تبلیغات :
آکوستیک ، فوم شانه تخم مرغی، صداگیر ماینر ، یونولیت
دستگاه جوجه کشی حرفه ای
فروش آنلاین لباس کودک
خرید فالوور ایرانی
خرید فالوور اینستاگرام
خرید ممبر تلگرام

[ + افزودن آگهی متنی جدید ]




صفحه 2 از 4 اولاول 1234 آخرآخر
نمايش نتايج 11 به 20 از 32

نام تاپيک: منظومه شمسی[مقاله]

  1. #11
    اگه نباشه جاش خالی می مونه Pouriaqazvin's Avatar
    تاريخ عضويت
    Aug 2007
    محل سكونت
    iran
    پست ها
    252

    پيش فرض

    کد عکس دوم
    کد:
    برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

  2. #12
    آخر فروم باز ghazal_ak's Avatar
    تاريخ عضويت
    Sep 2007
    پست ها
    1,260

    پيش فرض آتشفشانها در فضا

    اطلاعات اوليه

    روش مقايسه از مشخصات اختر شناسي جديد است.براي مطالعه قوانين حاكم بر تكامل و ساختمان يك جسم فضايي ، پيدا كردن يك يا چند جسم مشابه آن در فضا و يافتن وجه اشتراك و تفاوت آنها مفيد مي‌باشد. با تعيين عللي كه منجر به تشابه يا اختلاف مي‌شوند، پرداختن به كار اصلي آسان‌تر است. تشابهات ، جنبه‌هاي مشتركي را كه بر تكامل اجسام مورد علاقه تاثير مي‌گذارد نشان مي‌دهد و عدم تشابه مشخص كننده عواملي مي‌باشد كه مسير‌هاي مختلف تكامل آنها را تعيين مي‌نمايد.

    حتي انتزاعي‌ترين تحقيقات علمي بايد طبيعتا به كاربرد علمي دانش جديد منتهي شود. اين جهت‌يابي كارهاي علمي ، از ماهيت اجتماعي علم به عنوان نوعي از فعاليت‌هاي انسان سرچشمه مي‌گيرد. اختر شناسي نيز از اين مسئله مستثني نيست. اخترشناسان در ضمن بررسي رويدادهايي كه در فضا به وقوع مي‌پيوندند. به ويژه هنگام مطالعه سيارات منظومه شمسي ابتدا درباره زمين فكر مي‌كنند. زيرا اين مسئله به آنها كمك مي‌كند كه درباره خانه خود در جهان بيشتر بدانند. از اين نظر در مطالعه فعاليت آتشفشان ما بسيار باارزش است.

    آتشفشان در زمين

    مراحل آتشفشاني از تظاهرات جالب فعاليت دروني سياره ما است كه اثرات زيادي بر روي بسياري از فرآيند ژئوفيزيكي دارد. مي‌توان به كمك اين واقعيت كه حدود 540 آتشفشان فعال در دنيا وجود دارد. يعني آتشفشان‌هايي كه حداقل يك بار در طي تاريخ ثبت شده دستخوش انفجار شده‌اند. درباره ميزان آتشفشان زمين تصوري پيدا نمود. از اين تعداد 360 آتشفشان در «حلقه آتش» رشته كوههاي آتشفشاني كه اقيانوس آرام را احاطه كرده‌اند، واقع شده‌اند و 68 آتشفشان در كامچاتكاپنينولا و جزاير كوريل قرار گرفته‌اند. در سالهاي اخير مشخص شده كه تعداد بسيار زيادتري از آتشفشان در كف اقيانوس وجود دارند. و فقط در ناحيه مركزي اقيانوس آرام ، حداقل 200000 آتشفشان يافت مي‌شود.

    انرژي انفجار آتشفشان

    مقدار انرژي كه در ضمن يك انفجار عادي آزاد مي‌شود. با انرژي 400000 تن از سوخت معادل آن قابل قياس است. انرژي كه در يك انفجار عظيم ايجاد مي گردد تقريبا معادل انرژي است كه از سوختن 5000000 تن ذغال سنگ حاصل مي‌شود.

    پيدايش آتشفشان در سطح ماه

    ذرات جامد زيادي كه در ضمن انفجار به فضا رانده مي‌شوند و پراكنده شدن پرتوهاي خورشيدي ، اثر قابل توجهي بر مقدار گرمايي كه به زمين مي‌رسد دارند. برخي از اطلاعات موجود نشان مي‌دهند كه در تاريخ سياره ما پيش از دوره يخبندان طولاني فعاليت شديد آتشفشاني صورت گرفته است. اطلاعات كنوني علمي نشان مي‌دهند كه فعاليت آتشفشاني همچنين در اجسام سياره‌اي ديگري كه از نظر ماهيت و ساختمان به زمين شباهت دارند رخ مي‌دهد.

    آتشفشان ها و حفره‌هاي سطح ماه

    ماه كه نزديك‌ترين همسايه زمين است. از نظر تكاملي شباهت زيادي با سياره زمين دارد. بنابراين ، مقايسه‌ها و مطالعات ماهواره‌اي بايد آشكار كننده بسياري از مسائل باشد. بر اساس اطلاعات به دست آمده از دستگاههاي اكتشاف ماه ، بيشتر دهانه‌هاي حلقه‌اي شكل سطح ماه در اثر تصادم پديد آمده‌اند. از سوي ديگر ، اثرات واضحي از فعاليت آتشفشاني در سطح آن كشف شده است. به عنوان مثال سنگ‌هاي سياه آتشفشاني مانند گدازه‌هاي منجمد از مشخصات برجسته سطح ماه هستند. به علاوه دلايلي براي قبول اين مسئله وجود دارد كه ما سكون‌ها يا تجمع ماده كه به وسيله ماهواره‌هاي مصنوعي ماه در زير ماريا (درياي ماه )كشف شده‌اند. چيزي جز حفره‌هاي گدازه‌هاي منجمد نيستند. احتمالا مشخصات ديگر سطح ماه وجود ارتباط نزديكي را با فعاليت آتشفشاني نشان مي‌دهند.

    اثرات آتشفشان در ماه

    در سطح ماه نواحي برآمده يا مناطق دايره شكل كه ارتفاع وجود دارد. و بر روي برخي از آنها علائمي مانند دهانه‌هاي آتشفشان‌ها (مناطق صخره‌اي تخريب شده اطراف دهانه‌ها) به وضوح ديده مي‌شود. ساختمان‌هاي مشابهي كه لاكوليت ناميده مي‌شوند نيز در زمين وجود دارند. آنها برآمدگي‌هاي پوسته زمين هستند كه در نتيجه آتشفشان پديد آمده‌اند. برخي از تپه‌هاي قفقاز شمالي يعني ماشوك ، بشتاف ، و زيميكا به اين گروه تعلق دارند. دانشمندان عقيده دارند كه فعاليتهاي آتشفشاني شديد بيشتر در طي نخستين ، يك و نيم ميليون سال تاريخ پيدايش ماه بوجود آمده‌اند. اين نظريه به وسيله سنجش عمر صخره‌هاي ماه كه داراي مواد آتشفشان مي‌باشد تاييد گرديد عمر صخره‌ها حداقل سه بيليون سال است.

    آتشفشان در سياره تير

    اثرات واضحي از فعاليت آتشفشاني در عكس‌هاي تهيه شده از تير نزديك‌ترين سياره به خورشيد ديده مي‌شود. سطح اين سياره به وسيله تعداد زيادي حفره ، سوراخ شده است. با آنكه حفره‌ها در اثر تصادم پديد آمده‌اند. اثرات جاري شدن گدازه‌ها در ته برخي از آنها قابل تشخيص است.

