یه عکس نجومی خیلی خیلی خیلی زیبا که اگه نبینید تموم عمرتون بر فناست!!!در ادامه مطلب
ادامه مطلب

سياهچاله اي كه در قلب كهكشان ما قرار دارد بسيار كوچكتر از اندازه اي است كه قبلا براي آن تصور مي شد. بر اساس مطالعات جديد اين سياهچاله مي تواند بين فضاي زمين و خورشيد جاي بگيرد.

 

سياهچاله اي كه در قلب كهكشان ما قرار دارد بسيار كوچكتر از اندازه اي است كه قبلا براي آن تصور مي شد. بر اساس مطالعات جديد اين سياهچاله مي تواند بين فضاي زمين و خورشيد جاي بگيرد.
سياه چاله ها اجرامي با جرم بسيار متراكم هستند كه حتي نور نمي تواند از نيروي گرانشي آن گريز كند. قطرهاي بسيار متفاوتي براي سياهچاله موجود در مركز كهكشان راه شيري تخمين زده شد : به كوچكي مدار عطارد و به بزرگي مدار پلوتون.سال گذشته ، پژوهشگران اندازه آن را به بزرگي مدار زمين به دور خورشيد برآورد كردند.اما برآورد جديد اين اندازه را تا نيم كاهش مي دهد و بدين ترتيب قطر اين سياهچاله كه به Sgr A موسوم است حدود 93 ميليون مايل يعني به اندازه فاصله بين زمين و خورشيد مي باشد.  اين اندازه گيري با استفاده از Very Long Baseline Array (VLBA) انجام شده كه شبكه هاي از 10 راديوتلسكوپ است كه در سراسر آمريكا پراكنده مي باشند.جزئيات مربوط به اين يافته در نسخه 3 نوامبر مجله Nature ديده مي شود.

سياهچاله يا پديده اي ديگر؟
Sgr A در مركز كهكشان راه شيري و در فاصله حدود 26.000 سال نوري واقع مي باشد. برآورد مي شود كه جرمي معادل 4 ميليون خورشيد را داشته باشد. اگر اين تراكم بالاي ماده در چنين فضاي كوچكي متعلق به يك سياهچاله نباشد ، آنگاه شناخت ماهيت اين پديده و يافتن شناسه اي براي آن با محدوديتهاي سختي مواجه مي شوند. يك احتمال كه در حوزه فرضيه هاي موجود بعيد مي باشد اين است كه شايد اين پديده خوشه اي از ميليونها ستاره فروريخته و مرده بنام ستاره هاي نوترني باشد. در اين صورت اين ستاره ها فقط براي 20.000 سال به حيات ادامه مي دادند و در پايان آن زمان رمبش مي كرده و تبديل به سياهچاله مي شدند و يا تبديل به بخار شده و به درون فضا پراكنده مي شدند.
نظريه ديگر كه باور كردني تر است عنوان مي كند كه Sgr A يك سياهچاله بسيار پرجرم مانند آنهائي است كه در مركز كهكشانهاي ديگر وجود دارند. برخي از اين سياهچاله ها با منتشر ساختن جريانهاي بسيار قابل روئيتي از ماده بسيار داغ موسوم به فواره هاي ذرات باعث "انگشت نما" شدن خود مي شوند. اين فوراه هاي ذرات در نزديكي Sgr A رديابي شده اند ، ولي كم رنگ تر و بسيار كوتاه تر از فواره هاي يافت شده در اطراف سياهچاله هاي بسيار پرجرم مي باشند. اين اندازه گيري جديد اخترشناسان را يك قدم به شناسائي ناحيه كروي فرض شده اطراف سياهچاله نزديكتر مي كند. اين ناحيه كروي مرزي را نشان گذاري مي كند كه در وراي آن هيچ چيز - حتي نور- نمي تواند از كشش گرانشي فرار كند و" افق رخداد" (event horizon) ناميده مي شود. شناسائي اين افق اثبات قطعي اين فرضيه خواهد بود كه Sgr A يك سياهچاله با جرم بسيار بالا است.

يافتن افق رخداد
افق رخداد هرگز بصور مستقيم رصد و مشاهده نشده اما اختر شناسان معتقدند كه در صورت بالا بودن وضوح تلسكوپها اين امر امكان پذير مي شود. يك منظر كه از وضوع بالا و كافي برخوردار مي باشد دايره اي تاريك -سايه- را آشكار خواهد كرد. اين سايه توسط پرتوهائي از پشت سياهچاله ايجاد مي شود كه به درون افق رخداد مكيده مي شوند. يك حلقه درخشان اين سايه را احاطه مي كند كه در اثر انكسار نوري است كه توانسته به زحمت از افق رخداد فرار كند.فرد لو (Fred Lo) مدير رصدخانه اخترشناسي ملي و پژوهشگر اين مطالعه جديد مي گويد" روئيت اين سايه اثبات نهائي براي وجود يك سياهچاله بسيار پرجرم در مركز كهكشان ما خواهد بود.  يك چنين سايه اي از زمين بسيار ضعيف و كوچك خواهد بود ولي در صورتيكه وضوح تلسكوپها تا ميزان 1.5 برابر وضعيت فعلي افزايش داده شوند ، رديابي آن امكان پذير خواهد شد.

