اجرام غیر ستاره ای آسمان شب [مقاله]

[roje_aria79]

اجرام آسماني
فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سيارات و بسياري اجرام آسماني ديگر انباشته شده است. عجايب و عظمت آنها به مراتب از تمامي ديگر پديده‌هاي آفرينش بيشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلي پديده‌هاي آسماني انبوهي که عجيب و غريب مي‌نمايد وجود دارند، که پاره‌اي از آنها بوسيله دانشمندان شناسايي شده‌اند. مانند: کوتوله‌هاي سفيد ، ستارگان نوتروني ، ستارگان هيپروني ، کوازارها و دنباله دارها و سياه چاله‌ها و ... .
کهکشانها
در فضاي قابل رويت براي ماده ميلياردها کهکشان جداگانه وجود دارد که بزرگترين آنها نظير راه شيري و نزديکترين کهکشان به نام اندروميدا يا به قول عبدالرحمن صوفي امراة المسلسله که فاصله آن از ما تقريبا 1.5 ميليون سال نوري و قطر زاويه‌اي ان 3.5 درجه و قطر خطي‌اش در حدود 100 هزار سال نوري است و داراي تقريبا يکصد ميليارد ستاره است. هر کهکشان مجموعه‌اي از ميلياردها ستاره است که بعضي از آنها از خورشيد بزرگتر و بعضي ديگر
بطور قابل توجهي کوچکتر.
سحابيها
در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادير زيادي گرد و غبار و گاز وجود دارد که ما بين کهکشانها پراکنده گرديده است. يعني چگالي گاز در فضاي بين کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اينچ مکعب است. سحابيها به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رويت هستند. به کمک تلسکوپ به ساختمان و ويژگي آنها مي‌توان پي برد. بعضي از سحابيها نيز تاريک بوده و مانع عبور نور ستارگاني که در پشت آنها قرار دارند مي‌گردند.
سيارات
اجرام تقريبا کروي ، جامد و بزرگي هستند که به دور خورشيد مي‌گردند. بزرگترين آنها به نام مشتري است که جرمي معادل يک هزارم جرم خورشيد را دارد. تا به حال سيستم سياره‌اي نظير آن چه به خورشيد مربوط است، کشف نگرديده است. سيارات اجرام سماوي نسبتا سرد بوده و انعکاس نور خورشيد باعث مرئي شدن آنها مي‌گردد.
تشخيص سيارات از ستارگان در آسمان شب:
1.سيارات با نور ناپايدار مي‌درخشند، ولي نور ستارگان هم از لحاظ رنگ و هم از لحاظ روشنايي به سرعت تغيير مي‌کند.
2.سيارات در آسمان حرکت کرده و محل آنها تغيير مي‌کند، ولي ستارگان نسبت به هم دارا ي مکانهاي تقريبا ثابتي هستند.
3.سيارات هنگام رصد با تلسکوپها بصورت قرص نوراني بزرگ ديده مي‌شود، در صورتي که ستارگان بصورت نقاط روشن به نظر مي‌رسند.
4.سيارات را مي‌توان در نواحي باريکي از آسمان مشاهده کرد، ولي ستارگان را مي‌توان در هر قسمتي از آسمان يافت.
سيارکها
سياره‌هاي خرد ، اجرام جامد کوچکي هستند که به دور خورشيد مي‌چرخند و تفاوت آنها با سيارات در بزرگي آنها است. بزرگترين اين سيارکهاي خرد به نام سيرس مي‌باشند، که قطرش برابر با 800 کيلومتر است. قطر اکثر آنها در حدود 3 کيلومتر مي‌باشد. سيارکها نيز توسط انعکاس نور خورشيد قابل رويت مي‌باشند و آنها را بدون تلسکوپ نمي‌توان ديد.
قمرها
قمرها اغلب از اجتماع و تمرکز ديسکهاي غبار و گاز در پيرامون سياره‌ها درست مي‌شوند. شش سياره از نه سياره بزرگ هر کدام يک يا چند قمر دارند که به دور آنها مي‌چرخند. تا به حال 45 قمر در منظومه شمسي کشف کرديده است.
ستارگان دنباله دار
ستارگان دنباله دار اجرام سماوي هستند که گه گاه ظاهر مي‌شوند. هر ستاره دنباله دار از يک مسير نوراني و دنباله طويلي تشکيل شده است. سر آن ممکن است به بزرگي خود خورشيد و دم آن نيز در حدود چندين صد ميليون کيلومتر بوده باشد. هر ستاره دنباله دار با وجود اينکه صدها کيلومتر در ثانيه سرعت دارد براي يک چشم غير مسطح همچون ما، بي حرکت به نظر مي رسد. سرعت آنها را مي‌توان از تغيير مکانش نسبت به ستارگان زمينه ثابت آسمان تعين کرد.تا کنون نزديک به هشتصد ستاره دنباله دار کشف و نامگذاري گرديده است. اکثر ستاره‌هاي دنباله دار از يک مدار بسته‌اي در حال حرکت هستند. چنين ستارگان دنباله دار اهميت زيادي داشته و بعد از يک پريود به نزديکي زمين آمده و مشاهده شده‌اند، که مشهورترين آنها ستاره دنباله دار هالي است. مدارهاي ستارگان دنباله دار ديگر سهمي يا هذلولي است و به احتمال زياد اينها فقط يک بار در مجاورت زمين ظاهر و رويت گرديده ، دور مي‌زنند و سپس رفته و ديگر به نزديکي زمين نمي‌گردند.
شهابوارها
اجسام جامد و ريز ديگري به اندازه ته سنجاق هستند، در فضا ديده مي‌شوند. اکثرا گروهي از اين شهابها به طرف زمين حرکت کرده و در جو آن به دام ميدان مغناطيسي حاکم بر کره زمين مي‌افتد. در اثر برخوردشان در فاصله 150 کيلومتري جو زمين و در اثر اصطکاک آن ، جسم سوخته و غبار آن به طرف زمين سقوط مي‌کنند. نور حاصل شده از اين برخورد را به نام شخانه مي‌نامند. در واقع مي‌شود اظهار کرد هر ساله چندين صد تن از غبار شخانه بر سطح زمين مي‌نشينند. معمولا شهابها در فاصله 80 کيلومتري سطح زمين کاملا از بين مي‌روند، ولي بعضي اوقات احتمال دارد که کاملا تحليل نگردند و بصورت شهاب سنگ به سطح زمين برسند.
نامگذاري اجرام اعماق فضا
برخي اجرام غير ستاره اي از جمله کهکشانها و سحابيها با عناوين رايجي ناميده مي‌شوند، ولي برخي تنها با يک شماره مشخص مي‌شوند. در سال 1774 شارل مسيه (1817 - 1730) فهرستي شامل 45 جرم آسماني منتشر کرد و طي يک دهه بعد از آن به اين تعداد افزود. نام هر يک از اجرام اين فهرست متشکل از حرف ام (حرف اول مسيه) و يک عدد بدنبال اين حرف است. نام بسياري ديگر از اجرام آسماني متشکل از ان. جي.سي و يک عدد است. اين طرز نامگذاري در فهرستي که توسط ستاره شناس دانمارکي ، جان لودويک اميل درير (1926 - 1852) ، منتشر شد، معرفي شده است. اين فهرست ، فهرست عمومي نوين نامگذاري شده است.

[saeed666]

سحابی

مقدمه

در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که مابین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. برای مقایسه می‌توان آنرا با تعداد اتمهای موجود در هوا بر روی زمین و در سطج دریا برابر 10 در هر اینچ مکعب است، مقایسه کرد. سحابی ، ابر یا هر چیز دیگری است که از گرد و غبار و گاز میان ستاره‌ای تشکیل شده است. سحابیهای تابان ابرهایی گازی هستند که به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سحابی سر اسب
سحابی تاریک سر اسب ، روی سحابی
تابانی که در پشتش قرار دارد، سایه می‌اندازد.




بعضی از سحابیها تاریک بوده و تنها هنگامی که مانع عبور نور ستارگان یا سحابیهای تابان پشتشان می‌شوند، می‌توان آنها را دید. خیلی چیزهایی که زمانی سحابی نامیده می‌شدند، از نو طبقه بندی شده‌اند. در قرنهای پیشین این اشیاء در نظر ستاره شناسان ساختارهای ابر مانند مه آلود بودند، ولی بعدا ستاره شناسان با بهبود تلسکوپها توانستند این به ظاهر سحابیها را به عنوان کهکشان یا خوشه‌های ستاره‌ای شناسایی کنند.

سحابیهای تاریک
سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدانهای ستارگان یا سحابیهای تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابیهای تاریک ، که به سحابیهای جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز دوباره بتابانند. شاید جرم سحابیهای تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازه کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود.

سحابیهای سیاره‌ای

ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل ، منجم آلمانی الاصل (1822 - 1783) ، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی ، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی ، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی 20 کیلومتر (12 مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از 35 هزار سال در محیط میان ستاره‌ای پراکنده خواهد شد.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

سحابی دمبلی
این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به
شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از
گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.


امواج انفجاری

موجهای ضربه ای انفجار ابر نواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موجهای ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرآیند فرو ریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری بوجود می‌آمد، تا چندین ماه ، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند.

سحابیهای تابان

دو نوع سحابی تابان وجود دارد: نشری و بازتابی ، که هر دو با تولد ستاره ارتباط دارند. گازهای سحابی نشری عمدتا در بخش قرمز یا سبز طیف می‌تابند، زیرا با حرارت ستارگان جوان گرم درون سحابی گرم شده‌اند. غبار سحابی ، نور ستارگان جوان داخل و اطراف سحابی بازتابی را پراکنده می‌کند. دو نوع سحابی تابان دیگر نیز وجود دارند: بقایای ابر نواختری و سحابیهای سیاره‌ای. هر دو اینها از مواد دفع شده ستارگان در حال مرگ تشکیل شده‌اند.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


سحابی سه شاخه
این سحابی ترکیبی عجیب از یک
سحابی نشری صورتی و یک سحابی
بازتابی آبی است.

بقایای ابر نواختری

هنگامی که ستاره بصورت ابرنواختر منفجر می‌شود، لایه‌های گازی بیرونی آن برای تشکیل بقایای ابر نواختری تابان ، متلاشی شده و با سرعت از هسته‌اش فاصله می‌گیرند. برخی از انفجارات آنقدر شدیدند که حتی خود هسته نابود می‌شود. تقریبا 90 درصد ته مانده‌ها کم و بیش کروی‌اند و بقیه بر اثر نیروی انفجار متلاشی می‌شوند تا انبوهی از شعله‌های گازی فاقد ساختار ظاهری را تشکیل دهند. در مرکز چنان بقایایی ، پالسارها (ستاره‌های تپنده) شناسایی شده‌اند.

سحابی انکساری

در سحابی انکساری ذرات غبار نور را منعکس نمی‌کنند، بلکه متواری می‌کنند. نور قرمز می‌تواند آسانتر از نور آبی از ابر غبار بگذرد، پس نور آبی بیشتر پراکنده می‌شود، این امر موجب آبی شدن آن ابر می‌شود. همین خاصیت باعث آبی به نظر آمدن آسمان از زمین می‌شود. ذرات غبار نور خورشید را در جو شدیدا پراکنده می‌کنند و در مسیرهایی به جز سمت خورشید ، ناظر آسمان عمدتا نور آبی پراکنده می‌بیند.



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


حلقه دجاجه
این تصویر ته مانده ابر نواختری ، گازی میان
ستاره‌ای را نشان می‌دهد که با موج
ضربه‌ای ابرنواختر گرم شده است.


سحابیهای خارج کهکشانی

آنچه به نام سحابیهای خارج کهکشانی نامیده می‌شود توده‌های عظیم و پیوسته گازی نیست، بلکه مجموعه‌ای است از ستارگانی شبیه ستارگان کهکشان ، رصدهای انجام شده نشان می‌دهد خاصیت طیفی نوری که از این سحابیها صادر می‌شود، بسیار شبیه به نوری است که از خورشید خود ما خارج می‌گردد. بنابراین درجه حرارت متناظر با چنین صدور نوری نمی‌تواند با درجه حرارت سطحی خورشید اختلاف فراوان داشته باشد و این درجه حرارت بایستی به چند هزار درجه برسد. اگر این سحابیها واقعا توده‌های غول پیکر گاز پیوسته‌ای بودند که درجه حرارت سطحی آنها همان درجه حرارت سطحی خورشید بود، ناچار می‌بایستی نوری که از آنها صادر می‌شود با وسعت سطح یعنی با مربع یکی از ابعاد آنها متناسب باشد.

چون قطر متوسط این سحابیها بیلیون بیلیون بار بزرگتر از خورشید است، باید چنان انتظار داشته باشیم که نورانیت کلی آنها بیلیون بیلیون برابر بزرگتر از نورانیت خورشید باشد. ولی نورانیت فعلی سحابی امرأه المسلسله بسیار کوچکتر از این اندازه است و از 1.7 بیلیون برابر نورانیت خورشید تجاوز نمی‌کند. نور از تمام سطح سحابی صادر نمی‌شود بلکه از عده زیادی از لکه‌های کوچک روشن بر می‌خیزد که مجموع کلی سطح آنها به سختی با یک بلیونیوم تمام سطح سحابی برابری می‌کند. این همان چیزی است که باید از سحابیهایی انتظار داشته باشیم که از ستارگان متعارفی جدا جدا از یکدیگر ساخته شده‌اند.

[Vmusic]

با اجازه بابی جان !!


خوشه های ستاره ای

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

خوشه های ستاره ای عبارت انداز گروهی از ستارگان همانند از نظر سن و ترکیبات، که از یک ابر بین ستاره ای و تقریباً همزمان به وجود آمده و نیروی گرانش آن ها را در کنار یکدیگر قرار داده است.
«خوشه های باز» (که معمولاً خوشه های کهکشانی خوانده می شوند) عبارت انداز چندین ستاره تا چند هزار ستاره نسبتاً جوان که به صورت گروهی باز، درخشنده و معمولاً داغ و آبی هستند. اینها بیشتر همراه با گازهای بین ستاره ای بوده که در درونشان ستارگان به وجود می آیند. پراکنده ترین خوشه باز ستاره ای به نام «مجتمع ستاره ای » خوانده می شود. خوشه پروین در صورت فلکی ثور، یک خوشه نسبتاً متراکم جوان و باز است.
«خوشه های کروی» عبارت انداز توده ای از ستارگان در فضایی نسبتاً کروی که تعداد آن ها تا چندین میلیون هم می رسد و در اوایل شکل گیری کهکشان به وجود آمده اند. ستارگان خوشه های کروی معمولاًً مسن، به صورت غول سرخ و ابر غول بوده و در بین آن ها خیلی کم گازهای بین ستاره ای یافت می شود. اکثر خوشه های کروی از زمین بسیار دور هستند. درخشنده ترین آن ها با چشم معمولی به صورت یک ستاره مات به نظر می آید.