    آتشفشان در سياره زهره

    برخي از اطلاعات حاكي از آن است كه فعاليت‌هاي آتشفشاني هم اكنون نيز در سياره زهره ادامه دارند. همانطور كه مي‌دانيد درجه حرارت سطح زهره حدود 500 درجه سلسيوس است كه در نتيجه اثر گلخانه‌اي معين تجمع گرماي خورشيد در ناحيه پايين جو زهره به علت وجود لايه ابري در اطراف سياره مي‌باشد. كاملا امكان دارد كه آتشفشان‌ها و به ويژه جريان گدازه‌هاي داغ عامل كمك كننده ديگري باشد. ممكن است ذرات جامد فراواني كه بر اساس برخي از اطلاعات در جو زهره يافت مي‌شوند. داراي منشا آتشفشان باشند. به علاوه بايد گفت كه 17 درصد جو از دي اكسيد كربن ، گازي كه در ضمن فوران آتشفشان آزاد مي‌گردد تشكيل يافته است.

    منبع : gntnews.blogfa.com

  3. #13
    اگه نباشه جاش خالی می مونه Pouriaqazvin's Avatar
    تاريخ عضويت
    Aug 2007
    محل سكونت
    iran
    پست ها
    252

    پيش فرض

    کد عکس اول
    کد:
    برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

  4. #14
    Banned
    تاريخ عضويت
    Dec 2007
    محل سكونت
    تهران
    پست ها
    112

    پيش فرض ستاره دنباله دار

    هر ستاره دنباله دار، هسته اي متشكل از يخ و غبار (موسوم به گلوله برفي كثيف) دارد كه پهناي آن حدود 20 كيلومتر (12 مايل) است. هنگاميكه اين ستاره به خورشيد نزديك مي گردد، هسته اش تبخير شده و سري درخشان و دنباله اي طولاني شكل مي گيرد.

    بخش اعظم ميلياردها ستاره دنباله دار منظومه شمسي، در محدوده هاي دور دست آن قرار دارند، اما مدار بعضي از اين ستارگان از نزديكي خورشيد عبور مي كند و اين امر موجب مي شود تا شب هنگام در آسمان بخوبي ديده شوند.

    تمام منظومه شمسي ما از جمله دنباله دارها حدود4.5 ميليون سال پيش از رمبيدن يك توده ي بزرگ ابر و گاز به وجود آمد.اين توده ابتدا به آرامي مي چرخيد ولي هر چه رمبش ادامه پيدا كرد ،چرخش سريعتر شد و دماي آن بالا رفت.(درست مثل اين كه يك اسكيت باز با جمع كردن دستانش سريعتر مي چرخد). اين چرخش سريع از ريختن همه ي مواد به داخل هسته جلوگيري كرد.در عوض اين ابر و مواد موجود در آن به شكل يك صفحه ي تخت متراكم گشت.در همين زمان دماي هسته ي اين ابر بالا رفت تا آن جا كه همجوشي هسته اي آغاز گشت و بدين گونه خورشيد به وجود آمد. با وجود اين مناطق خارجي اين صفحه كاملا سرد بود .به علت كم بودن دما دانه هاي يخ شكل گرفتند و با تجمع آن ها توده هاي يخي با بزرگي چند كيلومتر شكل گرفتند،و توده هاي بزرگتر نيز سياره ها را شكل دادند.

    پهناي هسته يك ستاره دنباله دار فقط چند كيلومتر مي باشد، اما دنباله آن بسيار طولاني است. ستاره دنباله دار عظيمي كه در سال 1843 ديده شد، داراي دنباله اي بطول 330 ميليون كيلومتر (205 ميليون مايل) بود. چگالي اين دنباله ها حتي از بهترين خلئي كه در شرايط آزمايشگاهي در روي زمين ايجاد شده، كمتر است.

    چرا ستاره هاي دنباله دار دنباله دارند؟

    دنباله ي يك دنباله دار بارزترين مشخصه آن است. همچنانكه دنباله دار به خورشيد نزديك تر مي شود دم درخشاني در امتداد آن و در جهت مخالف خورشيد گسترش مي يابد. در فاصله اي زياد از خورشيد هسته دنباله دار ها سرد و مواد داخل آن منجمد مي باشند. با نزديك شدن به خورشيد باد هاي شديد خورشيدي قسمتي از هسته را تصعيد مي كنند كه اين مواد كما را تشكيل مي دهند. فعل و انفعالاتي كه باد هاي خورشيدي روي كما انجام مي دهند باعث به وجود آمدن هسته مي شوند. ساختار شيميايي كما مواد تشكيل دهنده دنباله را تعيين مي كند. ممكن است به نظر آيد كه دنباله داري دم ندارد ولي واقعا اين طور نيست بلكه دنباله آن قدر شفاف است كه ديده نمي شودولي دانشمندان با استفاده از ----- هاي مخصوص قادر به ديدن آن ها هستند.مثلا دم دنباله دار هيل پاب(1997)به راحتي در نور مرئي ديده مي شد ولي عكس هايي كه با فيلترتهييه شده بودند وجود تعدادي دنباله تشكيل شده از غبار و گاز هاي يونيده را نشان دادند.

    انواع دنباله ها:

    دو نوع دنباله وجود دارد:غبار و گاز يونيده.يك دم تشكيل شده از غبار محتوي ذراتي به بزرگي ذرات موجود دردود مي باشد.اين نوع دم هنگامي تشكيل مي شود كه يك باد خورشيدي مقداري ماده از كما جدا مي كند.چون اين ذرات بسيار كوچكند با كوچكترين نيرويي جابجا مي شوند در نتيجه اين دنباله ها مامولا پخش و خميده اند.دنباله هاي گازي وقتي تشكيل مي شوند كه نورخورشيد مقداري از مواد كما را يونيده مي كند و سپس يك باد خورشيدي اين مواد يونيده را از كما دور ميكند.دنباله هاي يوني معمولا كشيده تر و باريك ترند.هر دوي اين دنباله ها ممكن است تا ميليون ها كيلومتر در فضا پراكنده شوند.وقتي كه دنباله دار از خورشيد دور ميشود دم و كما ازبين ميروند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقي مي مانند.تحقيقات راجع به ستاره دنباله دار هيل پاب وجود نوعي دم رانشان داد كه شبيه دنباله هاي تشكيل شده از غبار بود ولي از سديم خنثي تشكيل شده بود.(همان طور كه گفتيم مواد موجود در هسته نوي كما و دنباله را تعيين مي كنند).

    دنباله دار ها از كجا مي آيند؟

    دنباله دار ها در دو جا به طور بارز يافت مي شوند :كمر بند كوييپر و ابر اورت.دنباله دار هاي كوتاه مدت معمولا از ناحيه اي به نام كمربند كوييپر مي آيند.اين كمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است.اولين جرم متعلق به كمربند كوييپر در سال 1922 كشف شد.اين اجسام معمولا كوچك هستند و اندازه ي آن ها از 10 تا 100 كيلومتر تغيير مي كند.طبق رصد هاي هابل حدود 200ميليون دنباله دار در اين ناحيه وجود دارد كه گمان مي رود از ابتداي تشكيل منظومه ي شمسي بدون تغيير مانده اند.دنباله دار هاي با تناوب طولاني مدت از ناحيه اي كروي متشكل از اجرام يخ زده به نام ابر اورت سرچشمه مي گيرند.اين اجرام در دورترين قسمت منظومه ي شمسي قرار دارند و از آمونياك منجمد ، متان ، سيانوژن ، يخ آب و صخره تشكيل شده اند.معمولا يك اختلال گرانشي باعث راه يافتن آن ها به داخل منظومه ي شمسي مي شود.