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

 

تیم هدایت پرواز شاتل ناسا٬ پس از بررسی‌های دقیق اعلام کردند که بدنه‌ی شاتل فضایی ایندیور آسیب جدی ندیده است و نیازی به تعمیر آن نیست.

تصويري از ناحيه‌ي آسيب ديده

 

هنگام بلند شدن شاتل از زمین٬ قطعه‌ای از فوم به بدنه‌ی آن برخورد کرد و فرو رفتگی کوچکی در آن ایجاد کرد. ابعاد این ناحیه کم تر از ۱۰ سانتی‌متر است.

 

 

مهندسان هوافضا و دانشمندان پس از محاسبات بسیار به این نتیجه رسیدند که هنگام بازگشت٬ دمای ناحیه مورد نظر از ۳۵۰ درجه‌ی فارنهایت بیش‌تر نخواهد شد و با توجه به ابعاد فرو رفتگی٬ مشکلی ایجاد نخواهد شد.

 

شاتل پس از ماموریتی دو هفته‌ای٬ روز دوشنبه از ایستگاه فضایی بین المللی جدا خواهد شد و چهارشنبه به زمین خواهد نشست.

 

منبع:www.spaceflightnow.com

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

گروهی از دانشمندان به جای تئوری انفجار بزرگ، تئوری پرش بزرگ را پیشنهاد کرده اند  

گروهی از دانشمندان آمریکایی مدل ریاضی جدیدی را توسعه داده اند که براساس آن جهان حاصل متلاشی شدن یک جهان دیگر است. فیزیکدانان موسسه فیزیک و هندسه جاذبه ایالت پن در آمریکا ، براساس این مدل جدید ریاضی نشان داده اند که منشاء هستی بیشتر از آنکه شبیه به یک انفجار بزرگ باشد، به پرش بزرگ شبیه است. این فیزیکدانان اذعان کرده اند که تئوری "انفجار بزرگ" که برپایه تئوری نسبیت انیشتن است، مدل بهتری برای توضیح درباره منشاء هستی است. این دانشمندان که نتایج تحقیقات خود را در مجله "نیچر فیزیک" منتشر کرده اند، با استفاده از مدل "حلقه گرانش کوانتوم" که یک ماشین زمان برپایه ریاضی است، به تئوری جدیدی دست یافتند که ترکیبی از جاذبه عمومی و فیزیک کوانتوم است. این دانشمندان در حقیقت به جای تئوری "انفجار بزرگ"، تئوری "پرش بزرگ" را پیشنهاد کرده اند.

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

دو سال پیش در چنین روزی تلسکوپ فضایی اسپیتزر بسوی آسمانهای تاریک در فضا حرکت کرد . در طول این دو سال چشمان فروسرخی این رصد خانه از دنیای پنهان ستاره های نوزاد و گرم ، دیسکهای بی نظم برای شکل گیری سیارات و کهکشانی با شکوه و عظمت به انضمام کهکشانی عجیب و غریب بنام NGC4725 پرده برداشت .

گمان برده می شود این کهکشان ویژه تنها یک بازوی مارپیچی داشته باشد این در حالیست که اکثر کهکشانهای مارپیچی دارای دو بازو یا بیشتر هستند . اخترشناسان NGC4725  را به عنوان کهکشانی حلقه ای و بسته می شناسند زیرا در آن میله ای از ستارگان در مرکز بوسیله حلقه ای برجسته از ستارگان احاطه شده اند . (دراین تصویر میله بصورت برآمدگی افقی با عوارضی به رنگ قرمز ضعیف دیده می شود ) .

کهکشان راه شیری ما هم دارای چندین بازوست و به تناسب آن میله و حلقه ای کوچکتر دارد . در این تصویر کاذب رنگ از اسپیتزر بازوی کهکشان به رنگ قرمز و برجسته به نظر می رسد . رنگ سفید برای مرکز و آبی   برای هاله دور مرکز می باشد . رنگ قرمز هم ابرهای غباری گرم را نشان می دهد که بوسیله ستارگان تازه متولد شده روشن می شوند . رنگ آبی جمعیت های ستاره ای سردتر و قدیمی تر را نمایش می دهد . چرخ پره های قرمز رنگ که در بازوها دیده می شوند انبوهه هایی   از مواد ستاره ای هستند که احتمالا به سبب میدان مغناطیسی نا معینی به یکدیگر فشرده شده اند .

NGC4725 ، 41 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد و در صورت فلکی گیسو قرار گرفته است . این تصویر هم حاصل چهار تصویر دیگری است که اسپیتزر تهیه کرده است . در آن 6/3 میکرون برای آبی ، 5/4 میکرون برای سبز ، 8/5 و 8 میکرون برای قرمز می باشد . سهم نور ستارگان (6/3 میکرومتر) کمتر شده تا قدرت دید عوارض غباری در تصویر بهتر شود .    

 

برای اطلاعات بیشتر پیرامون اسپیتزر :http://www.spitzer.caltech.edu/spitzer/index.shtml

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

مقدمه

از زمانهای کهن ، مردم در آسمان شب در میان گروههای ستارگان ، اشکالی خیالی دیده‌اند. با استفاده از خطوط ، آنها ستارگان این گروهها را به یکدیگر متصل کرده و اشکالی به نام صورت فلکی را تشکیل داده‌اند. امروز طبق سیستمی بین المللی آسمان پیرامون زمین به 88 منطقه تقسیم می‌شود و هر منطقه در بر گیرنده یک صورت فلکی است.

