کليه مقالات نجوم

[sajadhoosein]

برخی ستاره شناسان بزرگ



نیکولاس کوپرنیک
نیکولاس کوپرنیک یک منشی دفتری در کلیسای کاتولیک رومی بود که در سال ۱۴۷۳ میلادی در لهستان متولد شد. او علاقه خاصی به نجوم داشت و بعد از مشاهده دقیق سیاره ها و محاسبه حرکتهایشان راه های جدید و ساده تری را برای توضیح حرکت آنها کشف کرد. در آن زمان او بر این فرض بود که زمین و همه سیاره های منظومه شمسی به دور خورشید می گردند( البته به استثنای ماه که در همه نظریه ها تصور می شد که به دور زمین می گردد). که به نام نظریه خورشید مرکزی معروف بود.اما او هنوز عقیده داشت که همه اجرام آسمانی در مسیرهای دایره ای کامل حرکت می کنند.
زمان زیادی طول کشید تا کوپرنیک عقایدش را منتشر کرد. احتمالا” به دلیل اینکه او از مراجع کلیسای زمان خودش که عقیده داشتند که زمین بایستی ثابت باشد می ترسید. در واقع کتاب او تا قبل از مرگش به چاپ نرسید. کتاب او در گردش کرات آسمانی نامیده شد. در این کتاب او عالمی را تشریح می کند که در آن خورشید در مرکز و به ترتیب عطارد،زهره،زمین،مریخ،مشتر ی و زحل به دور آن می گردند. در بالای اینها کره ستارگان ثابت قرار دارد.
تیکو براهه
تیکو براهه یک ستاره شناس بزرگ دانمارکی بود که در سال ۱۵۴۶ متولد شد و به عنوان یک ستاره شناس ماهر شهرتی برای خود کسب نموده بود. او در اندازه گیری موقعیت ستارگان و سیاره ها در آسمان تبحر داشت و این کار را بسیار دقیق ترازهر کسی که در گذشته انجام داده بود انجام می داد. خطاهای او در اندازه گیری بندرت بیشتر از یک دقیقه قوسی بود که او این اندازه گیری ها را بدون کمک تلسکوپ انجام می داد. در واقع او از وسیله ای به نام کویدرانت یا یک ربع استفاده می کرد که اساسا” یک ربع یک دایره بود که به طور عمودی نصب شده بود و بر روی آن یک بازوی محوری دیداری قرار داشت.او در طول بازوی دیداری (که بیشتر شبیه نشانه گیری یک تفنگ بود) به سمت یک ستاره نگاه می کرد و موقعیت آن را روی درجه بندی که روی کویدرانت بود می خواند.
فردریک پادشاه دانمارک جزیره کوچکی را در اختیار او گذاشت تا یک رصدخانه ایجاد کند و در این جا بود که او بیشتر کارهایش را انجام می داد. او مشهور به بد اخلاقی بود. چنین گفته شده بود که او قسمتی از بینی اش را در یک دعوا از دست داده بود و بعد خودش آن را با آلیاژی از فلزات جایگزین کرد که تا آخر عمر نیز برای او باقی ماند. تیکو براهه در مورد عالم نظریه خاص خودش را داشت. او عقیده بطلمیوس را که هر چیزی به دور زمین می گردد به طور کامل قبول نداشت و همچنین از پذیرفتن پیشنهاد کوپرنیک که زمین به دور خورشید می گردد نیز امتناع می کرد. ولی بعد ها این تحقیقات تیکو بود که درستی نظریات کپرنیک را ثابت کرد.
یوهان کپلر
یوهان کپلر یک اخترشناس و ریاضیدان آلمانی بود. از کودکی استعداد بسیار در ریاضیات داشت و در دانشگاه توبینگن از شهرهای آلمان تحصیل کرد. در بیست و دو سالگی معلم ریاضیات شد و به مطالعه در رابطه با اخترشناسی پرداخت. با بررسی مدارهای اجرام آسمانی توجه تیکو براهه اخترشناس دانمارکی را به خود جلب کرد و شاگرد و دستیار او شد. پس از مرگ تیکو براهه نوشته های او به کپلر رسید. کپلر با استفاده از پژوهشهای بیست ساله تیکو براهه قانونهایی را بیان کرد که به نام قوانین کپلر شهرت دارد. کپلر نخستین کسی است که اصول واقعی روش کار با تلسکوپ را بیان کرد. مهمترین اثر او کتاب نجوم جدید است.
گالیلیو گالیله
گالیلیو گالیله در سال ۱۵۶۴ در شهر پیزا واقع در ایتالیا متولد شد. او در سال ۱۵۸۱ میلادی وارد دانشگاه پیزا شد تا خود را برای شغل طبابت آماده کند. ولی بزودی به علم مکانیک و ریاضیات علاقه مند شد. او در سال ۱۵۸۹ به عنوان استاد ریاضی در دانشگاه پیزا منصوب شد. ولی چندی نگذشت که از شغل خود استعفا داد.
در یکی از سالهای دهه ۱۵۹۰ میلادی فرضیه کپرنیکی منظومه شمسی را پذیرفت. در سال ۱۶۰۹ گالیله از عدسیهایی که یک عینک سازهلندی به نام هنزلیپارشی می ساخت اطلاع حاصل کرد و سپس بدون آن که حتی یک تلسکوپ هم دیده باشد تلسکوپ خود را ساخت. از او باید به عنوان اولین کسی یاد کرد که به طور رسمی در کار ستاره شناسی از تلسکوپ استفاده کرد. در ابتدا تلسکوپ او تنها ۳ برابر بزرگنمایی می کرد اما بعد از مدتی او تلسکوپی ساخت که ۳۰ برابر بزرگنمایی می کرد. او به کمک این تلسکوپ توانست برای اولین بار سطح ماه را به خوبی ببیند و اقمار سیاره مشتری و حلقه های زحل را کشف کند و سپس به مشاهده لکه های سطح خورشید بپردازد.
ادموند هالی
ادموند هالی یک اخترشناس،ریاضیدان و مخترع انگلیسی بود. از بیست سالگی در سنت هلن جزیره ای در جنوب اقیانوس اطلس به رصد کردن ستارگان آسمان نیمکره جنوبی پرداخت. در بازگشت به وطن از دوستان بسیار نزدیک نیوتن شد. وی معتقد بود که دنباله دارها مانند سیارات احتمالا” دارای مدار بیضوی هستند. این بدان معنا بود که دنباله دارها را می توان ردیابی نمود و بازگشت آنها را محاسبه و حتی پیش بینی کرد. هالی با کمک قانون جاذبه نیوتن پیش بینی کرد که دنباله داری که در سالهای ۱۶۰۷ و ۱۶۸۲ از کنار زمین گذشت در سال ۱۷۵۸ باز خواهد گشت. دنباله دار مزبور در سال ۱۷۵۹ بازگشت یعنی یک سال دیرتر، زیرا از مجاورت مشتری رد شده بود و جاذبه نیرومند مشتری از سرعت آن کاسته بود. ولی سال ۱۷۵۹ به سال ۱۷۵۸ بسیار نزدیک است پس پیش بینی هالی دقیق بود و دنباله دار مزبور به افتخار او هالی نامیده شد.
جیووانی دومینیکو کاسینی
اخترشناس فرانسوی ایتالیایی تبار و استاد نجوم دانشگاه بولونیا بود و بیشتر اوقات به رصد ستارگان می پرداخت. او مدت حرکت وضعی مریخ و مشتری را به دست آورد و چهار قمر زحل را کشف کرد. با ارزشترین کار علمی وی تعیین اختلاف منظر مریخ و تعیین فاصله سیاره مریخ از زمین بود. او به همین طریق توانست فاصله خورشید از زمین را به دست آورد اما نتیجه این کار چندان درست نبود. در سال ۱۶۶۹ میلادی لویی چهاردهم پادشاه فرانسه وی را به پاریس دعوت کرد. کاسینی این دعوت را پذیرفت و بقیه عمر را در پاریس گذراند.
هنریتا سوان لویت
بانوی اخترشناس آمریکایی ، اخترشناس رصدخانه هارواردبود. وی مدتها درباره ابرهای ماژلانی کار کرد و در سال ۱۹۱۲ میلادی به کشف عمده ای دست یافت. وی بیشتر به ستارگانی توجه داشت که دوره درخشندگی آنها متفاوت بود و او آنها را متغییرهای قیفاووسی نامید. خانم لویت دریافت که هر چه دوره تناوب درخشندگی طویلتر باشد ستاره درخشانتر است. با این کشف تعیین فاصله ستاره های دوری را که نمی توانستند اختلاف منظر آنها را به دست آورند امکانپذیر شد.
پییر دو لاپلاس
اخترشناس و ریاضیدان فرانسوی در خانواده ای فقیر به دنیا آمد و به مساعدت و تشویق عموی کشیش خود به تحصیل روی آورد. در شانزده سالگی به دانشگاه کان راه یافت و با شوق هرچه تمامتر رشته ریاضیات را دنبال کرد. در ۱۸ سالگی عازم پاریس شد و با نوشتن رساله ای درباره مکانیک توجه دالامبر را جلب کرد و به استادی ریاضیات مدرسه نظام پاریس دست یافت.
یکی از مسایلی که لاپلاس برای یافتن راه حل آن اقدام کرد مسیله بی نظمی مدار سیارات بود که دانشمندان از مدتها قبل به آن پی برده بودند. لاپلاس این مشکل را حل کرد و نظریات خود را در کتاب بزرگی به نام مکانیک سماوی شرح داد. انتشار این کتاب از سال ۱۷۹۹ تا سال ۱۸۲۵ میلادی طول کشید. در این سالها حوادث سیاسی عمده ای در فرانسه جریان داشت و لاپلاس با تدابیر خاصی از این جریانها گذشت. شهرت عمده لاپلاس به خاطر ارایه نظریه ای درباره تشکیل منظومه خورشیدی بود. بنابراین نظریه منظومه خورشیدی در آغاز توده عظیم ابر مانندی بسیار داغ بوده است که به کندی دوران می کرده است. این توده ابر مانند به تدریج گرمای خود را بر اثر تشعشع از دست داده،متراکم شده و بر اثر کم شدن حجم سرعت دوران آن افزایش یافته است. سپس بر اثر نیروی گریز از مرکز حلقه هایی از این توده جدا شده و سرانجام به صورت منظومه خورشیدی در آمده است. این نظریه که به نظریه سحابی معروف است در سراسر قرن نوزدهم معتبر بود تا اینکه در اوایل قرن بیستم از اعتبار افتاد و سپس با اصلاحاتی اعتبار خود را بدست آورد.
ادوین هابل
ادوین هابل یک اخترشناس آمریکایی بود که ابتدا در آکسفورد به تحصیل حقوق پرداخت و سپس به اخترشناسی روی آورد و از ۱۹۱۴ تا ۱۹۱۷ میلادی در رصدخانه یرکیز مشغول به کار شد.
جنگ جهانی اول وقفه ای در کارش پدید آورد و متعاقب آن در رصدخانه ماونت ویلسون به کمک تلسکوپ صد اینچی به انجام رصدهای آسمانی و پژوهشهای نجومی پرداخت.
وی علاقه خاصی به سحابیها داشت و در سال ۱۹۲۴ میلادی با بزرگترین تلسکوپ آن زمان ستارگان درون سحابی آندرومدا را کشف کرد. از آن پس نیز تحقیقات خود را در این زمینه ادامه داد و ثابت کرد که تعدادی از ستارگان از نوع متغییرهای قیفاووسی هستند. هابل با استفاده از قانون دوره تناوب درخشندگی فاصله سحابی آندرومدا تا زمین را استنتاج کرد و به این ترتیب مطالعه درباره جهان ماورای کهکشان را بنیاد نهاد و برای نخستین بار وجود اجرام سماوی برون کهکشانی را اعلام داشت. وی درصدد برآمد تا کهکشانها را از روی شکل و از نظر تحول احتمالی طبقه بندی کند. بزرگترین نتیجه ای که از این کار به دست آورد تحلیلی بود که در سال ۱۹۲۹ میلادی درباره سرعتهای دور شدن یا نزدیک شدن آنها و انبساط جهان به عمل آورد.
ویلیام هاگینز
ویلیام هاگینز یک اخترشناس انگلیسی بود که در جوانی به تحقیقات میکروسکوپی علاقه داشت. اما در سال ۱۸۶۵ میلادی به ساختن رصدخانه ای در نزدیکی لندن اقدام کرد و از آن پس به تحقیقات و رصدهای نجومی روی آورد. در سال ۱۸۶۳ میلادی از تحقیقاتی که درباره خطوط طیفی به عمل آورد اعلام داشت که همان عناصری که در زمین وجود دارد در ستارگان نیز یافت می شود که در آن زمان گفتاری حیرت انگیز بود. وی در سال ۱۸۶۶ میلادی برای نخستین بار طیف یک سحابی را مورد مطالعه قرار داد و ثابت کرد که اطراف آن را گاز هیدروژن فرا گرفته است. هاگینز با استفاده از تحقیقات فیزو در مورد تعمیم اصل دوپلر به بزرگترین کشف علمی خویش نایل آمد. وی دریافت که اگر ستاره ای به زمین نزدیک شود یک نوع جابه جایی به طرف بنفش در خطوط طیفی آن روی می دهد. حتی توانست از روی مقدار جابه جایی سرعت را در امتداد دید تعیین کند.
ژرژ لومتر
ژرژ لومتر اخترشناس بلژیکی بود که ابتدا در رشته الهیات تحصیل کرد و در سال ۱۹۲۲ میلادی کشیش شد. سپس به نجوم روی آورد و در دانشگاه کمبریج انگلستان و انستیتوی تکنولوژی ماساچوست در آمریکا به تحصیل پرداخت و در سال ۱۹۲۷ میلادی درجه دکتری گرفت. آنگاه به کشور خود بلژیک بازگشت و به سمت استادی نجوم فیزیکی در دانشگاه بودن برگزیده شد.
وی معتقد بود که همه کهکشانها در ابتدا چنان به هم نزدیک بوده اند که صورت توده واحدی داشته اند. وی این توده واحد که تمام جهان را شامل بوده است تخمک کیهانی می نامید. به نظر وی این تخمک کیهانی بر اثر یک انفجار عظیم منفجر شده و انبساط عالم نیز باقیمانده آن انفجاری است که میلیاردها سال پیش روی داده است. لومتر نظریات خود درباره کیهانزایی را در سال ۱۹۲۷ میلادی منتشر کرد

