یافته های فضاپیمای Grace ذوب شدن یخهای گرینلند با سرعتی معادل 5 برابر بیش از سالهای قبل را نشان می دهد

گرینلند از معدود قسمتهایی از کره زمین است که 10 درصد از آبهای شیرین جهان را در خود جای داده در این منطقه از کره زمین کوه یخهای زیادی نیز مشاهده می شود و طبیعی است که آنها نیز مانند نواحی قطبی در معرض ذوب شدن قرار گیرند.

با بررسی های به عمل آمده توسط جدیدترین فضاپیمای دوقولوی ناسا به نام" گریس " معلوم شد که 239 کلیومتر مربع (57 مایل) از یخهای این منطقه به طور کامل ذوب شده( معادل 69 درصد) و بقیه با سرعتی فزاینده نسبت به قبل در خطر آب شدن قرار دارند. از سال 2002 تا 2005 این روند بی نظیر با سرعتی معادل 5 برابر نسبت به دهه اخیر ادامه داشته و هر روز بیش از پیش به وسعت یخهای ذوب شده افزوده می شود. این فرایند داستانی مانند قصه انیمیشن " عصر یخبندان 2 " را برای ما به نمایش می گذارد. در آن فیلم حیوانات داستان برای فرار از دست آب شدن یخها دست به هر تلاشی می زدنند.

دیری نمی پاید که با بالا رفتن دمای سطح زمین چنین رویدادی نیز برای ما به اتفاق بیفتد. فضاپیمای گریس برای مطالعه این وضعیت حدود 5 تا 10 سال مهمان فضاست و در مداری حدود 220 کیلومتر فاصله از ما به دور زمین می گردد و تا آن موقع پیش بینی شده که جدیدترین اطلاعات در مورد این واقعه به زمین مخابره کند.

محققان دانشکده فضایی گرینلند و مهندسان دانشگاه مرکزی تگزاس با مشاهده چنین نتایجی به بررسی علل وقوع این پدیده پرداختند. مسلما عامل اصلی این اتفاق عامل انسانی و فرایندهای خورشیدی که بر زمین تاثیر می گذارند خواهد بود. مدیریت اطلاعات فضاپیمای گریس را ناسا و آزمایشگاه JPL بر عهده داشته و کنترل و اداره آن در فضا را سازمان هواشناسی بین المللی اروپا بر عهده دارد.

   منبع : universeToday.com

  نويسنده  : علی پزشکی

در این مقاله شما با هر کدام از انواع اجرام رصدی مراداد آشنا می شوید. شبهای گرم تابستان بهترین موقعیت برای یک شب رصدی است. کاوش در صور فلکی بارزی نظیر دجاجه و عقاب و شلیاق از جمله کارهایی است که هر منجمی در ماه میانی فصل تابستان یعنی مردادماه انجام می دهد. در این مقاله سعی دارم پس از آشنایی شما با آسمان شب مردادماه شما را با بهترین اجرام رصدی این موقع از تابستان آشنا کنم. نام اجرام غیر ستاره ای را شما با نام کاتالوگ آنها نمی بینید بلکه سعی شده است برای آشنایی بیشتر شما نامهایی را که رصدگران بر آنها گذاشته اند به شما معرفی شود. با تاریک شدن هوا در این شبها مثلث تابستانی شامل نسر واقع و دنب . نسر طائر در بالای سر ما خودنمایی می کند. ستاره سرخگون سماک رامح کم کم به پائین افق غربی فرو می رود و ستار های اصلی دب اکبر در افق در پائین سمت شمال غربی قرار می گیرند. اما ستاره قلب العقرب در جبهه جنوب غربی برای ناظران زیر عرض جغرافیایی 50 درجه تلالو دارد در حالی که در منطقه جنوب شرقس ستاره تنهای فم الحوت کم کم در بالای افق و در مکانی خالی و خلوت ظاهر می شود. در سمت شرق چهار گوش اسب بالدار و به دنبال آن ستاره های آندرومدا طلوع می کنند. در افق جنوبی هم قوس از قوری داغ خود هنوز بخار ایجاد می کند و با آن هاله کهکشان راه شیری را می سازد. اما فراتر از صورت فلکی های ماه مرداد اجرام غیر ستاره ای آن دل هر رصدگری را که شیفته آسمان شب باشد می رباید که به معرفی آنها می پردازیم : 1- سحابی سیاره نمای ساعت شنی : با نامهایی نظیر نیم سیب یا سحابی دمبلی و یا خفاش آن را می شناسید. واقع در صورت فلکی روباهک با قدر 7.5 که سرنوشت خورشید را که در پنج میلیارد سال دیگر برای ما به نمایش می گذارد. در 1000 سال نوری ما بوده و یکی از مشهورترین سحابی های سیاره نما است. برای پیدا کردن آن در نقشه آسمان شب خود خطی از ستاره 13 روباهک به اتا سپر بکشید. در دو سوم راه واقع است. 2- خوشه باز پروانه : از قدر 4.5 در صورت فلکی عقرب واقع در 2000 سال نوری ما خود را برای شما نشان می دهد. اگر 3 درجه به سمت غرب آن حرک کنید سحابی بطلمیوس (ام 7) را می بینید. 3- خوشه کروی آدامس بادکنکی : از این نام تعجب نکنید. بیشتر منجمان جهان دوازدهمین شماره از کاتالوگ مسیه را به این نام می شناسند. در مارافسای قرار دارد و از قدر 8 در 16000 سال نوری از ما درخشش ضعیف خود را به ما می نمایاند. پیدا کردن آن از روش پرش پله ای ستارگان سخت است زیرا ستاره پرنوری در اطراف ان دیده نمی شود. درباره آن همین را بدانید که در 3 درجه ای ام 10 است. 4- سحای سه تکه : از قدر 5 در فاصله 5200 سال نوری واقع در قوس. در یک درجه ای ام 8 و 3 دقیقه قوسی ام 21 بوده و اگر رصدگری تیزبینی باشید خوشه ستاره ای درون آن را می بینید. برای پیدا کردن آن کافی است ستاره مو قوس را پیدا کنید و سپس 3 درجه به جنوب غرب ان حرکت کنید. درست در همان جا انتظاز شما را می کشد. 5- کهکشان گردابی : کهکشانی در صورت فلکی دب اکبر واقع در 37000 از ما که هابل در پانزدهیمن ساگرد تولد خود از آن تصویر زیبایی تهیه کرد. از قدر 8 بوده و برای پیدا کردن آن آخرین ستاره ملاقه دب اکبر را در میدان دید چشمی قرار دهید. درست در 3.5 درجه ای جنوب این ستاره واقع شده است.