    مسير حركت دنباله دارها

    مدار سيارات نزديك به دايره است حال آن كه مدار دنباله دار ها به شدت بيضوي است. به علت تاثيرات گرانشي دنباله دار ها در حضيض سريعتر حركت مي كنند تا در اوج.دنباله دار ها از مدت چرخششان يه دور خورشيد طبقه بتدي مي شوند: دنباله دار ها بامدت تناوب كوتاه و متوسط-مانند هالي با دوره تناوب 76 سال- بيشتر در بين خورشيد و پلوتون به سر مي برند.اين دنباله دارها ابتدا در كمربند كوييپر هستند ولي نيروي گرانش يكي از سيارات به خصوص مشتري آن ها را نزديك خورشيد مي راند و دوره تناوب آن ها كمتر از 200 سال است.(شوميكر-لوي 9 يكي از اين دنباله دارها بود كه عاقبت در مشتري سقوط كرد). دنباله دار هاي بلند مدت با تناوبي بيش از 200 سال كه بيشتر در ابر اورت هستند. هيل پاب نمونه اي از اين دنباله دار ها است كه تناوبي برابر با4،000 سال دارد.

    ستارگان دنباله دار بر اساس دوره تناوب مداري شان به دو دسته تقسيم ميشوند:

    ستارگان داراي دوره تناوب مداري بيش از 200 سال و ستارگاني كه دوره تناوب مداري شان كمتر از 200 سال مي باشد.

    گروه اول، ستارگان با دوره تناوب طولاني و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداري كوتاه هستند.

    اين ظن وجود دارد كه ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، زماني در ابر اوپتيك - اورت داراي دوره تناوب طولاني بوده اند. بسياري از ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتا ، در فواصل زماني منظمي ديده شده اند كه معروفترين آنها ستاره دنباله دار هالي است. ستاره دنباله دار انكي كوتاهترين دوره تناوب مداري را دارد كه 5/3 سال مي باشد.

    ستارگان دنباله دار با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مقداري از مواد خود را بر اثر تبخير از دست مي دهند. دنباله ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، بسيار درخشان است، اما با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مواد خود را از دست داده و بدين ترتيب، امكان رويت آنها كمتر مي شود.

    بعضي از اين ستارگان قبل از متلاشي شدن فقط يك بار ديده مي شوند، هر چند كه طول عمر معمولي يك ستاره دنباله دار با دوره تناوب كوتاه حدود 10000 سال است. گردش بسياري از ستارگان دنباله دار داراي دوره تناوب طولاني بدور خورشيد هزاران يا حتي ميليونها سال طول مي كشد. بنابر اين، طول عمر اين ستارگان بسيار بيشتر از نوع ديگر است.


    منبع : دانشنامه رشد

  5. #15
    آخر فروم باز ghazal_ak's Avatar
    تاريخ عضويت
    Sep 2007
    پست ها
    1,260

    پيش فرض کمربند کویی پر

    دنیاهای یخزده‌ای در فاصله‌ی 5 تا 15 میلیارد كیلومتری خورشید در دور دست‌ترین قلمرو منظومه‌ی شمسی پرسه می‌زنند. به این محدوده از منظومه ‌ی شمسی كمربند كویی پر گفته می‌شود . اخترشناس هلندی تباری بنام جرارد كویی پر (1973ـ 1905) كه دوران دانشگاهی و پژوهشی خود را در ایالات متحده سپری كرد ، نخستین فردی بود كه به احتمال وجود چنین اجرامی در منظومه ‌ی شمسی پی برد. او بر اساس مدار برخی دنباله‌دارهای كوتاه دوره‌ی شناخته شده و وجود اجرامی مانند سیاره‌ی پلوتو باور داشت كه كمربندی از اجرام دنباله‌دار مانند در وَرای مدار نپتون وجود دارند . بیست سال پس از مرگ او نخستین جرم كمبرند كویی پر در فاصله‌ی 42 واحد نجومی از خورشید کشف شد. پیش از آنكه قطر آن به درستی تخمین زده شود ، خبر كشف سیاره‌ی دهم با تیترهای درشت در روزنامه‌های سراسر جهان منتشر شد كه رسانه‌ها به پیروی از نامی كه یكی از كاشفان این جرم بر آن گذاشته بود، آن را اسمایلی خطاب كردند . دیری نگذشت كه قطر آن 240 كیلومتر تخمین زده شد و مشخصات 1992QB1 هیاهوی پوچ برخاسته از كشف سیاره‌ی دهم را فرونشاند . این جرم ، نخستین عضور شناخته شده از اجرام كمربند كویی پر (KBO) بود.



    جرارد كویی پر (1973ـ 1905) اخترشناس هلندی تباری كه دوران دانشگاهی و
    پژوهشی خود را در ایالات متحده سپری كرد ، نخستین فردی بود كه
    به احتمال وجود چنین اجرامی در منظومه‌ی شمسی پی برد.


    از آن زمان تا كنون حدود 1000 خرده سیاره‌ی دیگر در كمربند كویی پر كشف شده است . تصور می‌شود در متراكم ‌ترین بخش این كمربند، در فاصله‌ی 30 تا 50 واحد نجومی (هر واحد نجومی فاصله‌ی متوسط زمین از خورشید است) معادل 5/4 تا 5/7 میلیارد كیلومتری از خورشید، حدود 70000 خرده سیاره به قطر بزرگتر از 100 كیلومتر وجود داشته باشد و شاید شمار اجرام كوچك‌تر كمربند كویی‌پر نیز ده‌ها بار بیش از این باشد. بسیاری از این اجرام در مدارهای كشیده و با تمایل مداری قابل توجه نسبت به صفحه‌ی دایره البروج (صفحه‌ی مداری زمین به دور خورشید) در حركت‌اند. احتمال دارد كه در برخی ملاقات‌های آنها با نپتون در هنگام حضیض مداری این اجرام، چنین آشفتگی‌هایی در مدارشان ایجاد شده باشد. برخی از آنها نیز در نقاط لاگرانژی مدار نپتون به صورت دو توده خرده سیارات در جلو و عقب نپتون همراه با آن به دور خورشید می‌گردند كه به آنها اجرام نپتون‌ نشین می‌گویند.



    بزرگترین اجرام کمربند کویی پر (( در مقیاس واقعی نسبت به زمین))


    حدود 5/4 میلیارد سال پیش وقتی سحابی اولیه‌ی منظومه‌ی شمسی در حال متراكم شدن بود و خورشید، پیش ستاره‌ای كم فروغ در مركز این ابر بود، خرده سیاره‌های سنگی و یخی، نخستین اجرام قابل توجهی بودند كه از ذرات غبار شكل گرفتند. در مرز بیرونی ابر اولیه منظومه، اجرام كمربند كویی پر به وجود آمدند. گرچه تناسبات مداری این اجرام با نپتون حكم می‌كند اغلب آنها در محدوده‌ی كویی پر باقی بمانند، اما مدار و جایگاه برخی از این خرده سیاره‌های یخی نیز طی دوران تحول منظومه‌ی شمسی تا امروز بسیار تغییر كرده است. برخی به درون منظومه‌ آمده‌اند و شمار بیشتری نیز احتمالاً به فواصل دورتری رانده شده‌اند. شاید برخی نیز به دام گرانش سیاره‌های غول پیكر گازی منظومه گرفتار شده باشند. به طور مثال، از تصاویر و اطلاعات فضاپیمای كاسینی از فوئبه، قمر دوردست و غیرعادی زحل، مشخص شد این صخره‌ی یخی 200 كیلومتری می‌بایست مسافری از كمربند كویی پر باشد. همچنین مشخصات تریتون، بزرگترین قمر نپتون نیز نشانه‌هایی از منشا كویی پری آن دارد. تریتون به قطر 2700 كیلومتر هفتمین قمر بزرگ منظومه شمسی است كه جثه آن حتی از پلوتو، یکی از سیارات کوتوله منظومه‌ی شمسی نیز بزرگتر است. تعریف ما از محدوده‌ی كمربند كویی پر به خوبی نشان می‌دهد پلوتو و قمرش كارن نیز كه در فاصله‌ی متوسط 40 واحد نجومی از خورشید قرار دارند، از اجرام كویی پر به حساب می‌آیند. با وجود این كه تا كنون فضاپیمایی به ملاقات پلوتو و هیچ یك از اجرام كمربند كویی پر نرفته است و تصویر آنها با بزرگترین تلسكوپ‌های موجود، فراتر از نقطه‌ای محو و مبهم نیست، اطلاعات بسیاری در باره‌ی آنها كسب شده است.