● سحابی ها
سحابی ها ابرهایی از گاز (بیشتر از همه هیدروژن) و غبار ( کربن و سلیس ) در فضا می باشند. سحابی های درخشان از درون تلکسوپ های کوچک مناظر زیبایی را می سازند. انواع سحابی ها عبارت انداز : «سحابی های جذبی» که از ابرهای تیره تشکیل شده اند و غبارهای موجود در آن ها، نور رسیده از فواصل دور را جذب یا پراکنده می نماید. «سحابی انعکاسی» که وسیله نور ستارگان نزدیک و منعکس شده از ذرات غبار، روشن می شوند، «سحابی های نشری» از نور فلور سنس گازهای مجاور، توسط پرتوافکنی ستاره های نزدیک درخشنده می شوند؛ «سحابی های سیاره ای» که گاهی به صورت حلقه ای نازک از گازهای حاصل از بیرون ریختن مواد در پایان زندگی غول های قرمز به وجود آمده اند و «پس مانده های ابرنواختر» که عبارت خواهد بود از پوسته نازک، غیر منظم و عظیم گازهای منبسط شده که از بقایای انفجار ابر نواخترها به وجود آمده باشد. هر سه مورد سحابی های جذبی، نشری و انعکاسی را «سحابی های پخشنده» گویند.

● کهکشان ها
کهکشان ها عبارت انداز توده هایی از گاز، غبار و میلیون ها یا میلیاردها ستاره که با کمک نیروهای گرانش متقابل، دور هم جمع شده اند. کهکشان ها به صورت خوشه ها و خوشه های کهکشانی در قالب ابر خوشه ها هستند. کهکشان راه شیری ما متعلق به خوشه کهکشانی «گروه محلی» و «ابر خوشه قوس» می باشد. «کهکشان های بیضوی» «نوع E» به آن هایی گفته می شود که از نظر شکل تقریباً از کروی تا خیلی کشیده باشند.
اینها شامل مقدار کمی از گاز و یا کلاً بدون گاز و غبار بوده و در برگیرنده ستاره های پیر می باشند. «کهکشان مارپیچی میله ای» (نوع SB) از نوع مارپیچی با میله ای از ستارگان مواد بین ستاره ای است که به طرف مرکز آن پیش می رود. کهکشان های نامنظم، (نوع Irr) آن هایی هستند که شکل خاصی نداشته و معمولاً کوچک می باشند. کهکشان هایی که در هیچ یک از این دسته بندیها تعریف نشود، به نام «کهکشان های خاص» نامیده می شوند.

● رصد آسمان
آنچه را که شما در آسمان می بینید عمدتاً بستگی به فصل سال، زمان روز یا شب، موقعیت شما روی کره زمین و شرایط جوی دارد. وقتی شما در مکانی مناسب و خارج از خانه هستید، چند دقیقه ای طول خواهد کشید تا چشمان خود را با محیط تطبیق دهد. برای حفظ این تطابق نباید دیگر نور سفید برای مطالعه نقشه آسمان یا کنترل و تنظیم ابزار، به کار برد. در این گونه مواقع باید از چراغ قوه های کوچک که با فیلتر قرمز یا چند لایه از سلوفان قرمز پوشیده شده باشد، استفاده کرد.

قبل ازاینکه شما برای دیدن آسمان قدم به بیرون بگذارید، چند دقیقه ای بیندیشید که چه چیزهایی را می خواهید ببینید یا پیدا کنید. در این کتاب به عنوان راهنما، چارت های مخصوصی برای هر فصل از سال یا ارائه صورت های فلکی و ستارگان درخشان آسمان که در ابتدای شب در هر زمان از سال در آسمان دیده می شود،نشان داده شده است . چارت های هر صورت فلکی به طور جداگانه برای آسمان نیم کره شمالی با نشان دادن موقعیت ستارگان درخشان و شرحی برای آن ها و همچنین اجرام اعماق آسمان که با ابزار ساده ستاره شناسان آماتور قابل دسترسی است، ارائه گردیده است.

راهکار مناسب برای اینکه موقعیت آسمان بالای سرخود را بشناسیم به این قرار است که در ابتدا، صورت های فلکی خیلی مشخص آسمان را باید پیدا کرد و از آن ها به عنوان علائم راهنما برای پیدا کردن سایر صور فلکی استفاده نمود. بعضی از بهترین صورت های آسمان عبارت انداز جبار، ثور و یکی از خوشه های ستاره ای نزدیک یعنی خوشه پروین، خرس بزرگ (دب اکبر)، صورت فلکی دبیلو(w) شکل یا ذات الکرسی و عقرب می باشند. بعضی دیگر از صورت های فلکی کمتر واضح بوده ولی هنوز هم قابل توجه هستند، از جمله چهارگوش بزرگ از صورت فلکی اسب بالدار، دجاجه، اسد و شبه ذوزنقه صورت فلکی غراب یا کلاغ است.

اگر شما علاقمند به رصد اجرام اعماق آسمان هستید، باید توجه داشته باشید که صورت های فلکی موجود در امتداد صفحه راه شیری، از لحاظ وجود خوشه های باز و سحابی، غنی می باشند. بنابراین لازم است که شما نگاه خود را به ورای این صفحه یعنی اعماق آسمان در خار از قلمرو کهکشان خودمان متمرکز کرده و دیگر کهکشان و خوشه های کروی را مورد بررسی قرار دهید.

[مرتضی nvcd]

کهکشان راه شیری
مقدمه
در شبی تاریک و صاف ، ستارگان چنان می‌درخشند که گویی می‌توان با دست آنها را لمس کرد. در واقع بیشتر ستارگان قابل دید برای چشم غیر مسلح ، در محدوده یک هزار سال نوری واقع هستند. گذشته از ستارگان چشمک زن ، نواری مه مانند و کم نور در سرتاسر آسمان کشیده شده است که به آن راه شیری می‌گوییم. این مه حفره فام ، دهها هزار سال نوری با ما فاصله دارد. با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ کوچک ، به صورت اجتماع انبوهی از هزاران هزار ستاره کم نور دیده می‌شود. گرچه این ستارگان بسیار دور دست هستند، ولی مجموع نور آنها را می‌توان با چشم دید.
مشخصات کهکشان راه شیری
کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود 500 میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود 10 میلیارد سال پیش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت. در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند.
قطر هسته یک کهکشان در حدود 10000 سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با 100000 سال نوری و ضخامتی برابر با 1000 سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا 50000 سال نوری است. منظومه شمسی (شامل ابر اوپتیک-اورت) با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود 220 کیلومتر (135 مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود 250 میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید 15 تا 20 دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است.
گذر صورتهای فلکی از راه شیری
بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است.
فراوانی میدان ستاره
انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید.
ماهیت راه شیری
ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم. در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما 100000 سال نوری است. 30000 سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد.
قسمت نورانی راه شیری
روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است. تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند.
تغییر صورتهای فلکی
چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخشهای مرکزی پیوسته از قسمتهای بیرونی پیشی می‌گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز بطور مداوم در پهنه آسمان حرکت می‌کنند. در چند میلیون سال آینده ، منظره صورتهای فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[pedram_ashena]

بارشهاي شهاب چگونه رخ مي‌دهند. شهابها و شهاب‌باران‌ها را چه هنگام از سال، کجا و چگونه مشاهده کنيم. در اين مقاله جامع به چنين پرسشهايي درباره اين پديده تماشايي طبيعت پاسخ داده مي‌شود.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
تا کنون نام بارش هاي شهابي، يا شهاب بارها به گوشتان رسیده است؛ لازم نيست سر و کار زيادي با پديده هاي آسمان شب يا سابقه اي طولاني در اين زمينه داشته باشيد. اکثر انسان هايي که در اين جهان زندگي کرده و مي کنند حداقل براي يکبار هم که شده چنين پديده اي را رصد کرده اند. رصد بارش هاي شهابي نياز به هيچگونه ابزار خاصي ندارد و شايد همين عامل، مهمترين علت شناخته شده بودن آن در بين عموم مردم باشد.
در منظومة شمسي ما، انواع و اقسام رويدادهاي نجومي از گونة پديده هاي تناوبي، از قبيل حرکت سيارات مختلف در زمينة آسمان، مقارنه هاي ميان اجرام گوناگون، گرفت هاي خورشيد و ماه و ظهور دنباله دارهاي با مدارهاي دوره اي؛ و يا پديده هايي غير تناوبي که اغلب به ندرت رخ مي دهند، مانند برخوردها يا عبورهاي نزديک سيارکي و دنباله دارهاي غير دوره اي اتفاق مي افتد؛ اما هيچکدام از آنها از لحاظ سرعت رخ دادن و کوتاه مدت بودنِ زمان رصدِ مجزا، به پاي بارش هاي شهابي نمي رسند.

بارش هاي شهابي زماني اتفاق مي افتند که زمين در گردش مداري خود بدور خورشيد، از ميان توده اي از ذرات بجا مانده از عبور دنباله دارها بگذرد. از زماني که براي نخستين بار اِدموند هالي با تحليل و بررسي داده هاي رصدي گذشتگان خود، پي به دوره اي و تناوبي بودن دنباله دارها برد؛ تا کنون که تعداد زيادي از اين اجرام کوچک و سرگردان رصد و ثبت شده اند؛ به طور پيوسته در يکي دو زمان خاص از سال خبرهايي از بارش هاي شهابي پرشمار شنيده مي شود. منشأ برخي از آنها که روند ثبتشان حتي در پاره اي از آثار بجا مانده از پيشينيان نيز به چشم مي خورد، جايي فراسوي مدار پلوتو، و بسيار دورتر از تمامي کراتي است که تا کنون در منظومة شمسي خود رصد کرده ايم.

در هستة اصلي دنباله دارهايي که از مناطق بيروني منظومة شمسي به خورشيد نزديک مي شوند، درصد زيادي از جرم نخستين را بلورهاي يخ بخود اختصاص داده اند؛ اما آب تنها بخشي از اين يخ را ايجاد کرده و باقي جرم آنها در آن دماهاي پايينِ نواحي خارجي، از مواد آلي مثل مِتان و اِتان تشکيل شده است. حال زماني که اين مواد جامد با سرعت نسبتاً زياد در مسير خود به خورشيد نزديک مي شوند، به علت گرماي خورشيد و همچنين فشار ناشي از فوران هاي جرمي و پرانرژي خورشيد، پيوند مواد لايه هاي سطحي سست و ناپايدار خواهد شد؛ و هسته ها مواد بيروني تر خود را با تبديل حالت فيزيکي، آن هم از نوع تصعيد از دست داده و در هر بار گردش بدور خورشيد، بخشي از جرمشان بدين طريق کاسته خواهد شد. دُم اصلي دنباله دارها حاصل از جدا
شدن همين مواد تبخير شده از سطح هستة دنباله دار است. اما در اکثر دنباله‌دارهای درخشان‌تر دو دُم مجزا را مي توان از هم تفکيک کرد.

همين ذرات برجاي مانده از هستة دنباله دارها هستند که بعدها در جو زمين مي سوزند و ردي از خود باقي مي گذارند، تا هر يک به نوبه خود زيبايي هاي يک پديده گذرا و يا بهتر بگوييم گذرا ترين پديده در بين رخدادهاي آسمان شب را در خاطراتمان ثبت کنند. اندازه اين مواد در اغلب موارد در حد سانتيمتر است و به ندرت به اندازة چند ده سانتيمتر مي رسند؛ اما هر چقدر اندازة آنها بزرگتر باشد، احتمال برخوردشان با سطح زمين نيز بيشتر مي شود و در اين صورت به چنين اجرامي شهاب سنگ گفته مي شود.

از بين دو دسته دنباله‌دارهای کوتاه دوره و بلند دوره، فقط دنباله دارهاي کوتاه دوره که به خورشيد نزديکترند مي توانند منشأ مناسبي براي بارش هاي شهابي باشند؛ زيرا به طور پي در پي با حرکت در مدار و عبور از کنار خورشيد، مي توانند ذرات درون مدارشان را تجديد کنند.
مدار برخي از اين دنباله‌دارها به گونه اي است که صفحة مداري زمين بدور خورشيد را درست در طول مدار قطع مي کنند و اين بدان معني است که زمين در طول يک سال مي تواند حداقل يکبار مدار اين دنباله دارها را قطع کند که فاصلة هر برخورد با برخورد بعدي تقريباً ۳۶۵ روز مي شود. در اين زمان خاص، سيارة زمين از درون ذرات باقيمانده در مدار آن دنباله دار عبور خواهد کرد و گاهي نيز، در شرايطي کاملاً خاص، امکان دارد مدار يک دنباله دار، هم در مسير رفت و هم در مسير برگشت بدور خورشيد، با مدار زمين بدور خورشيد برخورد داشته باشد که در اين صورت، در دو زمان مختلف و تقريباً به فاصله ۶ ماه از يکديگر، دو بارش شهابي با يک منشأ خاص اتفاق مي افتد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
با عبور زمين از درون اين توده ها، ذراتي که با جو زمين برخورد مي کنند، بر اثر برخورد با مولکول هاي لايه هاي فوقاني جو زمين و مقاومت نيروي اصطکاک در برابر اين حرکت، گرم شده و مي سوزند و در مسير خود به سمت سطح زمين، مولکول هاي جو زمين را نيز يونيزه مي کنند. اين مولکول ها پس از برانگيخته و باردار شدن، از خود نور ساطع کرده و در رنگ هاي گوناگوني مي درخشند. اين همان نوري است که در زمان مشاهدة شهاب ها، چشم ها را خيره مي کند. رنگ هاي مختلف نيز به علت درخشش مولکول ها و اتمهاي عناصر مختلف است که هر يک، به رنگ خاصي از خود نور گسيل مي کنند. براي مثال نورهاي سبز و آبي به ترتيب مربوط به مولکول هاي اکسيژن و نيتروژن جو زمين، و نور زرد نيز حاصل از يونيزه شدن اتمهاي سديم در خرده سنگ ها است.

اما اکثر اين اتفاقات در ارتفاعي حدود ۸۰ تا ۱۲۰ کيلومتر بالاتر از سطح زمين مي افتد و در اين بين، بسياري از اين ذرات در همان ناحيه به طور کامل سوخته و ناپديد مي شوند. در برخي اوقات نيز، سنگ هاي بزرگتري به طور اتفاقي با جو برخورد کرده و نوري خيره کننده از خود بر جاي مي گذارند که تا ثانيه ها و يا
حتي دقيقه ها رد دود حاصل از سوختن آنها بصورت نوار سفيد رنگي ديده مي شود؛ و در نهايت پس از مدتي با جابجا شدن آرام لايه هاي جوي، از فُرم
راست خود خارج شده و به نوار دودي در هم ريخته و پيچيده تبديل خواهد شد. به اينگونه درخش ها که بسيار زيبا، جذاب و خاطره انگيز، و از لحاظ روشنايي پرنورتر از سيارة زهره در آسمان هستند، در اصطلاح نجومي "آذرگوي" يا گوي آتشين گفته مي شود که معادل انگليسي آن Fireball است. گاهي درخشش اين آذرگوي ها بحدي مي رسد که مي توانيد سايه خود را که روي زمين، و پشت سرتان افتاده، مشاهده کنيد.


ذرات بجا ماندة حاصل از جدا شدن مواد از هستة دنباله دارها، که به حرکت خود در همان مدار قبلي اما با سرعت کمتري نسبت به خود هسته ـ بعلت پس زده شدن در هنگام جدايي ـ ادامه مي دهند، بصورت کاملاً موازي با يکديگر حرکت مي کنند و در زمان برخورد با جو زمين نيز اين حالت را حفظ مي نمايند. اين حالت درست مانند برخورد قطرات باران به شيشه هاي کناري اتومبيلي در حال حرکت است که ردهاي باريک و موازي ايجاد مي کنند. اما از آنجا که فاصلة محل برخورد آنها در جو تا ناظران زميني در حدود يکصد کيلومتر است، اثر پِرسپِکتيو اتفاق افتاده و بنظر مي رسد که تمامي آنها از يک ناحية کوچک و خاص سرچشمه مي گيرند. اين درست همان پديده اي است که در خطوط راه آهن باعث رسيدن دو طرف ريل قطار به هم مي شود و انگار اين دو خط موازي، در فاصله اي دور با همديگر برخورد مي کنند. به اين ناحيه که از ديد ناظر، تمامي شهاب ها از آنجا وارد جو زمين مي شوند؛ "کانون بارش" گفته مي شود که اغلب، يک نقطة کاملاً معين نيست.