طرح هر صورت فلکی نمایانگر شیء یا جانداری است و تعدادی از آنها به یاد شخصیتهای اسطوره‌ای نامگذاری شده‌اند. از زمین ، ستارگان هر صورت فلکی مجاور یکدیگر به نظر می‌آیند، اما در حقیقت آنها فاصله بسیاری از همدیگر دارند. همگی آنها در فواصل مختلفی از زمین قرار دارند. اگر می‌توانستیم از جای دیگری از فضا به صورت فلکی جبار نگاه کنیم، طرح ستاره‌ای آن از آنچه که از زمین می‌بینیم، متفاوت می‌باشد.

کره آسمان

از زمین ، صورتهای فلکی چنین به نظر می‌رسند که به داخل کره‌ای تو خالی معروف به کره آسمان چسبیده‌اند. ظاهراً این کره هر 24 ساعت یکبار در مسیری شرقی _ غربی به دور زمین می‌گردد. شبکه‌ای از خطوط معروف به بعد و میل به اختر شناسان کمک می‌کند تا محل ستارگان کره آسمان را بیابند و نقشه‌های ستارگان ، تصویر کره‌ای فرضی بر روی صفحه‌ای تخت هستند.

ستاره قطبی و دبها

آنهایی که در نیمکره شنالی زندگی می‌کنند، می‌توانند به قطب شمال کره آسمان بنگرند. ستاره قطبی به این قطب بسیار نزدیک است. بر خلاف سایر ستارگان ، به نظر نمی‌آید که با گردش زمین به دور محورش ، ستاره قطبی در آسمان حرکت کند. صور فلکی پیرامون ستاره قطبی عبارتند از دب اکبر (خرس بزرگ) و دب اصغر (خرس کوچک).

ستاره قطبی همواره این چنین در مجاورت قطب شمال سماوی قرار نداشته و همیشه نیز چنین باقی نخواهد ماند. چون زمین اندکی در محورش تکان می‌خورد، قطب شمال همیشه به نقطه‌ای ثابت در کره آسمان اشاره نمی‌کند. در عوض در طی 25800 سال ، بخش شمالی محور زمین دایره کوچکی را در نیمه شمالی کره آسمان بجای می‌گذارد. ستارگانی که به این دایره نزدیکترند، به نوبت قطب شمال کره آسمان را نشان می‌دهند.

قدر ظاهری

هنگامی که به ستارگان درخشان در آسمان شب می‌نگریم، برخی از بقیه درخشانترند. ستاره شناسان برای بیان میزان درخشندگی ستارگان ، از یک مقیاس درخشندگی به نام قدر ظاهری استفاده می‌کنند. برای اولین بار هیپارخوس ، منجم یونانی قرن دوم پیش از میلاد ، ستارگان را این چنین طبقه بندی کرد. سپس دامنه مقیاسش برای در بر گرفتن اجرام سماوی درخشانتر و کم نورتر ، افزایش یافت.

صلیب جنوبی

ساکنان نیمکره جنوبی کره آسمان بنگرند. هیچ ستاره درخشانی مجاور این قطب نیست، اما صورت فلکی صلیب جنونی نشانه‌ای برای یافتن آن است. اگر چه صلیب جنونی از تمام صور فلکی کوچکتر است، اما در زمینه روشن کهکشان راه شیری جنوبی ، یافتن آن آسان است. با گذشت زمان، نقطه‌ای از کره آسمان که محور چرخش زمین رو به آن است، تغییر مکان می‌دهد. در طی سالها این تغییر تنها به اندازه عرض ظاهری ماه است، ولی در خلال قرنها ، این جابجایی شدید است. مثلاً اگر شهرهای نیمکره شمالی نظیر ونکوور یا لندن در 3 هزار سال قبل از میلاد وجود داشتند، ساکنانشان می‌توانستند صورت فلکی صلیب جنوبی را ببیند.

منطقة البروج

چنین به نظر می‌رسد که همزمان با گردش زمین به دور خورشید، خورشید در مقابل زمینه متغیری از ستارگان حرکت می‌کند. مسیر سالیانه خورشید به دایرة البروج و پهنه‌ای از آسمان که با زاویه تقریبی 9 درجه از طرفین آن گسترده می شود، به منطقه البروج معروف است. تمدنهای باستانی برای اندازه گیری زمان، منطقه البروج را به 12 صورت فلکی تقسیم کردند ولی اکنون صورت فلکی دیگری به نام حوا به این باریکه آسمان افزوده شده است.

صور فلکی مهم

برخی از 88 صور فلکی از سایری معروفتند، و طرحهایی دارند که فوراً تشخیص داده می‌شوند. این طرحها همچون نشانه به ستاره شناسان در یافتن آنها در آسمان شبانه کمک می‌کنند. بهترین نمونه ، جبار (شکارچی) ، از درخشنانترین صور فلکی آسمان است. صورت فلکی معروف دیگر دب اکبر (خرس بزرگ) است . دب اکبر شامل هفت ستاره درخشان است که برای مدتهای طولانی علاوه بر ستاره شناسی ، در دریانوردی نیز راهنمای مفیدی بوده‌اند.