[sajadhoosein]

کهکشان راه شیری



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 . کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود ۵۰۰ میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود ۱۰ 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 ۱۰۰۰۰ سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با ۱۰۰۰۰۰ سال نوری و ضخامتی برابر با ۱۰۰۰ سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا ۵۰۰۰۰ 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 ۲۲۰ کیلومتر (۱۳۵ مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود ۲۵۰ میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید ۱۵ تا ۲۰ دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است . 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 . 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 . 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 ۱۰۰۰۰۰ سال نوری است. ۳۰۰۰۰ 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 . 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 .

[sajadhoosein]

لباس فضانوردی



یک لباس فضایی در حقیقت [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] فضایی کوچکی است که وسایل محافظت از جان فضانورد، ارتباطات، تغذیه و سایر نیازمندیهای یک انسان همگی در آن جاسازی شده است. لباسهای فضایی امروزی ، از زمان ساخت اولین پیش نمونه آن توسط خلبانی به نام وایلی پست در سال ۱۹۳۴، راه درازی را برای تکامل پیموده‌اند.
وایلی پست، لباسی را که خودش طراحی کرده بود پوشید تا بتواند رکورد پرواز در بیشترین ارتفاع را از آن خود کند. لباس او در اصل یک لباس غواصی لاستیکی بود که بخشهای مربوط به دست و پا را با نخ به گونه‌ای به آن بسته بود که به راحتی می‌توانست اهرمهای هدایت هواپیما را حرکت دهد. وی همچنین از یک کلاه فلزی برای مراقبت از سر خود استفاده کرده بود.
در دهه ۱۹۶۰ میلادی، فعالیتهای چشمگیری برای تکمیل لباسی که جهت سفر به فضا مناسب باشد، به جریان افتاد. نمونه‌های اولیه چندان راحت نبودند و تهویه در آنها به سختی انجام می‌گرفت، اما در ۲۱ جولای ۱۹۶۹ زمانیکه “نیل آرمسترانگ” قدم به ماه گذاشت، لباسهای فضایی بسیار بهبود یافته بودند و آنچه آرمسترانگ بر تن کرده بود بسیاری از خصوصیات لباسهای امروزی را در خود داشت.
یکی از بزرگترین اصلاحاتی که در لباس آرمسترانگ صورت گرفته بود تعبیه دستگاه سرمایش مایع در داخل لباس بود. این موضوع بخار گرفتگی داخل لباس فضایی را که فضانوردان قبلی از آن شکایت می‌کردند، از بین برد. علاوه بر این انعطاف پذیری آن به حدی بود که اجازه انجام بسیاری از حرکات لازم را به فضانورد میداد.
امروزه فضانوردان مجموعه‌ای از [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] در اختیار دارند. هر یک از آنها برای کار در محیطی خاص طراحی شده است. در خلال پرتاب و فرود، آنها لباسهایی با فشار داخلی جزئی به تن میکنند که محفظه مخصوص چتر نجات را نیز در خود به همراه دارد. این لباس تشکیل شده است از کلاه ایمنی ، دستگاه ارتباطی ، نیم تنه ، چکمه‌ها و دستکشها. در داخل لباس قسمتهای بادکنک مانندی تعبیه شده است که هنگام کم شدن فشار داخل کابین ، بطور خودکار باد می‌شوند تا فشار لازم را در قسمت پایینی بدن حفظ کنند. بدون وجود این بادکنکها و در صورت کم شدن فضار کابین، فضانوردان به علت جمع شدن خون در قسمت تحتانی بدنشان از حال خواهند رفت.
به محض رسیدن به مدار ، فضانوردان لباسهایی را کم و بیش شبیه لباسهای عادی است به تن می‌کنند، البته با این تفاوت که این لباسها تعداد زیادی جیب برای قرار دادن قلم و کاغذ دارند، زیرا در غیر اینصورت این وسایل در داخل کابین فضاپیما به پرواز در خواهند آمد.
اما لباس فضایی حقیقی ، که بیشتر برای مردم آشناست، در واقع همان “امو” است. در گذشته لازم بود برای هر فضانورد یک لباس اختصاصی دوخته شود، اما طراحیهای امروزی به صورت قطعه قطعه انجام می‌شود، بدین ترتیب که نیم تنه های بالا و پایین ، دستها و دستکشها همه در اندازه‌های مختلف آماده می‌شوند که می‌توان آنها را باهم ترکیب کرد تا لباسی به اندازه یک فضانورد خاص بدست آید. با این شیوه ، هر لباس فضایی را می‌توان مورد استفاده قرار داد.
در صورتی که انسان بدون حفاظ وارد فضا شود، به سرنوشت دردناکی دچار خواهد شد. نبود اکسیژن اولین عاملی است که او را از پای در خواهد آورد. از طرفی در جایی که فشار جو تقریبا برابر صفر است، تمامی گازهای بدن منبسط شده و از منافذ آن بیرون خواهند زد، در عرض ۱۵ ثانیه شخص بی‌هوش خواهد شد و پس از ۴ دقیقه خواهد مرد.
پس از این ، نوبت سرما و گرماست. انسانها تنها قادر به تحمل گستره کمی از دماهای بالاتر و پایینتر از دمای عادی بدن (۳۷ سانتیگراد) می‌باشند، اما در فضا گستره دماها وحشتناک است. در قسمتی که نور خورشید نمی‌تابد، دما می‌تواند تا منهای ۲۵ درجه سانتیگراد کاهش یابد، در حالی که در محل تابش نور خورشید، دما ممکن است به بالاتر از ۲۵۰ درجه سانتیگراد برسد. علاوه بر اینها ، محافظت در برابر تابش مرگبار خورشید نیز لازم است. حتی مقادیر کم آن طی یک مأموریت ، می‌تواند برای کشتن فرد کافی باشد.

طبق برآوردهای انجام شده ، در صورتی که یک زن فضانورد محافظت نشده ، ۲۰۰ ساعت فعالیت برون ناوی در مدار زمین داشته باشد، احتمال ابتلای او به سرطان سینه ۰.۳ درصد بیشتر از سایرین خواهد شد. در نهایت ، مسأله فشار هوا پیش می‌آید. حدود ۷۰ درصد بدن انسان را آب تشکیل می‌دهد، که اگر در معرض فشارهای بسیار پایین قرار گیرد، تمامی این مایعات شروع به جوشیدن می‌کنند. در ابتدا بدن شخص ورم می‌کند و در نهایت عملا یخ زده و خشک می‌شود.
بزرگترین مسأله در حال حاضر ، تکمیل امویی است که برای سفر به مریخ مناسب باشد. مایکل دمازی ، مهندس لباسهای فضایی در ناسا ، می‌گوید: “ما به لباسی نیاز داریم که قابلیت تحرک و راحتی آن برای سطح مریخ بسیار بالا باشد. تعداد فعالیتهای برون ناوی فضانوردان در مدت اقامت ۵۰۰ روزه آنها بسیار زیاد خواهد بود: ما انتظار ۳۰۰ مورد و یا بیشتر را داریم”. دمازی اضافه می‌کند: “مأموریت به مریخ ، مثل این است که فضانوردان باید هر روز صبح از خوب بیدار شوند و به سر کار بروند. از لباسهای فضایی کنونی برای مدت ۶ تا ۸ ساعت می‌توان استفاده کرد و ما نیز طراحیهای خود را بر اساس حداقل این مقدار زمان انجام می‌دهیم. در برخی از موارد فضانوردان باید مدت ۱۶ تا ۱۸ ساعت روی سطح مریخ باشند”.
در طراحی کنونی امو ، موارد جدیدی تعبیه و جمع شده است، از جمله دستگاه جمع آوری ادرار ، که آن را خود جمع می‌کند تا بعدا به دستگاه مدیریت مواد دفعی مدار گرد انتقال دهد و یک لباس تهویه به همراه دستگاه سرمایش مایع که زیر لباس اصلی پوشیده می‌شود. این لباس ، یک تکه است و از ماده قابل کش آمدن ساخته شده و در آن مجراهایی برای عبور آب قرار داده شده است تا فضانورد را خنک نگه دارد و از گرما آزاد دهنده داخل لباس محافظت نماید. علاوه بر آن ، امو یک محفظه آب آشامیدنی به حجم ۶۲۰ سانتیمتر مکعب و یک دستگاه ارتباطی پیشرفته نیز دارد.
برای کارهای طولانی بر سطح مریخ ، این اجزا باید بتوانند دو برابر حالت عادی کار کنند. دمازی می‌گوید: “موارد کلیدی عبارتند از راحتی ، مدیریت آب و غذا، مواد دفعی ، مورد کلیدی دیگر عبارت است از اینکه آیا ما مریخ نوردهای تحت فشار خواهیم داشت یا نه؟ فشار هوای داخل این مریخ نوردها چنان تنظیم شده است که فضانورد می‌تواند با ورود به آن ، لباس فضایی خود را بیرون بیاورد، تا بهتر بتواند به خورد و خوراک و بهداشت خود برسد. در حالتی که این مریخ نوردها موجود نباشند، یا خراب شده باشند، باید بتوان این کارها را داخل لباس انجام داد”.
در شرکتی که لباسهای فضایی ناسا را تولید می‌کند، مهندسان پشت چرخهای خیاطی نشسته‌اند. اندیشه ساخت لباسی که برای سفر انسان به مریخ مناسب باشد، هر کسی را که آنجا کار می‌کند به هیجان آورده است. کلارک دین ۵۶ ساله می‌گوید: “من ۲۶ ساله بودم که بخشی از کارم در لباس فضایی آرمسترانگ و آلدرین مورد استفاده قرار گرفت. من کمک کردم تا انسان به ماه برود. اغلب از خودم می‌پرسم [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] دیگری می‌توانم انجام دهم که به همان اندازه هیجان انگیز باشد؟ آنها راجع به سفر به مریخ صحبت می‌کنند و من با شنیدن آن از خوشحالی به هوا می‌پرم. من با این کار دوباره جوانی‌ام را بدست آورده‌ام و دوست دارم همچنان اینجا باشم تا تحقق آن را ببینم.”

[sajadhoosein]

تلسکوپ رادیویی



در اوایل [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] هفدهم میلادی گالیله با ساختن تلسكوپ، چشم خود را به ابزاری مسلح نمود كه می‌توانست توانایی رصد او را افزایش دهد. هر چند امروزه تلسكوپهایی به مراتب قویتر و حساستر از آنچه گالیله ساخته بود، طراحی و تولید می‌شوند، اما اصل موضوع هنوز تغییر نكرده است. واقعیت این است كه باید نوری وجود داشته باشد تا تلسكوپ با جمع‌آوری و متمركز ساختن آن تصویری تهیه نماید.
جیمز كلارك ماكسول، فیزیكدان برجسته انگلیسی در قرن نوزدهم میلادی پی به ماهیت الكترومغناطیسی بودن نور برد. در واقع امواج الكترومغناطیسی تنها به نور محدود نمی‌شوند و طیف گسترده‌ای را در بر می‌گیرند، اما چشم ما فقط قادر به ایجاد تصویر از محدوده خاصی از این طیف گسترده‌ می‌باشد كه ما آن را نور می‌نامیم. برای مشاهده و درك سایر طول موجهای ارسال شده به جانب ما، احتیاج به ابزاری جهت جمع‌آوری، آنالیز و آشكارسازی آنها به شكل صوت یا تصویر داریم.