در ادامه، بسته به اينکه اين کانون در کجاي آسمان، در کدام صورت فلکي و در چه مختصاتي واقع شده باشد، مي توان بارش هاي شهابي را نام گذاري کرد. براي مثال، در تصوير زير مي توانيد شهاب هاي معروف ترين بارش شهابي تاريخ را که بارش اسدي است؛ مشاهده کنيد. کانون بارش در اين عکس در سمت چپ تصوير واقع شده و تمامي حدود ۶۰ شهاب ثبت شده در تصوير را، اگر در سمت مخالف رد روشنشان ادامه دهيد به يک نقطة مشترک مي رسيد که همان کانون بارش است.



در حقيقت نام يک بارش از روي موقعيت کانون آن گرفته مي شود. براي نمونه کانون بارش اسدي در صورت فلکي اسد و کانون بارش جباري در صورت فلکي جبار واقع شده است. حتي گاهي صورت هاي فلکي شهرت خود را مديون بارشهاي شهابي خود هستند، مثل بارش شهابي رُبعي که در اواسط ديماه هر سال اتفاق مي افتد. اين شهاب ها ممکن است سرتاسر آسمان را بپيمايند، اما اگر ادامة مسير آنها را در جهت مخالف حرکتشان ادامه دهيد، در اکثر موارد به کانون مي رسيد که به شما نشان خواهد داد شهاب ديده شده مربوط به کدام بارش است. البته همواره بايد به شرايط زماني هم توجه داشته باشيد؛ زيرا زمين در عبور از هر تودة خاص، در مدت زمان معيني از سال مي تواند آن بارش شهابي را به نمايش گذارد. همچنين تقريباً کانون تمامي بارش هاي شهابي در هنگام اوج آن بارش در ساعات بامدادي طلوع مي کند و از افق شرقي سر بر مي آورد؛ زيرا زمين در حرکت خود بدور خورشيد، از غرب به شرق حرکت مي کند و به همين خاطر در جهت صورت هاي فلکي بامدادي با توده هاي بارش برخورد مي نمايد.

براي پي بردن به نوع شهابي که ديده ايد نياز به ليست کاملي از کليه بارش هاي شهابي سال داريد. در طول يک شب عادي، شايد بتوان چند شهاب پراکنده را ديد اما در شب هايي خاص از سال، تعداد آنها بصورت محسوسي بالاتر مي رود و اين امر زماني اتفاق مي افتد که زمين در مدار خود، حداکثر از فاصلة ۱۲ ميليون کيلومتري يکي از اين توده سنگ ها بگذرد. در مجموع بارش شهابي به پديده اي اطلاق مي شود که در طول يک ساعت، بتوان حداقل دو شهاب از آن بارش را با کانون يکسان در آسمان رصد کرد. در اين صورت، بارش مذکور را در ليست بارش هاي سالانه ثبت مي کنند.

نمونه اي از کامل ترين فهرست موجود، که شامل ۴۰ بارش شهابي شناخته شدة سالانه است، را در انتهاي این مقاله ملاحظه مي کنيد که اطلاعات مختلف هر بارش در ۱۰ ستون جداگانه آورده شده است و در زير مختصري درباره هر يک توضيح داده مي شود:

- در ستون هاي ابتدايي، نام کامل هر بارش را مشاهده مي کنيد که شامل نام کامل لاتين ـ برگرفته از صورت فلکي مکان کانون ـ و نام معادل فارسي آن است. در نام گذاري بارش ها گاهي اتفاق مي افتد که دو کانون از دو بارش گوناگون، در دو زمان مجزا، در يک صورت فلکي مي افتد. در اين حالت، به سراغ ستاره ها مي روند و به ابتداي نام آن صورت فلکي، نماد نزديک ترين ستاره به محل دقيق کانون را نيز اضافه مي کنند. براي مثال، دو بارش اِتا ـ دَلوي و دِلتا ـ دَلوي شامل کانون هايي در صورت فلکي دَلو هستند؛ با اين تفاوت که کانون يکي از آنها به چهارمين ستارة پرنور، و ديگري به هفتمين ستارة پرنور اين صورت فلکي نزديک است که بر طبق نامگذاري ستارگان به ترتيب نورانيت آنها، و متناظر با ترتيب حروف يوناني، به ترتيب دِلتا و اِتا نام گرفته اند. گاهي نيز نام ماهي را که بارش در آن اتفاق مي افتد در ابتداي نام صورت فلکي مي آورند. از آنجا که نام کامل اين بارش ها طولاني مي شود، براي اختصار براي هر يک، نامي اختصاري و سه حرفي را نيز در نظر مي گيرند.

- در ادامة اين جدول، بازة فعاليت هر يک از بارش ها نوشته شده، که برحسب عرض تودة برخوردي ذرات و راستاي برخورد مدار زمين با مدار دنباله دارها، مي تواند از چند روز تا حداکثر يکي دو ماه زمان ببرد. سپس در ستون بعدي زمان اوج اين فعاليت ها ديده مي شود که لزوماً نبايد درست در ميانة بازه فعاليت قرار گرفته باشد؛ بلکه مي تواند برحسب شرايط، به يکي از دو سر بازة فعاليت نزديکتر شود. تمامي اين تاريخ ها، از اين جهت به زمان هاي ميلادي نوشته شده است که در تقابل با نمودار تقويم بارش هاي شهابي، که بصورت تصويري در پايان اين متن به نمايش در آمده است، راحت تر بتوانيد از داده ها استفاده کنيد. در آينده طريقة استفاده از اين نمودار را به تفصيل توضيح خواهم داد.



- پس از آن، زمان اوج بارش برحسب طول خورشيدي ديده مي شود که مي تواند بين صفر تا ۳۶۰ درجه تغيير کند. خورشيد در طول يک سال در آسمان ناظران زميني، به طور ظاهري در پس زمينة ستارگان آسمان که ثابت در نظر گرفته مي شوند، يکدور کامل مي زند و پس از يک سال شمسي در همان مکان ابتدايي قرار مي گيرد. در طول اين دور کاملِ ۳۶۰ درجه اي، خورشيد در هر زمان خاص از سال، در زاوية معيني نسبت به مکان قرار گيريش در زمان تحويل سال واقع مي شود، که مقدار آن مي تواند نشان دهندة زمان گذشته از آغاز سال باشد. در زمان آغاز سال شمسي، خورشيد از نصف النهار خاصي در آسمان مي گذرد که مبدأ طول خورشيدي و بُعد سماوي است. در بارش هاي شهابي نيز از همين مقياس براي نشان دادن زمان استفاده مي شود، و به آن زاويه که به طور مداوم با گردش زمين بدور خورشيد و جابجا شدن ظاهري خورشيد در آسمان ما زمينيان تغيير مي کند، در اصطلاح طول خورشيدي Solar Longitude گفته مي شود. البته لازم بذکر است که زمان هاي ارائه شده در اين جدول براي زمان اوج هر بارش، به علت تأثير گرانش سيارات بزرگ روي مدار دنباله دارها، به طور سالانه کمي دستخوش تغيير مي شوند و در حالت کلي ثابت نيستند. براي دسترسي به پيش بيني رصدگراني که در اين زمينه فعاليت هاي جدي مي کنند، بايد هر سال به مراجع معتبري مانند پايگاه اينترنتي
برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید مراجعه کنيد که اطلاعات کاملي در مورد بارش هاي سالانه و چگونگي رصد اين پديده دارد. در اين پايگاه، در بخشي جداگانه مي توانيد تقويم بارش هاي هر سال را با زمان هاي دقيق پيش بيني شده براي اوج هر بارش مشاهده کنيد. جدول آخر اين متن نيز برگرفته از اطلاعات و تقويم هاي بارشي اين سايت، بين سالهاي ۲۰۰۳ تا ۲۰۰۷ ميلادي است، و برخي از داده هاي گذشته، با رصد هاي پيگير اين گروه فعال جهاني در طي سالهاي اخير تصحيح و بِروز شده است.

- در ستون هاي بعدي، مي توانيد مختصات کانون هر بارش را در زمان بيشترين فعاليت ملاحظه کنيد؛ که برحسب سيستم درجه بندي کرة سماوي، يعني مختصات بُعد و مِيل آورده شده است. از آنجا که بازة فعاليت تمامي بارش هاي شهابي مدت زمان زيادي به طول مي انجامد، نقطه کانون هر بارش در زمينة آسمان در روزهاي مختلف ثابت نخواهد ماند؛ زيرا در طول اين زمان، زمين در مدارش بدور خورشيد چند درجه اي جابجا مي شود و جهت و مکان برخورد آن با تودة باقيمانده از دنباله دارها نيز در آسمان به ميزان چند درجه حرکت مي کند. در تصوير روبرو مي توانيد چگونگي حرکت کانون بارش شهابي اسدي را در زمينه آسمان در مدت زمان ۵ روزة فعاليت آن ـ بين ۱۵ تا ۲۰ ماه نوامبر ـ ببينيد.
- در ستون بعد مي توانيد سرعت برخورد ذرات هر يک از اين بارش ها را با جو زمين ببينيد، که بين ۱۸ تا ۷۱ کيلومتر در ثانيه متغير است. اين تفاوت به علت راستاي حرکت سنگ ها درون مدار خود، و جهت برخورد زمين با هر يک از اين توده هاست که در حالات گوناگون مي تواند سرعت هاي مختلف را رقم بزند. سرعت زمين در گردش بدور خورشيد در حالت متوسط حدود ۳۰ کيلومتر در ثانيه است؛ از طرف ديگر سرعت ذرات بجامانده از دنباله دارها نيز در اطراف مدار زمين، در حدود ۴۲ کيلومتر در ثانيه است. در نتيجه سرعت اين ذرات در هنگام برخورد با زمين از لحاظ تئوري مي تواند بين ۱۲ کيلومتر در ثانيه ـ در حالت برخورد هم جهت ـ تا ۷۲ کيلومتر در ثانيه ـ در زمان برخورد سر به سر ـ تغيير کند.




- سر انجام در آخرين ستون نيز مي توانيد تعداد شهاب هاي ديده شده در يک ساعت، در بهترين شرايط رصدي را مشاهده کنيد که به سرعت ساعتي سمت الرأسي يا Zenithal Hourly Rate) ZHR) معروف است. اين عدد در سالهاي مختلف کاملاً متغير است؛ به طوري که در سال هاي پس از عبور مجدد دنباله دار مولد بارش، به بيشترين مقدار خود مي رسد. در چنين سال هايي ذرات درون مدار دنباله دار تجديد شده، و چگالي آنها به طور متوسط پس از چند ده سال چند برابر خواهد شد. با عبور از اين چند سال و فاصله گرفتن از زمان عبور مجدد دنباله دار، تعداد شهاب هاي ديده شده در هر سال به تدريج کاهش يافته و درست در سال هاي قبل از عبور بعدي، به کمترين ميزان خود مي رسد. براي مثال دورة تناوب دنباله دار تِمپِل تاتِل Temple Tuttle که منشأ ذرات بارش شهابي اسدي ـ بارشي که پيش از اين نيز با اطلاعات آن آشنا شديد ـ مي باشد، ۳۳ سال است؛ که آخرين گذر آن از کنار خورشيد و زمين در سال ۱۹۹۸ ميلادي اتفاق افتاد. حجم عظيمي از ذرات پخش شده توسط اين دنباله دار در سال بعد، يعني سال ۱۹۹۹ ميلادي در برخورد با زمين يکي از زيباترين پديده هاي نجومي، در خاطرات انسان هاي عصر حاضر را رقم زد. داده هاي تحليل شدة رصدي حاکي از اين بود که در زمان اوج بارش، در هر ساعت تا ۴۰۰۰ شهاب ديده مي شده است. اما با گذشت ۵ سال از عبور اين دنباله دار، در بارش سال ۲۰۰۴ ميلادي اين تعداد تا ۲۰۰ شهاب در ساعت پايين آمده بود؛ و در بارش سال ۲۰۰۶ نيز مقدار ZHR به ميزان عادي زير ۱۰۰ شهاب در ساعت رسيد.

در حقيقت در سال هاي ابتداييِ پس از جديدترين عبور، تعداد شهاب هاي مشاهده شده با جهشي فوق العاده چشمگير افزايش پيدا کرده؛ اما در سال هاي بعد بصورت نزولي کاهش مي يابد. در نهايت نيز با گذشت چندين سال، تعداد شهاب ها به ميزان عادي خود مي رسد و از آن پس تا عبور بعدي، در همان مقدار کم خود باقي خواهد ماند. بهترين نمونه از اين مدل بارش ها، همان بارش شهابي اسدي است که با دورة نسبتاً کوتاه ۳۳ ساله، رصدگرانِ مشتاق را چشم انتظار خود نگاه مي دارد. شما هم مي توانيد تا سال ۲۰۳۲ ميلادي که عبور بعدي اين دنباله دار اتفاق مي افتد منتظر باشيد... .

رصد بارش

براي اکثر رصدگران بارشهاي شهابي، رصد شهاب هاي زيبا و پرنور به نوبة خود به اندازه اي، دلپذير، جذاب و خاطره انگيز است که نيازي به ثبت ويژگي هاي آنها احساس نمي شود؛ اما بد نيست بدانيد که هيچ دو بارشي در زمان هاي مختلف ـ حتي بارش هاي هم خانواده و با منشأهاي يکسان ـ کاملاً يکسان و شبيه يکديگر نيستند. در حقيقت اگر ثبت پيگير و دقيق پارامترهاي گوناگون بارش هاي شهابي خاص نبود، افراد محقق در اين زمينه هرگز نمي توانستند زمان اوج فعاليت بارش هاي آينده را با دقت امروزي، يعني با دقت زماني کمتر از يک ساعت، به درستي پيش بيني کنند. پيش بيني درست اين زمان علاوه بر تأييد نظريات حاکم، مي تواند ما را با اتفاقات دوردست هاي منظومة شمسي خود بيشتر آشنا کند. براي نمونه اگر در يک سال سيارات بزرگ و پر جرمي مانند مشتري و زحل از کنار مدار دنباله داري خاص عبور کرده باشند، مي توانند بسته به فاصله، مدار آنها را منحرف کرده و يا به تأخير اندازند، و يا سبب جلو افتادن زمان اوج آن بارش شوند؛ که در اين بين رصد هاي دقيق علاقه مندان، بهترين روش در پي بردن به اين دانسته ها است. از طرف ديگر بارش هاي چند سال متوالي از يک نوع، مي تواند کاملاً با يکديگر متفاوت باشد که علت آن عبور زمين از توده هاي بجا مانده از دنباله دار، در عبورهاي مختلف در سالهاي متفاوت از کنار خورشيد است. براي مثال، بارش شهابي اسدي سالهاي ۱۹۹۸ و ۱۹۹۹ ميلادي، که حاصل برخورد زمين با تودة بجا مانده در سال ۱۹۹۸ بود؛ شامل تعداد زيادي شهاب و آذرگوي هاي پر فروغ و درخشان بود. بعيد مي دانم شخصي که حتي يکي از آنها را در آن سال ها ديده باشد، در طول زندگيش آن لحظات را از ياد ببرد. اما شهاب هاي سال گذشته اين بارش، که از عبور سال ۱۹۳۲ ميلادي باقي مانده بودند، کوچکتر و کم تراکم تر نشان دادند. در نتيجه، با استناد به اين داده ها مي توان از تراکم و چگالي ذرات باقيمانده در سال هاي مختلف، اطلاعات ارزشمندي استخراج کرد.