نام لاتینی	نام رایج	کره آسمان (شمال/جنوب)	نام لاتینی	نام رایج	کره آسمان (شمال/جنوب)
آندرومدا	امرأة المسلسله	شمال	لاسرتا	چلپاسه (سوسمار)	شمال
آنتلیا	تلمبه	جنوب	لئو	اسد	شمال
آپوس	مرغ بهشتی	جنوب	لئو ماینر	اسد اصغر	شمال
آکواریوس	دلو	جنوب	لپوس	خرگوش (ارنب)	جنوب
آکوئیلا	عقاب	هردو	لیبرا	میزان	جنوب
آرا	آتشدان	جنوب	لوپوس	گرگ	جنوب
آریس	حمل	شمال	لینکس	سیاهگوش	شمال
اوریگا	ارابه ران	شمال	لیرا	شلیاق (چنگ رومی)	شمال
بوتیس	عوا (گاوران)	شمال	منزا	کوهمیز	جنوب
سیلوم	قلم	جنوب	میکروسکوپیوم	میکروسکوپ	جنوب
کاملوپاردالیس	زرافه	شمال	مونوسرس	تکشاخ	هردو
سرطان	خرچنگ	شمال	موسکا	ذبابه (مگس)	جنوب
کانیزوناتیکی	سگهای شکاری	شمال	نرما	گونیا	جنوب
کانیس میجر	کلب اکبر	جنوب	اکتناز	ثمن	جنوب
کانیس ماینر	کلب اصغر	شمال	آفیکوس	حوا (مار افسای)	هردو
کاپریکوموس	جدی	جنوب	اریون	شکارچی (جبار)	هردو
کارینا	حمال	جنوب	پاو	طاووس	جنوب
کاسیوپیا	ذات الکرسی	شمال	پگاسوس	فرس اعظم (اسب بالدار)	شمال
سنتاروس	قنطروس	جنوب	پرسیوس	برساوش	شمال
سفیوس	قیفاووس	شمال	فونیکس	عنقا(سیمرغ)	جنوب
سیتوس	قیطس	هردو	پیکتور	سه پایه نقاش	جنوب
شاملئون	حربا (آفتاب پرست)	جنوب	پیسیز	حوت	شمال
سیرسینوس	دوپرگار	جنوب	پیسیزآسترینوس	حوت جنوبی	جنوب
کلومبا	حمامه(کبوتر)	جنوب	پایپس	کشتی دم	جنوب
کمابرنیسیس	گیسوان برنیکه	شمال	پیکسیس	قطب نما	جنوب
کرونا آسترالیس	اکیل جنوبی	جنوب	رتیکولوم	شبکه	جنوب
کرونا بوریالیس	اکیل شمالی	شمال	ساجیتا	سهم (تیر)	شمال
کروس	کلاغ	جنوب	ساجیتاریوس	قوس (رامی)	عقرب
کریتر	باطیه	جنوب	اسکالپتر	حجار (سنگتراش)	جنوب
کراکس	صلیب جنوبی	جنوب	اسکاتوم	سپر	جنوب
سیگنوس	دجاجه (قو)	شمال	سرپنس	حیه(مار)	هردو
دلفینوس	دلفین	شمال	سکستانز	السدس	هردو
درادو	ماهی طلایی (ابوسیف)	جنوب	تاروس	ثور	شمال
دراکو	اژدها	شمال	تلسکوپیوم	تلسکوپ	جنوب
ایکولیوس	قطعه الفرس	شمال	تریانگولوم آسترال	مثلث جنوبی	جنوب
اریدانوس	نهر	جنوب	توکانا	طوقان	جنوب
فروناکس	کوره	جنوب	اورسا میجر	دب اکبر	شمال
جمینی	جوزا (دوپیکر)	شمال	اورسا ماینر	دب اصغر	شمال
گراس	درنا	جنوب	ولا	بادبان	جنوب
هرکولیس	هرکول	شمال	ویرگو	سنبله	هردو
هارولوجیوم	ساعت	جنوب	ولانز	ماهی پرنده	جنوب
هایدرا	شجاع (مار باریک)	هردو	ولپکیولا	ثعلب(روباه)	شمال
هایدروس	هیه الماء (مار آبی)	جنوب	ایندوس	هندی	جنوب

 

منبع : سایت رشد

منبع : هنر فیزیک

این دنباله دار میرا است که می بینید

با دمی به اندازه ی  ۲درجه در آسمان

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

عکسهایی بسیار زیبا از بارش شهابی برساوشی در ادامه مطلب
ادامه مطلب

بارش برساوشی یکی از بهترین شهاب‌باران‌های شناخته شده است. زیرا منجمان آماتور بسیاری در سراسر جهان داده‌های دقیق رصدی خود را از شمار و پراکندگی این بارش و زمان ثبت شده اوج آن در اختیار پژوهشگران مراکزی مانند انجمن بین‌المللی شهاب می‌گذارند. این داده‌ها به پوژهشگران فرصت می‌دهد تا وضعیت توده ذرات پدید‌آوردند بارش را به خوبی دریابند پ بارشهای سال بعد را دقیق‌تر پیش‌بینی‌ کنند. پیش‌بینی‌های رسمی قبلی درباره بارش برساوشی امسال که از سوی انجمن بین‌المللی شهاب (IMO) اعلام شده بود (و در ماهنامه نجوم شماره ۱۷۲ در مقاله شهاب‌باران نيمه‌تابستان منتشر شد) اوج بارش را بین ساعت ۵/۸ تا ۱۱ صبح (۵ تا ۵/۷ به زمان جهانی) روز ۲۲ مرداد پیش‌بینی می‌کرد که برای ایران در روز اتفاق می‌افتاد (گرچه حتی در این حالت نیز بارش زیبایی دیده می‌شد زیرا اوج بارش برساوشی چندان تیز، ناگهانی و کوتاه مدت نیست و طی چندین ساعت فعالیت نسبتا قابل توجهی دیده می‌شود و شهابهای آن حتی در دیگر شبهای نزدیک به بارش نیز جسته گریخته دیده می‌شوند).