سحابی های مرداد 

حتما شما هم یکی از شیفتگان آسمان شب شهر خودتان هستید که به این مقاله سری زدید. برای همین هم سعی شده است که بهترین و مفیدترین اطلاعات لازم برای رصدگری که علاقمند به رصد سحابی های فصل تابستان است در نظر گرفته شود. مایل بودم که تمامی تصاویر و نقشه های رصدی آنها را در اختیار شماقرار دهم ولی به خاطر حجم بالای آنها این کار مقدور نشد و تنها اکتفا به معرفی و نحوه ی رصد این ابرهای گازی کردم. شبهای گرم تابستان تلافی شبهای سرد زمستان را کرده و با خود کوله باری از اجرام غیر ستاره ای را برای لذت بردن شما از این طبیعت خدایی فراهم کرده است. این با شماست که از این نمایشگاه آسمانی تا چقدر دیدن کنید. در این مقاله به قسمتی از این نمایشگاه سری می زنیم و سحابی هایی که بهترین فصل رصد آنها تابستان است را به شما معرفی می کنم :

1- سحابی سیاره نمای هلیکس : به طور حتم تمام شما با این سحابی سیاره نما آشنا هستید و تصویر سه بعدی را که هابل چندی پیش از آن تهیه کرد را به خاطر دارید. سحابی زیبایی که با نمایش خود مرگ خورشید را در پنج ملیارد سال آینده شبیه سازی می کند. در میانه صورت فلکی های حوت جنوبی و حجار و جدی قرار دارد و نمی توان گفت که این جرم جزء کدام صورت فلکی است ولی در طراحی نقشه های نجومی آن را جزء صورت فلکی حجار حساب می کنند. با قدر 6.5+ و فاصله ای در حدود 450 سال نوری از ما که این شبها تقریبا با کمی اختلاف ساعت 21 از افق محل شما بالا می آید. برای پیدا کردن آن ستاره 88- حجار را با قدر 3.5 که یکی از ستاره های همین صورت فلکی است پیدا کنید و در میدان دید دوربین خود قرار دهید. سپس حدود 8 درجه به سمت شمال شرق ستاره حرکت کنید تا ستاره اپسیلون- حجار با قدر 5.8+ را بیابید. تقریبا هلیکس در یک دقیقه قوسی این ستاره قرار دارد. جرمی مه آلود که باید با روش چپ چپ نگاه کردن آن را مشاهده کنید.

2- سحابی عقاب : جرمی که با قدر 6.5+ در فاصله 7000 سال نوری از ما قرار دارد. همه ما تصویری را که هابل در پانزدهمین سالگرد خود از قلب این سحابی گرفت به خاطر داریم. برای رصد آن ستاره دوتایی گاما-سپر را پیدا کرده و 2 درجه به سمت جنوب شرق این ستاره حرکت کنید تا شانزدهمین جرم از کاتالوگ مسیه در میدان دید شما قرار گیرد. اگر رصدگری تیزبینی باشید خوشه ستاره ای میان آن را می توانید ببینید.

3- سحابی امگا : هفدهمین جرم از کاتالوگ مسیه در فاصله 5000 سال نوری از ما با قدر7.0+ که در دو درجه ای سحابی عقاب کمی بالاتر از قلب کهکشان راه شیری واقع است. آن را جزء صورت فلکی قوس حساب می کنند. برای مشاهده آن در آسمان پس از پیدا کردن ستاره گاما-سپر 2 درجه به سمت جنوب غرب این ستاره حرکت کنید تا این جرم را که خوشه ای را در قلب خود جای داده است ببینید.

4- سحابی سه تکه : جرم مه آلود بارزی که در آسمان نواحی دور از شهر به راحتی با چشم غیر مسلح از قدر 5.0+ پیداست. در فاصله 5200 سال نوری از ما واقع در قوس. برای یافتن آن ستاره مو- قوس را در چشمی دوربین خود پیدا کنید و 3 درجه به سمت جنوب شرق آن حرکت کنید تا آن را مقابل چشمان خود ببینید.

5- سحابی مرداب : بهترین جرم سحابی گون بای مشاهده در فصل تابستان واقع در قلب کهکشان. از قدر5.0+ و در فاصله 5000 سال نوری از ما در صورت فلکی قوس. سحابی زیبایی همراه با خوشه ستاره ای در وسط آن و همدم سحابی سه جزئی که در 1 درجه ای آن واقع است. پس از این که سحابی سه پاره را پیدا کردید رصد این جرم را از دست ندهید. درست در 1 درجه ای جنوب غرب سحابی سه تکه. اگر از دوربین دوچشمی استفاده می کنید هر دور را در یک میدان دید می بینید.

6- سحابی آمریکای شمالی : همه شما به حتم با این سحابی آشنا هستید ولی کمتر کسی پیدا می شود که آن را به طور مستقیم دیده باشد. به قدر 4.0+ آن نگاه نکنید زیرا قدر بیان شده قدر مجموع ان است. هفت هزارمین جرم از کاتالوگ ان.جی.سی در فاصله 1600 سال نوری از ما واقع در دجاجه. اگر خواستید آن را در در آسمان شب خود بیابید 3 درجه به سمت جنوب شرق دنب(آلفا-دجاجه) حرکت کنید.