امواج الكترومغناطیسی طیف بسیار وسیعی از طول موجهای بسیار كوچك تا بسیار بزرگ را در بر‌می‌گیرند. این امواج را با توجه به اندازه طول موج به هفت دسته‌ مختلف تقسیم‌بندی می‌كنند كه شامل امواج گاما با طول موجهایی كوچكتر از ۹-۱۰ سانتیمتر تا امواج رادیویی با طول موج بزرگتر از ۱۰ سانتیمتر را شامل می‌شوند. همانطور كه در شكل بالا ملاحظه می‌شود محدوده امواج نوری كه قابل دیدن توسط چشم انسان می‌باشند، محدوده بسیار كوچكی از این طیف گسترده است. با حركت از سمت امواج رادیویی به سمت امواج گاما، همزمان با كاهش طول موج، فركانس آن و در نتیجه انرژی موج افزایش می‌یابد.

هنگامی كه رصد از سطح زمین انجام می‌گیرد، دریافت و آشكارسازی امواج الكترومغناطیسی با مشكلی روبرو می‌شود كه به اثرات جوّ غلیظ زمین مربوط می‌گردد. جوّ زمین تنها به محدوده امواج مرئی، مایكروویو و رادیویی، آن هم با جذب و پراكنده ساختن بسیار، اجازه عبور می‌دهد. از آن‌جاكه امواج مایكروویو بخشی از امواج رادیویی محسوب می‌شوند، مشاهده می‌شود كه با آشكارسازی محدوده وسیع امواج رادیویی گسیل شده از آسمان، راه دیگری برای رصد اجرام سماوی گشوده می‌شود.

اختر شناسان از سال ۱۹۳۱ كه كارل جانسكی (K.Jansky ) به طور اتفاقی رادیو تلسكوپ را كشف كرد، بارها و بارها به این نكته پی برده‌اند كه جهان بسیار فراتر از آن چیزی است كه چشم انسان قادر به دیدن آن است. با استفاده از رادیو تلسكوپ‌ها، آشكارسازهای زیر قرمز و ماورای بنفش و تلسكوپهای اشعه X و اشعه گاما جزئیات بسیار دقیقی از كیهان آشكار شده است و معلوم شد كه كیهان مملو از اجرام عجیبی همچون سیاهچاله‌ها و تپ‌اختر‌ها است كه نمی توان آنها را از ورای عدسی چشمی یك تلسكوپ نوری مشاهده كرد. در حقیقت هر قسمت از طیف الكترومغناطیس چیز های عجیب و منحصر به فردی را به اخترشناسان ارائه داده است.
ابزاری كه برای مشاهده رادیویی آسمان مورد استفاده قرار می‌گیرد را تلسكوپ رادیویی می‌نامند كه از نظر ساختار كلی بسیار شبیه یك رادیوی معمولی عمل می‌كند، بدین معنی كه همانند رادیوهای معمولی از یك آنتن، یك آمپلی فایر و یك آشكار‌ساز تشكیل شده ا‌ست. آنتن‌ها می‌توانند از یك آنتن ساده و معمولی نیم موج دو قطبی، نظیر آنچه در گیرنده‌های تلویزیونی استفاده می‌شود، تا آنتن‌های مجهز به بشقابهای عظیم ۳۰۰ متری باشند.
در تلسكوپهای رادیویی نیز همانند آنچه در مورد همتای نوری آنها صادق است، بزرگ بودن سطح جمع‌آوری كننده امواج از دو جنبه مفید می‌باشد.
اول آنكه توان جمع‌آوری امواج برای رصد منابع ضعیف و یا خیلی دور افزایش می‌یابد و دوم اینكه توان تفكیك نسبت مستقیمی با قطر بشقاب آنتن دارد. هر چه، قدرت تفكیك تلسكوپی بیشتر باشد، توانایی آن برای جداسازی جزییات تصویر افزایش خواهد یافت. قدرت تفكیك تلسكوپها رابطه تنگاتنگی با سطح جمع‌آوری كننده امواج و طول موج آنها دارد. هر جه سطح جمع‌آوری كننده بزرگتر و طول موج امواج الكترومغناطیسی كوچكتر باشند، قدرت تفكیك تلسكوپ افزایش می‌یابد. مشكل تلسكوپهای رادیویی از اینجا شروع می‌شود كه قدرت تفكیك یك تلسكوپ با طول موج دریافتی نسبت عكس دارد. تلسكوپهای رادیویی در مقابل همتایان نوری خود كه موظف به جمع‌آوری و آشكارسازی امواجی در محدوده طول موج ۴-۱۰ تا ۵-۱۰ سانتیمتر می‌باشند، می‌بایستی امواجی با دامنه وسیع طول موج، از یك میلیمتر تا چندین متر را جمع‌آوری نمایند. این امر باعث می‌شود كه توان تفكیك این گونه از تلسكوپها به شدت كاهش پیدا كند. برای مثال قدرت تفكیك یك تلسكوپ نوری ۵۰ سانتیمتری، ۲/۰ ثانیه قوسی است، در حالی كه قدرت تفكیك یك تلسكوپ رادیویی به خصوص، با همین قطر دهانه ۱۳۸ درجه خواهد بود. اگر بدانیم كه قرص كامل ماه در آسمان تنها ۵/۰ درجه قوسی است می‌فهمیم كه چنین تلسكوپی عملاً كارایی ندارد. چنین تلسكوپی ماه را اصلاً نمی‌تواند ببیند.
اما از سوی دیگر و باز هم به دلیل طول موجهای متفاوتی كه این دو گونه تلسكوپ در محدوده آنها رصد می‌نمایند، ساخت بشقابهای آنتن یك رادیو تلسكوپ بسیار ساده‌تر از ساخت یك آینه و یا عدسی است. صاف بودن سطح یك بازتاب كننده خوب، رابطه مستقیمی با طول موجِ امواجی دارد كه باید از سطح آن بازتابیده شوند. می‌توان فرض كرد، زمانی بازتاب كننده‌ای مورد قبول خواهد بود كه قطر یا ضخامت هیچكدام از خُلَل و فَرجهای روی آن از ۰۵/۰ طول موج مورد نظر بیشتر نباشد، بنابراین بشقاب آنتنی كه قرار است برای امواجی به طول موج حداقل ۲۰ سانتیمتر، ساخته شود، مجاز به داشتن ناهمواریهایی تا قطر ۱ سانتیمتر است. این مقدار ناهمواری كه برای [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] تلسكوپ رادیویی مجاز به شمار می‌رود، برای آینه یك تلسكوپ نوری فاجعه به حساب آمده و عملاً آن را غیر قابل استفاده می‌نماید.
به دلیل گفته شده است كه می‌توان رادیوتلسكوپهایی با یك بشقاب ۳۰۰ متری ساخت، كاری كه در مورد تلسكوپهای نوری به یك معجزه شباهت دارد. برای اینكه مقایسه‌ای كرده باشیم، بد نیست بدانید كه اگر می‌شد یك تلسكوپ نوری، با آینه ۳۰۰ متری ساخت، قادر بودیم ستاره شعرای یمانی را به وضوح و پرنوری یك قرص ماه كامل مشاهده نماییم.
مزیت عمده استفاده از امواج رادیویی برای مشاهده آسمان، این است كه حتی در نور روز و هوای ابری نیز می‌توان رصد را ادامه داد. در طول روز پخش نور خورشید توسط مولكولهای گازیِ جوّ زمین باعث می‌شود كه لایه‌ای روشن و آبی اطراف ما را احاطه كند. شدت روشنایی جوّ زمین در روز به حدی است كه از میان آن قادر به دیدن ستاره‌های كم فروغ بالای سرمان نمی‌شویم. تنها جرم پرنوری مانند خورشید و یا در بعضی زمانهای خاص، ماه نسبتاً كامل را می‌توان در طول روز رؤیت كرد. همچنین نور مرئی قادر به گذر از لایه‌های ضخیم و متراكم بخار آب نمی‌باشد. این موضوع به طول موج كوچك نور وابسته است. هیچكدام از مواردی كه یاد شد برای امواج رادیویی با طول موجهای بزرگی كه دارند مانع و یا مزاحم شناخته نمی‌شوند و عملیات رصد رادیویی پیوسته ادامه دارد.
در مورد تلسكوپهای رادیویی بسیار عظیم، نظیر رادیو تلسكوپ ۳۰۵ متری آرسیبو واقع در كشور پورتوریكو، یك مشكل اساسی وجود دارد و آن، این است كه حركت دادن چنین مجموعه عظیمی برای تنظیم روی سوژه مورد نظر، غیر ممكن می‌باشد. از این رو دانشمندان برای رصد یك جرم سماوی خاص، باید آنقدر صبر كنند تا در اثر چرخش زمین به دور خودش و یا خورشید، هدف در راستای دید این بشقاب بزرگ قرار گیرد.
برای رفع این مشكل و همچنین به دلیل نیاز به دستیابی به قدرت تفكیك بیشتر، روش دیگری در ساخت و استفاده از رادیو تلسكوپها به وجود آمده است كه مبتنی بر تداخل‌سنجی رادیویی است.
در این روش مجموعه‌ای از چند رادیو تلسكوپ به نسبت كوچكتر، با كمك هدایت كننده‌های كامپیوتری در جهت خاصی تنظیم شده و سیگنالهای دریافتی از آنها آنالیز می‌شود تا تصویر واحد و واضحی به دست آید. اخترشناسان رادیویی با استفاده از روش تداخل‌سنجی قادر به رصد آسمان با دقتی افزون بر ۰۰۱/۰ ثانیه قوسی هستند. در این روش آنتن‌ها را روی خطی كه خط مبنا نامیده می‌شود، به دنبال هم نصب می‌كنند. معمولا نصب آنتن‌ها روی ریلی عمود بر خط مبنا صورت می‌گیرد تا در صورت لزوم بتوان زاویه خط را نسبت به نصب مرجع تغییر داد. حال چنانچه امواج دریافتی عمود بر خط مبنا نباشند، تلسكوپها در فواصل زمانی متفاوتی، موج یكسانی را دریافت می‌كنند.
با استفاده از الگوریتمهای ریاضی و توجه به فواصل زمانی دریافت سیگنالها، می‌توان موقعیت منبع رادیویی را با دقت بسیار خوبی تخمین زد. هر چه فاصله تلسكوپها از یكدیگر بیشتر باشد، اختلاف زمانی و در نتیجه دقت اندازه‌گیری افزایش خواهد یافت. در این روش، فاصله اولین تا آخرین تلسكوپ، معادل قطر بشقاب تلسكوپ واحد در نظر گرفته می‌شود.
نمونه‌ای از این گونه تلسكوپها، مجموعه‌ای با نام "آرایه خیلی بزرگ" (VLA) می‌باشد كه در نیومكزیكوی آمریكا قرار دارد و طول خط مبنای آن ۳۶ كیلومتر است.
این مجموعه عظیم از ۲۷ عدد [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] با قطر بشقاب ۲۵ متر تشكیل شده است. آنتنها روی ریلهایی قرار گرفته‌اند كه به دانشمندان اجازه می‌دهد بتوانند آنها را در انواع چیدمانهای مختلف تنظیم نمایند.