    جرم آنهایی كه مانند پلوتو همدمی دارند با توجه به دوره‌ی تناوب مداری آن دو به دور هم به خوبی تعیین می‌شود. برخی نیز به هنگام عبور نادری از مقابل ستاره‌های زمینه و اختفای زود گذر این ستاره‌ها، اطلاعاتی از خود بروز می‌دهند. اما بیشتر اطلاعات حاصل رصدهای پیگیر جا به جایی كم آنها در آسمان و نتیجه‌ی نورسنجی در صافی‌های مختلف و طیف سنجی در نور مرئی و فروسرخ است. دانسته‌های امروز ما نشان می‌دهد چگالی اغلب این اجرام مانند پلوتو حدود 2 گرم بر سانتی‌متر مكعب است كه در نتیجه ساختاری از یخ و سنگ دارند. یخ آب ماده‌‌ی اصلی است اما تركیبات دیگری نیز مانند یخ متان و آمونیاك در برخی از آنها به ویژه در پوشش سطحی‌شان فراوان است. به دلیل ساختار یخی آنها ضریب بازتاب نور یا آلبدو این اجرام بسیار بیشتر از خرده سیاره‌های سنگی منظومه شمسی یا همان سیارك‌هاست. اجرام كویی پر بین 30 تا 60 درصد نور خورشید را بازتاب می‌كنند، اما با وجود این به دلیل فاصله‌ی زیادشان از خورشید، نقاطی بسیار كم فروغ‌اند. به همین دلیل هنوز امیدهای بسیاری برای كشف خرده سیاره‌های یخی بزرگ در منظومه‌ی شمسی باقی است.

    MAGAZINE NOJUM 150

  6. #16
    آخر فروم باز ghazal_ak's Avatar
    تاريخ عضويت
    Sep 2007
    پست ها
    1,260

    پيش فرض

    نا حيه اي در خارج از منظومه ي شمسي وجود دارد كه به طور تخميني از تجمع ده بيليون تا يك تريليون پيكره ي صخره اي-يخي تشكيل شده و به عنوان اجرام كمربند كوئيپر ( KBOS ) شناخته شده است كه در حدود ۳۰ AU از خورشيد (فاصله ي نپتون) تا حداقل ۱۵۰AU كشيده شده است. این کمربند ساختار جانبي و مسطح ابر اوورت را تشكيل مي دهد.

    كمربند كوئيپر ساختاري قديمي تر از بيشتر قسمت هاي خارجي كروي شكل ابر اوورت دارد. اين كمربند به خوبي در مكان فعلی جاي گرفته- آنقدر دور كه در مدار سياره هاي غول پيكر به دام انداخته نشود- بيشتر اجرام دوردست ابر اوورت در واقع در فاصله اي نزديك به خورشيد شكل گرفته اند تا كمربند كوئيپر و سپس توسط جاذبه ي قوي مشتري و ديگر غول هاي گازي به دام انداخته شده و در مدار عظيم كنونيشان قرار گرفته اند.



    تصور مي شود كه كمربند كوئيپر منبع اجرام دنباله دار يخي و سنگي بوده، كه دارای دوره تناوب كوتاه مدتی هستند. اين كمربند به نام جرارد كوئيپر (Gerard Kuiper) نام گزاری شده است. او این نظریه را در سال ۱۹۵۱ مطرح کرد. اما همچنين گاهي آن را به كمربند كوئيپر- اج وورت ارجاع مي دهند به احترام ستاره شناس آماتور كنت اج وورت (Kenneth Edgeworth) (۱۹۷۲-۱۸۸۰) كسي كه در تنها نشريه ي علمي خود-كه با نام نشريه ي انجمن ستاره شناسي بريتانيا در ۱۹۴۲ منتشر مي شد- پيشنهاد وجود منطقه اي از اجرام يخي- سنگي (سياركي) در آنسوي سيارات خارجي را مطرح كرد. اولين مشاهدات حمايت كننده براي نظريه ي كمربند كوئيپر در سال ۱۹۹۲ انجام شد. زماني كه ديويد جويت (David Jewitt) از دانشگاه هاوايي و جين لو( Jane Luu) از دانشگاه بركلي كاليفورنيا اجرامي با ۲۰۰ كيلومتر را كشف كردند. این جرام دورتر از مدار پولوتو در حال گردش به دور خورشيد بودند. تاكنون اجرام مشابه بيشتري يافت شده است و آمارها نشان مي دهد كه به اندازه ي۷۰۰۰۰ جرم با قطر بيشتر از ۱۰۰ كيلومتر ممكن است دراين ناحيه وجود داشته باشد ( احتمالا فراسوي ۵۰AU ). بيشتر مطالعاتي كه در مورد كمربند كوئيپر توسط تلسكوپ و سفینه های تحقیقاتی انجام مي شود افق هاي تازه اي هستند براي روشن كردن اين پرسش كه بقاياي اوليه ي دوره ي ابتدايي منظومه ي شمسي چه هستند. همچنين روشن كننده ي چگونه گي شكل گيري سيارات منظومه ي شمسي هستند.

    منبع :
    کد:
    برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

  7. #17
    آخر فروم باز ghazal_ak's Avatar
    تاريخ عضويت
    Sep 2007
    پست ها
    1,260

    پيش فرض ستاره های دنباله دار

    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 : علم نجوم

  8. #18
    حـــــرفـه ای مرتضی nvcd's Avatar
    تاريخ عضويت
    Aug 2006
    محل سكونت
    بابل
    پست ها
    2,274

    پيش فرض ستاره دنباله دار

    هر ستاره دنباله دار، هسته اي متشكل از يخ و غبار (موسوم به گلوله برفي كثيف) دارد كه پهناي آن حدود 20 كيلومتر (12 مايل) است. هنگاميكه اين ستاره به خورشيد نزديك مي گردد، هسته اش تبخير شده و سري درخشان و دنباله اي طولاني شكل مي گيرد.

    بخش اعظم ميلياردها ستاره دنباله دار منظومه شمسي، در محدوده هاي دور دست آن قرار دارند، اما مدار بعضي از اين ستارگان از نزديكي خورشيد عبور مي كند و اين امر موجب مي شود تا شب هنگام در آسمان بخوبي ديده شوند.

    تمام منظومه شمسي ما از جمله دنباله دارها حدود4.5 ميليون سال پيش از رمبيدن يك توده ي بزرگ ابر و گاز به وجود آمد.اين توده ابتدا به آرامي مي چرخيد ولي هر چه رمبش ادامه پيدا كرد ،چرخش سريعتر شد و دماي آن بالا رفت.(درست مثل اين كه يك اسكيت باز با جمع كردن دستانش سريعتر مي چرخد). اين چرخش سريع از ريختن همه ي مواد به داخل هسته جلوگيري كرد.در عوض اين ابر و مواد موجود در آن به شكل يك صفحه ي تخت متراكم گشت.در همين زمان دماي هسته ي اين ابر بالا رفت تا آن جا كه همجوشي هسته اي آغاز گشت و بدين گونه خورشيد به وجود آمد. با وجود اين مناطق خارجي اين صفحه كاملا سرد بود .به علت كم بودن دما دانه هاي يخ شكل گرفتند و با تجمع آن ها توده هاي يخي با بزرگي چند كيلومتر شكل گرفتند،و توده هاي بزرگتر نيز سياره ها را شكل دادند.

    پهناي هسته يك ستاره دنباله دار فقط چند كيلومتر مي باشد، اما دنباله آن بسيار طولاني است. ستاره دنباله دار عظيمي كه در سال 1843 ديده شد، داراي دنباله اي بطول 330 ميليون كيلومتر (205 ميليون مايل) بود. چگالي اين دنباله ها حتي از بهترين خلئي كه در شرايط آزمايشگاهي در روي زمين ايجاد شده، كمتر است.