عکس: بابک امين‌تفرشي

بنابراين مهمترين و ارزشمندترين فعاليت در يک بارش شهابي در کنار رصد زيبايي هاي آن، ثبت و تحليل دقيق جوانب و اطلاعات رصدي است که در صورت معتبر بودن و گزارش شدن به محافل علمي جهاني، مي تواند راهگشاي محققان در اين زمينه واقع گردد. يکي از معتبرترين و پر مخاطب ترين مراکز ثبت داده، سازمان بين المللي شهاب يا International Meteor Organization است که آدرس اينترنتي آن پيشتر براي شما نوشته شده بود. در آدرس اين سازمان، هر ساله پيش بيني دقيقي از بارش هاي سال آينده آورده شده و نتيجة تحليل بارشهاي پرشمار گذشته نيز در دسترس است. غير از اين موارد، با حجم انبوهي از فعاليت هاي مؤثر در اين زمينه آشنا شده و مي توانيد نتايج رصدي خود را نيز با پر کردن فُرم هاي مخصوصي، براي گردانندگان اين مرکز ارسال کنيد که در صورت تأييد، در تحليل ها و نتايج رصدي آنها مورد استفاده قرار خواهد گرفت. علاوه بر آن، به خبرهاي کنگرة سالانه شهاب شناسان که هر ساله در حوالي ماه نوامبر در يکي از کشورهاي عضو اين سازمان برگزار مي شود، دسترسي داشته و مي توانيد از بخش هايي از مقالات چاپ شده در مجلات ماهانة اين سازمان ديدن نماييد.

بارش هاي شهابي را با شيوه هاي رصدي گوناگون مانند رصد مرئي، رصدهاي راديويي و تصوير برداري ويديويي و همراه با تلسکوپ مي توان مورد بحث و بررسي قرار داد؛ که در مجموع بارش هاي شهابي بررسي شده را تا کنون به بيش از ۵۰ مورد رسانده است.
اما ببينيم چگونه مي توانيم از داده هاي حاصل از رصدهاي خود، اينگونه اطلاعات مفيد را استخراج کنيم. عبور شهاب ها پديده اي فوق العاده سريع و در عين حال غير قابل پيش بيني است؛ بنابراين با از دست دادن حتي يک لحظه در يک بارش شهابي، شايد از ديدن زيباترين شهاب آن بارش محروم شويد. در نتيجه تا مي توانيد بايد از کارهاي اضافه در زمان ثبت بارش بپرهيزيد و اگر مي توانيد براي ثبت مشخصات شهاب ها از فردي ديگر و يا يک ضبط صوت کمک بگيريد. براي اينکار، ابتدا بايد در جدولي اطلاعات لازم را دسته بندي کنيم تا در زمان ثبت آنها، راحت تر بتوانيم به اصل مطلب بپردازيم. اين جدول مي تواند مشخصات زير را شامل شود :

زمان عبور : شايد مهمترين پارامتر قابل ثبت باشد که با دقت کافي و دقيق بودن ساعت مورد استفاده، مي توان در حد يک تا دو ثانيه خطا آنرا ثبت نمود.

جهت حرکت و منطقة عبور : با ثبت دقيق جهت حرکت و منطقة عبور هر شهاب از يک بارش خاص، مي توان در زمان نتيجه گيري، در مورد تراکم شهاب ها در بخش معيني از آسمان بخوبي اظهار نظر کرد.

منطقة کانون: تشخيص اينکه آيا شهاب مشاهده شده در زمرة شهاب هاي بارش مد نظر بوده است يا نه، با ادامه دادن عکس مسير شهاب ها ممکن مي شود که مشخص مي کند شهاب ديده شده عضو کداميک از بارش هاي ممکن در هر زمان از سال است.

طول رد: به طول مسيري گفته مي شود که شهاب قبل از خاموش شدن در آسمان طي مي کند و برحسب درجه بيان مي شود. براي پي بردن به طول رد مي توانيد از قياس هاي ستاره اي استفاده کنيد و اندازة مسير شهاب ها را با اختلاف زاوية ميان ستارگان بسنجيد.

مدت دوام رد: در اين مورد شما بايد مدت زماني که شهاب در جو زمين روشن بوده را ثبت کنيد که در اغلب موارد، تنها کسري از ثانيه است و در اين شرايط ثبت دقيق آن بسيار مشکل است. بنابراين اين پارامتر تنها براي شهاب هاي کم سرعت از ارزش علمي برخوردار است. در شهاب باران هاي پر سرعت، از نوعي وسيلة دقيق استفاده مي شود که در آن با روش منقطع کردن مسير شهاب بر روي فيلم عکاسي، و شمارش تعداد خط ها مي توان مدت دقيق دوام رد شهاب را بدست آورد.



مدت دوام دود: اگر شهاب عبوري از سرعت کافي و اندازه اي مناسب برخوردار باشد، درست پس از خاموش شدن مي توانيد دود حاصله از سوختن آنرا، در تمام يا حداقل در بخشي از مسير آن ببينيد که از لحاظ زماني بين چند ثانيه تا چند دقيقه، تا زمان ناپديد شدن مي تواند باقي بماند.

رنگ: در زمان عبور، اولين مشخصه اي از شهاب که جلب نظر مي کند، رنگ آن است و مي تواند بسته به جنس سنگ و يا عناصر يونيزه شده در جو زمين به رنگ هاي سفيد، آبي، زرد، سبز و يا قرمز باشد.

قدر: نورانيت شهاب ها نيز درست مانند ستارگان با مقياس قدر تعريف مي شود و هر چقدر پرنورتر باشد قدر آن عددي کوچکتر و حتي منفي، و براي آذرگوي ها ۴- و يا کمتر است. البته شهاب هاي نزديک افق بر اثر آلودگي هاي جوي يا غلظت بيشتر جو در اين راستاها، کمنورتر از آنچه که هستند ديده مي شوند و بايد تصحيح شوند. بدين منظور در ارتفاع حدود ۳۰ درجه، يک قدر، و پايين تر از ۲۰ درجه تا لب افق بسته به پاکي افق ها، بين ۲ تا ۳ قدر، بايد از قدر ظاهري شهاب ديده شده کاسته شود.

براي ثبت دقيق يک شهاب باران، نياز به در نظر گرفتن پارامترهاي گوناگوني است. در اغلب بارش هاي کم شمار و بارشهايي که ZHR آنها حداکثر به ۲۰ تا ۳۰ شهاب در ساعت مي رسد، فرصت براي رصدگر به طور کامل فراهم است تا او بتواند تمامي مشخصات شهاب ها را ثبت کند و نمودارهاي گوناگوني از اين اطلاعات استخراج نمايد. برخي از اين نمودارها عبارتند از : نمودار ستوني رنگ شهاب ها که مي تواند در بازه هاي زماني جداگانه رسم شود، نمودار دايره اي پراکندگي شهاب ها، که در زواياي مختلف و طبق درجه بندي سمت روي افق مدرج مي شود و شعاع هر قطاع نمايش دهندة تعداد شهاب ها در آن راستا است؛ و ديگر نمودارهاي ستوني مانند فراواني شهاب ها در صور فلکي گوناگون، يا نمودار قدر و ديگر پارامترها مانند طول، مدت دوام، اثر دود و يا ميزان ابري بودن آسمان.

اما در جريان ثبت داده ها، گاهي اوقات پيش مي آيد که ديگر رصدگر و حتي رصدگران تشکيل دهندة گروه نيز ـ که کل آسمان را ميان خود به چند بخش بدون اشتراک تقسيم مي کنند ـ قادر به ثبت تمام جزئيات رصد نيستند حتي با داشتن ضبط صوت و وجود فردي که کارش فقط ثبت اطلاعات باشد. در اين شرايط، بايد برخي از جزئيات را فداي کليات بارش کرد و مستقيم به سراغ نمودار اصلي ZHR برحسب زمان رفت. براي اينکار بايد در طول بازه هاي رصدي مستمر يا گسسته، که بسته به ميزان پيش بيني شدة ZHR مي تواند بين ۵ تا ۳۰ دقيقه تغيير کند، تنها برخي از پارامترهاي لازم براي محاسبة ZHR را يادداشت کنيد. در بارش هايي مانند برساوشي و جوزايي با تعداد شهاب هاي بيشتر از ۱۰۰ شهاب در هر ساعت، بهتر است بازه هاي زماني تا ۱۰ دقيقه يا در شرايط بحراني تا ۵ دقيقه کاهش يابند. اما براي بارش هاي کم شمارتر با تعداد شهاب هاي کمتر از ۵۰ تا۶۰ شهاب در هر ساعت، اين بازه ها بين ۱۵ تا ۳۰ دقيقه اختيار مي شوند. در طرف مقابل، براي مثال در سال هايي که بارش شهابي اسدي به اوج خود مي رسد، حداکثر زمان يک بازه بايد ۵ دقيقه باشد و البته در زمان هاي نزديک به اوج شايد عاقلانه ترين کار دست کشيدن از ثبت پيوسته و تنها لذت بردن از اين پديدة زيبا، جذاب و نادر باشد.

در پايان کار خود نيز مي توانيد اطلاعات خود را علاوه بر ارسال به مراکزی مانند ماهنامه نجوم به مراکز تخصصی بین‌المللی در لین زمینه، از جمله پايگاه سازمان بين المللي شهاب به نشاني پست الکترونيک visual@imo.net ارسال کنید.

سرانجام توجه رصدگران را به ۱۰ نکتة نهايي، که در رصد و ثبت بارش هاي شهابي مفيد واقع مي شوند، جلب مي کنم:
عکس: بابک امين‌تفرشي


- بهترين مکان ها براي رصد و ثبت بارش هاي شهابي، دشت ها يا نواحي تاريک کويري با افق هاي کاملاً باز و پاک و داراي آسمان شفاف هستند؛ که در ايران برخي از کاروانسراها مانند کاروانسراي سنگي قصر بهرام در پارک ملي کوير و يا کاروانسراي مرنجاب در کوير مرکزي از اين حيث بسيار مناسب اند. بهترين شب ها براي رصد نيز شب هايي است که ماه در آسمان نباشد يا هلال باريکي داشته باشد. اما از آنجا که اوج بارش ها در زمان خاصي اتفاق مي افتد، در برخي اوقات مجبور هستيد در شب هاي روشن با نور ماه رصد کنيد که در اين صورت بايد برحسب ارتفاع ماه از افق، هر از چند گاهي حدّ قدر آسمان را بسنجيد. همچنين، همواره در ساعات بامدادي که نسيم خنک سحري و بادهاي سرد شروع به وزيدن مي کنند، بايد مجدداً تاريکي آسمان خود را بسنجيد.

- براي ثبت هاي بلند مدت، حتماً لباس گرم و بلند براي جلوگيري از سرماي هوا و حشرات گزنده، زيرانداز، دفترچة يادداشت، چراغ قوة تاريک، ساعت و ترجيحاً مداد پررنگ همراه داشته باشيد؛ زيرا اغلب خودکارها و روان نويس ها در سرماي زياد خشک شده و بريده بريده مي نويسند. بارها براي من اتفاق افتاده که پس از طلوع خورشيد، بجاي اثر خودکار روي کاغذ، تنها از روي فرو رفتگي هاي کاغذ مجبور به خواندن اطلاعات ثبت شده شده ام.

- شهاب ها بسته به سرعتشان و ميزان نزديکي به مرکز تودة برخوردي به جو زمين، در فواصل مختلفي از کانون بارش ديده مي شوند؛ اما بيشتر آنها در نواري بين ۳۰ تا ۴۰ درجه اي محدودة کانون بارش مي درخشند. بنابراين هرگز تنها به کانون بارش خيره نشويد و نواحي دورتر را مرکز ميدان ديد خود قرار دهيد. البته حواستان به کانون نيز باشد زيرا بخصوص در بارش هاي پر شمار، گاهي شهاب ها درست به سمت شما مي آيند که در اين حالت مانند نقطه اي در کانون بارش مي درخشند.

- در رصدهاي گروهي که عمدتاً با هدف رسيدن به نمودار ZHR صورت مي گيرد، اهمال و خواب آلودگي حتي يکي از رصد گران نيز کار دست کل گروه مي دهد و مي تواند در نمودار نهايي حفره و يا قله اي فاحش در همان بازه ايجاد کند که ارزش علمي کل رصد را زير سؤال مي برد. بنابراين قبل از رصد جدي حتماً استراحت کافي داشته باشيد.

- اگر براي فهميدن کانوني بودن يک شهاب دچار مشکل شديد و يا کانون اصلي با کانون ديگر بارش ها در راستاي عکس حرکت شهابي قرار گرفت، از سرعت آن شهاب کمک بگيريد و سرعت آنرا با سرعت ساير شهاب هاي آن بارش مقايسه کنيد که در اغلب اوقات راهگشاي شماست. اگر شهاب ها سرعت يکساني داشته باشند، شهاب مورد نظر را مي توان عضوي از بارش مورد بررسي دانست.

- در بارش هاي با تعداد زياد و يا در زمان اوج بارش هاي معمولي، گاه اتفاق مي افتد که دو شهاب، همزمان، اما در راستاهاي مختلف ظهور مي کنند که صحنه اي زيبا و به ياد ماندني مي سازند و براي شناسايي جاي دقيق کانون بسيار مناسب اند.

- همواره اگر قصد شمردن شهاب ها، تا آخرين ساعات بامداد را داريد، تا ميانة زمان اذان صبح و طلوع خورشيد به کارتان ادامه دهيد؛ زيرا شهاب


هاي پرنور و آذرگوي ها، حتي در روشنايي سپيده دم نيز قابل مشاهده اند. البته بايد در محاسبات خود حدّ قدر آسمان را به سرعت کاهش دهيد.


- با بالا آمدن صورت فلکي مکان کانون بارش از افق شرقي و افزايش ارتفاع آن در ساعات بامدادي، حواستان به منطقة زير کانون باشد؛ زيرا اغلب شهاب هاي آن منطقه در نزديکي افق رنگ مي بازند و شمرده نمي شوند.

- در صورت ابري شدن کامل آسمان، اين شرايط را در فرمول محاسباتي خود به دو طريق مي توانيد وارد کنيد. در اين صورت يا بايد زمان مفيد و مؤثر آن بازه را تا لحظة کاملاً ابري شدن آسمان جايگذاري کنيد، و يا بايد زمان را به طور کامل در نظر بگيريد و پوشيده شدن آسمان را در مقدار ميانگين C در طول بازه لحاظ کنيد که شيوة دوم پيشنهاد مي شود.

- تأثير گذارترين پارامتر در فرمول محاسبة ZHR، شاخص پراکندگي جمعيت است. بنابراين در محاسبه و يا جايگذاري آن نهايت دقت لازم را بکار بنديد.