[sajadhoosein]

گذر زمان در کائنات



انفجار بزرگ
دانشمندان بر این باورند که کائنات در ۱۵ بیلیون سال پیش در پی پدیده ای عظیم، به نام بیگ بنگ (انفجار بزرگ) به وجود آمده است. تمامی فضا، زمان، انرﮋی و موادی که امروزه جهان ما را تشکیل می دهند در پس این انفجار بزرگ ایجاد شده اند. دنیای پیش از بیگ بنگ یک دنیای بینهایت کوچک، فشرده و داغ بوده است [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] در نخستین کسرهای ثانیه اول فقط انرﮋی وجود داشت.
هنگامی که دنیا شروع به بزرگ شدن و سرد شدن نمود، چهار نیروی اولیه (گرانش، الکترو مغناطیس، نیروی ضعیف و نیروی قوی پیوندهای هسته ای) ظاهر شدند. کوارک ها و سپس ذرات اتمی و ذرات ضد آنها (ضد مواد) به عرصه پیوستند.
ماده و ضد ماده در مجاورت یکدیگر همدیگر را خنثی کرده(با برتری جزئی ماده نسبت به ضد ماده) و تولید انرﮋی و ماده اولیه یعنی هیدروﮋن و هلیوم نمودند. پس مانده ضعیف گرمای ناشی از بیگ بیگ همچنان در سراسر آسمان دیده می شود.
کهکشانها
در ابتدا توزیع انرﮋی و ذرات در کل جهان یکسان نبود. این ناهمگونی ها این امکان را به انواع نیروها داد تا بتوانند ذرات را گردآوری و متمرکز کنند. این توده سازی و متمرکزسازی آغاز شد تا ساختارهای پیچیده تر به وجود آیند.
تمرکز ذرات منجر به پدیدار شدن غبارها در آسمان گردید و سپس غبارهای فشرده و متمرکز تبدیل به ستاره ها و مجموعه های ستارگان شدند. مجموعه هایی که به آنها کهکشان می گوییم. از حرکت و گردش کهکشانها پیداست که ستارگان و گازهای پراکنده و غبارها یی که در یک کهکشان قابل مشاهده هستند تنها یک دهم جرم کل یک کهکشان را تشکیل می دهند و بیشتر جرم یک کهکشان مربوط به بخش غیر قابل مشاهده ایست که اصطلاحا جرم پنهان خوانده می شود. این بخش نامرئی راز سرنوشت کائنات را در بر گرفته است. آیا کائنات تا ابد به انبساط خود ادامه خواهد داد یا اینکه در اثر نیروهای گرانشی که مقدار آن تا به امروز در جرم پنهان مخفی مانده پس از دوره انبساط دوران انقباض را آغاز خواهد نمود.
از دیدگاه توسعه و بسط حیات، آنچه اهمیت دارد این است که هر کهکشان یک کارخانه ستاره سازیست که ستاره ها ی خود را از غبارها و ابرهای عظیم تولید می کند. هر ستاره یک کارخانه شیمیاییست که در آن عناصر سبک به عناصرسنگین تر و پیچیده تر تبدیل می شوند و حیات نیز مجموعه ایست از همین عناصرو مولکول های پیچیده. نوع کهکشانها با محاسبه چگونگی توزیع ستارگان و درخشش یا تاریکی آن مشخص می شود [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ابرهای عظیم مولکولی
بیشترین ساکنین کهکشانها ابرهای عظیم مولکولی هستند که مواد اولیه برای تشکیل ستاره ها و سیارات را در بردارند. ابری با ضخامت ۳۰۰ سال نوری (هر سال نوری برابراست با حدود ۱۰ تریلیون کیلومتر) جرم کافی برای ساخت ده هزار تا یک میلیون ستاره، هر یک به اندازه جرم خورشید ما را دارد. ۱۰ درصد از این ابر چگالی کافی برای تشکیل چند صد تا چند هزار ستاره را دارد.عمر این ابرها بین ۱۰ تا ۱۰۰ میلیون سال است و بعد از آن از هم می پاشن [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
تشکیل عناصر در ستارگان
غبارها و تولد ستارگان
گرانش بر ذرات خاصی اثر می گذارد تا مجموعه ای از ذرات را ایجاد نماید که آنها خود جذب کننده ذرات دیگرند. در شرایط مناسب، گرانش، قدرت غلبه بر نیروهای مخالف خود را پیدا می کند و توده ای از غبار را تولید می کند که به اندازه کافی، برای آفرینش یک ستاره، فشرده است.
اما این ستاره جوان احتمالا هنوز در نور مرئی آشکار نیست. این ستاره در میان پوششی از غبار غلیظ و مات احاطه شده است. زمانیکه ستاره غبار اطرافش را پراکنده می کند، توسط دوربین های مادون قرمز به صورت نقطه ای سوزان در بین یک ابر غلیظ مولکولی قابل رویت می شود. در نهایت بادهای ستاره ای پس مانده غبارها و ابرها ی مولکولی را کنار می زنند و در این زمان با تلسکوپ های اپتیکال نیزقابل رویت خواهد بود.
ستارگان بالغ و ترکیبات هسته ای
ستارگان جوان در عرصه تلاش برای حفظ تعادل بین نیروی گرانش، که سعی در فرو کشیدن ستاره دارد و فشارهای ناشی از فعل و انفعالات هسته ای درون خود، که سعی در از هم پاشیدن ستاره دارد قرار می گیرند.
ستاره ها ی بالغ به آن تعادل دست پیدا کرده اند و تقریبا همه عمر خود را در تعادل سپری می کنند.
اندازه ستاره، رنگ آن، درخشش آن و حتی طول عمر آن ارتباط مستقیم با جرم ستاره دارد. ستاره ها یی با جرم کمتراز خورشید ما کوتوله ها ی قرمزی می شوند که تا چندین بیلیون سال زنده اند. ستاره ای به اندازه خورشید ۱۰ بیلیون سال زندگی می کند و ستاره ها ی غول پیکر همه سوخت هسته ای خود را در ظرف چند میلیون سال با شدت تمام می سوزانند.
ستاره ها همه عمر در هسته خود هیدروﮋن را سوزانده و به هلیم تبدیل می کنند. در ادامه هلیم نیز به قدری فشرده و داغ می شود که به عناصر سنگینتر تبدیل می گردد. این چرخه تبدیل ادامه دارد. چرخه ای که هر لایه آن انرﮋی و گرمای بیشتر و بیشتری می طلبد. این انرﮋی از انفجارهای ناشی از فعل و انفعالات لایه های زیرین تامین و منجر به تشکیل عناصر سنگین و سنگین تر می شود. گرمای زیادی که در ستاره ایجاد می شود آن را متورم می کند.
مرگ ستاره
در نهایت سوخت هسته ای همه ستارگان روزی تمام می شود. آنها تعادل خود را از دست می دهند طوریکه نیروی گرانش غالب می شود. تفاوت جرم ستارگان باعث تفاوت در مرگ آنها نیزمی شود. ستاره های کم جرم به آرامی باقیمانده سوخت خود را سوزانده و می میرند. ستاره هایی به اندازه خورشید، به سرعت به یک کوتوله سفید به اندازه زمین تبدیل می شوند. لایه بیرونی ستاره که از اتمهایی تشکیل شده که در فرایند تبادلات هسته ای به وجود آمده اند، از آن جدا شده و به شکل ذرات در عرصه بی انتهای آسمان رها می شوند. هسته یک ستاره غول پیکر تقریبا به شکل آنی منفجر می شود. هسته به سمت بیرون پخش میشود و با ذراتی برخورد میکند که به سمت درون ستاره کشیده شده اند. این برخورد با تولید انرﮋی انبوهی همراه است که هم عناصر سنگین موجود در کائنات را پدیدار می نماید و هم منجر به تکه تکه شدن ستاره می شود. این انفجار ابر نواختر، منشا اولیه همه عناصر سنگین یافت شده در اجرام، ستاره ها، سیاره ها و فضاهای میان کهکشانهاست.
در اعماق سرد فضا، عناصری مانند کربن، اکسیﮊن و نیتروژن می توانند با عنصر اولیه یعنی هیدروژن ترکیب شده و مولکولهای پیچیده ای را بسازند مخصوصا در فضاهای با چگالی و غلظت بالاتر که امکان برخورد ذرات به یکدیگر بیشتر است.
تعداد بسیار زیادی از انواع مولکولهای پیشرفته، به خصوص مولکولهایی که اتم کربن در ترکیب آنها حضور دارد، در فضای میان ستارگان یافت شده است.
شکل گیری سیارات
صفحات سیاره ای
مرحله شکل گیری یک سیاره ممکن است که به صورت یک صفحه درخشنده و یا تاریک در مقابل یک جرم آسمانی درخشان به چشم آید. برخی از این صفحات در انبوه گاز و غبار مخفی و تنها در نور مادون قرمز نمایان می شوند. صفحات سیاره ای دیگر به صورت گرده های ذراتی شبیه به ستاره های دنباله دار دیده می شوند که در اثر وزش بادهای ستاره ای شکل گرفته اند.
وسعت هر یک از این مناطق سیاره خیز بیش از ۲۰ برابر منظومه شمسی ما است. همه ذرات و مواد موجود در صفحات سیاره ای در یک جهت در حال چرخش به دور یک ستاره می باشند.
محتویات صفحات سیاره ای، شامل مولکول های پیچیده ای است که برخی از آنها تنها در شرایط موجود دراین گونه صفحات به وجود می آیند و برخی مولکولهایی هستند که در فضاهای میان ستاره ها و کهکشانها نیز یافت شده اند.
تشکیل اجرام
ضمن گردش صفحات به دور ستاره، گرانش به انبوه این ذرات اجازه تشکیل اجرام کوچک را می دهد. فلزات سنگین و سیلیکاتها در معرکه داغ محدوده نزدیک به ستاره نیز دوام می آورند اما ذرات سبک تر و مولکول های فرار از جمله آب و گاز هیدروﮋن در قسمتهایی از صفحه که از ستاره دورتر است امکان ادامه حیات دارند.
توده ها ی ذرات سنگین پس از اینکه جرم کافی به دست آوردند شروع به سخت شدن می نمایند و در اثر برخورد و تصادم ذرات با آنها رفته رفته اجرام بزرگی می شوند. سرانجام این توده ها و اجرام با یکپارجه شدن و جذب گازها و غبار اطراف بر فضای خود مسلط می شوند.
شکل گیری سیاراتی چون زمین و مشتری
اختلافات ماهرانه در توزیع ذرات بین قسمتهای مختلف یک صفحه سیاره ای تعین کننده مکان و بزرگی سیارات در آن صفحه است.
اجرام کوچک صخره ای و فلزی درمنظومه شمسی سیاره ای همچون زمین را به شکل گدازان پدید آورده اند. در پی سرد شدن این سیارات لایه های سخت آنها تشکیل می شود. احتمال می رود که با گذشت زمان همه بخشهای این سیارات منجمد گردد. این سیارات تحت بمباران های اجرام کوچک صخره ای قرار می گیرند که حامل عناصر و مولکولهایی از جمله مهمترین عنصر شناخته شده حیات یعنی آب می باشند.
اجرام سرد و یخی که در فاصله بیشتری از خورشید قرار داشتند سیاره ای چون مشتری را به وجود آورده اند. این سیارات ممکن است دارای هسته های فلزی و سخت باشند ولی سطح خارجی آنها به شکل مایع و پوشیده از لایه های گازاست. ساختار سیاره ای چون مشتری بسیار شبیه ستاره ایست که گرد آن در گردش است. این سیارات نیز مدام تحت آماج برخوردهای اجرام کوچک قرار می گیرند.
کیمیای حیات
در ساختار کائنات و بالطبع سیارات، مولکولهای پیچیده کربن و اسیدهای آمینه، دورکن اصلی تشکیل حیات، وجود دارند. با انتشار دقیق و ترکیب این اجزا و ذرات اولیه، طبیعت قادر به ساخت DNA شالوده اساسی حیات و زندگی در کره زمین گردیده است. چگونگی و شرایط ترکیب این اجزا هنوز در حال بررسی است. اما این حقیقت که این ترکیب در حال حاضر صورت گرفته و منجر به ایجاد حیات در کره زمین شده است و با در نظر گرفتن زنجیره ذرات در کائنات، رخ دادن این گونه ترکیبات و در نتیجه وجود حیات در قسمتهای دیگری از کائنات همواره امکان پذیر می باشد [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[sajadhoosein]

خورشید



خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در وسط منظومه شمسی و تامین کننده نور، گرما و انرژی های دیگر زمین است. این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است. این نوع از گاز به خاطر همین حساسیت، بسیار خاص می باشد. دانشمندان به آن پلاسما* می گویند.(* پلاسما حالت چهارم ماده است. در خیلی جاها این چنین آموزش می دهند که ماده دارای سه حالت جامد، مایع و گاز است. پلاسما گاز شبه خنثایی از ذرات باردار و خنثی است که رفتار جمعی از خود ارائه می‌دهد. به عبارت دیگر می‌توان گفت که واژه پلاسما به گاز یونیزه شده‌ای اطلاق می‌شود که همه یا بخش قابل توجهی از اتمهای آن یک یا چند الکترون از دست داده و به یونهای مثبت تبدیل شده باشند. یا به گاز به شدت یونیزه شده‌ای که تعداد الکترونهای آزاد آن تقریبا برابر با تعداد یونهای مثبت آن باشد، پلاسما گفته می‌شود. توضیحات بیشتر را در ادامه مقاله مطالعه خواهید نمود.) نه سیاره و قمرهایشان، ده ها هزار خرده سیاره و چندین تریلیون شهاب سنگ به دور خورشید در گردشند. خورشید و همه این اجرام در منظومه شمسی می باشند. زمین با میانگین فاصله تقریبی ۱۴۹.۶۰۰.۰۰۰ کیلومتر از خورشید در حرکت است.
شعاع خورشید (فاصله بین مرکز تا سطح آن) حدود ۶۹۵.۵۰۰ کیلومتر، تقریبا ۱۰۹ برابر شعاع زمین است. مثال زیر به شما کمک می کند تا مقیاس خورشید، زمین و فاصله بین آنها را تصور کنید: اگر شعاع زمین را به اندازه عرض یک گیره کاغذ معمولی تصور کنیم، شعاع خورشید تقریبا برابر با پایه یک میز تحریر و فاصله آنها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدم خواهد بود.
قسمتی از خورشید که ما می بینیم دمایی حدود ۵۵۰۰ درجه سانتیگراد دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحدی به نام کلوین (Kelvin) اندازه گیری می کنند و به طور خلاصه آن را K می نویسند. یک کلوین دقیقا برابر با ۱ درجه سلسیوس یا ۱.۸ درجه فارنهایت است، اما تفاوت واحد کلوین با واحد سلسیوس در نقطه شروع آنهاست. مقیاس واحد کلوین از صفر مطلق که برابر است با ۲۷۳.۱۵ – درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای سطح خورشید ۵۸۰۰K و دمای هسته خورشید بیش از ۱۵میلیون K می باشد.
انرژی خورشید به واسطه واکنش های ترکیبی اتمی در اعماق هسته آن تامین می شود. در یک واکنش ترکیبی دو هسته اتم با یکدیگر همراه شده و هسته ای جدید را به وجود می آورند.
این ترکیب با تبدیل اجزای هسته به انرژی، تولید انرژی می کند. خورشید مانند زمین مغناطیسی است. دانشمندان با در نظر گرفتن میدان مغناطیسی یک جرم، خاصیت مغناطیسی آن جرم را تشریح می کنند. میدان مغناطیسی محدوده ای است که از همه فضای اشغال شده توسط یک جرم و بیشتر فضای پیرامون آن شامل می شود.