    چرا ستاره هاي دنباله دار دنباله دارند؟

    دنباله ي يك دنباله دار بارزترين مشخصه آن است. همچنانكه دنباله دار به خورشيد نزديك تر مي شود دم درخشاني در امتداد آن و در جهت مخالف خورشيد گسترش مي يابد. در فاصله اي زياد از خورشيد هسته دنباله دار ها سرد و مواد داخل آن منجمد مي باشند. با نزديك شدن به خورشيد باد هاي شديد خورشيدي قسمتي از هسته را تصعيد مي كنند كه اين مواد كما را تشكيل مي دهند. فعل و انفعالاتي كه باد هاي خورشيدي روي كما انجام مي دهند باعث به وجود آمدن هسته مي شوند. ساختار شيميايي كما مواد تشكيل دهنده دنباله را تعيين مي كند. ممكن است به نظر آيد كه دنباله داري دم ندارد ولي واقعا اين طور نيست بلكه دنباله آن قدر شفاف است كه ديده نمي شودولي دانشمندان با استفاده از ----- هاي مخصوص قادر به ديدن آن ها هستند.مثلا دم دنباله دار هيل پاب(1997)به راحتي در نور مرئي ديده مي شد ولي عكس هايي كه با فيلترتهييه شده بودند وجود تعدادي دنباله تشكيل شده از غبار و گاز هاي يونيده را نشان دادند.

    انواع دنباله ها:

    دو نوع دنباله وجود دارد:غبار و گاز يونيده.يك دم تشكيل شده از غبار محتوي ذراتي به بزرگي ذرات موجود دردود مي باشد.اين نوع دم هنگامي تشكيل مي شود كه يك باد خورشيدي مقداري ماده از كما جدا مي كند.چون اين ذرات بسيار كوچكند با كوچكترين نيرويي جابجا مي شوند در نتيجه اين دنباله ها مامولا پخش و خميده اند.دنباله هاي گازي وقتي تشكيل مي شوند كه نورخورشيد مقداري از مواد كما را يونيده مي كند و سپس يك باد خورشيدي اين مواد يونيده را از كما دور ميكند.دنباله هاي يوني معمولا كشيده تر و باريك ترند.هر دوي اين دنباله ها ممكن است تا ميليون ها كيلومتر در فضا پراكنده شوند.وقتي كه دنباله دار از خورشيد دور ميشود دم و كما ازبين ميروند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقي مي مانند.تحقيقات راجع به ستاره دنباله دار هيل پاب وجود نوعي دم رانشان داد كه شبيه دنباله هاي تشكيل شده از غبار بود ولي از سديم خنثي تشكيل شده بود.(همان طور كه گفتيم مواد موجود در هسته نوي كما و دنباله را تعيين مي كنند).

    دنباله دار ها از كجا مي آيند؟

    دنباله دار ها در دو جا به طور بارز يافت مي شوند :كمر بند كوييپر و ابر اورت.دنباله دار هاي كوتاه مدت معمولا از ناحيه اي به نام كمربند كوييپر مي آيند.اين كمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است.اولين جرم متعلق به كمربند كوييپر در سال 1922 كشف شد.اين اجسام معمولا كوچك هستند و اندازه ي آن ها از 10 تا 100 كيلومتر تغيير مي كند.طبق رصد هاي هابل حدود 200ميليون دنباله دار در اين ناحيه وجود دارد كه گمان مي رود از ابتداي تشكيل منظومه ي شمسي بدون تغيير مانده اند.دنباله دار هاي با تناوب طولاني مدت از ناحيه اي كروي متشكل از اجرام يخ زده به نام ابر اورت سرچشمه مي گيرند.اين اجرام در دورترين قسمت منظومه ي شمسي قرار دارند و از آمونياك منجمد ، متان ، سيانوژن ، يخ آب و صخره تشكيل شده اند.معمولا يك اختلال گرانشي باعث راه يافتن آن ها به داخل منظومه ي شمسي مي شود.

    مسير حركت دنباله دارها

    مدار سيارات نزديك به دايره است حال آن كه مدار دنباله دار ها به شدت بيضوي است. به علت تاثيرات گرانشي دنباله دار ها در حضيض سريعتر حركت مي كنند تا در اوج.دنباله دار ها از مدت چرخششان يه دور خورشيد طبقه بتدي مي شوند: دنباله دار ها بامدت تناوب كوتاه و متوسط-مانند هالي با دوره تناوب 76 سال- بيشتر در بين خورشيد و پلوتون به سر مي برند.اين دنباله دارها ابتدا در كمربند كوييپر هستند ولي نيروي گرانش يكي از سيارات به خصوص مشتري آن ها را نزديك خورشيد مي راند و دوره تناوب آن ها كمتر از 200 سال است.(شوميكر-لوي 9 يكي از اين دنباله دارها بود كه عاقبت در مشتري سقوط كرد). دنباله دار هاي بلند مدت با تناوبي بيش از 200 سال كه بيشتر در ابر اورت هستند. هيل پاب نمونه اي از اين دنباله دار ها است كه تناوبي برابر با4،000 سال دارد.

    ستارگان دنباله دار بر اساس دوره تناوب مداري شان به دو دسته تقسيم ميشوند:

    ستارگان داراي دوره تناوب مداري بيش از 200 سال و ستارگاني كه دوره تناوب مداري شان كمتر از 200 سال مي باشد.

    گروه اول، ستارگان با دوره تناوب طولاني و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداري كوتاه هستند.

    اين ظن وجود دارد كه ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، زماني در ابر اوپتيك - اورت داراي دوره تناوب طولاني بوده اند. بسياري از ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتا ، در فواصل زماني منظمي ديده شده اند كه معروفترين آنها ستاره دنباله دار هالي است. ستاره دنباله دار انكي كوتاهترين دوره تناوب مداري را دارد كه 5/3 سال مي باشد.

    ستارگان دنباله دار با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مقداري از مواد خود را بر اثر تبخير از دست مي دهند. دنباله ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، بسيار درخشان است، اما با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مواد خود را از دست داده و بدين ترتيب، امكان رويت آنها كمتر مي شود.

    بعضي از اين ستارگان قبل از متلاشي شدن فقط يك بار ديده مي شوند، هر چند كه طول عمر معمولي يك ستاره دنباله دار با دوره تناوب كوتاه حدود 10000 سال است. گردش بسياري از ستارگان دنباله دار داراي دوره تناوب طولاني بدور خورشيد هزاران يا حتي ميليونها سال طول مي كشد. بنابر اين، طول عمر اين ستارگان بسيار بيشتر از نوع ديگر است.

    منبع : هوپا

  9. #19
    حـــــرفـه ای مرتضی nvcd's Avatar
    تاريخ عضويت
    Aug 2006
    محل سكونت
    بابل
    پست ها
    2,274

    پيش فرض

    تير، سياره فراموش شده

    هرچند عطارد، اين جهان شگفت‌انگيز، يكي از نزديك‌ترين همسايگان زمين است، بيشتر بخش‌هاي آن ناشناخته مانده است. فلز جيوه، اقليم چهارم، فلك دوم، ... پيوندي تنگاتنگ و ناگسستني با اين هفتمين سياره باستانگان دارد.

    عطارد(تير) (Mercury)، نزديكترين همسايه خورشيد زندگي‌بخش، دنيايي از ركوردهاست. از ميان همه اجرامي كه از فشرده شدن ابر پيش‌ستاره‌اي خورشيد به وجود آمده‌اند، عطارد در بيشترين گرما شكل گرفته است. روز آن از پگاه تا پامگاه برابر با 59 روز زميني، طولاني‌ترين روز منظومه شمسي بوده و حتي از يك سال خودش بيشتر است.

