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

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.

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.