دانشمندان محدوده ای که در آن نیروهای مغناطیسی شناسایی می شوند(مثلا به وسیله قطب نما) را میدان مغناطیسی می نامند. فیزیکدانان خاصیت مغناطیسی یک جرم را بر اساس قدرت میدان مغناطیسی آن توصیف می کنند. این قدرت برابر است با نیرویی که یک میدان مغناطیسی بر یک جسم مغناطیسی مانند سوزن قطب نما اعمال می کند. قدرت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تنها دو برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین می باشد. ولی میدان مغناطیسی خورشید در مناطق کوچکی به شدت متمرکز است، با قدرتی معادل ۳۰۰۰ بار بیشتر از اندازه میدان مغناطیسی عمومی آن. این مناطق شکل دهنده ساختمان خورشید و به وجود آورنده ترکیبات سطح و اتمسفر آن یعنی منطقه ای که ما می بینیم می باشند. مناطق نسبتا سرد و لکه های خورشیدی، فوران های بسیار دیدنی که به آنها زبانه های خورشیدی می گویند و شعله های تاج خورشید، شکل کلی سطح خورشید را ایجاد می نمایند.
زبانه های خورشیدی شدیدترین انفجار و فوران در منظومه شمسی می باشند. سپس شعله های تاج خورشید که دارای شدتی کمتر از زبانه ها و محتوی مقدار بسیار زیادی ماده می باشند. تنها یک فوران در تاج خورشید می تواند حدود ۲۰ بیلیون تن ماده را در فضا پخش کند. یک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با ۱.۲ کیلومتر است می تواند چنین جرمی داشته باشد.
خورشید ۴.۶ بیلیون سال پیش متولد شد و سوخت لازم برای اینکه تا ۵ بیلیون سال دیگر به همین صورت باقی بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشید آنقدر بزرگ می شود تا اینکه به نوعی از ستاره به نام غول سرخ تبدیل می شود. در آن هنگام لایه های بیرونی خود را با فراافکنی از دست می دهد. با فرو ریختن آنچه از خورشید باقی می ماند، به جرمی با نام کوتوله سفید تبدیل می شود و آرام آرام روشنایی خود را از دست می دهد و سرانجام وارد دوره جدید زندگی خود، به شکل یک جرم کم نور و سرد که گاهی به آن کوتوله سیاه می گویند، می شود.
مشخصات خورشید

جرم و چگالی
جرم خورشید ۹۹.۸ درصد از جرم کل منظومه شمسی است. این جرم معادل عدد ۱۰۲۷ X۲ تن می باشد که با یک ۲ و بیست وهفت صفر مقابل آن نوشته می شود. جرم خورشید ۳۳۳.۰۰۰ برابر جرم زمین است. میانگین چگالی آن حدود ۹۰ پوند در هر فوت مکعب و یا ۱.۴ گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. این مقدار تقریبا معادل ۱.۴ برابر چگالی آب و کمتر از یک سوم میانگین چگالی زمین است.
ترکیب بندی
بیشتر اتمهای خورشید، مانند اغلب ستارگان، اتمهای عنصر شیمیایی هیدروژن می باشند. بعد از هیدروژن، عنصر هلیوم در خورشید بسیار یافت می شود و بقیه جرم خورشید از اتمهای هفت عنصر دیگر تشکیل شده است. به ازای هر ۱ میلیون اتم هیدروژن در کل خورشید، ۹۸.۰۰۰ اتم هلیوم، ۸۵۰ اتم اکسیژن، ۳۶۰ اتم کربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتم نیتروژن، ۴۰ اتم منیزیوم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سیلیکون وجود دارد. بنابراین حدودا ۹۴ درصد از اتمها، هیدروژن و حدود ۰.۱ درصد اتمهایی غیر از هیدروژن و هلیوم می باشند.
اما هیدروژن سبک ترین عنصر است و ۷۲ درصد از جرم این ستاره را تشکیل می دهد. هلیوم ۲۶ درصد از جرم خورشید را به خود اختصاص داده است.
درون خورشید و بیشتر اتمسفر آن از پلاسما تشکیل شده است. پلاسما گازی است که دمای آن به قدری زیاد است که به نیروی مغناطیسی حساس می باشد. دانشمندان گاهی به تفاوتهای بین گاز و پلاسما بسیار تاکید کرده و پلاسما را حالت چهارم ماده، در کنار سه حالت جامد، مایع و گاز، می نامند. ولی در حالت کلی، دانشمندان تنها در صورت لزوم بین گاز و پلاسما تفاوت قائلند.
تفاوت اساسی بین گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسیار شدید است: این حرارت باعث جدا شدن اتهای گاز می شود. آنچه باقی می ماند – یعنی پلاسما – از اتمهای باردار به نام یون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت می کنند، تشکیل شده است.
یک اتم خنثی شامل یک یا چند الکترون است که مانند یک پوسته در اطراف هسته مرکز اتم عمل می کنند. هر الکترون حامل یک بار منفی الکتریکی است. هسته در قلب مرکزی یک اتم جای گرفته است که تقریبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترین شکل هسته، که همان هسته هیدروژن است، از یک ذره به نام پروتون تشکیل شده است. یک پروتون حامل یک بار مثبت الکتریکی است. بقیه شکل های هسته شامل یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون می باشند. نوترون بار الکتریکی ندارد بنابراین بار الکتریکی همه هسته ها مثبت است. یک اتم خنثی به تعداد پروتونهایش، الکترون دارد بنابراین مجموع بارهای آن برابر با صفر است.
یک اتم یا مولکول که یک یا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پیدا می کند و به آن یون یا یون مثبت می گویند. بیشتر اتمهای خورشید، یونهای مثبت هیدروژنند. بنابراین، بیشتر خورشید شامل پروتون و الکترون های مستقل است.
مقدار نسبی پلاسما و دیگر گازها در یک منطقه مشخص شده از اتمسفر خورشید به دمای آن منطقه بستگی دارد. با افزایش دما، اتمهای بیشتر و بیشتری یونیزه می شوند و اتم های یونیزه شده الکترون های بیشتر و بیشتری از دست می دهند. تاج خورشید نام منطقه ای از اتمسفر خورشید است که بیش از هر جای دیگر در اتمسفر خورشید، یونیزه شده است. دمای تاج خورشید معمولا بین ۳ میلیون K تا ۵ میلیون K یعنی دمایی فراتر از دمای لازم برای جدا کردن بیش از نیمی از ۲۶ الکترون اتم آهن می باشد.
اینکه چه اندازه از اتم های یک گاز اتمهای یونیزه هستند بستگی به دما دارد. اگر دما نسبتا داغ باشد، اتمها یونیزه می شوند اما چنانچه گاز نسبتا سرد باشد امکان ترکیب شیمیایی اتمها و تشکیل مولکول به وجود می آید. بیشتر اتمهای سطح خورشید یونیزه شده اند. ولی در مناطق لکه های خورشیدی به دلیل پائین بودن دما، اتمها تشکیل مولکول می دهند.
انرژی بازده
بیشتر انرژی که خورشید ساطع می کند نور مرئی و اشعه های فروسرخ که ما آن را به صورت گرما دریافت می کنیم، می باشد. نور مرئی و پرتوهای فروسرخ، دو شکل از پرتوهای الکترومغناطیسی می باشند. خورشید همچنین پرتوهایی از ذرات که بیشتر پروتون ها و الکترون ها می باشند را ساطع می نماید.
پرتوهای الکترومغناطیسی
پرتوهای الکترومغناطیسی شامل نیروی الکتریکی و نیروی مغناطیسی می باشند. این پرتوها را می توان مانند یک موج انرژی و یا بسته های ذره مانندی از انرژی به نام فوتون دانست.
نور مرئی، اشعه فروسرخ و دیگر اشکال پرتوهای الکترومغناطیسی از حیث مقدار انرژی با هم متفاوتند. شش گروه از انرژی ها، طیف انرژی های الکترومغناطیس را تشکیل می دهند. از کم انرژی ترین تا پر انرژی ترین به ترتیب عبارتند از: امواج رادیویی، اشعه فروسرخ، نور مرئی، اشعه فرا بنفش، اشعه ایکس و اشعه گاما. مایکروویو ها، که موج های بسیار قوی رادیوئی هستند، گاهی در یک رده دیگر به طور مجزا قرار می گیرند. پرتوهای خورشید شامل همه پرتوهای طیف الکترومغناطیس می باشند.
مقدار انرژی در امواج الکترومغناطیس ارتباط مستقیم با طول موج* یعنی فاصله بین قله های پیاپی آنها دارد.(*برای درک بهتر از معنی طول موج تصور کنید،حشره ای در آب یک حوض آرام دست و پا می زند و امواجی دایره ای به سمت حاشیه های اطراف حوض منتشر می شوند. به بلندترین قسمت هر موج دایره شکل “قله” می گویند. فاصله میان هر دو قله “طول موج” نامیده می شود. شمار قله هایی که در هر ثانیه به حاشیه حوض می رسند “فرکانس” نام دارد. هر چه فرکانس بیشتر باشد، طول موج کوتاه تر است). هرچه انرژی پرتو بیشتر باشد، طول موج کوتاهتر است. برای مثال پرتوهای گاما طول موجی کوتاهتر از امواج رادیوئی دارند. انرژی یک ذره فوتون بستگی به مکان آن در طیف دارد. برای مثال یک فوتون اشعه گاما انرژی بیشتری از یک فوتون رادیوئی دارد.
همه اشکال امواج الکترومغناطیس با سرعت برابر، معادل سرعت نور (۲۹۹.۷۹۲ کیلومتر در ثانیه) در فضا سفر می کنند. با این سرعت، یک فوتون آزاد شده از خورشید تنها حدود ۸ دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.
امواج الکترومغناطیسی که از خورشید به بالای اتمسفر زمین می رسند ثابت خورشیدی نام دارند. این مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع. ولی تنها حدود ۴۰ درصد از این امواج به سطح زمین می رسند. اتمسفر زمین مقداری از نور مرئی و اشعه فروسرخ، تقریبا همه پرتوهای فرابنفش و تمامی پرتوهای ایکس و گاما را فیلتر می کند. تقریبا همه امواج رادیویی به سطح زمین می رسند.
پرتوهای ذرات
پروتون ها و الکترون ها دائما مانند بادهای خورشیدی از سطح خورشید بلند می شوند. این ذرات به زمین بسیار نزدیک می شوند ولی میدان مغناطیسی زمین مانع از ورود آنها به سطح زمین می شود.
به هر حال به دلیل انفجارها و گدازه های تاج و زبانه های خورشیدی، ذرات زیادی با شدت به اتمسفر زمین می رسند. این ذرات را به نام پرتوهای کیهانی خورشیدی می شناسند. بیشتر این ذرات پروتون ها هستند ولی الکترون ها نیز در آنها وجود دارند. آنها به شدت پر انرژیند. بنابراین می توانند برای فضانوردها و کاوشگرها خطرآفرین باشند.
پرتوهای کیهانی نمی توانند به سطح زمین برسند. هنگامیکه آنها با اتمسفر زمین برخورد می کنند، تبدیل به بارانی از ذرات کم انرژی تر می شوند. ولی از آنجائیکه رویدادهای خورشیدی بسیار پر انرژی هستند، آنها می توانند طوفانهای ژئومگنتیک را، بویژه در میدان مغناطیسی زمین به وجود آورند. این طوفانها می توانند باعث مختل شدن تجهیزات الکتریکی در سطح زمین شوند. برای مثال آنها می توانند با افزایش فشار بار کابلها منجر به قطع برق شوند.
رنگ
در طیف پرتوهای الکترومغناطیس، نور مرئی متشکل از رنگهای موجود در رنگین کمان می باشد. نور خورشید شامل همه این رنگها است. بیشتر پرتوهایی که از خورشید به ما می رسند رنگهای زرد تا سبز از طیف نور مرئی می باشند. در هر صورت نور خورشید سفید است. هنگامیکه اتمسفر زمین مانند یک فیلتر برای تنظیم خورشید عمل می کند، خورشید ممکن است زرد یا نارنجی به نظر رسد.
شما می توانید نور خورشید را به کمک یک منشور نگاه کرده و آن را تفکیک کنید. نور قرمز، که توسط کم انرژی ترین فوتون ها، با بلندترین طول موج، به وجود می آید در یکی از دو انتهای طیف قرار می گیرد. نور قرمز در نور نارنجی و سپس زرد محو می شود. پس از زرد، نور سبز و بعد از آن آبی را خواهید دید. آخرین رنگ نیز بنفش می باشد که با پر انرژی ترین فوتون ها و کوتاه ترین طول موج، به وجود می آید. این فهرست رنگ به این معنا نیست که نور خورشید تنها از شش یا هفت رنگ تشکیل شده بلکه هر یک از رنگ های مابین رنگهای مذکور، خود یک رنگ به حساب می آید. تعداد رنگهای موجود در طبیعت از تعداد رنگهاییکه انسان تابه حال نامگذاری کرده بسیار بیشتر است.
چرخش خورشید
خورشید تقریبا در هر ماه یک دور کامل به دور خود می چرخد. ولی از آنجائیکه خورشید یک جرم گازیست نه یک جرم جامد، قسمتهای مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت می کند. گازهای نزدیک به خط استوای خورشید در هر ۲۵ روز یک دور کامل حرکت می کنند، در حالیکه گردش کامل گازهای موجود در عرضهای جغرافی بالاتر ۲۸ روز به طول می انجامد. محور گردش خورشید با چند درجه شیب نسبت به محور گردش زمین قرار گرفته است بنابراین قطب جغرافی شمال یا قطب جغرافی جنوب آن معمولا از زمین قابل رویت است.
ارتعاش
ارتعاشات خورشید مانند زنگیست که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی* می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریعترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل ۲۰/۱ ثانیه دارد.
بیشتر امواج صوتی خورشید از “سلولهای حرارتی” موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. (*هوا دارای خاصیت ارتجاعی می‌باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می‌شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می‌راند و خود به حال اول بر می‌گردد. لایه جدیدی نیز لایه دیگری را به جلو می‌راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می‌گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از ۱۶ مرتبه در ثانیه تکرار ‌گردد صدا بوجود می‌آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می‌شود).این سلولها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه سلولهای حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامیکه سلولها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید جائیکه بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پائین رفتن سلولهای حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون سلولها خارج شوند.
از آنجائیکه اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پائین پیدا می کند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند، به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت میکند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.
میدان مغناطیسی
گاهی اوقات، میدان مغناطیسی خورشید به شکلی ساده و گاهی به شدت پیچیده است. زمانی میدان مغناطیسی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید مانند یک آهن ربای غول پیکر عمل کند. شما با انجام آزمایش براده آهن بر روی کاغذ و یک آهن ربا می توانید شکل میدان مغناطیسی آهن ربا را مشاهده کنید. بیشتر براده ها در حلقه های D شکلی که دو سر آهن ربا را به هم وصل می کنند تجمع می نمایند. فیزیکدانان میدان مغناطیسی را به صورت خطوطی فرضی که حلقه های براده آهن بر روی آنها قرار می گیرند ، فرض می نمایند. به این خطوط ، خطوط میدان مغناطیسی یا خطوط نیرو می گویند. دانشمندان به این خطوط، مسیر اختصاص داده اند. به یک سر آهن ربا قطب شمال مغناطیسی و به سر دیگر قطب جنوب مغناطیسی اطلاق می گردد. خطوط مغناطیسی از قطب شمال آهن ربا بیرون می آیند و با ایجاد یک خمیدگی از ناحیه قطب جنوب مغناطیسی وارد آهن ربا می شوند.
دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید انتقال حرارتی در خورشید است. هر ذره باردار الکتریکی می تواند با حرکت و جابجایی یک میدان مغناطیسی به وجود آورد. سلولهای حرارتی که از یونهای مثبت و الکترون ها تشکیل شده اند، به شکلی منتشر می گردند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می شود.
وقتی میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود، خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند. میدان مغناطیسی به دو دلیل این چرخش ها و پیچیدگی ها را به وجو می آورد: اول اینکه خورشید در منطقه استوایی بسیار سریع تر از قسمتهای دیگر حرکت می کند و دوم اینکه لایه های درونی خورشید بسیار سریع تر از سطح آن در گردشند. تفاوت در سرعت گردش در قسمتهای مختلف باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شوند. در نهایت، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می نمایند.