    هنگامي كه به سمت‌الشمس (Perihelion)، نزديك‌ترين نقطه به خورشيد، مي‌رسد، حركت آن به اندازه‌اي سريع است كه از ديدگاه ناظري كه بر سطح آن قرار دارد، خورشيد در آسمان متوقف شده، رو به عقب حركت مي‌كند. اين كار تا زماني كه حركت وضعي سياره، پيشي گرفته و خورشيد را دوباره به حركت رو به جلو وادارد، ادامه خواهد داشت. در طي روز، دماي سطح آن به حدود 700 درجه كلوين، گرم‌تر از سطح هر سياره ديگر، بيش از دماي ذوب سرب رسيده، در شب به 100 درجه كلوين، كه براي انجماد كريپتون كافي‌است، سقوط مي‌كند.

    چنين مواردي، به طور استثنائي، عطارد را براي ستاره‌شناسان، جذاب مي‌كند. به همين دليل چند تلاش مخصوص، براي پژوهش‌هاي علمي، در باره اين سياره انجام شده است. خواص استثنائي عطارد، آن را براي تطبيق و هماهنگي با هر طرح فراگير تكامل منظومه شمسي، با مشكل روبرو نموده است. ولي از سوي ديگر، همين خواص غير معمول، به نوعي يك محك دقيق و حساس، براي فرضيه‌هاي ستاره شناسان است. هرچمد عطارد، پس از و زهره (ناهيد Venus) و مريخ (بهرام Mars) نزديك‌ترين همسايه زمين است، تنها درباره پلوتوي دوردست، كمتر از آن مي‌دانيم. بيشتر دانش ما درباره عطارد، از جمله پيدايش و تكامل، ميدان مغناطيسي اسرارآميز، جو رقيق، هسته احتمالا مايع و چگالي بسيار بالاي آن در پرده‌اي از ابهام باقي مانده است.

    عطارد به روشني مي‌درخشد، اما چنان دور است كه ستاره‌شناسان پيشين نتوانستند هيچ جزئياتي از عوارض زمينه آن را تشخيص دهند،‌ و فقط مسير حركت آن در آسمان را ترسيم كردند. همانند ديگر سيارگان دروني، عطارد از ديدگاه ناظر زميني، هرگز بيش از 27 درجه از خورشيد دور نمي‌شود. اين زاويه كوچكتر از زاويه‌اي است كه در ساعت 1، عقربه‌هاي يك ساعت با هم تشكيل مي‌دهند. پس به‌اين ترتيب، ديدن آن تنها در طول روز امكان‌پذير است كه آن هم به دليل پخش شدن نور خورشيد منتفي است، مگر در هنگام طلوع يا غروب كه خورشيد كه درست در زير افق قرار دارد. ولي در آن هنگام، عطارد در آسمان خيلي پايين قرار گرفته است و نور آن بايد از ميان هوايي گذر نمايد كه تا 10 بار آشفته‌تر و متلاطم‌تر از هوائي است كه درست بالاي سر ما قرار دارد. بهترين تلسكوپ‌هاي زميني تنها توانايي ديدن عوارضي از سطح عطارد را دارند كه چندصد كيلومتر يا بيشتر پهنا داشته باشند. اين دقت به‌مراتب پايين‌تر از ديدن ماه با چشم غير مسلح است.

    با وجود اين موانع، مشاهدات زميني نتايج جالبي داشته است. در سال 1955 ميلادي،1334، ستاره شناسان توانستند پژواك امواج گسيل شده رادار از سطح عطارد را دريافت كنند. با اندازه‌گيري اثر جابجايي دوپلر در فركانس امواج بازتابي، به حركت وضعي 59 روزه عطارد پي بردند. تا آن زمان، دانشمندان مي‌پنداشتند كه دوره حركت وضعي عطارد 88 روز و برابر با يك سال آن است، كه به اين ترتيب يك روي آن بايد همواره به سوي خورشيد مي‌بود. نسبت ساده دو به سه ميان روز و سال سياره بسيار قابل توجه است. عطارد كه در آغاز سريع‌تر به دور خود مي‌چرخيد، احتمالا انرژي خود را در طي پديده‌هاي كششي از دست داده، كند شده و سرانجام در مداري با اين نسبت عجيب به دام افتاده است.

    ممكن است چنين به نشر برسد كه رصدخانه‌هاي فضائي، مانند تلسكوپ فضائي هابل، به دليل آنكه محدوديت آشفتگي‌هاي جوي را ندارند، بايد ابزارهايي ايده‌ال براي مطالعه عطارد باشند. ولي متاسفانه هابل مانند بسياري از گيرنده‌هاي فضائي ديگر نمي‌تواند بر عطارد تمركز نمايد. به دليل نزديكي به خورسيد، نور شديد آن مي‌تواند به فطعات حساس نوري آسيب برساند.

    تنها راه ديگري كه براي بررسي عطارد باقي مي‌ماند، فرستادن يك سفينه فضائي است تا آن را از نزديك بررسي كند. تنها يك بار در دهه 1970 يك سفينه، مارينر 10، به عنوان بخشي از يك ماموريت بزرگ‌تر، كه كاوش منظومه داخلي شمسي بود، چنين سفري را انجام داد. بردن يك سفينه به آنجا كار ساده‌اي نبود. سقوط مستقيم به درون چاه پتانسيل گرانشي خورشيد غيرممكن بود. اين سفينه براي رد كردن انرژي گرانش به زهره، بايد با چرخشي سريع به دور آن به سوي عطارد كمانه مي‌كرد و در نتيجه اين كار، سرعت خود را براي ملاقات با عطارد از دست مي‌داد. در اين سفر، مدار مارينر به دور خورشيد امكان سه ملاقات نزديك با عطارد را در 29 مارس 1974، 21 سپتامبر 1974 و 16 مارس 1975 فراهم كرد. اين سفينه تصاويري از حدود 40% سطح عطارد را به زمين مخابره نمود كه در نگاه نخست، ظاهري شبيه به ماه را نشان مي‌داد.

    اين تصاوير، متاسفانه به اشتباه، اين عقيده را القاء نمود كه عطارد تفاوت بسيار كمي با ماه دارد و درست همانند ماه خودمان است كه در گوشه ديگري از منظومه شمسي جاي گرفته است. در نتيجه عطارد از برنامه فضائي ناسا قلم خورد، و بخش بزرگي از اين سياره همچنان بررسي نشده باقي ماند.

    در جستجوي آهن

    با سفر مارينر، دانش ما از عطارد، از تقريبا هيچ چيز، به آنچه كه امروزه مي‌دانيم، ارتقاء يافت. تجهيزاتي كه با سفينه حمل شدند،‌حدود 2000 تصوير با قدرت تفكيك مؤثري حدود 1.5 كيلومتر را به زمين مخابره كردند. دقت اين تصاوير همانند تصاويري از ماه است كه مي‌توان از زمين توسط يك تلسكوپ بزرگ گرفت. ولي تمام اين تصاوير، همه از يك سوي عطارد تهيه شده و هنوز ديگر سوي آن ديده نشده است.

    با اندازه‌گيري شتاب مارينر در ميدان گرانش به شدت نيرومند عطارد، ستاره‌شناسان به يكي از غيرعادي‌ترين خصوصيات آن، يعني چگالي بالاي سياره پي بردند. اجسام جامد (غير گازي) ديگر يعني زهره، ماه و مريخ و زمين، كاملا چگال هستند. كوچكترها، يعني ماه و مريخ، چگالي كمتر و بزرگترها،‌يعني زمين و زهره، چگالي بيشتري دارند. عطارد خيلي از ماه بزرگتر نيست ولي چگالي آن همانند سياره‌اي به بزرگي زمين است.