اما جدیدترین پیش‌بینی‌های گروه مخصوص شهاب‌شناسان در انجمن بین‌المللی نجوم (IAU) بر اساس محاسبات مستقل چند پژوهشگر زمانهای تازه‌ای را اعلام کرده است. اوج اصلی برای ساعت ۲:۲۵ (۲۲:۵۵ شب ۲۱ مرداد به زمان جهانی) بامداد ۲۲ مرداد پیش‌بینی شده است اما گروهی نیز ساعت ۲:۱۸ (۲۲:۴۲ زمان جهانی) را پیش‌بنی کرده‌اند. گروهی دیگر از محققان نیز اوجی را برای ساعت ۳:۵۷ بامداد ۲۲ مرداد (۰۰:۲۷ زمان جهانی) پیش‌بینی کرده‌آند. اوج بارش هر کدام از اینها که باشد زمانی در ایران رخ می‌دهد

که کانون بارش در صورت فلکی برساوش به ارتفاع مناسبی از افق رسیده است (یعنی طول جغرافیایی ایران در کرهٔ زمین رو به توده ذرات بارش است). از سوی هز سه اوج پیش‌بینی شده برای ایران، خاورمیانه و اروپا (بجز بخش‌ّهای بسیار شمالی) و آفریقا در تاریکی رخ می‌دهد. از آنجا که کانون بارش در برساوش هر چه بیشتر به سپیده‌دم نزدیک شویم بیشتر ارتفاع می‌گیرد اگر اوج سوم رخ دهد ایران در بهترین طول‌های جغرافیایی برای دیدن براش برساوشی امسال است و حتی در دو اوج قبلی پیش‌بینی شده نیز موقعیت ممتازی دارد.

اما همان‌طور که ازمدت‌ها قبل پیش‌بینی شده‌بود بارش برساوشی امسال اوج دیگری نیز بجز یکی از این سه اوج اصلی پیش‌بینی‌ شده دارد که بر اثر برخورد زمین با رشته نسبتا جدیدی از توده شهابواره‌های برساوشی به وجود می‌آید. این اوج ثانویه برای حدود ساعت ۵/۷ صبح ۲۳ مرداد ( حدود ۴ صبح به زمان جهانی) یا ۱۳:۳۰ همان روز (۱۰ صبح به زمان جهانی) پیش‌بینی شده است که ایران و خاورمیانه هر دو را در روشنایی روز از دست می‌دهند (مگر رصدگرانی که با آنتن‌های رادیویی مخصوص اواج رادیویی برخورد شهابها با جو را ردیابی می‌کنند). اوج ثانویه بارش برساوشی امسال چندان دقیق و و مشخص نیست زیرا شناخت کافی از این رشته جدید ذرات در توده بارش برساوشی وجود ندارد.

گزارشهای دقیق منجمان آماتور ارزش بسیاری در رشد این بخش از دانش نجوم دارد. گزارش‌های خود را علاوه به ارسال به ماهنامه نجوم (nojum@nojum.ir) و گروه‌های داخلی فعال در این زمینه، برای کمک به پژوهش‌های بین‌المللی، پس از هماهنگ سازی با استاندارد‌های گزارش‌نویسی بارشهای شهاب، به انجمن بین‌المللی شهاب بفرستید. آسمانتان صاف و شب‌تان شهاب باران!

برای مطالعه بیشتر درباره بارش برساوشی سال ۱۳۸۶ این مقاله و درباره رصد و ثبت شهابها این مقاله جامع و راهنما را در وبگاه نجوم بخوانید

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

این یافته‌ها شاهدی بر وجود مجموعه برهم کنش‌های بین قمرها، حلقه‌ها و مغناطکره‌ی زحل است. نتایج این تحقیقات که حاصل کار با ابزارهای مختلف کاسینی در سال‌های ۲۰۰۴ و ۲۰۰۵ است در شماره‌ي آگوست نشریه Science منتشر شده است.

«متیو هدمن»(Matthew Hedman) همکار گروه تصویر برداری کاسینی از دانشگاه کرنل و مولف ارشد مقاله منتشر شده٬ می‌گوید:"در حالی که اندازه گیری میزان پلاسما و غبار اطراف حلقه G میزان ماده موجود را به ما نشان می‌دهد، تصاویر راه دور الگوی حرکتی و محل فعلی این کمان را نمایان می‌سازد."

خاستگاه حلقه‌های عظیم و پیچیده زحل همچنان به صورت یک راز باقی است. این حلقه‌ها به ترتیب از درون به بیرون به شکل D،C،B،A،F،G،E نام گذاری شده‌اند. حلقه‌های اصلی A,B,C پهنایی به اندازه فاصله ماه تا زمین دارند.