7- سحابی سیاره نمای حلقه ای : یکی از مشهورترین اجرام طبقه خود واقع در صورت فلکی شلیاق با قدر مجموع 9.6+ با گستردگی تقریبا یک دقیقه قوسی. به خاطر قدر مجموع کم آن شاید نتوانید آن را با تلسکوپ و دوربینهای کوچک پیدا کنید اما در عوض یافتن جای آن در آسمان شب بسیار ساده است. با پیدا کردن بتا-شلیاق به سمت گاما- شلیاق حرکت کنید. هنوز راه را نرفته اگر ابزار مناسبی داشته باشید آن را پیدا خواهید کرد.

8- سحابی ساعت شنی : با نامهای مختلفی آن را می شناسید. با قدر مجموع 7.5+ در فاصله 1000 سال نوری از ما که بیست و هفتمین شماره از کاتالوگ مسیه را به خود اختصاص داده است. برای رصد آن اتا-سپر را مشاهده کرده و سپس 3 درجه به سمت شرق آن حرکت کنید تا در میدان دید شما ظاهر شود. نکته بسیار مهم : همیشه در رصد اجرام غیر ستاره ای نظیر سحابی ها یا کهکشانها از وسیله ای مثل تلسکوپ با فاصله کانونی کم استفاده کنید زیرا میدان دید شما بازتر می شود و بزرگنمایی کمتر بنابراین جرم در مدت زمان کمتر نسبت به ابزار با فاصله کانونی زیاد پیدا می شود. این نکته را هیچ وقت فراموش نکنید.

اهمیت این اندازه‌گیری، تایید نتایج تلسکوپ فضایی هابل از روشی جدید است

ثابت هابل، عدد بسیار مهمی که آهنگ انبساط عالم را تعیین می‌کند، به وسیله رصدخانه فضایی تابش ایکس چاندرا اندازه‌گیری شد. این مقدار جدید با آخرین اندازه‌گیری‌های ثابت هابل از روش‌های دیگر هم‌خوانی دارد و اعتبار اندازه‌گیری‌ها را تا فاصله‌های بسیار دورتری افزایش داده است. بدین‌سان کیهان‌شناسان می‌توانند ثابت هابل را تا فواصل بسیار دورتر و حتی در زمان‌های آغازین جهان بررسی کنند.

شرح عکس: این شش خوشه کهکشانی، بخشی از 38 خوشه کهکشانی است که اخترشناسان آن‌ها را به کمک چاندرا رصد کرده‌اند. این خوشه‌های بزرگ در فاصله‌ 1.4 تا 9.3 میلیارد سال نوری زمین قرار گرفته‌اند و فاصله دورشان، آنها را بهترین نامزدهای اندازه‌گیری ثابت هابل قرار داده است.

ماکس بونامنت، اخترفیزیکدان مرکز پروازهای فضایی مارشال ناسا در مورد اهمیت این اندازه‌گیری می‌گوید: ابعاد عالم، عمر آن و مقدار ماده‌ای که در عالم پراکنده شده است، فقط با تعیین دقیق ثابت هابل مشخص می‌شود؛ ازاین‌رو اندازه‌گیری این کمیت بسیار مهم است. ما اخترشناسان در محاسبات بسیار زیادی از این مقدار استفاده می‌کنیم؛ پس مجبوریم مقدار آن را به شکل بسیار دقیقی تعیین کنیم.

ثابت هابل از تقسیم سرعت دورشدن اجرام بر فاصله‌شان بدست می‌آید. بسیاری از روش‌های پیشین اندازه‌گیری ثابت هابل از روش‌های چندمرحله‌ای اندازه‌گیری فاصله که به اصطلاح نردبان‌های فاصله خوانده می‌شوند، استفاده می‌کرد؛ بدین ترتیب که فاصله کهکشان‌های نزدیک به عنوان معیاری برای اندازه‌گیری فاصله کهکشان‌های دورتر به‌کار می‌رفت. رایج‌ترین آنها، استفاده از ستارگان متغیر قیفاووسی برای فاصله‌سنجی کهکشان‌های نزدیک ‌همراه با بررسی ابرنواخترهای نوع اول برای تعیین فاصله کهکشان‌های دورتر است. تلسکوپ فضایی هابل با استفاده از همین روش توانست ثابت هابل را اندازه‌گیری کند. اما تا این اندازه‌گیری‌ها به شیوه‌های دیگری انجام نشود، نمی‌توان به درستی نتایج اطمینان کرد. اگر توجه کنیم که چقدر از دانسته‌های ما در مورد خواص عالم به این مقدار بستگی دارد، اهمیت این اندازه‌گیری‌ها روشن‌تر می‌شود.

 گروهی از اخترشناسان به سرپرستی ماکس بونامنت در آخرین تلاش برای اندازه‌گیری ثابت هابل، داده‌های تابش ایکس چاندرا را با رصدهای رادیویی خوشه‌های کهکشانی ترکیب کردند و توانستند فاصله سی و هشت خوشه کهکشانی دوردست را که در فواصل 1.4 تا 9.3 میلیارد سال نوری از زمین قرار داشتند، اندازه‌گیری کنند. آن‌ها از پدیده‌ای به نام اثر سان‌یائف-زلدویچ استفاده کرده‌اند. در این پدیده، فوتون‌های تابش زمینه کیهانی با الکترون‌های پرانرژی ابرهای گاز داغی که در خوشه‌های کهکشانی عظیم به‌وفور وجود دارند، برهمکنش می‌کنند. انرژی رد و بدل شده در این برهمکنش، تغییراتی را در الگوی تابش زمینه کیهانی در جهت آن خوشه کهکشانی ایجاد می‌کند که شدت آن به چگالی و دمای الکترون‌های داغ و ابعاد فیزیکی خوشه کهکشانی ارتباط دارد.