در پايان، اميدوارم بارش هايي زيبا و توفاني در پيش داشته باشيد و از بررسي هاي علمي خود نهايت لذت و استفاده را ببريد. البته مطمئن هستم که لذت يک شب رصدي خوب و پر هيجان، با بارشي پرشمار از شهاب ها در حالي که ساعت ها روي نيم گنبدهاي يکي از کاروانسراهاي ايران در دل کوير دست نخورده دراز کشيده و شايد از شدت سرما پاهايتان بي حرکت و بي حس شده و براي گرم کردن خود، آنها را مدام به زمين مي زنيد را هرگز از ياد نخواهيد برد؛ در حالي که مي توانيد با يک شبانه روز صبر و زحمت، و انجام برخي محاسبات و ريز بيني هاي ساده، اين رصد خاطره انگيز را در کنار دوستان فعالتان، ارزش علمي خاصي ببخشيد.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

منبع:

برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

[h2006]

خوشه های باز

. در اینجا درباره ی خوشه های بازمی خوانیم:

2- خوشه های باز

خوشه های باز (Open clusters) با خوشه های کروی بسیار متفاوت اند. بر خلاف توضیع کروی خوشه های کروی در کهکشان، آنها در صفحه ی کهکشان قرا گرفته اند، و تقریباً همیشه در بازوهای مارپیچی پیدا می شوند. آنها معمولاً اجرام جوانی هستند: تا حدود چند ده میلیون سال. این اجرام از مناطق هیدروژنی H II مثل سحابی جبار ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])ایجاد می شوند.
خوشه های باز از چند هزار ستاره بیشتر تشکیل نشده اند، که درون یک منطقه به وسعت 30 سال نوری قرار گرفته اند. به علت تراکم و چگالی کمتر، نسبت به خوشه های کروی، نیروی گرانشی ضعیف تری برای اتصال گرانشی بین اعضای این خوشه ها وجود دارد، و در طول زمان توسط نیروی جاذبه ی ابرهای عظیم مولکولی و دیگر خوشه ها، به آهستگی گسیخته می شوند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ][/URL]
1
معروف ترین خوشه های باز شناخته شده، پروین و قلائص در صورت فلکی ثور است. که در تصویر 1 دیده می شوند. در تصویر 2 نمایی نزدیک از خوشه ی باز پروین به نمایش گذاشته شده است. خوشه ی دوگانه ی x,h در برساوش نیز در آسمان تاریک با چشم غیر مسلح قابل رؤیت است که تصویر 3 به خوبی زیبایی این خوشه را نمایان می کند. خوشه های باز اغلب مملو از ستار ههای جوان، داغ و آبی رنگ می باشند، چرا که چنین ستارگانی با عمر چند ده میلیون سال، کوتاه عمر شمرده می شوند. خوشه های باز قبل از مرگ ستارگانشان گسیخته شده اند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
2 - خوشه ی پروین
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
3 - خوشه های دوگانه x , h
3- خوشه های میانه

در سال 2005 منجمین نوع کاملاً متفاوتی از خوشه های ستاره ای را در کهکشان آندرومدا کشف کردند. این خوشه ها از بسیاری جهات شبیه خوشه های کروی هستند و شامل چند صد هزار ستاره می باشند. آنچه آنها را از خوشه های کروی متمایز می سازد، اندازه ی عظیم آنهاست: آنها حدود چند صد سال نوری قطر دارند و هزاران بار کم چگال تر هستند. می توان این خوشه ها را جایی بین خوشه های کروی - با ماده تاریک کم - و کهکشان های بیضوی کوتوله - با ماده ی تاریک بسیار - قرار داد.
اینکه این خوشه ها چگونه ایجاد شده اند هنوز مشخص نشده است، ولی ممکن است با طریقه ی ایجاد خوشه های کروی ارتباط داشته باشد. اینکه چرا آندرومدا چنین خوشه هایی دارد در حالی که راه شیری فاقد چنین خوشه هایی است، هنوز معلوم نشده است.

4- انجمن های ستاره ای:

زمانی که یک خوشه ی باز اتصال گرانشی خود را از دست می دهد، ستارگانش مسیرهایی مشابه مسیرهای قبلی را در فضا پیش می گیرند. این گروه آنگاه به نام انجمن ستاره ای شناخته می شود. بیشتر ستارگان در دب اکبر اعضای یک خوشه ی باز پیشین می باشد که گروه متحرک ستاره ای دب اکبر را تشکیل می دهند و همچنان حرکت قبلی خود را حفظ کرده اند. ستارگان دیگری در زمینه ی آسمان، مثل الفکه و زتا- مثلث جنوبی نیز به همین گروه متعلق می باشند. خورشید زمانی در لبه ی این رشته از ستارگان قرار داشت، ولی از آنجا که مدار کهکشانی، سن و ترکیب شیمیایی متفاوتی دارد، جزئی از این مجموعه به حساب نمی آید.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دب اکبر یک انجمن ستاره ای است که ستارگانش درحال دور شدن از هم هستند. تا دهها هزار سال دیگر به این صورت تغییر شکل می دهد!
اگر بخواهیم از انجمن ستاره ای دیگری نام ببریم می توانیم به مجموعه ای که در اطراف ستاره ی آلفا-برساوش قرار دارد، اشاره کنیم.
منبع: ویکی پدیای انگلیسی
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[dariushiraz]

کهکشان به مجموعه ستارگان ، گاز و غبار گفته می شود که با نیروی جاذبه کنار هم نگاه داشته شده‌اند. کوچکترین کهکشانها دارای عرضی برابر با چند صد سال نوری ، شامل حدود 100000 میلیارد سال ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا 3 میلیون سال نوری عرض دارند و شامل بیش از 1000 میلیارد ستاره هستند.

اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (1953- 1986) ، شکل یافته است. در مورد تکامل کهکشانها اطلاعات قطعی کمی در دست است. تنها مطلب مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به شکل توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند.

کهکشان بیضوی
کهکشانهای نامنظم هیچ شکل یا ساختار منظمی ندارند، آنها دارای جرم بیشتری از کهکشانهای دیگر هستند و بیشتر ستاره‌های موجود در آنها دارای طول عمر کم و درخشان می‌باشند. با وجود اینکه بسیاری از کهکشانهای نا منظم در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستاره‌ها در آنها شکل می‌گیرند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی متراکم شوند تا ستاره‌های جدیدی بوجود آورند. حدود 5% از هزار کهکشان درخشان را کهکشانهای نا منظم تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشانهای شناخته شده نیز کهکشانهای نامنظم هستند.

کهکشانهای مار پیچی
کهکشانهای مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در اطراف بر آمدگی مرکزی یا هسته ، قرصی ایجاد می‌کنند که چرخش هسته با چرخش بازوهای آن همراه می‌شود. جوانترین ستاره‌های کهکشانهای مارپیچی در بازوهای کم توده یافت می‌شوند و ستاره‌های کهن اکثرا در هسته متراکم قرار دارند. کهنترین ستاره‌ها در هاله‌های کروی پراکنده قرار دارند و اطراف قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. بازوهای مذکور همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به تشکیل ستاره‌های جدید می‌شود.

کهکشان مارپیچی میله ای
یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی مرکزی کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته اینطور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان عقیده دارند کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشانهای مارپیچی و کهکشانهای مارپیچی میله‌ای متغیر است.

از کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی بزرگ با بازوهای نه چندان بهم پیوسته تا کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد. گر چه کهکشانهای مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو نوع کهکشان متفاوت طبقه بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را مشابه می‌دانند.

کهکشانهای بیضوی
کهکشانهای بیضوی از نظر شکل ، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ فوتبال امریکایی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی ما بین این دو نیز یافت می‌شوند. بر خلاف کهکشانهای دیگر که نوری آبی از ستاره‌های فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشانهای بیضوی زرد رنگ بنظر می‌رسند. علت این امر توقف شکل گیری ستارگان در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه تقریبا تمام نور آنها از ستاره‌های غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند تأمین می‌شود.

کهکشانهای فعال و غیر عادی
از تمام کهکشانها میزان معینی تشعشع الکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها ، به طرز غیر عادی ، مقادیر زیادی تشعشع تابش می‌کنند. این کهکشانها ، کهکشانهای فعال نامیده می‌شوند. انرزی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در مرکز کهکشان فعال قرار دارد تأمین می‌شود.

انرژی اغلب بصورت اشعه ایکس ، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به قدری زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستاره‌ها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این عقیده اند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را ازاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی نسبتا کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه مرکزی کوچکی را در میان گرفته‌اند.

کوازارها
بنظر می‌رسد که کوازارها (شبه ستاره‌ها) هسته فعال کهکشانهای دور دست باشند. آنها درخشانترین ، سریعترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مثابه یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها فقط به اندازه منظومه شمسی هستند، نور برخی از آنها مسافتی در حدود 10 میلیارد سال نوری را طی می کند تا به ما برسد. ما برای اینکه بتوانیم چنین اجرام دوری را شناسایی کنیم نیاز به تابش زیاد نور آنها داریم. تشعشع انرژی بعضی از کوازارها حدود 100 برابر تشعشع کهکشانهای عظیم است.

با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن قرار دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود 12 میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. بخاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در اولین مراحل شکل گیری ، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در مقایسه با گستره کهکشان راه شیری که 100000 سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری معادل چند روز یا هفته نوری را تشکیل می‌دهند.

کهکشانهای رادیویی
تمامی کهکشانها ، موج رادیویی ، نور قابل رویت و انواع تشعشع از خودشان تولید می‌نمایند. انرژی رادیویی یک کهکشان رادیویی خیلی متراکمتر از انرژی کهکشانهای معمولی است. این انرژی از دو قطعه خیلی بزرگ ، یا ابرهای عظیم الجثه متشکل از ذرات در حال دور روشن از کهکشانها تشتشع می‌یابند.

این ابرهای عظیم از فورانهای گازی که از مرکز کهکشان با سرعتی معادل یک پنجم سرعت نور خارج می‌شوند، در آسمان شکل می‌گیرند. به نظر می‌رسد که فوران این انرژی عظیم توسط یک حلقه پیوستگی صورت می‌گیرد که یک حفره سیاه خیلی متراکم را در بر می‌گیرد و در مرکز کهکشان واقع است. از هر یک میلیون کهکشان فقط یکی از آنها یک کهکشان رادیویی است.

تصادم کهکشانها
بیشتر کهکشانها از کهکشانهای همسایه خود صد هزار سال نوری فاصله دارند. به هر حال، بعضی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی جاذبه دو طرفه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به اطراف خود می‌کشد و این امر باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از حد کهکشانها ممکن است، توأم با تصادم آنها گردیده و به دنبال این عمل یک تغییر شکل بنیادی در شکل ظاهری آنها صورت پذیرد.

[ghazal_ak]

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: ۱) هسته : با قطر چند کیلومتر (که به طور مستقیم قابل مشاهده نیست) و کره‌ای از یخ و گازهای منجمد است. ۲) 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. ۳) دنباله : برای یک دنباله‌دار دو نوع دنباله تشخیص داده شده است : الف) دنباله گرد و غبار که در انعکاس نور خورشید، زرد کمرنگ دیده می‌شود و همان طیف خورشید را دارد. ب) 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.
در فیلم زیر نیز شما دم یک دنباله‌دار را می‌بینید.

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 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.
جستجوی دنباله‌دارها مهارت منجم را در شناخت آسمان افزایش می‌دهد و موجب می‌شود تا با طیف وسیع‌تری از اجرام کم‌نور غیرستاره‌ای نیز آشنا شود، علاوه بر این، با گزارش رویت یک دنباله‌دار جدید کمک شایان توجهی به عرصه علم و دانش در سطح حرفه‌ای می‌نماید. شکار دنباله‌دارها عرصه رقابتی است مابین رصدکننده آسمان و دیگر شکارچیان دنباله‌دارها.


دنباله‌دار هالی را می‌توانید در سال 2061 میلادی دوباره در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار faye را می‌توانید در سال 2006 در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Borrelly را می‌توانید در سال 2008 در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Tuttle-Giacobini-Kresak را می‌توانید در سال 2006 در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Wolf-Harrington را می‌توانید در سال 2010 در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Biela در سال 1852 از بین رفته اشت.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Harrington-Abell را در سال 2006 می‌توانید در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Tempel 1 را می‌توانید در سال 2010 در آسمان ببنید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Kopff را می‌توانید در سال 2009 در آسمان ببنید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله‌دار Comas Solá را می‌توانید در سال 2014 در آسمان ببینید.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


منبع : علم نجوم

[bb]