    مشاهده اين پديده سرنخي اساسي براي پي بردن به ساختار دروني عطارد است. لايه‌هاي بيروني يك سياره جامد، از مواد سبكتر مانند سنگ‌هاي سيليكاتي تشكيل شده است. با پيشروي در عمق، به دليل فشار لايه‌هاي بالايي و تركيب متفاوت لايه‌هاي دروني، چگالي افزايش مي‌يابد. هسته بسيار چگال سياره‌هاي جامد، به طور عمده، از آهن تشكيل شده است.

    پس در ميان سياره‌هاي جامد، عطارد بايد،‌به نسبت ابعادش، داراي بزرگ‌ترين هسته فلزي باشد. اين يافته، گواهي زنده‌اي براي فرضيه پيدايش و تكامل منظومه شمسي است. ديدگاه بيشتر ستاره‌شناسان براين‌است كه همه سياره‌ها در يك زمان از فشرده شدن ابرهاي دور خورشيد شكل گرفته‌اند. اگر اين فرضيه درست باشد، آنگاه خاص بودن چگالي عطارد را مي‌توان به يكي از سه شكل زير توضيح داد:

    · يكي اين كه تركيبات ابر خورشيدي در نزديكي مدار عطارد با جاهاي ديگر فرقي اساسي داشته باشد، تفاوتي خيلي بيش از آنكه مدل‌هاي تئوريك پيش‌بيني مي‌كنند.

    · دوم آنكه در آغاز عمر منظومه شمسي، خورشيد چنان پر انرژي بوده كه بر اثر گرماي آن عناصر فٌرار و كم چگال عطارد، بخار شده از آن گريخته‌اند.

    · سوم آنكه يك جسم بسيار پرجرم، درست پس از شكل گيري عطارد، با آن برخورد كرده باشد كه موجب بخار شدن مواد كم‌چگالي‌تر شده است.

    وضعيت شواهد كنوني هنوز به گونه‌اي نيست كه بتوانيم از ميان اين سه امكان يكي را برگزينيم.

    از همه عجيب‌تر اين‌كه، تحليل دقيق يافته‌هاي مارينر به همراه مشاهدات طيف‌سنجي مداوم از زمين، در شناسائي كوچكترين اثري از آهن در سنگ‌هاي سطح عطارد ناموفق مانده است. فقدان آهن در سطح عطارد، به شدت با مقدار پيش‌بيني شده آن در قسمت‌هاي دروني عطارد، در تضاد است. آهن در پوسته زمين وجود دارد. با طيف‌سنجي، وجود آن در سنگ‌هاي ماه و مريخ نيز تاييد مي‌شود. پس عطارد، تنها سياره از منظومه داخلي شمسي است كه آهن آن - كه از چگالي بالائي برخوردار است - در هسته‌اش متمركز شده و در پوسته آن سيليكات‌هائي ديده مي‌شود كه چگالي پايين‌تري دارند. دانشمندان حدس مي‌زنند كه عطارد آن‌قدر مدت زيادي به صورت مذاب بوده است كه مانند يك كوره ذوب آهن - كه در آن آهن پس از ذوب شدن به زير تفاله‌ها مي‌رود - مواد سنگين در مركز آن ته‌نشين شده باشند.

    يكي ديگر از يافته‌هاي سفينه مارينر 10، اين‌است كه عطارد داراي يك ميدان مغناطيسي نسبتا نيرومند است. ميدان آن از همه سيارگان دروني، به غير از زمين، قوي‌تر است. ميدان مغناطيسي زمين ناشي از فرآيندي به نام ديناموي خودگردان است كه در آن فلزات مذاب هادي الكتريسيته در هسته سيال زمين مي‌چرخند. اگر ميدان مغناطيسي عطارد هم ناشي از پديده‌اي همانند باشد، نتيجه مي‌گيريم كه اين سياره بايد يك هسته سيال داشته باشد.

    اين فرضيه هم يك مشكل دارد. اجسام كوچكي مانند عطارد، به نسبت حجم خود، از مساحت سطحي بالايي برخوردارند. به فرض آنكه ديگر شرايط يكسان باشد، نتيجه مي‌گيريم كه اجسام كوچك‌تر انرژي خود را زودتر به فضا گسيل مي‌كنند. اگر عطارد، همان‌گونه كه چگالي بالا و ميدان مغناطيسي آن نشان مي‌دهد، داراي يك هسته آهني باشد، آنگاه اين هسته مي‌بايست ميليونها سال پيش سرد و جامد شده باشد. يك هسته جامد هم نمي‌تواند اساس و بنيان يك ديناموي خودگردان باشد.

    از اين تناقض، نتيجه مي‌گيريم كه مواد ديگري نيز بايد در هسته باشند كه با پايين بردن نقطه ذوب آهن، باعث مايع ماندن آن در دماهاي پايين‌تر شوند. گوگرد، يك عنصر فراوان كيهاني، مي‌تواند يك كانديد مناسب باشد. در مدل‌هاي جديدتر پيشنهاد مي‌شود كه هسته عطارد از آهن جامد تشكيل شده ولي پوسته‌اي مايع از آهن و گوگرد با دماي 1300 درجه كلوين پيرامونش، احاطه شده باشد. اين فرضيه، گرچه هنوز اقبات نشده، به نظر مي‌رسد پاسخ مناسبي براي تناقض ياد شده باشد.

    همين كه سطح سياره‌اي به اندازه كافي جامد شد، بر اثر تنش‌هاي مداومي كه در طي زمان‌هاي طولاني تحت آن قرار مي‌گيرد، ترك برداشته، يا در اثر برخورد شهاب‌سنگ‌ها مانند تكه شيشه‌اي خرد مي‌شود. پس از تولد در چهار ميليارد سال پيش، عطارد تحت بمباران شهاب‌سنگ‌هاي بزرگي قرار گرفته است كه توانسته‌اند از پوسته شكننده بيروني آن به داخل نفوذ كرده، سيلاب‌هايي از گدازه را بر سطح آن جاري كنند. بعدها نيز، برخوردهايي كوچك‌تر موجب جريان يافتن گدازه شد. اين برخوردها بايد آن‌قدر انرژي آزاد كند تا بتواند لايه سطحي را ذوب نموده و يا بتواند در لايه‌هاي زيرين - كه مايع هستند- نفوذ كنند. سطح عطارد، توسط وقايعي كه پس از جامد شدن لايه بيروني آن رخ‌داده، خالكوبي شده است.

    زمين‌شناسان سياره‌اي، كوشش كردند با سودجستن از اين عوارض و بدون داشتن آگاهي دقيقي از نوع سنگ‌هايي كه سطح آن را تشكيل مي‌دهند، پي به تاريخ پر رمزوراز اين سياره ببرند. تنها راه براي تعيين دقيق عمر يك سياره، سودجستن از اطلاعات راديومتري نمونه‌هاي بازگردانده شده از آن سياره است. ( در مورد عطارد چنين چيزي در دسترس نيست و در آينده نزديك هم در دسترس نخواهد بود). ولي به‌جز آن زمين‌شناسان سياره‌اي، راه‌حل‌هاي نبوغ‌آميري براي تعيين عمر نسبي آن دارند كه بيشتر برپايه اصل برهم‌نهش (Superposition) است: هر عارضه‌اي كه بر روي عارضه‌اي ديگر قرار بگيرد يا شكافي در آن ايجاد كند از آن جوان‌تر است. از اين اصل استفاده مخصوصي در تشخيص عمر نسبي گودال‌ها (Crate) به عمل مي‌آيد.

