نامشخص بود. نحوه عمل آن‌ها نیز هنوز به طور واضح مشخص نشده بود. هیچ کس نمی دانست که تکثیر یا نسخه برداری از ژن‌ها در سلول چگونه صورت می‌گیرد. منشاء بیماری های وراثتی و نقش جهش در این میان چه بود؟ و ... . اما اساسی ترین پرسش در این میان این بود که: ژن‌ها چگونه اطلاعات وراثتی را شامل می‌شوند و چه طور آن‌ها را منتقل می‌کنند؟ و چگونه می‌توانند رشد کلیه سیستم‌های زنده را هدایت نمایند؟

 

این بار مردی از انگلستان معما را حل نمود. در سال 1928، آزمایش های فرد گریفیث (Fred Griffith) بر روی باکتری های مولد ذات الریه به کشفی حیرت انگیز منجر شد. او دو نوع باکتری مختلف را شناسایی کرد. نوع اول که گریفیث آنها را " نوع S " نامید، دارای یک کپسول پلی ساکاریدی در اطراف خود بودند. نوع دوم یا " نوع R " فاقد این کپسول بود. " نوع S " بیماری زا بود، در حالی که " نوع R " خطری در پی نداشت. در واقع، کپسول موجود در اطراف باکتری نوع S باعث مقاومت آن در برابر دستگاه ایمنی بدن می‌شد.

 

گریفیث سپس مخلوطی از باکتری های S - که با حرارت کشته شده بودند - و باکتری های R تهیه کرد و اثر آن را بر روی موش‌ها بررسی نمود. با اینکه انتظار می‌رفت که این مخلوط اثر زیان باری نداشته باشد، مشاهده شد که تمامی موش‌ها به بیماری مبتلا شده و مردند. جالب اینکه در اجساد موش‌ها باکتری های S زنده یافته شد. گریفیث نتیجه گرفت که نوعی انتقال بین دو نوع باکتری صورت گرفته است که سبب شده باکتری های نوع R دچار تغییرات ژنتیکی شوند. امروزه ما این پدیده را " ترانسفورماسیون " می‌نامیم.

 

متأسفانه تحقیقات گریفیث نیز با استقبال معاصران او مواجه نشد و او نتوانست آن‌ها را قانع کند، تا اینکه سرانجام در سال 1941 در یک بمباران هوایی در لندن درگذشت. پنجاه سال بعد، اسوالد اوری (Oswald Avery) در یک موسسه‌ی تحقیقات طبی در نیویورک آزمایش‌های گریفیث را تکرار کرد. اوری و همکارانش مکلئود ( Colin Macleod ) و مک کارتی ( Mc Carty ) به دنبال یافتن عامل ترانسفورماسیون بودند. آنها نشان دادند که اگر مخلوطی از باکتری های S - که با حرارت کشته شده بودند - و باکتری های R و پروتئازها ( آنزیم های تجریه کننده پروتئین‌ها ) تهیه کنیم، باز هم ترانسفورماسیون رخ می‌دهد؛ اما اگر به جای پروتئاز، از دی . ان . آز ( آنزیم تجریه کننده DNA ) استفاده کنیم، دیگر شاهد ترانسفورماسیون نخواهیم بود. و این گونه اثبات شد که عامل اصلی ترانسفورماسیون مولکولهای DNA هستند.

 

با این حال هنوز هم قبول این حقیقت برای جامعه‌ی علمی آن زمان دشوار می‌نمود. بسیاری از دانشمندان می‌پنداشتند که مولکول DNA بسیار ساده تر از آن است که قادر به ذخیره و انتقال حجم عظیم اطلاعات بیولوژیک بدن جاندار باشد. سال‌ها بود که باور عمومی این بود که پروتئین‌ها عامل اصلی این فرآیند هستند، چرا که آن‌ها از بیست نوع اسید آمینه تشکیل می‌شوند و این به معنای آن است که می‌توانند اطلاعات زیادی را به صورت کد در ساختار خود ذخیره سازند. به همین دلیل نتایج کار اوری مورد تردید قرار گرفت و عده ای می‌پنداشتند که DNA مورد آزمایش اوری احتمالا با نوعی ناخالصی پروتئینی که عامل اصلی انتقال اطلاعات بیولوژیک بوده ، آلوده شده است. در سال 1952 گروه دیگری از دانشمندان آزمایش اوری را با DNA کاملاً عاری از مواد پروتئینی تکرار کردند. این آزمایش آخرین تردیدها را نیز برطرف کرد و ثابت شد که این DNA است که حامل اصلی ژن‌ها و اطلاعات بیولوژیک می‌باشد. پس از آن، تلاش همگانی برای کشف ساختار DNA آغاز شد و این گونه بود که دانش زیست شناسی وارد دوران نوینی گردید.