برخلاف حلقه‌های غباری زحل، مانند E و F، حلقه G نه در کنار قمری که ماده مورد نیاز برای ادامه حیاتش را تأمین کند قرار دارد (مانند انسلادوس برای حلقه E) و نه قمرهای چوپان، مانند پرومتئوس و پاندورا برای حلقه F، در اطراف آن دیده شده است. وضعیت حلقه G تا به امروز نامشخص بود.

تصاویر کاسینی نشان می‌دهد که این کمان روشن در حدود یک ششم این حلقه را فراگرفته است. در مقایسه با پهنای ۵۹۰۰ کيلومتري حلقه G، این کمان تنها ۲۵۰ کيلومتر پهنا دارد. کاسینی از زمان رسیدن به زحل در سال ۲۰۰۴ بارها این کمان را دیده است. از این رو، به نظر می‌رسد کمان حلقه G یک ساختار دیرپا در حلقه‌های زحل باشد. این در حالی است که گرانش میماس نیز ،که با قطر ۴۰۰ کیلومتر نزدیک‌ترین قمر به حلقه G است٬ روی آن تأثیر می‌گذارد.
از سوی دیگر، هدمن و همکارانش با استفاده از شبیه سازی‌های رایانه‌ای نشان دادند که آشفتگی گرانشی میماس می‌تواند این ساختار را شکل دهد. مانند کمان‌های حلقه نپتون که به همین شکل توجیه شدند.

سابق بر این،تصاویر سال ۲۰۰۵ تصویربردار مغناطکره‌ی کاسینی فضاهای خالی در کنار این کمان را نشان داده بود. به اعتقاد دانشمندان جرم گم شده احتمالا این تکه‌ها را جذب می‌کند.
به اعتقاد «الیاس روسس»(Elias Roussos ) از آزمایشگاه تحقیقات منظومه شمسی موسسه ماکس پلانک آلمان و عضو گروه تصویربرداری مغناطکره‌ي کاسینی دانه های غباری که کاسینی دیده است برای جذب مواد باردار فعال کافی نیستند.مشخص است که مقدار بسیار بیشتری ماده در این کمان قرار دارد.

دانشمندان نتیجه گیری می‌کنند که مقدار بیشتری جرم، که تاکنون دیده نشده است، به صورت تکه‌هایی از اندازه چند میلیمتر تا صخره‌های کوچک در این کمان مخفی شده‌اند. مجموع آن‌ها باید حدود یک قمر یخی کوچک ۹۸ متری جرم داشته باشند.

«جف کوزی»(Jeff Cuzzi) از مرکز تحقیقی «ایمز» ناسا در کالیفرنیا در این‌باره می‌گوید:" آن جا قبلا قمری بوده که بعدا نابود شده و مقداری قلوه سنگ از خود به جای گذاشته است."

«جو برنز»(Joe Burns)، یکی از مولفین مقاله منتشر شده در Science از دانشگاه کرنل و عضو گروه تصویربرداری کاسینی به فرصت‌های پیش رو اشاره می‌کند:" ۱۸ ماه دیگر، زمانی که کاسینی از ۹۶۰ کیلومتری این کمان گذر کند، فرصتی استثنایی برای شناخت منشأ حلقه‌ي G در اختیار خواهیم داشت."

منابع: ناسا ٬ اسا و نیو ساینتیست

منبع : علم نجوم علم روز دنیا

یرای بدست آوردن دمای یک ستاره ما به طیفی که از آن ستاره به دست می آید نیاز داریم.
البته دمایی که ما می خواهیم بدست بیاوریم مربوط به سطح آن است نه داخل ستاره.
بسیار واضح است که دمای سطح ستاره بسیار کمتر از داخل آن است دلیل آن هم تراکم مواد است هر چه تراکم بیشتر باشد دمای ستاره در آن محل زیادتر است تا جایی که تراکم کمتر است
ابتدا بیایید طیف نمایی را بررسی کنیم و ببینیم اصلا چه سودی دارد که ما طیف ستاره را داشته باشیم.
همان طور که گفته شد دما در سطح هر ستاره را می توان به روش طیف نمایی بدست آورد. حتی می توان مقدار و نوع مواد در سطح هر ستاره را پیش بینی کرد.
خود طیف نمایی یک علم است این علم به بررسی اشعه ای می پردازد که از طرف یک شی نورانی در اینجا ستاره به سمت ما می آید دانشمندان این علم وسیله را برای کار خود در اختیار دارند به نام طیف نما.




● طیف نما چیست؟
ما ۲ تا طیف نمای کلی داریم یکی طیف نمای منشوری و دیگری طیف نما با توری پراش

● طیف چیست؟
اگر شما شکست نور خورشید بعد از گذشتن از منشور را دیده باشید حتما ۷ رنگ مشهور را هم دیده اید به مجموع این ۷ رنگ طیف نور خورشید گفته میشود می دانید چرا شما رنگها را می بینید؟ چرا شما رنگ قرمز را از بنفش یا آبی تشخیص می دهید؟ دلیل آن در طول موج است رنگ سرخ بلند ترین طول موج نور مریی را دارد و بنفش کوتاه ترین طول موج نور مریی را داراست.