در برخی مناطق، میدان مغناطیسی هزاران بار قوی تر از میدان مغناطیسی عمومی خورشید است. در این مناطق، دسته هایی از خطوط مغناطیسی به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند. یکی از دو سر این حلقه ها، قطب شمال مغناطیسی است. در این نقطه جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد. سر دیگر این حلقه ها قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پائین و داخل خورشید است. در هر دو سر هر حلقه یک لکه خورشیدی پدیدار می گردد. خطوط مغناطیسی، یونها و الکترونها را به سمت بیرون لک های خورشیدی راهنمایی می کنند و به این صورت حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند.
تعداد لکه ها بر روی خورشید به اعوجاج های میدان مغناطیسی آن بستگی دارد. تغییر تعداد آنها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل، چرخه لکه های خورشیدی نامیده می شود. میانگین مدت یک چرخه حدود ۱۱ سال می باشد.
در پایان هر چرخه از لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی به سرعت دچار جابجایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاج های خود را از دست می دهد. فرض کنید که قطب شمال مغناطیسی خورشید در آغاز یک چرخه در ناحیه قطب شمال جغرافیایی خورشید قرار دارد. در زمان شروع چرخه بعدی، قطب شمال مغناطیسی خورشید در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد. یک تغییر قطبی از یک جهت به جهتی دیگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخه پیاپی و درنتیجه معادل ۲۲ سال می باشد.
ترکیب هسته ای
ترکیب هسته ای در مرکز خورشید به دلیل دما و تراکم فوق العاده زیاد می تواند صورت پذیرد. از آنجائیکه بار ذرات مثبت است، تمایل به دفع یکدیگر دارند اما دما و تراکم هسته خورشید به قدری زیاد است که می تواند آنها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.
رایج ترین ترکیب هسته ای در مرکز خورشید زنجیره پروتون-پروتون نام دارد. این فرایند زمانی انجام می گیرد که ساده ترین شکل از هسته های هیدروژن (دارای یک پروتون) در یک آن کنار هم قرار می گیرند. نخست، هسته ای متشکل از دو ذره به وجود می آید، سپس هسته ای با سه ذره و در نهایت هسته ای با چهار ذره شکل می گیرد. در این فرایند همچنین یک ذره الکتریکی خنثی به نام نوترینو پدیدار می گردد.
هسته نهایی شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هلیوم می باشد. جرم این هسته به مقدار بسیار اندکی کمتر از جرم چهار پروتونیست که هسته از آن تشکیل شده است. جرم از دست رفته به انرژی تبدیل شده است. این مقدار از انرژی به کمک فرمول مشهور فیزیکدان آلمانی، آلبرت اینشتین، E=mc۲ قابل محاسبه است. در این معادله E به معنای انرژی، m به معنای جرم و c به معنای سرعت نور می باشد.
مقایسه با دیگر ستارگان
کمتر از ۵ درصد ستارگان در کهکشان راه شیری نورانی تر یا سنگین تر از خورشید می باشند. ولی برخی از ستارگان بیش از ۱۰۰.۰۰۰ برابر نورانی تر از خورشید، و برخی از آنها جرمی بیش از ۱۰۰ برابر جرم خورشید را دارند. از سویی دیگر، برخی ستارگان نیز کمتر از ۰۰۰۱/۰ خورشید نور دارند، و یک ستاره می تواند کمتر از ۰۷/۰ جرم خورشید را داشته باشد. ستاره های داغ تری وجود دارند که بسیار آبی تر از خورشیدند و ستارگان سردتری نیز وجود دارند که سرخ تر از خورشید هستند.
خورشید نسبتا جوان و متعلق به نسلی از ستارگان به نام “جمعیت I ستارگان” می باشد. یک نسل قدیمی تر از ستارگان را با نام “جمعیت II ستارگان” می شناسیم. احتمال وجود نسلی قدیمی تر به نام “جمعیت III ستارگان” نیز وجود دارد که البته تا کنون هیچ عضوی از این گروه شناسایی نشده است.
مناطق خورشید
خورشید و اتمسفر آن از چندین منطقه یا لایه تشکیل شده اند. از داخل به خارج، بخش داخلی خورشید متشکل از هسته، منطقه تابشی و منطقه حرارتی می باشد. اتمسفر خورشید نیز از لایه های فوتوسفر، کرومسفر، منطقه انتقالی و تاج خورشید تشکیل شده است. فراتر از تاج خورشید، بادهای خورشیدی، که معمولا جریانات برخواسته از گازهای تاج خورشید می باشند، وجود دارند.
از آنجائیکه ستاره شناسان قادر به دیدن درون خورشید نیستند، کلیه دریافت ها به صورت غیر مستقیم حاصل می گردد. برخی از اطلاعات بر اساس قسمتهای قابل مشاهده از خورشید به دست آمده اند. برخی از این اطلاعات نیز بر پایه محاسبات انجام شده با داده هایی از مناطق قابل رویت پیرامون خورشید ثبت گردیده است.
هسته
منطقه هسته از مرکز خورشید تا حدود یک چهارم به سمت سطح خورشید گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشید اما تقریبا نصف جرم آن را دارد. حداکثر دمای این منطقه ۱۵ میلیون کلوین است. چگالی آن به ۱۵۰گرم در هر سانتیمتر مکعب، تقریبا ۱۵ برابر چگالی سرب، می رسد.
دما و چگالی بالای هسته به سبب فشار بسیار زیادی، معادل حدودا ۲۰۰ بیلیون بار بیشتر از فشار جو زمین در سطح دریا، می باشد. فشار زیاد هسته با در بر گرفتن همه گازهای خورشید، مانع از فروپاشی آن می شود. در واقع هسته با داشتن این فشار زیاد، وزن خورشید را تحمل میکند.
تقریبا همه ترکیبات اتمی در این منطقه صورت می گیرند. مانند سایر قسمتهای خورشید، هسته آن نیز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هیدروژن، ۲۶ درصد هلیوم و ۲ درصد عناصر سنگین تر تشکیل شده است. ترکیبات اتمی به تدریج محتویات هسته را تغییر داده اند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هیدروژن در قسمتهای مرکزی هسته و ۶۵ درصد آن در مرزهای بیرونی هسته متمرکزند.
منطقه تابشی
پیرامون هسته، پوسته ضخیمی به نام منطقه تابشی وجود دارد. ضخامت این پوسته تا ۷۰ درصد از شعاع خورشید پیش رفته است. این منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آن را شامل می شود.
این منطقه به دلیل اینکه انرژی غالبا در این جا به صورت نور و تشعشع سفر می نماید، منطقه تابشی نام گرفته است. فوتون های به وجود آمده در هسته از میان لایه های پایدار گاز عبور می کنند. اما آنها به خاطر غلظت شدید ذرات گاز دچار پراکندگی شده و گاهی مدت ۱ میلیون سال طول می کشد که یک فوتون از این منطقه گذر کند.
در پایین منطقه تابشی، چگالی معادل ۲۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب (حدودا دو برابر چگالی سرب) و دما ۸ میلیون K می باشد. در بالای منطقه تابشی، چگالی معادل ۰.۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب و دما ۲ میلیون K است.
ترکیبات عناصر در منطقه تابشی از زمان تولد خورشید تا به امروز به همین شکل باقی مانده است. درصد عناصر در بالای منطقه تابشی بسیار شبیه به سطح خورشید میباشد.
منطقه حرارتی
بالاترین لایه درونی خورشید، منطقه حرارتی، از منطقه تابشی تا سطح خورشید کشیده شده است. این منطقه از سلول های حرارتی در حال جوش تشکیل شده است که ۶۶ درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالای منطقه، چگالی نزدیک به صفر و دما حدود ۵۸۰۰ K می باشد. از آنجا که فوتون های خارج شده از منطقه تابشی باعث داغ شدن سلولهای حرارتی می گردند، این سلولها به سمت سطح خورشید در جوش و التهابند.
ستاره شناسان تا کنون دو نوع از سلولهای حرارتی را مشاهده کردند. سلولهای دانه ای (granulation) و سلولهای ریز دانه ای (supergranulation). سلولهای دانه ای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر و سلولهای ریزدانه ای در منطقه ای باضخامت تقریبی۳۰۰۰۰ کیلومتر می باشند.
فوتوسفر
پایین ترین لایه اتمسفر خورشید فوتوسفر نام دارد. این منطقه نوری را که ما می بینیم متساطع می نماید. ضخامت فوتوسفر ۵۰۰ کیلومتر است. ولی بخش اعظم نوری که ما مشاهده می کنیم از پایین ترین قسمتهای این منطقه که ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ کیلومتر است ناشی می شود. ستاره شناسان گاهی این قسمت را، سطح خورشید می دانند. در پایین فوتوسفر دما ۶۴۰۰K و در بالای آن ۴۴۰۰K می باشد.
فوتوسفر از شمار زیادی دانه تشکیل شده که در بالای سلولهای دانه ای قرار دارند. یک دانه معمولی حدو ۱۵ تا ۲۰ دقیقه عمر می کند. میانگین چگالی فوتوسفر کمتر از یک میلیونیم گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. به نظر می رسد که این مقدار چگالی بسیار ناچیز است اما در هر سانتیمتر مکعب از این منطقه بین ده ها تریلیون تا صدها تریلیون ذرات خاص وجود دارند.
کرومسفر
منطقه بعدی کرومسفر است. مهمترین خصوصیت این منطقه افزایش دما بین ۱۰.۰۰۰K تا ۲۰.۰۰۰K می باشد.
ستاره شناسان نخست طیف کرومسفر را در هنگام کسوف های کامل شناسایی کردند. این طیف پس از آنکه ماه فوتوسفر را می پوشاند، قبل از پوشیده شدن کرومسفر در سایه ماه، قابل رویت است. این حالت تنها چند ثانیه به طول می کشد. خطوطی که از این طیف منتشر می شوند مانند نور فلش به طور ناگهانی به چشم می خورند، از این رو به این طیف، طیف فلش می گویند.
کرومسفر ظاهرا از تشکیلاتی شبیه میخ به نام “خار” ساخته شده است. یک خار معمولی حدود ۱۰۰۰ کیلومتر عرض و تا ۱۰.۰۰۰ کیلومتر ارتفاع دارد. چگالی کرومسفر حدود ۱۰ بیلیون تا ۱۰۰ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب است.
منطقه انتقالی
دمای کرومسفر تا حدود ۲۰.۰۰۰K ، و دمای تاج خورشید به بیش از ۵۰۰.۰۰۰K می رسد. بین دو منطقه مذکور، منطقه ای با میانگین دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالی می گویند. این منطقه بیشتر انرژی خود را از تاج خورشید می گیرد و بیشتر نور خود را به شکل فرابنفش متساطع می نماید.
ضخامت منطقه انتقالی چند صد تا چندین هزار کیلومتر است. در برخی قسمتها، خارهای کرومسفر که نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و به اتمسفر خورشید می رسند. در برخی قسمتها نیز ترکیبات داغ تاج خورشید تا نزدیکی فوتوسفر فرو می رود.
تاج خورشید
تاج خورشید بخشی از اتمسفر آن است و دمایی متجاوز از ۵۰۰.۰۰۰K دارد. تاج خورشید متشکل از گازهای یونیزه شده به شکل رود و یا حلقه ای می باشد. ترکیبات و ساختمان تاج خورشید به صورت عمودی به سطح آن متصل است و میادین مغناطیسی که از اعماق خورشید ساطع می گردند منجر به شکل گیری این منطقه می شوند. دمای هر یک از جریانات تاج خورشید به خطوط میدان مغناطیسی شکل دهنده همان جریان بستگی دارد.
دمای نزدیک ترین بخش از تاج خورشید به سطح آن حدودا بین ۱ تا ۶ میلیون K و چگالی آن معادل ۱۰۰ میلیون تا ۱ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد. دمای این منطقه هنگام وقوع یک فوران به ده ها میلیون کلوین می رسد.
بادهای خورشیدی
تاج بسیار داغ خورشید در فضا منتشر و دائم در آن گسترده می شود. به جریان گازهای تاج خورشید در فضا، بادهای خورشیدی می گویند. چگالی این بادها در نزدیکی خورشید تقریبا بین ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد.
باد خورشیدی با سرعتی معادل صدها کیلومتر در ثانیه از خورشید به هر سوی می وزد. در فواصل زیادی از خورشید یعنی فراتر از مدار پلوتو، از سرعت این باد که مافوق صوت می باشد، کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می گردد.
بادهای خورشیدی به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره اشک به نام هلیوسفر، در فضای میان سیاره ای گسترده شده است. خورشید و همه سیاره های آن درون هلیوسفر می باشند. فراتر از مدار پلوتو، دورترین سیاره از خورشید، هلیوسفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد. گرچه اتمهای موجود در فضای بین ستاره ای می توانند در این حباب نفوذ نمایند اما در واقع می توان گفت که همه مواد تشکیل دهنده هلیوسفر از خود خورشید ناشی می شوند.
فعالیت های خورشیدی
میدان های مغناطیسی خورشید از منطقه حرارتی، بالا رفته و از میان مناطق فوتوسفر، کرومسفر و تاج خورشیدی سر بر می آورند. این جریانات مغناطیسی منجر به شکل گیری فعالیت های خورشیدی می گردند. این فعالیت ها شامل پدیده هایی به نام لکه های خورشیدی، شعله های بلند، زبانه ها و فوران های تاج خورشید می باشند.
زبانه های خورشیدی
زبانه های خورشیدی انفجارهای مهیبی در سطح خورشید می باشند. در مدت زمانی معادل چند دقیقه یک زبانه می توانند دمای مواد موجود را تا میلیون ها درجه افزایش دهد و انرژیی آزاد نماید که معادل انرژی آزاد شده توسط یک هزار بیلیون تن TNT می باشد. این انفجارها در نزدیکی لکه های خورشیدی، معمولا در راستای خطوطی بین دو سر میدان مغناطیسی رخ می دهند.
زبانه ها انرژی را به اشکال گوناگونی مانند پرتوهای الکترومغناطیس (پرتوهای گاما و ایکس) و ذرات باردار (پروتون و الکترون) آزاد می کنند.
دانشمندان برای نخستین بار به این نتیجه رسیدند که زبانه ها و فوران های خورشیدی لرزه هایی را در اعماق خورشید به وجود می آورند که بسیار شبیه به زمین لرزه در سیاره ما می باشند. محققان زبانه ای را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ای بسیار شدید در اعماق خورشید گردید. این لرزه ۴۰ هزار بار بیشتر از زمین لرزه شدید سانفرانسیسکو در سال ۱۹۰۶ انرژی آزاد نمود. مقدار این انرژی آزاد شده به حدی بود که می توانست برق مصرفی ایالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامین نماید.
مناطقی که لکه های خورشیدی و فوران ها در آنها شکل می گیرند، مناطق فعال نامیده می شوند. مقدار فعالیت های خورشیدی از ابتدای یک چرخه لکه خورشیدی، به تدریج افزایش می یابد و با گذشت پنج سال به حداکثر می رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتی از صفحه خورشید که ما می بینیم، تعداد آنها از صفر تا ۲۵۰ لکه تغییر می کند.
لکه های خورشیدی
لکه ها ی خورشیدی مناطقی تیره و تقریبا دایره ای شکل در سطح خورشید می باشند. آنها زمانی شکل می گیرند که دسته ای از خطوط مغناطیسی درون خورشید به سطح آن می رسند.
دمای لکه ها از دمای مناطق اطرافشان کمتر و میدان مغناطیسی در آنها بسیار قوی است. دمای لکه های خورشیدی بین ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ کلوین و دمای سطح خورشید ۵۷۰۰ کلوین است. به همین دلیل آنها تیره تر از سطح ستاره به نظر می رسند.
داده های رصدی از دهه ۸۰ قرن بیستم نشان می دهند که تعداد لکه های خورشیدی با شدت تابش خورشید مرتبط است. جالب این که هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد،