وقتی یک شهاب آسمانی-ریزه های بین سیاره ای-به جو زمین وارد می شود خطی از نور در آسمان تولید میکند که شهاب نام دارد. شهاب ها اندازه شان از ذرات غبار تا اجرامی به اندازه ی سیارکهای کوچک متغیر است . شهاب هایی با این اندازه شکافهای بزرگی روی زمین از جمله حفره ی برنجرو ی آریزونا بجای گذارده اند . وقتی یک شهاب به جو زمین بر خورد می کند در اثر سرعت زیاد آن اصطکاک هوا به گرما تبدیل می شود.شهابهایی که به سرعت گرم می شوند نور سفید نشر می کنند و به چشم مرئی می شوند.شهاب های کوچک در چند ثانیه کاملا”می سوزند ولی آنهایی که چندین کیلوگرم یا بیشتر وزن دارند ، قادرند تا کاهش سرعت در رسیدن به زمین دوام بیاورند . قسمت بزرگ جرم این شهاب ها در طی سقوط بخار می شود .
● سرعت شهاب :
شهاب ها با سرعت ها یی در محدوده ی ۱۲ تا ۷۲ km/s به جو زمین برخورد می کنند . شهاب ها به منظومه ی شمسی تعلق دارند به طوری که سرعت آنها در مدار زمین نمی تواند از ۴۲ km/s که سرعت فرار منظومه است ، تجاوز نماید . قبل از نیمه شب ، فقط آن شهاب هایی که سریع تر از زمین حرکت می کنند (۳۰km/s ) می توانند از پشت به آن برسند . سرعت نسبی سریع ترین این گونه شهاب ها ۱۲km/s است .
پس از نیمه شب همه ی شهاب ها به جز آنهایی که از زمین در امتداد مدارشان سریعتر حرکت می کنند دیده خواهند شد . در این صورت ، سرعت ها با هم جمع می شوند و یک سرعت نسبی ماکزیمم ۷۲km/s می دهند . چون مسیر یک شهاب ثبت مختصری از تلاش جسم را فراهم می آورد ، ستاره شناسان قادر بوده اند که مدار و مشخصه های کلی فیزیکی شهاب ها را تعیین کنند . اکثر شهاب ها ذرات شکننده ای هستند که به هنگام تماس با هوا به سرعت خرد می شوند . یک قطعه از ماده شهاب به حجم ۱m در اثر وزن خودش خرد خواهد شد . زیرا از خاکستر یک سیگار قوی تر نیست . چیزی که شهاب ها ذر آن مشترکند این است که بعد از ادامه دادن یک مسیر آتشین در جو ، حرکت آنها در فضا با برخورد به زمین به آخر می رسد .
● منشا شهاب ها :
منبع این ماده ی کم چگال ستاره های دنباله دار است . در خلا عبور موفقیت آمیز ستاره ی دنباله دار از نزدیک خورشید ، سبب کاهش پیوسته مواد یخی از هسته ی ستاره ی دنباله دار می شود . گردوغبار و ذرات جامد پاشیده شده در یخ ورقه ورقه شده و در یک صف در اطراف ستاره ی دنباله دار پخش می شوند . این قطعه کوچک جامد بسیار شکننده است و چگالی کمی دارد . ستاره ی دنباله دار هر چه مسن تر و تعداد دفعات عبورش از نزدیکی خورشید بیشتر باشد ، کاهش بیشتری در کل مواد یخی و آزاد شدن مواد شهاب آسمانی وجود دارد .
حدود ۹۹ درصد از کل شهاب ها از ستاره ی دنباله دار سرچشمه گرفته اند . احتمالا باقیمانده ها به سیارکها مربوطند .
● انواع شهاب ها :
شهاب ها را می توان بر حسب مدارشان به دور خورشید طبقه بندی کرد . شهاب های تکی : همان طور که از نامشان پیداست از جهات مشخصی نمی آیند . گروه دیگر شهاب ها آنهایند که با رگبارهای شهابی متغیر همراه هستند . این گروه به صورت نهر هایی از ذرات که در فضا گسترده می شوند و زمین در مدارش از میان آنها می گذرد قرار دارند . عقیده بر این است که این جریان های شهابی باقی مانده ی دنباله دارهایی هستند که متلاشی شده و دیگر دیده نمی شوند . یخ موجود در دنباله دارها تبخیر شده و ذرات جامد را رها کرده است . وقتی که زمین به یک چنین نهری وارد می شود ، نمایش تماشایی از شهاب ها در آسمان پدیدار می شود . هر رگبار نقطه ی تشعشعی ویزه ی خود را دارد و آن نقطه ای است در آسمان که به نظر می رسد شهاب های متغیر از آن جدا می شوند .این یک اثر منظر است . شهاب های نهر در مسیر های موازی حرکت می کنند . اما به همان دلیل که به نظر می رسد خطوط موازی راه آهن در افق به هم می رسند ، ولی هر چه به چشم ناظر نزدیک تر می شوند بیشتر از هم جدا می شوند ، آنها هم به نظر می رسند که از هم دور میشوند . جهت نهر شهاب ها در هنگام تلاقی با مدار زمین جهت نقطه ی تشعشعی را مشخص می کند .
● دیدن شهاب ها :
اگر ناظری به اندازه ی کافی تا دیر وقت بیدار بماند ، در خواهد یافت که بسامد شهاب ها در ساعات صبح بزرگتر از ساعات نیمه شب است . سرعت متوسط شهاب ها در مجاورت زمین ۴۱.۶km/s است . در خلال ساعات عصر ، ما نسبت به جهت حرکت زمین در مدارش به طرف رونده ی زمین سواریم و فقط آن شهاب هایی که در جهت مدار زمین حرکت می کنند می توانند از زمین سبقت بگیرند ، دیده خواهند شد .
در صبح به طرف آینده ی زمین سواریم و شهاب ها از تمام جهاتی که ما می توانیم ببینیم می آیند ، علا.ه بر آن می توان دید که شهاب های دیده شده در ساعات صبح دارای سرعت های بالاتری هستند ، چون سرعت آنها در موقعی که به زمین نزدیک می شوند با سرعت زمین در مدارش جمع می شوند . به دلیل این سرعت ، دمای تولید شده بسیار بالاست . در نتیجه نور شهاب های دیده شده در صبح به طور قابل توجهی آبی تر از نور شهاب های عصر است . در یک شب صاف بدون مهتاب طی یک رگبار کامل ، معمولا دیدن ۶۰ شهاب در هر ساعت میسر است . لیکن در فرصت های نادر ، زمین از میان یک دسته از شهاب های فوق العاده متراکم می گذرد . برای مثال طی ساعت های اولیه ی بامداد ۱۷ نوامبر ۱۹۶۶ ، بیشتر از ۲۰۰۰ شهاب در سر تاسر غرب ایالات متحده دیده شده است .
● چرا شهاب ها به رنگهای مختلفی دیده میشوند ؟
شهاب ها به رنگ های زرد ، آبی ، قرمز و سفید دیده میشود . دلیل این است که هنگامی که شهابواره ها با سرعتی ۱۰ تا ۷۵ km/s وارد جو زمین میشوند بر اثر اصطکاک با جو به شدت داغ می شوند . دمای آنها به بیش از ۲۰۰۰ درجه سانتیگراد می رسد . این دمای بسیار زیاد باعث تحریک گازهای اطراف شهاب می شود . گازهای مختلف موجود در جو بر اثر این دمای زیاد داغ می شوند و می سوزند و به رنگهای مختلفی دیده می شوند . مثلا” رنگ سبز بیشتر شهاب ها از مولکول های اکسیژن جو گسیل می شوند . نیتروژن رنگ آبی تولید می کند و سدیم رنگ زرد را . عموما” شهاب هایی با سرعت بالا به رنگ سفید دیده می شوند ، چون تمام این رنگ ها با هم مخلوط می شوند . ولی وقتی که سرعت شهاب ها کم می شود به رنگ قرمز در می آیند .

آفتاب

[مرتضی nvcd]

فهرست مقالات تاپیک اجرام غیر ستاره ای اسمان شب :

لطفا از دادن پست های تشکر و پرسیدن سوال در این تاپیک بپرهیزید


اجرام آسماني ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])--------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
سحابي ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) --------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
خوشه های ستاره ای ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) ------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
کهکشان راه شیری ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])---------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
راهنمای شناخت و رصد بارش‌های شهاب ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
خوشه های باز ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])---------------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
دنباله دار چیست؟ ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
معرفی یک شهاب ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])-----------------------------------PDF ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[مرتضی nvcd]

کاتالوگ عمومی جدید(New General Catalogue) فهرستی از نزدیک به 7840 جرم غیر ستاره ای از جمله خوشه های ستاره ای،سحابی ها و کهکشان هاست که در قرن نوزدهم توسط جان.ال.ای درایر تهیه و تنظیم شده است.

کاتالوگ عمومی جدید(New General Catalogue) فهرستی از نزدیک به 7840 جرم غیر ستاره ای از جمله خوشه های ستاره ای،سحابی ها و کهکشان هاست که در قرن نوزدهم توسط جان.ال.ای درایر تهیه و تنظیم شده است.
جان درایر در دانمارک متولد شد و در سال 1874 برای کار در رصدخانه ی بزرگ لرد راسل به ایرلند مهاجرت کرد،رصدخانه ای که با تلسکوپ عظیم 72 اینچی اش از زمان تکمیل تا تخریب آن دقیقا قبل از جنگ جهانی اول بزرگترین تلسکوپ جهان بوده است.
درایر در طول رصدهایش به این نکته دست یافت که دیگر زمان به روز رسانی فهرست سر جان هرشل(GC) یا کاتالوگ عمومی سحابی ها که در سال 1864 منتشر شده بود،فرارسیده است.تنها یک دهه بعد از انتشار کاتالوگ عمومی تعداد بسیار زیادی سحابی و کهکشان کشف شده بودند و تعداد زیادی از لیست های مختلف در حال ارائه بودند،بنابراین تهیه یک لیست رصدی برای چک کردن این موضوع که آیا جرم تازه یافت شده قبلا ثبت شده است یا نه،کار بسیار مشکل و وقت گیری بود.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

درایر یک لیست مکمل برای فهرستGC شامل 1000 جرم جدید را در سال 1878 و فهرستی دیگر را در سال 1886 پیشنهاد داد که جامعه منجمان سلطنتی آن را به نام NGC یا فهرست عمومی جدید اجرام غیر ستاره ای،جایگزین فهرست GC کرد.
اجرام NGC بر اساس بعدشان شماره گذاری شده اند و از ساعات صفر شروع شده اند.ساعت صفر بعد،مکانی است که منجمان برای نقطه اعتدال بهاری انتخاب کرده اند،یعنی جایی که دایرة البروج،استوای سماوی را قطع می کند،زمانی که خورشید از نیمکره جنوبی سماوی به نیمکره شمالی سماوی وارد می شود.اعتدال بهاری دقیقا در اولین روز بهار یعنی نوروز ما ایرانیان اتفاق می افتد یعنی در لحظه تحویل سال بعد خورشید دقیقا صفر است.
با چک کردن یک نقشه آسمان متوجه می شوید که ساعت صفر بعد از صورت فلکی های قیفاووس،ذات الکرسی،آندرومدا،اسب بالدار،حوت،قیطس،حجار و سیمرغ می گذرد،پس اولین شماره های اجرام NGC را می توانید در این صور فلکی پیدا کنید.
همان طور که انتظار خواهید داشتNGC1 دارای بعدی بسیار نزدیک به صفر ساعت و صفر دقیقه و آخرین جرم NGC دارای بعدی بسیار نزدیک به 23 ساعت و 59 دقیقه خواهد داشت.میل یک جرم تنها زمانی مورد استفاده قرار می گیرد که دو جرم دارای بعد برابر باشند،بنابراین در این حالت،اجرام با میل شمالی تر دارای شماره کم تری خواهند بود.
زمانی که دو جرم دارای میل و بعد یکسانی باشند یک حرف(A,B,c,…) در جلوی شمارهNGC اضافه می کنند.
با وجود این قوانین در نام گذاری اجرام NGC، بعضی از اجرام رامشاهده خواهیم کرد که از ضوابط بالا پیروی نمی کنند که احتمالا به دلیل خطا در سنجش مکان دقیق آنها در فهرست اولیه است.
زمانی که یک طرح زمان بندی شده برای رصد خود تنظیم می کنید،نکته ی مهمی که باید به خاطر داشته باشید این است که شما ممکن است NGC’X’ را در صورت فلکی اژدها و NGC’X+1’ را در قوس داشته باشید بنابراین برای جلوگیری از سر درگمی و پیچ و تاب خوردن تلسکوپتان در بین صور فلکی بهتر است که اجرام فهرست NGC را به طور متوالی و بر اساس شماره آنها رصد نکنید و بر اساس صورت فلکی ها لیست تان را تنظیم کنید.

[farbod123]

معرفی یک شهاب:
وقتی یک شهاب آسمانی-ریزه های بین سیاره ای-به جو زمین وارد می شود خطی از نور در آسمان تولید میکند که شهاب نام دارد. شهاب ها اندازه شان از ذرات غبار تا اجرامی به اندازه ی سیارکهای کوچک متغیر است . شهاب هایی با این اندازه شکافهای بزرگی روی زمین از جمله حفره ی برنجرو ی آریزونا بجای گذارده اند . وقتی یک شهاب به جو زمین بر خورد می کند در اثر سرعت زیاد آن اصطکاک هوا به گرما تبدیل می شود.شهابهایی که به سرعت گرم می شوند نور سفید نشر می کنند و به چشم مرئی می شوند.شهاب های کوچک در چند ثانیه کاملا”می سوزند ولی آنهایی که چندین کیلوگرم یا بیشتر وزن دارند ، قادرند تا کاهش سرعت در رسیدن به زمین دوام بیاورند . قسمت بزرگ جرم این شهاب ها در طی سقوط بخار می شود .
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سرعت شهاب :
شهاب ها با سرعت ها یی در محدوده ی ۱۲ تا ۷۲ km/s به جو زمین برخورد می کنند . شهاب ها به منظومه ی شمسی تعلق دارند به طوری که سرعت آنها در مدار زمین نمی تواند از ۴۲ km/s که سرعت فرار منظومه است ، تجاوز نماید .قبل از نیمه شب ، فقط آن شهاب هایی که سریع تر از زمین حرکت می کنند (۳۰km/s ) می توانند از پشت به آن برسند . سرعت نسبی سریع ترین این گونه شهاب ها ۱۲km/s است .
پس از نیمه شب همه ی شهاب ها به جز آنهایی که از زمین در امتداد مدارشان سریعتر حرکت می کنند دیده خواهند شد . در این صورت ، سرعت ها با هم جمع می شوند و یک سرعت نسبی ماکزیمم ۷۲km/s می دهند . چون مسیر یک شهاب ثبت مختصری از تلاش جسم را فراهم می آورد ، ستاره شناسان قادر بوده اند که مدار و مشخصه های کلی فیزیکی شهاب ها را تعیین کنند . اکثر شهاب ها ذرات شکننده ای هستند که به هنگام تماس با هوا به سرعت خرد می شوند . یک قطعه از ماده شهاب به حجم ۱m در اثر وزن خودش خرد خواهد شد . زیرا از خاکستر یک سیگار قوی تر نیست . چیزی که شهاب ها ذر آن مشترکند این است که بعد از ادامه دادن یک مسیر آتشین در جو ، حرکت آنها در فضا با برخورد به زمین به آخر می رسد .
منشا شهاب ها :
منبع این ماده ی کم چگال ستاره های دنباله دار است . در خلا عبور موفقیت آمیز ستاره ی دنباله دار از نزدیک خورشید ، سبب کاهش پیوسته مواد یخی از هسته ی ستاره ی دنباله دار می شود . گردوغبار و ذرات جامد پاشیده شده در یخ ورقه ورقه شده و در یک صف در اطراف ستاره ی دنباله دار پخش می شوند . این قطعه کوچک جامد بسیار شکننده است و چگالی کمی دارد . ستاره ی دنباله دار هر چه مسن تر و تعداد دفعات عبورش از نزدیکی خورشید بیشتر باشد ، کاهش بیشتری در کل مواد یخی و آزاد شدن مواد شهاب آسمانی وجود دارد .
حدود ۹۹ درصد از کل شهاب ها از ستاره ی دنباله دار سرچشمه گرفته اند . احتمالا باقیمانده ها به سیارکها مربوطند .
انواع شهاب ها :
شهاب ها را می توان بر حسب مدارشان به دور خورشید طبقه بندی کرد . شهاب های تکی : همان طور که از نامشان پیداست از جهات مشخصی نمی آیند . گروه دیگر شهاب ها آنهایند که با رگبارهای شهابی متغیر همراه هستند . این گروه به صورت نهر هایی از ذرات که در فضا گسترده می شوند و زمین در مدارش از میان آنها می گذرد قرار دارند . عقیده بر این است که این جریان های شهابی باقی مانده ی دنباله دارهایی هستند که متلاشی شده و دیگر دیده نمی شوند . یخ موجود در دنباله دارها تبخیر شده و ذرات جامد را رها کرده است . وقتی که زمین به یک چنین نهری وارد می شود ، نمایش تماشایی از شهاب ها در آسمان پدیدار می شود . هر رگبار نقطه ی تشعشعی ویزه ی خود را دارد و آن نقطه ای است در آسمان که به نظر می رسد شهاب های متغیر از آن جدا می شوند .این یک اثر منظر است . شهاب های نهر در مسیر های موازی حرکت می کنند . اما به همان دلیل که به نظر می رسد خطوط موازی راه آهن در افق به هم می رسند ، ولی هر چه به چشم ناظر نزدیک تر می شوند بیشتر از هم جدا می شوند ، آنها هم به نظر می رسند که از هم دور میشوند جهت نهر شهاب ها در هنگام تلاقی با مدار زمین جهت نقطه ی تشعشعی را مشخص می کند .
دیدن شهاب ها :
اگر ناظری به اندازه ی کافی تا دیر وقت بیدار بماند ، در خواهد یافت که بسامد شهاب ها در ساعات صبح بزرگتر از ساعات نیمه شب است . سرعت متوسط شهاب ها در مجاورت زمین ۴۱.۶km/s است . در خلال ساعات عصر ، ما نسبت به جهت حرکت زمین در مدارش به طرف رونده ی زمین سواریم و فقط آن شهاب هایی که در جهت مدار زمین حرکت می کنند می توانند از زمین سبقت بگیرند ، دیده خواهند شد .
در صبح به طرف آینده ی زمین سواریم و شهاب ها از تمام جهاتی که ما می توانیم ببینیم می آیند ، علا.ه بر آن می توان دید که شهاب های دیده شده در ساعات صبح دارای سرعت های بالاتری هستند ، چون سرعت آنها در موقعی که به زمین نزدیک می شوند با سرعت زمین در مدارش جمع می شوند . به دلیل این سرعت ، دمای تولید شده بسیار بالاست . در نتیجه نور شهاب های دیده شده در صبح به طور قابل توجهی آبی تر از نور شهاب های عصر است . در یک شب صاف بدون مهتاب طی یک رگبار کامل ، معمولا دیدن ۶۰ شهاب در هر ساعت میسر است . لیکن در فرصت های نادر ، زمین از میان یک دسته از شهاب های فوق العاده متراکم می گذرد . برای مثال طی ساعت های اولیه ی بامداد ۱۷ نوامبر ۱۹۶۶ ، بیشتر از ۲۰۰۰ شهاب در سر تاسر غرب ایالات متحده دیده شده است .
چرا شهاب ها به رنگهای مختلفی دیده میشوند ؟
شهاب ها به رنگ های زرد آبی ، قرمز و سفید دیده میشود . دلیل این است که هنگامی که شهابواره ها با سرعتی ۱۰ تا ۷۵ km/s وارد جو زمین میشوند بر اثر اصطکاک با جو به شدت داغ می شوند . دمای آنها به بیش از ۲۰۰۰ درجه سانتیگراد می رسد . این دمای بسیار زیاد باعث تحریک گازهای اطراف شهاب می شود . گازهای مختلف موجود در جو بر اثر این دمای زیاد داغ می شوند و می سوزند و به رنگهای مختلفی دیده می شوند . مثلا” رنگ سبز بیشتر شهاب ها از مولکول های اکسیژن جو گسیل می شوند . نیتروژن رنگ آبی تولید می کند و سدیم رنگ زرد را . عموما” شهاب هایی با سرعت بالا به رنگ سفید دیده می شوند ، چون تمام این رنگ ها با هم مخلوط می شوند . ولی وقتی که سرعت شهاب ها کم می شود به رنگ قرمز در می آیند .