    گذشته‌اي پر برخورد

    در سطح عطارد، چند گودال كه با حلقه‌هاي هم مركز تپه‌ها و دره‌ها احاطه شده به چشم مي‌خورد. احتمال دارد اين حلقه‌ها هنگامي تشكيل شده‌اند كه يك شهاب‌سنگ در هنگام برخورد با سطح عطارد، مانند سنگي كه در يك استخر مي‌افتد، در سطح ذوب شده، ايجاد امواج دايره‌اي نموده، و سپس اين امواج درجا جامد شده‌اند. كالوريس (Caloris)، دهانه‌اي به قطر 1300 كيلومتر، بزرگ‌ترين اين گودال‌ها است. برخوردي كه اين گودال در اثرٍ آن ايجاد شد، از خود زمينه‌اي صاف بر جا گذاشت كه بر روي آن، آثار برخوردهاي كوچكتر بعدي ثبت شده است. با برآوردي از نرخ برخوردها و توزيع اندازه گودال‌ها مي‌توان تخمين زد كه زمان اين برخورد حدود 3.6 ميليارد سال پيش بوده است. به اين ترتيب مي‌توان از زمان اين برخورد به عنوان يك مبدا زمان سود جست. اين برخورد چنان تكان‌دهنده بود كه سطح سوي ديگر عطارد را نيز تغيير داد، در نقطه مقابل كالوريس عوارض و شكاف‌هاي زيادي به چشم مي‌خورد.

    همچنين، سطح عطارد، به وسيله خطوطي برجسته با خاستگاهي ناشناخته بريده بريده شده است كه به صورتي مشخص در جهت‌هاي شمال به جنوب، شمال‌شرق به جنوب‌غرب و شمال‌غرب به جنوب‌شرق قرار دارند. به اين طرح‌ها شبكه عطارد گفته مي‌شود. يك توضيح براي علت اين نقش‌هاي شطرنجي اين است كه پوسته آن هنگامي جامد شده است كه سياره بسيار سريع‌تر به دور خود مي‌چرخيد، شايد با روزي كه تنها 20 ساعت به طول مي‌كشيد. به دليل اين تغيير سريع، سياره يك برآمدگي در استوا پيدا مي‌كندكه پس از كند شدن آن به اندازه كنوني، جاذبه باعث كروي‌تر شدن شكل آن مي‌شود. اين بريدگي‌ها هنگامي ايجاد شدند كه پوسته مي‌خواست خود را با اين تغيير شكل هماهنگ كند. اين كه اين چين‌خوردگي‌ها از گودال كالوريس گذر نكرده‌اند گواه بر اين است كه پيش از اين برخورد تشكيل شده‌اند.

    در هنگامي كه چرخش عطارد كند مي‌شد، گرماي آن هم رفته رفته از دست مي‌رفت تا جايي كه محدوده‌هاي بيروني هسته جامد شد. انقباض حاصله احتمالا از مساحت سطح سياره، حدود يك ميليون كيلومتر مربع كاسته است كه منجر به ايجاد شبكه‌اي از عوارض گشته است كه به صورت رشته‌اي از تپه‌ها يا كوه‌ها بر سطح عطارد ديده مي‌شوند.

    در مقايسه با زمين كه فرسايش، بيشتر گودار‌هاي حاصل از برخورد شهاب‌سنگ‌ها را از سطح آن پاك كرده است، عطارد، مريخ و ماه داراي سطوحي با گودال‌هاي فراوان هستند. همچنين به‌جز گودال‌هاي عطارد كه كمي بزرگ‌ترند، گودال‌هاي اين سه سياره از نظر اندازه داراي توزيع همانندي هستند. اين پديده نشان مي‌دهد كه سرعت اشيائي كه با عطارد برخورد كرده‌اند، از سرعت اشيائي كه با سيارگان ديگر برخورد كرده‌اند، بيشتر بوده است. اين نكته با گردش اين اجسام در مداري بيضوي به دور خورشيد همخواني دارد: اين اجسام در نزديكي مدار عطارد كه به خورشيد نزديك‌تر است، سريع‌تر از نقاط بيروني مدارشان حركت مي‌كنند. پس اين اجسام همه از يك خانواده بوده‌اند كه احتمالا از كمربند سيارك‌ها سرچشمه مي‌گيرد. در عوض، اندازه دهانه گودال‌هاي اقمار مشتري، از توزيع متفاوتي برخوردار است كه نشان مي‌دهد، با گروه ديگري از اجسام برخورد كرده‌اند.

    جو رقيق عطارد

    ميدان مغناطيسي عطارد، آنچنان نيرومند است كه بتواند ذرات بارداري همانند پروتونهاي موجود در باد خورشيدي را به دام اندازد. اين ميدان مغناطيسي باعث تشكيل كره‌اي به نام سپر مغناطيسي پيرامون عطارد مي‌شود، كه نسخه كوچكتري از سپر مغناطيسي زمين است. اين كره‌ها به نسبت فعاليت خورشيد پيوسته در حال تغيير و دگرگوني هستند. به دليل اندازه كوچكترش، سپر مغناطيسي عطارد مي‌تواند بسيار سريعتر از سپر مغناطيسي زمين تغيير كند. از اين رو مي‌تواند به سرعت به باد خورشيدي، كه در محدوده عطارد 10 بار نيرومندتر از زمين است واكنش نشان دهد.

    باد تند خورشيدي پيوسته، سطح آفتاب‌ديده عطارد را بمباران مي‌كند. ميدان مغناطيسي عطارد آن‌چنان نيرومند است كه بتواند جلوي رسيدن اين باد به سطح سياره را بگيرد، مگر هنگامي‌كه خورشيد بسيار فعال بوده و يا هنگامي كه عطارد در سمت‌الشمس قرار دارد. در اين هنگام باد خورشيدي راه خود را براي رسيدن به سطح عطارد پيدا كرده، پروتونهاي پر انرژي آن با برخورد به مواد پوسته، باعث كنده شدن آنها مي‌شوند. همين ذرات كنده شده هستند كه در دام سپر مغناطيسي گرفتار مي‌آيند.

    البته اجسامي به داغي عطارد، به دليل آن‌كه سرعت حركت مولكولهاي گاز از سرعت گريز سياره بيشتر است، نمي‌توانند جو قابل ملاحظه و چشمگيري را پيرامون خود نگه دارند. مواد فرار عطارد، به هر اندازه كه باشند، خيلي زود در فضا گم مي‌شوند. به همين دليل تا مدتهاي مديد نظر بر اين بود كه عطارد جو ندارد. ولي دستگاه طيف‌سنج سفينه مارينر 10، مقادير ناچيزي از هيدروژن، هليم و اكسيژن را نشان داد. پس از آن، مشاهدات زميني هم آثاري از سديم و پتاسيم را آشكار ساخت.

    هنوز به درستي سرچشمه اين جو و علت وجود اين مواد در آن مشخص نشده است. جو عطارد، برخلاف پوشش گازي زمين، پيوسته در حال از دست رفتن و جايگزيني است. بخش اعظم آن به احتمال قوي، مستقيم يا غيرمستقيم توسط باد خورشيدي ايجاد شده است. برخي از مواد تشكيل دهنده آن ممكن است از سپر مغناطيسي يا از سقوط مستقيم مواد به صورت شهابسنگ ايجاد شده باشد. البته همين كه يك اتم، توسط باد خورشيدي از سطح عطارد كنده شود، به اين جو رقيق افزوده مي‌شود. همچنين ممكن است هنوز هم اين سياره، آخرين بقاياي ذخاير نخستين خود از مواد فرار را به بيرون براند.

    منبع: هوپا

  10. #20
    حـــــرفـه ای مرتضی nvcd's Avatar
    تاريخ عضويت
    Aug 2006
    محل سكونت
    بابل
    پست ها
    2,274

    پيش فرض

    فهرست مقالات تاپیک منظومه شمسی :

    لطفا از دادن پست تشکر و پرسیدن سوال در این تاپیک بپرهیزید
    1. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

Thread Information

Users Browsing this Thread

هم اکنون 1 کاربر در حال مشاهده این تاپیک میباشد. (0 کاربر عضو شده و 1 مهمان)

User Tag List

قوانين ايجاد تاپيک در انجمن

  • شما نمی توانید تاپیک ایحاد کنید
  • شما نمی توانید پاسخی ارسال کنید
  • شما نمی توانید فایل پیوست کنید
  • شما نمی توانید پاسخ خود را ویرایش کنید
  •