اخترشناسان از تلسکوپ‌های رادیویی برای اندازه‌گیری تغییرات تابش زمینه کیهانی و از رصدخانه تابش ایکس چاندرا برای اندازه‌گیری خصوصیات گازهای داغ درون خوشه‌ها استفاده کردند تا بتوانند ابعاد فیزیکی خوشه‌های کهکشانی را تعیین کنند. با دانستن ابعاد این خوشه‌ها و اندازه‌گیری بسیار ساده بزرگی زاویه‌ای این خوشه‌ها، قوانینی هندسی به سادگی فاصله خوشه‌های کهکشانی را تعیین می‌کنند. در نهایت با تقسیم سرعت دورشدن این خوشه کهکشانی بر این فاصله، می‌توان ثابت هابل را بدست آورد.

 شرح عکس: خوشه کهکشانی عظیم آبل1689، یکی از بزرگ‌ترین خوشه‌های کهکشانی است که  در فاصله 2.2 میلیارد سال نوری از زمین قرار گرفته است. تصویر بالا، نمای مریی این خوشه از دید تلسکوپ فضایی هابل است و تصویر پایین، نمای تابش ایکس این خوشه از سوی رصدخانه فضایی چاندرا.

پشتیبان اصلی این پروژه، لئون فون اسپی‌بروک، طراح آینه اصلی تلسکوپ چاندرا بود که در سال 2002 درگذشت. پروژه زمانی آغاز شد که جان کارل‌ستورم و مارشال جوی، اخترشناسان دانشگاه شیکاگو توانستند با استفاده از تلسکوپ‌های رادیویی آرایه برکلی-ایلی‌نویز-مریلند و رصدخانه رادیویی کالتک در دره اوِنز، تغییرات تابش زمینه کیهانی را به‌دقت اندازه‌گیری کنند. اما برای اندازه‌گیری دقیق خصوصیات گازهای داغ درون خوشه‌های کهکشانی، به تلسکوپی فضایی با قابلیت ثبت پرتوهای ایکس نیاز بود که حساسیت و کیفیتی به اندازه رصدخانه فضایی چاندرا داشته باشد.

بونامنت و همکارانش توانستند ثابت هابل را با دقت 15درصد، 76.9 کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک اندازه‌گیری کنند (هر مگاپارسک معادل 3.26 میلیون سال نوری است). این نتایج با یافته‌های پیشین هم‌خوانی دارد. رصدهای تلسکوپ فضایی هابل، ثابت هابل را 8 ± 72 کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک تعیین کرده بود؛ به عبارت دیگر، تلسکوپ فضایی هابل با دقت 10درصد، ثابت هابل را 72 کیلومتر بر ثانیه بر مگاپارسک اندازه‌گیری کرده بود. این هم‌خوانی از اهمیت بسیار بالایی برخوردار است، زیرا متناظر با سن 12 تا 14 میلیارد ساله عالم است. نتایج این پروژه مهم در مجلد دهم آگوست آستروفیزیکال ژورنال به چاپ رسیده است.

  منبع : SpaceFlightNow.com

  نويسنده  : ذوالفقار دانشی

فضاپیمای کاسینی با استفاده از دوربین زاویه بسته ی خود تصویر " هیپریون " یکی از اقمار زحل را با گذراندن از چهار نوع فیلتر به نمایش گذاشت. دانشمندان این نمای زیبا را " نقشه ی رنگها" نام گذاری کردند.

فضاپیمای کاسینی که این روزها فعالیت خود را بیش از پیش با گرفتن تصاویر و فرستادن حجم اطلاعاتی زیاد به دانشمندان آزمایشگاه جت پروپالشن ناسا نشان می دهد که هنوز توانایی های زیادی دارد که آنها را نشان نداده است چند روز پیش با استفاده از یکی از دوربینهای زاویه بسته ی خود یکی از اقمار عجیب زحل را به به تصویر کشید. قمری با قدر 14+ و 280 کیلومتر قطر در فاصله 10 واحد نجومی از ما واقع در صورت فلکی سپر که این شبها اصلا وضعیت رصدی خوبی ندارد زیرا حدود نیم ساعت بعد از بالا آمدن آن از افق محل شما خورشید طلوع می کند. اگر هم موقعیت خوبی داشت به خاطر قدر کم آن احتمال رصدش کاهش می یافت. دانشمندان تصویر اولیه کاسینی از این قمر را با گذراندن از سه فیلتر امواج فرابنفش و فروسرخ و امواج مرئی و سپس یک فیلتر قوی شفاف کننده تصویر این نمای زیبا را به دست آوردند. اولین سوالی که پس از دیدن این تصویر برای آنها مطرح شد این بود که چرا هیپریون این قدر بیضی وار است با اینکه از یخ و مواد پیچیده دیگر تشکیل شده اما اقمار امثال آن با این که از همین مواد تشکیل شده اند صخره ای مانند هستند؟ اما آنان جواب این سوال را نمی دانند. تصویری را که مشاهده می کنید " نقشه رنگها " نام گذاری شد زیرا با استفاده از همین رنگهای مختلف سطح قمر به اطلاعات زیادی نظیر چگالی و دما جرم واقعی این ماه کوچک می توان دست یافت. اما چرا بعضی از قسمتها سبز رنگ است و بعضی بخشها آبی رنگ؟ این سوال هم جزء مواردی است که محققان به جواب آن دست نیافته اند ولی حدس می زنند که این تفاوت رنگ به خاطر متفاوت بودن نوع یخ مخصوصی است که در قسمتهای گوناگون این قمر به کار رفته است. این تصویر را کاسینی هنگامی که در فاصله 294000 کیلومتری از این قمر بود با مقیاس 2 کیلومتر در هر پیکسل گرفت. این نمای زیبا هم مانند 300000 تصویر کاملا رنگی که در آینده کاسینی خواهد گرفت در بایگانی آزمایشگاه جت پروپالشن ناسا نگه داری می شود.