[farbod123]

ستاره دنباله دار یک جرم یخی است که غبار و گاز درون خود را بیرون می پاشد. بیشتر دنباله دارهایی که ما از زمین شاهد آنها هستیم در مدار بیضی شکل بزرگی به دور خورشید در گردشند. هر دنباله دار از یک هسته جامد، که توسط ابری به نام گیسو احاطه شده است، تشکیل می شود. دنباله دارها دارای یک یا دو دم نیز هستند. اغلب دنباله دارها آنقدر کوچک یا کم نورند که از زمین، بدون تلسکوپ دیده نمی شوند. با اینحال برخی از آنها تا هفته ها در آسمان با چشم غیر مسلح دیده می شوند. ما دنباله دارها را به دلیل گاز و غبار موجود در گیسو و همینطور بازتاب نور در قسمت دم آنها می بینیم. همچنین گازهای دنباله دارها انرژی را که از خورشید جذب کرده اند، پخش می کنند و این باعث درخشش آنها می گردد.
ستاره شناسان دنباله دارها را بر حسب زمانیکه برای یکبار گردش به دور خورشید در مدار خود صرف می کنند، طبقه بندی می نمایند. دنباله دارهای دوره کوتاه کمتر از ۲۰۰ سال زمان برای گردش در مدارشان نیاز دارند و دنباله دارهای دوره بلند بیش از ۲۰۰ سال زمان برای یکبار گردش خود به دور خورشید صرف می کنند.
ستاره شناسان در مورد دنباله دارها بر این باورند که آنها باقیمانده مجموعه ای از گاز، یخ، سنگ و غبارند که حدود ۶/۴ بیلیون سال پیش در منطقه بیرون سیارات شکل گرفتند. بعضی از دانشمندان معتقدند که تعدادی دنباله دار، آب و مولکولهای کربنی لازم برای تشکیل حیات در زمین را به این سیاره آورده اند.
قسمتهای مختلف یک دنباله دار

هسته دنباله دارها یک توپ از یخ و ذرات غبار سنگی است که شبیه به یک گلوله برفی کثیف می باشد. یخ هسته دنباله دار عمدتا از آب منجمد تشکیل شده است اما ممکن است مواد منجمد دیگری نظیر آمونیا، دی اکسید کربن، مونوکسید کربن و متان نیز در آن وجود داشته باشد. دانشمندان تصور می کنند که هسته برخی از دنباله دارها ترد و شکننده است، چراکه آنها شماری دنباله دار پیدا کرده اند که بدون هیچ دلیل واضحی خرد شده اند.
با نزدیک شدن دنباله دار به قسمتهای داخلی منظومه شمسی، گرمای خورشید منجر به تبخیر قسمتی از یخ موجود در سطح هسته دنباله دار شده و ذرات غبار و گاز با فشار از دنباله دار به فضا خارج می گردند و به این شکل قسمت گیسو را شکل می دهند. پرتوهای خورشید، ذرات غبار را از قسمت گیسو به بیرون هل می دهند. این ذرات سبب تشکیل دم غباری دنباله دار می شود. به طور همزمان، بادهای خورشیدی – که جریانی با سرعت بسیار زیاد از ذرات باردار الکتریکی می باشد – بخشی از گازهای دنباله دار را به یون (ذرات بار دار) تبدیل می کند. این یونها نیز به بیرون از گیسو جریان پیدا کرده و دم یونی را شکل می دهند. از آنجائیکه دمهای دنباله دارها توسط پرتوها و بادهای خورشیدی جارو زده می شوند، همیشه در جهت مخالف خورشید قرار می گیرند.
اینگونه تصور می شود که قطر هسته بیشتر دنباله دارها حدود ۱۶ کیلومتر یا کمتر است. قطر برخی از گیسوها می تواند به ۶/۱ میلیون کیلومتر برسد. برخی از دمها نیز در مسافتی معادل ۱۶۰ میلیون کیلومتر گسترده می شوند.
زندگی یک دنباله دار

دانشمندان فکر می کنند، دنباله دارهای دوره کوتاه از کمربند کویپر که در آنسوی مدار سیاره پلوتو قرار دارد، می آیند. کشش گرانشی سیارات خارجی منظومه شمسی می تواند بر این اجرام تاثیر گذاشته و آنها را به درون منظومه شمسی بکشاند. دنباله دارهای دوره بلند از ابر اورت می آیند. مجموعه ای از اجرام در فاصله ای هزار برابر فاصله پلوتو از خورشید که مانند کره ای منظومه شمسی را در بر گرفته است. فعل و انفعالات گرانشی ستارگان در حال گذر، باعث می شود که این اجرام یخی به درون منظومه شمسی راه یابند.
هر بار که یک دنباله دار وارد منظومه شمسی می شود، قسمتی از یخ و غبار خود را از دست می دهد. گاهی قسمتی از دنباله آنها پس از ورود به جو زمین به شکل شهاب سنگ درآمده و در اتمسفر زمین می سوزد. در نهایت بعضی از دنباله دارها همه یخ خود را از دست می دهند. آنها از هم می پاشند و تبدیل به ابری از غبار می شوند و یا به صورت اجرام غیر فعالی نظیر سنگهای آسمانی در می آیند.
مدارهای بلند بیضی شکل دنباله دارها می توانند از مدارهای تقریبا دایره ای سیارات عبور کنند. در نتیجه، گاهی دنباله دارها با سیارات و اقمار آنها برخورد میکنند. بسیاری از چاله های برخوردی در منظومه شمسی به دلیل برخورد همین دنباله دارها ایجاد شده اند.
مطالعه دنباله دارها

بسیاری از نکاتی که دانشمندان امروزه درباره دنباله دارها می دانند، از مطالعه گسترده دنباله دار هالی (Halley) که در سال ۱۹۸۶ از نزدیکی زمین گذر کرد، به دست آمده است. پنج فضاپیما در نزدیکی هالی قرار گرفتند و اطلاعاتی را در مورد شکل ظاهر و ترکیبات شیمیایی آن جمع آوری کردند. چندین کاوشگر نیز به قدری به آن نزدیک شدند که بتوانند هسته آن که به طور معمول با گیسو پوشانده شده بود را مورد بررسی قرار دهند. از اطلاعات به دست آمده مشخص شد که هسته هالی سیب زمینی شکل و حدود ۱۵ کیلومتر طول دارد. این هسته به طور مساوی متشکل از یخ و غبار بود. حدود ۸۰ درصد از بخش یخی آن آب منجمد و ۱۵ درصد از آن مونوکسید کربن منجمد بود. ۵ درصد باقیمانده نیز شامل دی اکسید کربن منجمد، متان و آمونیا می شد. دانشمندان معتقدند که دیگر دنباله دارها از نظر شیمیایی شبیه به هالی می باشند.
دانشمندان به طور غیر منتظره ای متوجه شدند که رنگ هسته دنباله دار هالی، سیاه و کاملا تیره است. آنها فهمیدند که هسته یخی این دنباله دار و یا شاید اغلب دنباله دارها، با پوسته سیاهی از غبار و سنگ پوشیده شده است. این دنباله دارها تنها زمانی گازهای درون خود را با فشار خارج می کنند که سوراخهای موجود در این پوسته سیاه به سمت خورشید قرار گیرد.
دنباله دار دیگری که توسط دوربینهای فضاپیما مشاهده شده، دنباله دار برلی (Borrelly) است. فضاپیمای “اعماق فضای ۱″ در سال ۲۰۰۱، هسته برلی را که تقریبا نصف هسته هالی است مشاهده کرد. هسته این دنباله دار نیز به شکل سیب زمینی است و دارای پوسته ای سیاه می باشد. مانند هالی، این دنباله دار نیز تنها زمانی گازهای درون خود را بیرون می ریزد که سوراخهای پوسته آن رو به خورشید قرار گرفته باشند.
در سال ۱۹۹۴، ستاره شناسان دنباله داری به نام شومیکر-لوی ۹ (Shoemaker-Levy ۹) که تکه تکه شده بود و با سیاره مشتری برخورد نمود را مشاهده کردند. یکی از فعالترین دنباله دارهای ۴۰۰ سال اخیر، هال – باپ (Hale-Bopp) نام دارد که در سال ۱۹۹۷، از فاصله ۱۹۷ میلیون کیلومتری زمین گذر کرد. البته این برای یک دنباله دار فاصله کمی نیست اما به دلیل هسته غیر عادی و بسیار درخشان، این دنباله دار با چشم غیر مسلح نیز قابل رصد بود. تخمین زده شده است که قطر هسته آن بین ۴۰ تا ۵۰ کیلومتر بوده است.
در سال ۲۰۰۴، فضاپیمای آمریکایی غبار ستاره (Stardust) به نزدیک هسته دنباله دار وایلد۲ (Wild ۲) رفت و اطلاعاتی را از گیسوی این دنباله دار جمع آوری نمود. همچنین در همان سال، آژانس فضایی اروپا فضاپیمای رزتا (Rosetta) را که قرار است در سال ۲۰۱۴ به مدار دنباله دار چاریومف- گراسیمنکو (Churyumov-Gerasimenko) برسد، ارسال کرد. رزتا یک کاوشگر کوچک با خود حمل می کند که برای فرود در هسته این دنباله دار طراحی شده است.
منبع : Yeomans, Donald K. “Comet.” World Book Online Reference Center. ۲۰۰۵. World Book, Inc.

[farbod123]

شهابوارها اجرام كوچك جامدي به اندازه دانه شن هستند كه فضارا در مي نوردند اكثر آن ها در همان مدارهايي حركت مي كنند كه در اشغال ستاره هاي دنباله دار است مطالعه مواضع و حركت هاي آن ها حاكي از آن است كه شهابوارها بقاياي ستاره ها دنباله داري اند كه بخش بزرگي از جرم خودرا ضمن عبور هاي متوالي از نزديكي خورشيد از دست داده اند اندك زماني پس از مرگ دنباله دار اين ذرات كه جاذبه گرانشي شان توان آن را ندارد كه انسجام و پيوستگي آنان را به يكديگر سبب شود اجتماع به هم فشرده اي را به وجود مي آورند كه (كپه ي سنگريزه هاي متحرك ) توصيف خوبي است اين اجتماع را كپه مي ناميم. با گذشت زمان برخورد و پراكندگي زيادي در ميان اين ذرات ، هم در طول مدار بيضوي و هم در عرض آن ، صورت مي پذيرد . توده ي دراز شده و كشيده اي از اين ذرات كه ممكن است در سرتا سر مدار گسترده باشد، به نهر موسوم است كپه يا نهر هاي متراكم ، رگبار هاي شخانه اي يا تير شهاب را به وجود مي آورد زمين در حين حركت در مدارش پيوسته با بسياري از اين ذرات برخورد مي كند اين شهابوارها كه در هنگام ورود به زمين سرعتي در حدود 30 كيلومتر بر ثانيه دارند بر اثر گرماي حاصل از تراكم هوا در جلوي آن ها و اصطكاك ميان هوا و سطح شان مي سوزند و خاكستر مي شوند شهابوار ها نخست در ارتفاع (100تا 150 كيلومتري) مرئي ميشوند ودر ارتفاع هاي 50 تا 80 كيلومتري از بين ميروند پديده ي نوري كه از ورود شهابوارها به جو زمين حاصل مي شود شخانه يا تير شهاب نام دارد يعني در واقع نوري كه ما مي بينيم حاصل برخورد اتم هايي كه از شهابوارها واجهيده اند با اتم هاي هواي داغ است . تعداد شخانه هاي كم نور تر كه تنها به كمك تلسكوپ ديده مي شوند بين 5 تا 10 هزار ميليون بر آورد مي شود. غباري كه از خاكستر شدن شخانه ها به جا مي ماند روزانه صدها تن بر جرم سياره ي ما مي افزايد. فراواني شخانه ها در ساعات بعد از نيمه شب از همه وقت بيشتر است به طور متوسط عده ي شخانه هايي كه در ساعات بين نيمه شب و طلوع خورشيد مي توان ديد دو برابر تعداد آن ها در فاصله ي زماني مشابه پيش از نيمه شب است زيرا بعد از نيمه شب ناظر بر سمت پيشين زمين در حركت مداري است و در نتيجه هم شخانه هايي را مي بينيد كه زمين بر آن ها سبقت مي گيرد و هم آن هايي را كه از مقابل با زمين بر خورد مي كنند. تغيراتي نيز با فصول مشهود است به علت زاويه ي ميل استواي زمين با مدارش فراواني شخانه ها در فصل پاييز براي ناظران عرض هاي شمالي از هر وقت ديگر بيشتر است ، افزايش شديد عده ي شخانه ها زماني روي مي دهد كه زمين از ميان كپه يا نهري بگذرد در آن هنگام عده ي آن ها در هر ناحيه ي كوچك هزاران در ساعت است در صورتي كه در مواقع عادي چند شخانه در ساعت بيش نيست تعداد زيادي شخانه ي مرئي يك رگبار شخانه اي نام دارد. شخانه ها ي يك رگبار مسير هاي موازي هم دارند اين مسير ها از ديد ناظر در نتيجه پرسپكتيو چنين مي نمايند كه در نقطه اي بر كره ي آسمان همگرا ميشوند اين نقطه را نور باران مي نامند هر رگبار شخانه اي به نام صورت فلكي اي ناميده مي شود كه نوربارانش در آن است براي مثال همين بارش اسدي كه در پيش داريم . از 22 تا 26 آبان ماه هر شب بارش شهابي اسدي داريم كه منشا آن ستاره دنباله دارتمپل است.