[sajadhoosein]

ونوس، جواهری در آسمان



ونوس (ناهید یا زهره) به دلیل تشابه اندازه، جرم، چگالی و حجم به خواهر دوقلوی زمین شهرت گرفته است. قطر این سیاره در حدود ۱۲.۱۰۰ کیلومتر و تقریبا ۶۴۴ کیلومتر کمتر از قطر زمین می باشد. هیچ سیاره ای به اندازه ونوس به زمین نزدیک نمی شود. در نزدیکترین حالت، فاصله ونوس از زمین حدود ۳۸.۲ میلیون کیلومتر است [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
از منظر ساکنین زمین، ونوس از هر سیاره و حتی ستاره دیگری درخشان تر است. در زمانهای مشخصی از سال، ونوس اولین سیاره یا ستاره ایست که در هنگام غروب در قسمت غربی آسمان مشاهده می شود. در زمانهای دیگر، ونوس آخرین سیاره یا ستاره ایست که پس از طلوع آفتاب در قسمت شرقی آسمان وجود دارد. هنگامیکه ونوس در آستانه درخشانترین فاز خود است، در نور روز نیز قابل مشاهده می باشد.

ستاره شناسان دوران باستان، جرمی را که به هنگام روز مشاهده می کردند، فسفر (به معنای جسم تابنده) و جرمی را که به هنگام غروب در آسمان می دیدند، هسپروس (Hesperus) به معنای ستاره شامگاهی، نامگذاری کرده بودند. بعدها آنها فهمیدند که این دو جرم در واقع یک سیاره است و آن را به افتخار الهه عشق و زیبایی ونوس نامیدند.
مدار
ونوس دومین سیاره از منظومه شمسی است که میانگین فاصله آن تا خورشید ۱۰۸.۲ میلیون کیلومتر می باشد. به منظور قیاس، لازم به ذکر است که فاصله زمین، سومین سیاره منظومه از خورشید ۱۵۰ میلیون کیلومتر و فاصله عطارد، نخستین سیاره منظومه از خورشید ۵۷.۹ میلیون کیلومتر می باشد.
سیاره ونوس تقریبا در یک مدار دایره شکل به دور خورشید در گردش است. دورترین فاصله این سیاره از خورشید ۱۰۸.۹ میلیون کیلومتر و کمترین فاصله آن ۱۰۷.۵ میلیون کیلومتر می باشد. مدار بقیه سیارات منظومه شمسی بیضی شکل است. یک سال در ونوس معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد.
فاز
هنگام رصد ونوس به کمک تلسکوپ تغییراتی در شکل و اندازه آن مشاهده می شود. این تغییرات آشکار را که شبیه تغییرات ظاهری ماه است، فاز می نامند. این تغییرات به این دلیل است که در زمانهای مختلف، قسمتهای روشن سیاره که از زمین دیده می شوند متفاوت می باشند.
از آنجائیکه زمین و ونوس هر دو به دور خورشید در گردشند، هر ۵۸۴ روز یکبار ونوس در گوشه ای از خورشید مشاهده می شود. در این هنگام تقریبا همه قسمتهای روشن سیاره قابل رویت است. با حرکت ونوس به دور خورشید و به سمت زمین، قسمتهای روشن آن کمتر و سایز سیاره بزرگتر به نظر می رسد. پس از گذشت تقریبا ۲۲۱ روز، تنها نیمی از سیاره قابل رویت است. پس از ۷۱ روز دیگر، ونوس به سمتی از خورشید که زمین نیز در آنجا قرار می گیرد، نزدیک می شود و تنها هلال باریکی از آن قابل رویت خواهد بود.
هنگام حرکت ونوس به سمت زمین، این سیاره نزدیک غروب دیده می شود [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] هنگام عبور این سیاره پس از زمین، صبح زود مشاهده می گردد.
گردش سیاره
در حالیکه ونوس به دور خورشید در حرکت است، به آرامی حول محور طولی خود نیز گردش می کند. محور طولی ونوس عمود بر صفحه گردش مداری سیاره نیست بلکه نسبت به آن زاویه ای حدود ۱۷۸ درجه دارد. بر خلاف زمین، ونوس در جهت گردش خود به دور خورشید، حول محور طولی خود نمی چرخد بلکه بر خلاف آن در حرکت است. از منظر بیننده ای که بر روی ونوس است، خورشید از غرب طلوع و از شرق غروب می کند. هر دور وضعی و به عبارتی هر یک روز در این سیاره معادل ۲۴۳ روز زمینی طول می کشد و از یکسال آن که معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد، طولانی تر است.
سطح و جو
گرچه ونوس خواهر دوقلوی زمین است اما شرایط سطح آن با زمین تفاوت های بسیار زیادی دارد. سیاره شناسان مشکلات زیادی برای شناسایی شرایط سطح این سیاره داشتند به این دلیل که جو ونوس همیشه با لایه ای بسیار ضخیم از ابر اسید سولفوریک پوشیده شده است. آنها برای شناخت این سیاره از رادار، تجهیزات رادیویی ستاره شناسی و کاوشگرهای فضایی استفاده [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] . تا همین اواخر، بیشتر دانش سیاره شناسان از ونوس توسط رادارهای مشاهده گر زمینی، کاوشگر ونرای (Venera) جماهیر شوروی و کاوشگر پایونیر (Pioneer) ایالات متحده به دست آمده بود. در سال ۱۹۹۰، کاوشگر ماژلان (Magellan) ایالات متحده گردش خود به دور ونوس را آغاز کرد و توسط رادار از سطح این سیاره نقشه هایی تهیه نمود.
سطح ونوس بسیار داغ و بسیار خشک است. به دلیل دمای بسیار زیاد وجود آب مایع در سطح آن غیر ممکن است.
سطح این سیاره پوشیده از منطقه های گوناگونی شامل سطوح مسطح، کوهستان، دره و شیار است. حدود ۶۵ درصد از سیاره را دشتهای صاف و مسطح پوشانده است. در این دشتها هزاران دهانه آتشفشان با قطرهای مختلف از ۸/۰ تا ۲۴۰ کیلومتر وجود دارد. شش منطقه کوهستانی ۳۵ درصد از سطح سیاره را به خود اختصاص داده اند. ارتفاع یکی از این کوهستانها به نام مکسول (Maxwell) که در منطقه ایشتار ترا (Ishtar Terra) قرار گرفته است ۳/۱۱ کیلومتر و طول آن حدود ۸۷۰ کیلومتر می باشد. این مرتفع ترین منطقه بر روی ونوس است. در منطقه ای به نام بتا رژیو (Beta Regio) دره ای به عمق ۱ کیلومتر وجود دارد.
چاله هایی نیز در سطح ونوس به دلیل برخورد سنگ های آسمانی با سیاره وجود دارند. ماه، مریخ و عطارد با چنین چاله هایی پوشیده شده اند ولی تعداد چاله ها بر روی ونوس به طور قابل توجهی اندک است. از کمیاب بودن این چاله ها بر روی ونوس، سیاره شناسان چنین استنتاج نموده اند که عمر سطح فعلی سیاره ونوس کمتر از ۱ بیلیون سال است.
مناطقی بر روی ونوس وجود دارند که به هیچ چیز بر روی زمین شبیه نیست. برای مثال تاجهایی حلقه مانند با قطرهای مختلف (بین ۱۵۵ تا۵۸۰ کیلومتر) که دانشمندان تصور می کنند این تاجها در اثر خروج مواد مذاب از دل این سیاره شکل می گیرند. همچنین در ونوس مناطقی وجود دارد که در آنجا شیارها و لبه هایی در جهات مختلف به وجود آمده اند.
جو ونوس از بقیه سیارات منظومه شمسی سنگین تر است. به طور عمده این جو شامل دی اکسید کربن، مقدار کمی نیتروژن و بخار آب می باشد. مقادیر بسیار اندکی آرگون، مونوکسید کربن، نئون و دی اکسید سولفور نیز در آن ردیابی شده است. فشار جوی در ونوس ۹.۱۲۲ کیلو پاسکال تخمین زده می شود. این مقدار ۹۰برابر فشار جوی در زمین (معادل ۱۰۱ کیلو پاسکال) است.
دما
دمای لایه های بالایی جو ونوس به طور میانگین ۱۳ درجه سانتیگراد می باشد، در حالیکه دمای سطح این سیاره به ۴۶۵ درجه سانتیگراد می رسد. ونوس داغ ترین سیاره منظومه شمسی و داغ تر از اغلب کوره ها است.
گیاهان و جانداران زمینی به دلیل دمای بسیار زیاد ونوس نمی توانند به حیات در این سیاره ادامه دهند. دانشمندان هنوز هیچ گونه ای از حیات را بر روی این سیاره کشف ننموده و تردید دارند که نوعی از آن در آینده پیدا شود.
بیشتر دانشمندان بر این باورند که دمای شدید سطح ونوس به دلیل تاثیرات پدیده گلخانه ایست. یک گلخانه به پرتوهای پر انرژی خورشید اجازه ورود می دهد ولی از خروج گرما جلوگیری می کند. ابرهای ضخیم و اتمسفر غلیظ ونوس نیز به همین شکل عمل می کنند. پرتوهای تابناک خورشید به درون جو سیاره راه پیدا می کنند اما انبوه قطرات بسیار ریز اسید سولفوریک و مقادیر زیاد دی اکسید کربن در ابرهای ونوس، به نظر مانند تله ای، بیشتر انرژی خورشید را در سطح سیاره محبوس کرده اند.
جرم و چگالی
جرم ونوس تقریبا چهار پنجم جرم زمین است. نیروی گرانش آن کمی از گرانش زمین کمتر می باشد از این رو جرمی معادل ۱۰۰ پوند بر روی زمین، حدود ۸۸ پوند بر روی ونوس وزن خواهد داشت. چگالی ونوس نیز اندکی از چگالی زمین کمتر است.
پروازهایی به ونوس