  منبع : universeToday.com

  نويسنده  : علی پزشکی

 تلسکوپ فضایی هابل در روز سالگرد استقلال آمریکا آتش بازی کیهانی را که حاصل از انفجار ستاره ای سنگین در کهکشان همسایه بود به تصویر کشید.

هابل پنجره بشریت رو به جهان هستی در اواسط شانزدهمین سالگرد تولد خود نمایی زیبا را از انفجار ستاره ای بسیار سنگین که ما به آنها " ابرغول " می گوییم برای ما نمایش داد و با این کار خود به دانشمندان اثبات کرد که هرچند بیش از 16 سال در فضا کار کرده و 27 ترابایت اطلاعات را به زمین مخابره کرده ولی هنوز پیر نشده و می تواند مثل سابق کار کند. این آتش بازی که در تصویر به رنگ آبی متمایل به سبز دیده می شود. این ابرنواختربا قطری حدود 50 سال نوری واقع در صورت فلکی توکانا است که فقط در نیمرکره جنوبی زمین دیده می شود و فاصله ای در حدود 210000 سال نوری از ما. ابر نو اختری از" نوع دوم". حتما بعضی از شما اکنون در این فکر هستید که نوع دوم چه مفهومی دارد؟

انواع ابرنو اخترها :

ابر نواختر انفجار یک ستاره یا یک کوتوله سفید است. دانشمندان این مرحله از زندگی ستارگان را به دو نوع تقسیم کرده اند:

1- ابر نواختر نوع اول : کوتوله سفید( یا هسته تبهگن یک ستاره سنگین) یک حد بالا برای جرم خود (حد چاندراسکار) دارد که برابر 1.4 جرم خورشید است. اگر یک جسم فشرده تبهگن پا از این حد بگذارد در سکوت به سیاهچاله شدن نمی گراید بلکه به انفجار ابرنواختری می گراید. حال کوتوله سفیدی را در نظر بگیرید با 6 برابر جرم خورشید. وقتی که چنین کوتوله سفیدی در فضا تنها باشد موجودیتی پایدار و ملال آور را سپری می کند. اما اگر همین کوتوله سفید در یک دستگاه دوتائی نزدیک به هم باشد وضعیت فرق می کند. زوجه پر جرم این کوتوله سفید سریعا سوخت هسته ای خود را به پایان می رساند و به یک غول یا ابرغول تبدیل می شود. حال کوتوله سفید شروع به بلعیدن گاز از همدم غول مانند خود می کند. اگر این بلعیدن همین طور ادامه داشت جرم این کوتوله از حد چاندراسکار بیشتر می شود. در این موقع کوتوله کم شده و چگالی و دما افزایش می یابد. در این حالت کوتوله سفید به یک بمب همجوشی تبدیل می گردد و در اثر انفجار کاملا از هم می پاشد. به این نوع انفجار ابر نواختر نوع اول می گویند. اما ابر نواختر نوع دوم چیست ؟

2- ابر نواختر نوع دوم : یک ستاره ابر غول را در نظر بگیرید. او که در انتهای عمرش ستاره ای است توان گرفته از همجوشی دارای هسته تبهگنی آهن دارد. شعاع 3500 کیلومتر و چگالی 20 تن بر متر مکعب. هنگامی که هستهی تبهگنی آهنی پا از حد چاندراسکار می گذارد در کمتر از یک ثانیه می رمبد و شعاع آن 10 کیلومتر می شود. پس از آن چگالی هسته آهنی به چگالی هسته اتم می رسد و ناگهان ستاره وا می جهد و... حالا ما شاهد آتش بازی بزرگ کیهانی هستیم. اکنون دیگر با انواع ابرنواخترها آشنا شدیم. پس اگر جایی گفته شد ابرنواختر از نوع دوم است می دانیم که چگونه و چه بلایی سر ستاره آمده است. تصویر بالا را هابل با استفاده از دوربین پیشرفته خود و با گذراندن نور آن از چهار نوع فیلتر مختلف ( فرابنفش و مرئی و...) گرفته است.

صحبت از تلسکوپ فضایی هابل شد. موافق هستید که مروری بر فعالیتهای 16 ساله هابل داشته باشیم ؟ تلسکوپ فضایی هابل که از سال 1369 در مدار خود قرار گرفته است 95000 بار کره زمین را دور زده است یعنی به طور متوسط هر 100 دقیقه یکبار. تاکنون از 400000 جرم سماوی 750000 عکس تهیه کرده که حاصل آن فرستادن 28 ترابایت اطلاعات به زمین بود است. این حجم اطلاعتی را می توان بر روی تعداد زیادی سی دی ذخیره کرد. اگر همه این سی دی ها را روی هم بچینیم ارتفاعشان 2 برابر برج ایفل می شود. هابل نیز با استفاده از تجهیزات پیشرفته خود توانست به تحقیقات هشت ساله دانشمندان درباره اندازه گیری سرعت کهکشانها خاتمه دهد و همچنین اولین تلسکوپی بوده که توانسته دورترین کهکشانهای عالم را به تصویر بکشد.

جانشین تلسکوپ فضایی هابل تلسکوپی به نام جیمز وب خواهد بود. البته این تلسکوپ در طیف فروسرخ کار می کند و در حقیقت آن را باید جانشین تلسکوپ فضایی ایپیتزر دانست. قدرت شکار اجرام آن تقریبا به اندازه هابل است و قرار است در سال 2010 توسط موشک های آریان سازمان فضایی اروپا به مدار خود انتقال یابد.