● طول موج چیست؟
هنگامی که دریا طوفانی می شود دریا امواجی را موازی می فرستد وقتی کلمه طول موج می آید بیشتر اشخاص یاد نور می افتند ولی در حقیقت هر ۲ موجی طول موج دارند حتی ۲ موج دریا
هر طول موج مسافت بین ۲ قعر یا قله موج است حالا شاید سوال برایتان پیش بیاید که بگویید شاید طول موج ما آنقدر کوچک بود که نتوانستیم آن را با واحد مثلا سانتیمتر اندازه بگیریم یا متر در پاسخ باید گفت که طول موج را با واحدی به نام آنگستروم اندازه می گیرند که چیزی در حدود ۱۰ به توان منفی ۱۰ متر است.
برای مثال طول موج نور سرخ ۷۰۰۰ آنگستروم است برای تبدیل آن به متر باید:

7*103/1010 = 7*10-7 m

.پس تا اینجای کار ما با طیف و وسیله مور د استفاده ی اخترشناسان برای فهمیدن دمای ستارگان آشنا شدیم. دوباره به بحث اصلی می پردازیم داشتیم در مورد دمای ستارگان صحبت می کردیم برای آنکه یک واحد مشخصی برای دما داشته باشیم دما را با واحد کلوین نشان می دهیم.
برای آنکه با مقیاس کلوین بیشتر آشنا شوید

x(k)-۲۷۳=y(cg)

k=کلوین cg=سانتیگراد

معمولا دمای ستارگان بین ۵۰۰۰ تا ۷۰۰۰ کلوین می باشد . اين دما 13.4 برابر دمای آب جوش است. یعني :

اگر دماي آب جوش را در فشار سطح درياي آزاد 100 درجه سانتي گراد بگيريم ؛ با تبديل آن به کلوین داريم:

۱۰۰+۲۷۳=۳۷۳(K)

حال از تقسيم دماي ستاره به آب جوش خواهيم داشت :

۵۰۰۰/۳۷۳=۱۳/۴ جواب تقریبی است

می بینید که ۱۳ برابر دمای آب جوش را اگر بالا ببریم تازه به دمای سطح ستاره ای با دمای پایین می رسد. دانشمندان مینیمم دمای ستارگان را ۱۸۰۰ درجه کلوین و ماکزیمم آن را ۵۰۰۰۰ در جه کلوین ثبت کرده اند.
یکای دیگری که دانستن آن بی ضراست فارنهایت است .

x(cg)*۹/۵+۳۲=y(f)

cg=سانتیگراد f=فارنهایت

مثالی هم برای این مقیاس می زنیم :

برای ستاره ای با دمای ۵۰۰۰۰ کلوین تبدیلات سانتیگراد و فارنهایت را انجام دهید
ابتدا آن را از رابطه قبلی به سانتیگراد تبدیل می کنیم :

۵۰۰۰۰-۲۷۳=۴۹۷۲۷(cg)

و از اینجا به فارنهایت تبدیل می کنیم :

۴۹۷۲۷×۹/۵+۳۲=۸۹۵۴۰.۶(f)

● چگونه دمای ستارگان را محاسبه کنیم؟
اولین گام برای محاسبه تعیین توزیع انرژی طیف است.

● توزیع انرژی طیف چیست؟
همان طور که از اسمش بر می آید بیان کننده این است که در هر طیف از رنگهای بدست آمده از نور ستارگان چه انرژی نهفته است یا بهتر بگویم انرژی آن طول موج چقدر است؟
ما منحنی ای داریم که بر اساس بلندی و کوتاهی طول موجها طراحی شده است ما در این نمودار می توانیم بفهمیم که :

هر چقدر طول موج کوتاه تر باشد انرژی بالاتری دارد و بالعکس

اگر طیف های خورشید را در نمودار بگذاریم می بینیم که بنفش بیشترین انرژی و کمترین طول موج را داراست.

● این منحنی از کجا آمده است؟
اگر خودمان هم دقت کنیم تجربه ی روزانه این مطلب را بارها به ما ثابت کرده است که هرگاه در یا آرام است یعنی طول موج ها زیاد است اثر تخریبی ندارد یعنی انرژی آن کم است ولی وقتی دریا طوفانی می شود یعنی طول موجها به هم پیوسته یا تقریبا خیلی نزدیک می شوند. دریا خاصیت ویران کنندگی دارد و انرژی آن زیاد است از این رو به طور تجربی این نمودار درست در می آید ولی اگر بخواهیم دقیقتر بگوییم دانشمندان با تبدیل نور به انرژی و سپس اندازه گیری آن می توانند بسیار دقیق طول موجهای اندازه گرفته شده را ارزیابی کنند و نتایج را در نمودار به ما بدهند.
پس ما می توانیم با داشتن این منحنی به راحتی اولین قدم را برداریم.
گام دوم که بسیار به گام اول مربوط می شود مربوط می شود به جستجو در نموداراین بار ما باید به دنبال کوتاه ترین طول موج برویم یعنی پر انرژی ترینشان. از این رو ما باید به دنبال لاندای ماکزیمم باشیم.

لاندا=طول موج

گام سوم را ویلهلم وین برداشته است او با کشف این فرمول بسیار راحت و خطی کار ما را راحت کرده است.