منبع : كتاب نجوم به زبان ساده

[farbod123]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
شهاب سنگها صخره هايي هستندكه از آسمان فرو مي افتند.همه ساله صدها شهاب سنگ وارد سطح زمين مي شوند.
ابعادآنها از چند سانتيمتر تا چندين متر است. هنگام ورود به جو زمين دنباله بلندي از نور توليد مي كنند(مثل شهاب هاي ثاقب)و ورودشان غالبا با صدايي شبيه به صداي تندر همراه است .
آنها به شدت با جو زمين برخوردو غالبا در آن نفوذ مي كنند.آنها از كجا مي آيند؟آنها نيز مثل هر سياره ديگري پيش از آن كه با زمين برخورد كنند،به آرامي گرد خورشيد مي چرخند.
از تعدادي شهاب سنگ ،درست هنگام ورود به جو زمين ،عكس برداري و مدارهاي آنها رديابي شده است. اغلب آنها از فراسوي مريخ مي آيند به خوانندگاني كه هيچ گاه يك شهاب سنگ را نديده اند توصيه مي كنم كه از يك موزه علم ديداركنند.
لمس سطح صيقلي شهاب سنگي كه از سالها در ميان سيارگان منظومه شمسي سرگردان بوده است مي تواند شما را حيرت زده كند ، درست همانطور كه خيره شدن به كهكشان راه شيري در يك شب تاريك تابستاني.
شهاب سنگها به دو نوع اساسي تقسيم مي شوند: سنگي و آهني. شهاب سنگها ي آهني چگالي بسيار بالايي دارند و رنگ آنها قهوه اي مايل به قرمز متاليك است. سطح آنها غالبا پر از چاله چوله هاي عميقي است كه بر اثر اصطكاك در جريان عبور از جو زمين پديد آمده اند.
كپسول هاي فضايي نيز وقتي بار ديگر به جو زمين باز مي گردند آسيب هاي مشابهي مي بينند. شهاب سنگها ي سنگي مثل سنگريزه هاي موجود در يك ميدان خاكستري اند. بعضي از آنها حاوي گوي هاي كوچك شيشه اي هستند كه «كندر ولز »ناميده مي شوند و در داخل بافت آنها استقرار يافته اند.
اين شهاب سنگها ي كندريتي گاهي اوقات حاوي مقادير قابل توجهي بلور آب و كربن هستند.اينها را «كندريت هاي كربن دار »مي نامند. پس از تجزيه مواد كربن دار مشخص شده است كه حاوي هيدروكربن ها (از قبيل قيرو نفت )و حتي اسيدهاي آمينه هستند.
آيا اين ماده آلي هميشه در شهاب سنگها وجود داشته است، يا نوعي آلودگي است كه در جو زمين ايجاد شده است؟ اين نوع مولكولها در هوا و آب باران فراوانند. پس چگونه مي توانيم بگوييم شهاب سنگها پس از ورود به آن آلوده نشده اند ؟
اين پرسش زحمت آفريني است كه مدت ها باعث بحث هاي هيجان انگيز ، داغ و حتي خصمانه شده است. اما امروزه مي دانيم كه در شهاب سنگها، پيش از آن كه وارد جو زمين شوند، اسيدهاي آمينه وجود دارند.در بخش هاي بعدي نشان خواهيم داد كه چگونه به پاس زحمات پاستور توانستيم به اين پرسش جواب دهيم.
منبع:

برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

[ghazal_ak]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



تیمی از پژوهشگران دانشگاهی و دانشمندان ناسا برای اولین بار شواهدی قطعی دال بر وجود متان در جو مریخ به دست آورده ‏اند. این دستاورد نشان می ‏دهد که مریخ یا از نظر زمین‏ شناختی یا از نظر زیستی فعال است.
این دستاورد پس از مطالعه چندین ساله جو مریخ به کمک تلسکوپ فروسرخ ناسا و رصدخانه کک (Keck)، هر دو در کوه‏ های موناکی هاوایی، حاصل شده است. این تیم پژوهشی با استفاده از طیف ‏نما امواج دریافتی از مریخ را به خطوط طیفی‏ اش تجزیه کردند، درست مشابه کاری که منشور با نور معمولی می ‏کند و آن را به رنگ‏ های سازنده‏ اش تجزیه می‏ نماید. پس از بررسی خروجی طیف‏ نما و مشاهده خطوط جذبی، پژوهشگران با اطمینان از وجود متان در جو مریخ خبر دادند. <img title="Image" border="0" width="380">
«مایکل ماما»(Michael Mumma)، از مرکز پروازهای فضایی گودارد ناسا، این‏ طور توضیح می‏ دهد:"متان در جو مریخ به شکل ­های مختلفی سریعا از بین می‏ رود. بنابراین کشف مقادیر قابل توجهی متان در نیمکره شمالی مریخ در سال 2003 حاکی از ساز‏ و ‏کاری است که باعث تولید و آزاد شدن متان می‏ شود. در اواسط تابستان میزان آزاد شدن متان در نیمکره شمالی مریخ قابل مقایسه با مقدار مشابه در حوالی یکی از چاه‏ های نفت طبیعی در کالیفرنیا است."
متان اصلی‏ ترین جزء تشکیل دهنده گاز طبیعی در زمین است. زیست-منجمان (منجمانی که به مطالعه حیات در اجرام سماوی می­ پردازند) به خصوص به این موضوع علاقه‏ مندند، چرا که عمده متان تولید شده در زمین از فعالیت‏ های گوارشی موجودات زنده ناشی می‏شود. البته دیگر پدیده ‏‏های زمین‏ شناختی نظیر زنگ زدن آهن، نیز متان آزاد می‏ کنند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

ماما می‏ گوید:"در حال حاضر ما اطلاعات کافی نداریم که مشخص کنیم آیا فعالیت ‏های زیستی باعث تولید متان در مریخ می‏ شوند یا ساز‏ و کا‏ر‏های زمین‏ شناختی و یا هر دو. ولی در هر حال وجود متان به ما می‏ گوید که این سیاره هنوز زنده است، حداقل از منظر زمین‏ شناختی."
در صورتی که موجودات میکروسکوپی در مریخ تولید متان نمایند، می‏ بایست در اعماق زیاد زیر سطح مریخ مشغول به انجام این کار باشند، جایی که به قدر کافی گرم باشد تا آب به صورت مایع یافت شود. چرا که آب مایع برای همه انواع حیات ضروری است، همان‏طور که منابع انرژی و ذخیره کربن ضروری هستند.
بنا به گفته ‏های ماما، موجودات میکروسکوپی روی زمین بین 2 تا 3 کیلومتر زیر سطح یک آبگیر در آفریقای جنوبی به نام Witwatersrand زندگی می ‏کنند، جایی که فعالیت‏ های رادیواکتیو به صورت طبیعی باعث تجزیه مولکول‏ های آب به مولکول‏ های هیدروژن و اکسیژن می ‏شود. این موجودات از هیدروژن به عنوان منبع انرژی استفاده می‏ کنند.
این احتمال وجود دارد که موجودات مشابه توانسته باشند میلیاردها سال زیر لایه‏ ی همیشه یخ‏ بسته سطح مریخ دوام آورند. چرا که زیر این لایه آب به صورت مایع است. علاوه بر آن تشعشعات به عنوان منبع انرژی عمل می ‏کنند و دی ‏اکسید کربن کربن لازم را تامین می ‏نماید. گازهای متمرکز در این نواحی زیرزمینی، نظیر متان، ممکن است به دلیل ایجاد یک سوراخ یا نشتی در سطح سیاره به هنگام فصول گرم سال آزاد شوند و باعث ارتباط نواحی عمیق زیر زمینی با جو در محل دهانه ‏های آتشفشانی یا دره‏ ها گردند.»
ممکن است یک ساز و کار زمین‏شناختی باعث تولید متان در مریخ باشد، چه اکنون و چه میلیون‏ها سال پیش. روی زمین، تبدیل زنگ آهن به کانی­ های گروه سرپنتین (هیدرو سیلیکات منیزیم) منجر به تولید متان می ‏شود. در مریخ نیز همین روند ممکن است به کمک آب، دی‏ اکسید کربن و گرمای داخلی سیاره طی شود. هر چند شواهدی دال بر وجود فعالیت‏ های آشتفشانی در مریخ وجود ندارد، ولی متان محبوس شده در غارهای یخی ممکن است در زمان فعلی آزاد شوند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

یکی دیگر از محققان می‏ گوید: "ما ابرهای متعددی از گاز متان را روی مریخ کشف و نشانه ‏گذاری کردیم. در یکی از این ابرها 19000 تن متان وجود داشت. این ابرها همه در فصول گرم سال آزاد شده بودند، چرا که احتمالا با تبخیر یخ ‏های سطحی، منفذهایی در سطح ایجاد شده ‏اند که متان محبوس از طریق آن‏ها اجازه فرار یافته است." به گفته پژوهشگران، متان بر فراز مناطقی از مریخ دیده شده ‏اند که در آن‏ها شواهدی مبنی بر وجود توده ‏های یخ‏ یا جریان آب در زمان‏ های دور یافت شده است.
یک روش برای پاسخ به این سوال که آیا موجودات زنده تولید‏کننده‏ های متان در مریخ هستند، اندازه‏ گیری نسبت ایزوتوپ‏ هاست. خواص شیمیایی ایزوتوپ‏ های یک عنصر تا حدی با خود عنصر تفاوت دارد و موجودات زنده ایزوتوپ‏ های سبک‏تر را ترجیح می‏ دهند. اگر حیات باعث تولید متان در مریخ باشد، آب و متان آزاد شده در این سیاره می‏ بایست نسبت ایزوتوپ‏ های مشخصی را برای کربن و هیدروژن از خود نشان دهند. این وظیفه ماموریت‏ های آینده فضایی در مریخ خواهد بود که پرده از معمای منشا تولید متان در مریخ بردارند.



منبع :وبسیات نجوم

[ghazal_ak]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


کمتر پدیده کیهانی به اندازه دنباله ‏دارها باعث ایجاد بیم و ترس در بشر شده ‏اند. به طور خاص می‏ توان به دنباله‏ دار هالی اشاره کرد که در تلمود (یکی از کتب مقدس یهودیان) از آن به این صورت یاد می ‏شود...
کمتر پدیده کیهانی به اندازه دنباله ‏دارها باعث ایجاد بیم و ترس در بشر شده ‏اند. به طور خاص می‏ توان به دنباله ‏دار هالی، که آخرین بار در سال 1986 دیده شد، اشاره کرد که در تلمود (یکی از کتب مقدس یهودیان) از آن به این صورت یاد می ‏شود: «ستاره ‏ای که هر هفتاد سال یک‏ بار ظهور می ‏کند و باعث اشتباه ناخدایان کشتی ‏ها می ‏گردد». در سال 1066 میلادی، مشاهده این دنباله ‏دار درست پیش از جنگ هیستینگز (Battle of Hastings)، به عنوان نشانه ‏ای از بدشگونی تلقی شد. گفته می ‏شود در سال 1456، پاپ کالیکستوس سوم (Pope Callixtus III) دنباله‏ دار هالی را تکفیر کرده است.
دانش جدید البته به دنباله ‏دارها به صورت دقیق ‏تری می‏نگرد. امروزه می‏ دانیم که دنباله‏ دارهایی مانند هالی، توده‏ هایی مرکب از غبار و یخ هستند که در مدارهای به شدت بیضوی (بیضی­ هایی با خروج از مرکز نزدیک به یک) به دور خورشید می‏ گردند. دنباله‏ی زیبای دنباله‏ دارها ناشی از برخورد آن‏ها با ذرات بادهای خورشیدی است. ما حتی می‏ دانیم منبع دنباله‏ دارها از کجاست: آن‏ها اجرامی متعلق به کمربند کوییپر هستند که توسط نپتون و اورانوس از مدار اصلی خود خارج می‏ شوند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دنباله دار هیل- باپ، یکی از درخشان تزین دنباله دارهای قرن بیستم

اما در این میان مشکلی وجود دارد. برخی دنباله ‏دارها، نظیر دنباله ‏دار هیل-باپ که آخرین بار در سال 1997 از نزدیکی زمین گذشت، خیلی دیر به دیر ظهور می ‏کنند. بنابراین مدار این دنباله‏ دار باید بسیار بزرگ باشد، آن‏قدر بزرگ که نمی‏ تواند متعلق به کمربند کوییپر باشد. به همین دلیل بسیاری از منجمان این‏طور نتیجه می‏گیرند که منظومه شمسی در همه جهات توسط ابر نازکی از اجرام احاطه شده است که میلیاردها سال قبل توسط گرانش سیارات غول‏ پیکر منظومه از همسایگی خورشید به بیرون پرتاب گشته‏ اند.
وجود این ابر که به یاد ستاره‏ شناس هلندی، جان اورت (Jan Oort)، ابر اورت نام‏گذاری شده ‏است، اولین بار در سال 1950 مطرح شد. ابر اورت هرگز مشاهده نشده است اما در صورتی که دنباله‏ دارهای با دوره تناوب طولانی منشاء مشترکی داشته باشند، این منشا باید جایی 1000 برابر دورتر از مرزهای بیرونی کمربند کوییپر باشد. در چنین فاصله زیادی، دیگر این سیارات نخواهند بود که باعث خروج دنباله‏ دارها از مدار خود می ‏شوند، بلکه نیروهای کشندی کهکشان راه شیری و ستارگان همسایه این نقش را ایفا خواهند کرد. با این تفاسیر، ابر اورت حقیقتا مرز بین منظومه شمسی ما و فضای خالی است.
بدبختانه اگر پیدا کردن سیاره X دشوار است، یافتن ابر اورت به یک کابوس می‏ ماند. ابر اورت بسیار کم ‏نور و دور است. به علاوه اجزای تشکیل‏ دهنده آن این ‏قدر کوچکند که توسط تلسکوپ‏ ها قابل مشاهده نیستند. این به شدت مایه تاسف است، چرا که شمردن و تخمین اندازه این اجرام به ما کمک می‏ کند تا تصویری از محل تولد خورشید داشته باشیم و احتمالا سرنخی از مواد خامی به دستمان می‏ داد که سیارات غول ‏پیکر از آنها ساخته شده ‏اند.
تا به امروز، تنها اطلاعات مربوط به این قلوه‏ سنگ‏های کهن از دنباله‏ دارهای سرگردان و اجرام بزرگ کمربند کوییپر، که احتمالا ترکیبات مشابهی دارند، به دست‏آمده است. به نظر یکی از پژوهشگران سیاره ‏ای به نام هال لویسون (Hal Levison) «این کار درست مانند این است که بخواهیم از بیرون آب و با مشاهده باله‏ ها و دم یک نهنگ شکل آن را حدس بزنیم.»

[ghazal_ak]

تحقیقات نشان می دهد چهار قمر گالیله ‏ای مشتری آخرین بازماندگان از حداقل پنج نسل از اقماری هستند که زمانی به دور مشتری در گردش بوده و این سیاره تعداد زیادی از اقمار خود را بلعیده است.

«روبین کانوپ»(Robin Canup)، از موسسه پژوهشی جنوب‏غرب در کلورادو می‏ گوید:" احتمالا مشتری سایر اقمار را که ممکن است تعداد آنها بیش از بیست عدد نیز بوده باشد، در روزهای ابتدایی شکل‏ گیری منظومه شمسی بلعیده‏ است".
چهار قمر گالیله‎ای مشتری نقش پررنگی در تاریخ علم ایفا کرده ‏اند. کشف آن‏ها توسط گالیله در 400 سال قبل، مدرک انکار ناپذیری بر این واقعیت بود که همه‏ اجرام آسمانی به دور زمین نمی‏ گردند. اما تا به امروز هیچ کس تصور نمی‏ کرد مشتری روزگاری قمرهای بسیار بیشتری داشته است.تا به امروز وجود 63 قمر برای مشتری به طور قطعی به اثبات رسیده است.




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

اقمار گالیله ای مشتری. به ترتیب از چپ: گانیمد، کالیستو، آیو، اروپا


سایت نجوم