  منبع : خبر نامه تلسکوپ فضایی هابل

  نويسنده  : علی پزشکی

 با یافتن نیتروژن اتمی در ابرهای میان‌ستاره‌ای، احتمال پیدایش حیات روی زمین از سوی دنباله‌دارها افزایش یافت

شرح عکس: دنبالهدار شوازمن واخمن3 در نزدیکی سحابی سیارهنمای حلقه

سال‌ها است دانشمندان درشگفتند که چرا در دنباله‌دارها و شهاب‌سنگ‌ها، نشانی از نیتروژن مولکولی دیده نمی‌شود. مدل‌های موجود پیش‌بینی می‌کنند که دنباله‌دارها در مرزهای دوردست، تاریک و سرد منظومه شمسی تشکیل می‌شوند، جایی که آخرین فرآیندهای شیمیایی منظومه را در طول دوران تکوین خورشید و سیارات ثبت کرده است. به همین دلیل، سیاره‌شناسان دنباله‌دارها را به چشم فسیل‌هایی بسیار پیر می‌نگرند که سوابق ابر اولیه‌ای را که در چهار میلیارد و ششصد میلیون سال پیش با رمبش خود، منظومه شمسی را خلق کرد، تمام و کمال حفظ کرده‌اند. مدل‌های فعلی پیش‌بینی می‌کنند که در این ابر اولیه، گاز نیتروژن به شکل مولکولی وجود داشته است و بالتبع، دنباله‌دارها به عنوان وارثان آن ابر اولیه باید نشانه‌هایی از نیتروژن مولکولی در خود داشته باشند.

اما سباستین مارت، دانشجوی دوره دکتری اخترفیزیک و ادوین برگین، استاد اخترشناسی دانشگاه میشیگان در بررسی‌های جدید خود نشان داده‌اند چنین انتظاری درست نیست. به عقیده آنها، دنباله‌دارها از این‌رو فاقد نیتروژن مولکولی هستند که در اصل، این گاز در ابر اولیه‌ای که انبوهی از ذرات کوچکش دنباله‌دار را تشکیل می‌دهند، وجود ندارد. این دو پژوهشگر می‌گویند که ابرهای اولیه دارای نیتروژن اتمی هستند، نه نیتروژن مولکولی. مقاله این دو نفر و همکارانشان در مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیث‌سونیان که در نشریه نیچر منتشر شده، موجی از شگفتی را در جوامع علمی به دنبال داشته است.

یکی از هیجان‌انگیزترین نتایج وجود نیتروژن اتمی را می‌توان در دنباله‌دارهایی جستجو کرد که میلیون‌ها سال پیش به زمین برخورد کردند. محاسبات نشان می‌دهد که مولکول‌های حامل نیتروژن اتمی می‌توانسته‌اند نوعی جهش پیش‌حیاتی را ایجاد کنند تا مولکول‌های پیچیده‌ای به‌ وجود آیند و در نهایت، حیات روی زمین را به‌وجود آورد.

برگین می‌گوید: در بسیاری از مولکول‌های حیاتی ساده و پیچیده نیتروژن وجود دارد و از آن مهم‌تر، این که به‌وجود آوردن چنین مولکول‌های پیچیده‌ای از نیتروژن اتمی بسیار آسان‌تر و سریع‌تر از نیتروژن مولکولی است. تمام واحد‌های سازنده دی‌ان‌ای، اسیدهای آمینه و بسیاری مواد دیگر در ساختار شیمیایی خود از واحدهای نیتروژن استفاده می‌کنند. وجود نیتروژن در ساده‌ترین شکل شیمیایی، یعنی نیتروژن اتمی، فرآیندهای شیمیایی را فعال‌تر می‌کند و احتمال تشکیل مولکول‌های پیش‌حیاتی پیچیده‌تر را افزایش می‌دهد.

  منبع : SpaceFlightNow.com

  نويسنده  : ذوالفقار دانشی

شاتل فضایی آتلانتیس بر روی سکوی پرتاب

طبق آخرین پیش بینی های انجام شده ناسا قرار است از شاتل فضایی آتلانتیس در ماموریتی به نام اس.تی.اس- 115 که به منظور تکمیل و گسترش ایستگاه فضایی انجام می شود استفاده شود. تاکنون این شاتل 26 ماموریت فضایی را برای ناسا انجام داده و قرار است ماموریت بعدی خود را روز یکشنبه پنجم شهریور ماه انجام دهد. سکوی پرتاب این شاتل با نام 39.بی شناخته می شود و قرار است که ناسا در سال 2010 میلادی این شاتل پیر را باز نشسته کند. همچنین این شاتل با 6 بار اتصال به ایستگاه فضایی تواسته قابلیت های فراوان خود را به مهندسان اثبات کند. طبق پیش بینی های انجام شده برای بروز هر گونه حادثه ای کم است. ولی فکر همه چیز شده است. سکوی پرتاب دیگری از قبل آماده شده تا در صورت بروز هرگونه مشکلی از آن استفاده شود. همچنین راکت بزرگ دیگری نیز آماده شده تا در صورت نشت گاز از موشک اصلی سریعا جایگزین شود. 6 خدمه شاتل برای این ماموریت در نظر گرفته شده است که تا 22 شهریورماه کار خود را با استفاده از آنتلانتیس در فضا به انجام می رسانند. از اهداف دیگر این ماموریت می توان به تعویض پیچهای معیوب آنتن ایستگاه فضایی اشاره کرد. این ماموریت سومین پرواز شاتلها پس از حادثه دلخراش شاتل کلمبیا است. اگر پرواز شاتلها با موفقیت و بدون خطر به همین منوال پیش رود در آینده پس از تکمیل ایستگاه فضایی آی.اس.اس این مکان به جای اینکه پذیرای 2 یا 3 نفر فضانورد از سراسر جهان باشد می تواند یک یا دو فضانورد را در آینده در خود پذیرا باشد. در تصویر پائین خدمه شاتل فضایی آتلانتیس را مشاهده می کنید که اسامی و سابقه آنها از راست به چپ عبارت است از :

جو تانر : سابقه شرکت در چهار ماموریت فضایی

هیدماری استفان : تنها زن شرکت کننده در این ماموریت                      

استیو مایکلین : تنها عضو شرکت کننده از سازمان فضایی کانادا

دن باربنک : سابقه انجام ماموریت اس.تی.اس 106

کریس فرگوسن : سرپرست این ماموریت فضایی

برنت جت : سابقه شرکت در سه ماموریت فضایی 

  منبع : nasa.gov

  نويسنده  : علی پزشکی

 اگر چه نزدیک به چهل سال از کشف نخستین ستاره پالسار می گذرد،ولی هنوز هم ابهامات فراوانی پیرامون این اجرام وجود دارد.