دمای ستاره= 289*105


ماکزيمم لاندا

دما برحسب کلوین و ماکزیمم لاندا بر حسب آنگستروم است همان طور که مشاهده می کنید لاندا ماکزیمم با دما نسبت عکس دارد یعنی هر چه طول موج کمتر باشد دما بیشتر است و بالعکس :

▪ اثبات فرمول
آهنی را ملتهب کرده و نوری را که از آن متصاعد می شود را می گیریم و طیف نمایی می کنیم و لاندای ماکزیمم را بدست می آوریم و سپس با وسیله ای مانند تف سنج نوری دمای آهن را بدست می آوریم و سپس با داشتن این رابطه :

%دما= ۱
--------------------------------------------------------------------------------

ماکزيمم لاندا


حالا با داشتن این رابطه می توان تساوی نوشت :

دما= X
--------------------------------------------------------------------------------

ماکزيمم لاندا

همان ضریب تساوی است که ما با داشتن آن دو داده می توانیم به راحتی ضریب را که همان 105×289 است را بدست بیاوریم.
مثال:

اینکه لاندای ماکزیمم خورشید برابر با ۴۷۰۰ آنگستروم می باشددمای آن را تعیین کنید :

289*105/4700 = 6148.93 K

جالب است بدانید که دمایی که به این روش محابسه می شود به دمای جسم تاریک موسوم است. روش های دیگری هم برای بدست آوردن دمای ستاره مرسوم است ولی این یکی از همه استاندارد تر است.


--------------------------------------------------------------------------------

شايد برای شما جالب باشد که استفاده از طيف هاي نوري و طول موج آنها زمينه بسياري از کاربردهاي علمي- صنعنتي نيز دارد ، که از جمله مهمترين آنها می توان به تشخيص عناصر موجود در يک فلز اشاره نمود. زطرا هر عنصر طيف نوري خاصخود را ساطع مي کند. اين عمل توسط دستگاه کوانتومتری انجام مي شود.

منبع : http://hupaa.com/forum/viewtopic.php?t=5195&highlight=

 

منبع : هنر فیزیک

اتمسفر:

زهره اتمسفری بسیار گرم و غلیظ دارد. در این سیاره هیچ موجود زنده ای نمی تواند به حیات ادامه دهد،برای نمونه فرض کنید شما در سطح سیاره ایستاده اید، شما توانایی تنفس ندارید، نیروی بسیار زیادی که اتمسفر زهره به شما وارد می کند در حدی است که می تواند شما را له کند و دمای بسیار بالا باعث سوختن شما می شود، دمایی که برای ذوب سرب کافی است.

بخش عمده اتمسفر زهره از دی اکسید کربن و ابرهای کلفت سولفوریک اسید که کاملا سطح سیاره را پوشانده اند تشکیل شده است. اتمسفر غلیظ سیاره با به دام انداختن انرژی که از خورشید به سطح سیاره می رسد سبب می شود که دمای اتمسفر و سطح سیاره بالا رود و تنها بخش اندکی از آن توانایی رها شدن دارد. این اثر گلخانه ای باعث شده که سطح و مناطق کم ارتفاع اتمسفر زهره به یکی از گرم ترین مکان های منظومه خورشیدی تبدیل شوند! اگر شما در سطح سیاره باستید فشار هوایی که از سوی اتمسفر زهره به شما وارد می شود 90 برابر فشار هوای سطح دریا در زمین است، مانند اینکه شما در عمق 914 متری اقیانوسی در زمین قرار گیرید. بخش اصلی گازهای اتمسفر سیاره را دی اکسید کربن با 96 درصد تشکیل میدهد. پس از آن نیتروژن با 3.5 درصد و بقیه اتمسفر را گازهای مو نو اکسید کربن، آرگون، دی اکسید سولفور و بخار آب می سازند.

دستگاه های اندازه گیری که به وسیله کاوشگرهایی که به سوی زهره سفر کرده اند نشان داده اند که دمای اتمسفر تقریبا در شب های طولانی و تاریک سیاره نیز ثابت باقی می ماند. بنابراین، فصل های مختلف در زهره موجود نیست و دمای شب و روز باهم تفاوتی ندارند.

 

کشف:

زهره یکی از درخشان ترین اجسام آسمان است و با چشم غیر مسلح به سادگی دیده می شود، یافتن زهره ممکن است به این خاطر که همیشه کنار خورشید قرار دارد کمی مشکل باشد، البته چون زهره نسبت به عطارد از خورشید دورتر است تا ساعاتی پس از اینکه خورشید کاملا غروب کرد یا پیش از طلوع خورشید نیز در آسمان است و شما می توانید از زهره به عنوان راهنمایی برای یافتن عطارد استفاده کنید. تمدن های باستانی بر این باور بودند که دو جسم متفاوت در آسمان وجود دارد، بنابراین آنها جسمی که در صبح پیش از طلوع خورشید نمایان می شد را ستاره صبحگاه و دیگری که پس از خورشید غروب می کرد را ستاره شامگاه می نامیدند، البته ما اکنون می دانیم که این دو یکی هستند.

هیچکس نمی داند که واقعا چه کسی برای نخستین بار زهره را کشف کرد زیرا زهره در آسمان آشکار است. بهر حال، بیشتر کشفیات و دانسته های ما از در باره ی ز