ونوس نخستین سیاره ای بود که توسط یک فضاپیمای در حال عبور مورد مشاهده قرار گرفت. فضاپیمای بدون سرنشین مارینر ۲ ایالات متحده در ۱۴ دسامبر ۱۹۶۲ از فاصله ۳۴.۷۶۰ کیلومتری این سیاره عبور نموده و موفق به اندازه گیری شرایط مختلف سطح و اطراف سیاره گردید. برای مثال به کمک تجهیزات خاصی که در فضاپیما وجود داشت، دمای شدید سیاره اندازه گیری شد.
دو فضاپیمای بدون سرنشین شوروی نیز در سال ۱۹۶۶به کاوش در ونوس پرداختند. ونرا ۲ (Venera ۲) در ۲۷ فوریه از ۲۴.۰۰۰ کیلومتری ونوس عبور کرد و ونرا ۳ (Venera ۳) در اول مارس با اتمام ماموریت خود به درون سیاره سقوط نمود.
در اکتبر ۱۹۶۷، از دو کشور ایالات متحده و شوروی فضاپیماهایی به ونوس ارسال شد. ونرا ۴، فضاپیمای شوروی، کپسول تجهیزات را توسط پاراشوت به داخل جو سیاره انداخت. مارینر ۵، فضاپیمای ایالات متحده، از ۳.۹۹۰ کیلومتری سیاره عبور نمود. این فضاپیما میدان مغناطیسی شناسایی ننمود. هر دو فضاپیما وجود مقادیر زیادی دی اکسید کربن در جو سیاره را گزارش کردند. در ۱۵ دسامبر ۱۹۷۰، ونرا ۷ ، فضاپیمای شوروی، بر روی ونوس فرود آمد. در ۵ فوریه ۱۹۷۴، ایالات متحده کاوشگر سیاره ای خود، مارینر ۱۰ را به نزدیکی این سیاره فرستاد. این کاوشگر برای نخستین بار تصاویری که در فاصله نزدیک از ونوس تهیه نمود را به زمین ارسال کرد.
در ۲۲ اکتبر ۱۹۷۵، فضاپیمای بدون سرنشین شوروی به نام ونرا ۹ بر روی ونوس فرود آمده و اولین تصاویر از سطح سیاره را تهیه نمود. سه روز بعد فضاپیمای بعدی شوروی یعنی ونرا ۱۰ به ونوس رسید. این فضاپیما تصاویری از سطح ونوس تهیه کرد، فشار جوی سیاره را اندازه گیری نمود و ترکیب بندی سنگ های سطح سیاره را مشخص کرد.
چهار فضاپیمای بدون سرنشین در دسامبر سال ۱۹۷۸، به ونوس رسیدند. فضاپیمای ایالات متحده به نام پایونیر ونوس ۱ (Pioneer Venus ۱) گردش خود به دور ونوس را در ۴ دسامبر آغاز کرد. این فضاپیما تصاویر راداری از ونوس را برای ما ارسال نمود، از سطح سیاره نقشه ای تهیه کرد و دمای ابرهای بالای سیاره را اندازه گرفت. در نهم دسامبر، پایونیر ونوس ۲ وارد جو ونوس شده و چگالی و ترکیب بندی شیمیایی آن را اندازه گیری کرد. در ۲۱ دسامبر، ونرا ۱۲، فضاپیمای شوروی، در این سیاره فرود آمد. چهار روز بعد ونرا ۱۱ نیز به ورنا ۱۲ پیوست. هر دوی آنها اطلاعاتی در مورد لایه های پائینی جو ونوس ارسال نمودند.
دو فضاپیمای دیگر نیز از شوروی در سال ۱۹۸۲ بر سطح ونوس فرود آمدند. ونرا ۱۳، در ۱۴ مارس و ونرا ۱۴، در پنجم همان ماه. هر دوی آنها ضمن ارسال تصاویر به دست آمده، به آنالیز نمونه های خاک این سیاره نیز پرداختند. در اوایل اکتبر ۱۹۸۳، دو فضاپیمای دیگر شوروی به کمک رادار از قسمتهای شمالی ونوس نقشه برداری کردند. ونرا ۱۵ و ونرا ۱۶ کار نقشه برداری خود را در سال ۱۹۸۴ به اتمام رساندند. هر دوی آنها تصاویر شفاف و واضحی از سطح ونوس تهیه کردند.
فضاپیمای ماژلان ایالات متحده گردش خود به دور سیاره را در ۱۰ آگوست ۱۹۹۰ آغاز نمود. در تصاویر راداری به دست آمده توسط ماژلان، اجرام یا بخش هایی به وسعت ۱۰۰ متر قابل تفکیک می باشند.
جدول آماری ونوس
جرم (کیلوگرم) ۴.۸۶۹e+۲۴
جرم (زمین =۱) .۸۱۴۷۶
شعاع استوایی ۶,۰۵۱.۸
شعاع استوایی (زمین =۱) .۹۴۸۸۶
میانگین چگالی (گرم در سانتیمتر مکعب) ۵.۲۵
میانگین فاصله از خورشید (کیلومتر) ۱۰۸,۲۰۰,۰۰۰
میانگین فاصله از خورشید (زمین =۱) ۰.۷۲۳۳
گردش وضعی (روز) -۲۴۳.۰۱۸۷
گردش مداری (روز) ۲۲۴.۷۰۱
میانگین شتاب مداری (کیلومتر در ثانیه) ۳۵.۰۲
زاویه محور طولی (درجه) ۱۷۷.۳۶
زاویه صفحه مداری (درجه) ۳.۳۹۴
گرانش سطح در منطقه استوایی ۸.۸۷
شتاب فرار در منطقه استوایی (کیلومتر در ثانیه) ۱۰.۳۶
میانگین دمای سطح ۴۸۲°C
فشار جو (بار) ۹۲
دی اکسید کربن موجود در جو ۹۶%
نیتروژن موجود در جو ۳+%
منابع:
Head, James W. , III. “Venus.” World Book Online Reference Center. ۲۰۰۴. World Book, Inc.
solarviews.com
daneshnameh.roshd.ir
گردآوری و ترجمه: لنا سجادیفر

[sajadhoosein]

ناسا قصد دارد کره زمین را جابجا کند!



دانشمندان یک روش غیرمعمول برای غلبه بر گرمای کره زمین یافته اند و آن هم این است که کره زمین را به یک مدار دور تر از خورشید یعنی یک منطقه خنک تر حرکت بدهند!

این ایده عجیب زائیده ی ذهن مهندسان ناسا و یکسری از اخترشناسان آمریکایی ست که معتقدند این روش حدود ۶ بیلیون سال به عمر سیاره ما اضافه می کند، به عبارت دیگر عمر مفید زمین ۲ برابر خواهد شد! برای این کار طرح هایی هم ارائه داده اند.

جالب است بدانید که برای این کار نیاز به نیروی عظیمی برای حرکت دادن کره زمین نیست. فقط کافی ست یک ستاره ی دنباله دار را به سمت زمین هدایت کنند.

دکتر Laughlin که در مرکز تحقیقات ناسا در کالیفرنیا کار می کند گفته است که برای این کار فقط لازم است یک ستاره ی دنباله دار و یا شهاب آسمانی را به سمت زمین هدایت کنیم به طوری که با سرعت از کنار و نزدیک زمین رد بشود و به این طریق می توان از نیروی گرانشی شهاب که روی زمین اثر خواهد گذاشت استفاده کرد. در نتیجه ی اینکار سرعت مداری زمین افزایش پیدا می کند و به یک مدار بالاتر می رود که از خورشید دورتر است و به این ترتیب به یک منطقه ی خنک تر هدایت می شویم.

همچنین این مهندسان گفته اند که پس از این کار، باید این ستاره ی دنباله دار را به سوی زحل یا مشتری هدایت کرد تا روند رو به عقب اتفاق بیفتد و انرژیش را از یکی از این ۲ سیاره غول آسا بگیرد. بعدها مدارش آن را دوباره به سمت زمین برخواهد گرداند و این روند همچنان تکرار خواهد شد!

این گروه گفته اند که هدفشان در نجات کره زمین کاملا جدی ست و تنها چیزی که احتیاج دارند پرتاب یک موشک شیمیایی به یک شهاب آسمانی یا ستاره ی دنباله دار است که در زمان مقرر باعث آتش گرفتنش بشود که چنین دانشی همین حالا هم وجود دارد!

این طرح جنبه های نگران کننده ی زیادی دارد. مهندسین هوافضا باید برای هدایت شهاب و یا ستاره ی دنباله دار به سمت زمین نهایت دقت را بکنند زیرا کوچک ترین اشتباهی در این زمینه، کره زمین رو به مداری جلوتر خواهد برد (مدار آتش) و عواقب ویرانگری را در پی خواهد داشت. کباب شدن محیط زیست زمین کم ترین آن ها خواهد بود.