 یکی از پرسش هایی که همواره ذهن دانشمندان را به خود مشغول نموده، این است که چرا در اطراف قطب های یک تپ اختر، نقاط داغ فراوانی  با  دمایی بیش از چند میلیون درجه وجود  دارد؟

داده هایی که به تازگی توسط رصد خانه ایکس.ام.ام –نیوتن(وابسته به آژانس فضایی اروپا) بدست آمده،برخی از نظریات را با شک و تردید مواجه نموده است.پیش از این دانشمندان بر این باور بودند که ذرات بار دار الکتریکی همواره در قطب های تپ اختر با سطح آن برخورد می کند.اما رصد خانه ایکس ام.ام_نیو تن در طی بررسی چند ستاره پالسار،هیچ گونه گسیل اشعه ایکس را ثبت نکرده است.این در حالی است که سطح این تپ اختر ها در اثر برخورد های بسیار شدید ذرات باید بسیار درخشان باشد.

نزدیک به چهل سال پیش دو اختر شناس از دانشگاه کمبریج به نام های جاسلین بل برنر و آنتونی هیوش موفق به کشف نخستین تپ اختر شدند.تپ اختر ها در واقع هسته به جا مانده از انفجار ستاره ای هستند که میدان مغناطیسی بسیار نیرومندی ایجاد می نمایند.این اجرام با سرعت زیادی دروان می کنند و از خود اشعه ایکس گسیل می نمایند.ستاره های نوترونی فوق العاده کوچک و در عین حال بسیار چگال هستند.برای نمونه تپ اختری به قطر 20 کیلومتر 1.5 برابر جرم خورشید را در خود جای داده است.تپ اختر ها هنگام تولد دمایی در حدود چند میلیون  درجه سلسیوس را دارا می باشند و بلافاصله شروع به سرد شدن می کنند.نحوه و سرعت سرد شدن نیز به مواد تشکیل دهنده و چگالی آن ها بستگی دارد.

پیش از این تحقیقاتی که توسط ماهواره های اشعه ایکس پیرامون ستاره های نوترونی صورت می گرفت، حاکی از آن بود که در هر تپ اختر از دو نقطه اشعه ایکس گسیل می شود.ا.سطح ستاره چنان داغ بود که از خود اشعه ایکس گسیل می کرد.2.ذرات باردار الکترو مغناطیسی که در میدان مغناطیسی تپ اختر وجود داشتند هنگام حرکت در طول خطوط میدان از خود اشعه ایکس ساطع می کردند.

ورنر بکر از موسسه فیزیک ماکس پلانک آلمان در این باره می افزاید: تئوری که هم اکنون پیرامون منبع تولید اشعه ایکس و همچنین نحوه گسیل آن در تپ اختر ها مطرح است،به طور حتم نیاز به بازنگری دارد.در این زمینه نظریات گوناگونی مطرح شده است ولی هیچ کدام از ان ها تا کنون به طور قطعی پذیرفته نشده اند.ما امیدوارم به یاری بررسی و  تحقیقاتی که بوسیله رصد خانه ایکس.ام.ام-نیوتن انجام می پذیرد،کلید این معما را بیابیم،و بتوانیم توضیحی پیرامون تشکیل نقاط داغ، در قطب های ستاره ای که همواره در حال سرد شدن است را  ارائه کنیم.این گونه به نظر می آید که منبعی که انرژی لازم برای تشکیل نقاط داغ را تامین می نماید،در واقع در خود تپ اختر و جود دارد. رصد خانه ایکس.ام.ام –نیوتن دارای قابلیت ها و دقت بسیار زیادی نسبت به نمونه های پیش از خود می باشد.

به تازگی این رصد خانه به بررسی پنج تپ اختر به عمر چند میلیون سال پرداخته است،اما در هیچ یک از نقاط سه گانه گسیل قابل توجهی ثبت نکرده است.البته فقدان گسیل اشعه ایکس از سطح ستاره موضوع عجیبی نیست زیرا این ستارگان پس از تولد در حین سرد شدن،دمای شان از چند میلیون درجه به 500 هزار درجه سلسیوس نزول می کند،در نتیجه در این ناحیه گسیلی صورت نمی گیرد.اما نکته قابل توجه،عدم وجود نقاط داغ در قطب های این تپ اختر ها است.

به بیان دیگر،گرمایی که توسط برخورد ذرات باردار صورت می گیرد به خودی خود قابلیت تولید و گسیل  اشعه ایکس دارا نمی باشد.برای نمونه ستاره نوترونی پی.آر.اس بی 10+ 1929 از تمامی نقاط قطبی خود ،تنها 7 درصد اشعه ایکس گسیل می نماید.

 البته نظریه دیگری نیز در این زمینه وجود دارد.پس از تولد تپ اختر، گرما توسط میدان مغناطیسی بسیار شدید ستاره به قطب های آن انتقال می باید و در همان جا نگاه داشته می شود.دلیل این فرایند نیز روشن است،از آن جا که گرما توسط الکترون ها حمل می شود و الکترون یک ذره باردار است،در نتیجه تحت تاثیر میدان مغناطیسی هدایت می شود.

در واقع نقاط داغ در تپ اختر های جوان از گرمای خود ستاره حاصل می شوند تا برخورد ذرات بار دار با سطح آن.اما مانند سطح ستاره همگام با سرد شدن آن ،نقاط داغ نیز سرد شده و غیر قابل مشاهده می شوند. 

البته این نظریه تحت بررسی قراردارد و هنوز به اثبات نرسیده است،ما با توجه به داده های کنونی بسیار محتمل می نماید.

 برای اطلاعات بیشتر به لینک زیر مراجعه نمایید:

 http://www.esa.int/esaCP/SEMB6IBUQPE_index_0.html

   منبع : ESA news Release

  نويسنده  : سید اسماعیل حسینی مروجی

شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان می‌دهد چگالی پایین ماده تاریک در کهکشان‌ها و تعداد اندک کهکشان‌های کوتوله به انفجارهای ابرنواختری ارتباط دارد

مشاهدات جدید نشان می‌دهد ماده تاریکی که پیش‌از این تصور می‌شد با چگالی بسیار زیادی در مرکز کهکشان فشرده شده باشد، آن‌قدرها هم چگال نیست. دانشمندان حدس می‌زنند انفجار ستارگان سنگین و پیر در مرکز کهکشان، موجب پف کردن توده‌های ماده تاریک و درنهایت کم چگال شدنشان می‌شود. این انفجارهای ابرنواختری را می‌توان عامل اصلی کسری اسرارآمیز تعداد کهکشان‌های کوتوله جهان نیز به‌شمار آورد.

شرح عکس: شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان می‌دهد ماده تاریک در مرکز کهکشان‌ها بسیار چگال است، ؛ اما مشاهدات رصدی کهکشان‌هایی مانند کهکشان گردابی (M51) نشان داده است چگالی ماده تاریک تا هزاران سال نوری در اطراف هسته کهکشان ثابت است. به نظر می‌رسد ابرنواخترها عامل این اختلاف باشند.

بیش از 80 درصد از ماده موجود در کیهان به شکلی اسرارآمیز و غیرقابل دیدن وجود دارد. دانشمندان می‌توانند اثرات گرانشی این مواد را اندازه‌گیری کنند، اما توانایی شناساییشان را ندارند و از این رو آنها را ماده تاریک نام نهاده‌اند. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان داده ‌است که چگونه در جهان آغازین، توده‌های مواد تاریک در گازهای معمولی ادغام شدند، کهکشان‌هایی کوچک را به‌وجود آوردند و در طول میلیاردها سال، این کهکشان‌های کوتوله با ادغام در یکدیگر، مجموعه‌های ستاره‌ای عظیمی مانند کهکشان راه‌شیری را به‌وجود آوردند.

اما این شبیه‌سازی‌ها معمای جدیدی را نیز مطرح کرد. نتایج به وضوح نشان می‌داد چگالی مواد تاریک در مرکز کهکشان باید به سرعت افزایش یابد؛ اما رصد حرکت ستارگان در مرکز کهکشان‌ها نشان می‌دهد که هسته‌های تاریک کهکشان‌ها بسیار متورم است و چگالی ماده تاریک تا هزاران سال نوری ثابت است. سرگئی ماشچنکو، استاد دانشگاه مک‌مستر در همیلتون کانادا در این مورد می‌گوید: بیش از ده سال است که فهمیده‌ایم چنین اختلافی وجود دارد.

اخترشناسان تاکنون چندین راه‌حل برای رفع این اختلاف ارایه داده‌اند. به‌عنوان مثال، آنها مدتی فکر می‌کردند نیروی میان ذره‌ای دیگری غیر از گرانش وجود دارد که موجب برخورد ذرات با یکدیگر و درنهایت پخش‌شدن آنها در فضا می‌شود؛ چیزی شبیه به حرکت توپ‌های بیلیارد. اما به تازگی، ماشچنکو و همکارانش نشان داده‌اند که چگالی ملایم ماده تاریک در مرکز کهکشان در اثر انفجار ستارگان سنگینی پدید می‌آید که به آخر عمر خود رسیده‌اند. این انفجارهای ابرنواختری در بیشینه درخشندگی خود؛ کهکشان مادر را تحت‌الشعاع قرار می‌دهند.

چند سالی بود که ماشچنکو به این نتیجه رسیده بود که امواج ضربه‌ای ابرنواخترها، تلاطم‌های شدیدی را در گازهای میان‌ستاره‌ای کهکشان ایجاد می‌کند و اختلال‌های گرانشی این مواد به نوبه خود، چگالی مواد تاریک را تغییر دهد. برای آزمودن این ایده، او و همکارانش از یک ابررایانه استفاده کردند تا چگونگی تحول یک کهکشان کوچک نخستین را بررسی کنند، کهکشانی که چگالی ماده تاریک هسته‌اش در آغاز بسیار زیاد بود. همان‌طور که انتظار می‌رفت، تنها هشتاد انفجار ابرنواختری در هر یک میلیون سال کافی بود تا پس از حداقل یکصد میلیون سال، چگالی بسیار زیاد ماده تاریک را به مقادیر رصد‌شده نزدیک کند. هشتاد ابرنواختر در هر میلیون سال، مقدار پذیرفته‌شده‌ای برای تحولات کهکشان‌های کوتوله است و در بسیاری از مدل‌های تحول کهکشانی استفاده می‌شود.

اما این شبیه‌سازی معمای دیگری را نیز پاسخ داد. مشاهدات رصدی نشان می‌دهد جهان دارای تعداد بسیار اندکی کهکشان کوتوله است که برخلاف کهکشان‌های معمولی با صدها میلیارد ستاره ، تنها میزبان چند میلیارد ستاره هستند؛ اما شبیه‌سازی‌های کیهانی تعداد این کهکشان‌های کوچک را بسیار بیشتر تخمین می‌زنند. شبیه‌سازی ماشچنکو نشان داد چگالی پایین ماده تاریک در هسته این کهکشان‌ها سبب شده است نیروی گرانش کهکشان برای حفظ کهکشان خیلی کارآمد نباشد و هر برخورد ساده‌ای با یک کهکشان بزرگ‌تر به متلاشی شدن کهکشان کوتوله منتهی شود. از این رو است که کسری بسیار زیادی بین پیش‌بینی‌ها و مشاهدات کهکشان‌های کوتوله دیده می‌شود.

  منبع : New Scientist

  نويسنده  : ذوالفقار دانشی