نگاهی به روش های تعیین فاصله ستارگان – اسلوبی از زمین تا آسمان _ روزنامه اعتماد

(صفحه علم روزنامه اعتماد)

نگاهی به روش های تعیین فاصله ستارگان

اسلوبی از زمین تا آسمان

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

تماشای تک تک ستارگان در شب ما را ترغیب می کند که بدانیم این ستاره های غول پیکر که به سبب فاصله زیادشان، از روی زمین آنها را همچون نقطه هایی درخشان می بینیم واقعاً در چه فاصله یی از ما قرار گرفته اند. بررسی ابعاد ستاره، درخشندگی واقعی، جرم و برخی از ویژگی های بنیادین فیزیکی یک ستاره، ابتدا وابسته به این است که بتوانیم فاصله ستاره را از خودمان به درستی محاسبه کنیم.

یکی از اندیشه هایی که مردمان دوران کهن در مورد ستارگان به آن باور داشتند بیانگر آن است که ستارگان در واقع سوراخ هایی هستند که بر گنبد آسمان وجود دارند و نورانیت ستارگان به واسطه آتشی عظیم است که پشت این گنبد شعله ور است. آنان با تماشای گردش ستارگان، ماه و خورشید گمان می کردند گنبد آسمان و همه اجرام آن به دور زمین می گردند و زمین مسطح که برترین جایگاه در عالم است در مرکز تمام کائنات قرار دارد. بدیهی است که در چنین مدلی فرض بر این بود که این سوراخ ها (یعنی همان ستارگان) همگی در یک فاصله از زمین قرار دارند. این گونه اندیشه های کهن که هیچ کدام بر پایه های علمی صحیحی استوار نبود سالیان دراز در شکل هایی مختلف در ذهن ها مانده بود و تنها با گذر زمان آهسته و به سختی جای خود را به دیدگاه های دقیق و علمی تر دادند. از اولین روش هایی که بعد از ابداع روش های هندسی برای محاسبه فاصله ستارگان استفاده می شد، روش مثلث بندی است. مثلث بندی روشی است که نقشه برداران و مساحان نیز برای محاسبه فاصله ها روی زمین از آن استفاده می کنند. در این روش برای محاسبه جسمی که در فاصله یی دور قرار دارد ابتدا باید اختلاف منظر را به دست آوریم. یعنی سوژه مورد نظر را از دو جایگاه متفاوت مثلاً با فاصله 50 متر مشاهده کرده و زاویه یی را که گمان می کنیم آن جسم در آن دو مکان از دید ناظر جابه جا شده است، محاسبه کرده و سپس با استفاده از این زاویه (اختلاف منظر) و دیگر اندازه گیری ها و همچنین روابط ریاضی موجود فاصله سوژه را از خودمان به دست آوریم.

در روش مثلث بندی هر چه جسم از ما دورتر باشد ما نیز باید برای به دست آوردن اختلاف منظر و فاصله دقیق تر، از دو مکان با فاصله بیشتر سوژه را مشاهده کنیم. مثلاً برای محاسبه فاصله ماه از زمین در روش مثلث بندی دو نفر که به فاصله شعاع زمین (اختلاف منظر زمین مرکزی) از یکدیگر قرار گرفته اند (هنگامی که در یک زمان ماه را مشاهده و اختلاف منظر را محاسبه کردند) می توانند فاصله آن را از زمین محاسبه کنند. اما به دلیل فاصله زیاد ستارگان از ما حتی اندازه شعاع یا قطر زمین برای محاسبه اختلاف منظر یک ستاره کافی نیست. در این هنگام اخترشناسان برای محاسبه «اختلاف منظر ستاره یی» از جابه جایی زمین کمک می گیرند (اختلاف منظر خورشید مرکزی) و ستاره مورد نظر را در دو زمان متفاوت مثلاً با فاصله زمانی شش ماه رصد و موقعیت آن را ثبت می کنند. بدیهی است در این مدت زمین جابه جا شده است و ما می توانیم اختلاف منظر ستاره یی را به دست آوریم.

اما روش مثلث بندی در اخترشناسی برای محاسبه فاصله تمام ستارگان موجود در کهکشان جوابگو نیست زیرا همان طور که گفتیم هرچه سوژه از ما دورتر باشد ما نیز باید فاصله بیشتری را برای محاسبه اختلاف منظر در اختیار داشته باشیم و بیشتر ستارگان از ما آنچنان دور هستند که حتی جابه جایی زمین هم نمی تواند تاثیر چندانی برای به دست آوردن اختلاف منظر ستاره یی داشته باشد. روش مثلث بندی برای محاسبه 10 هزار ستاره یی که تا حدود فاصله 98 سال نوری از ما قرار دارند، استفاده شده است. در واقع میلیون ها ستاره کهکشان راه شیری را که در فاصله یی بیش از 98 سال نوری از ما قرار گرفته اند، نمی توان با این روش فاصله سنجی کرد زیرا عدد اختلاف منظرهای ستارگانی که در فاصله یی بیش از 98 سال نوری از ما قرار دارند آنچنان کوچک است که نمی توان با آن فاصله یی دقیق را محاسبه کرد.

بعدها روش هایی با دقت بسیار بیشتر از روش مثلث بندی برای محاسبه فاصله ستارگان ابداع شد. اخترشناسان با بررسی ستاره های موجود در یک خوشه ستاره یی به دلیل آنکه همگی در یک فاصله قرار دارند و به دست آوردن حرکت و سرعت های آنها می توانند به خوبی فاصله آنها را از خودمان تعیین کنند. در روشی دیگر با بررسی طیف، درخشندگی واقعی و ظاهری یک ستاره می توانیم به طور دقیق فاصله ستاره یی را از خودمان محاسبه و تعیین کنیم. همچنین با کشف گروهی از ستارگان متغیر به نام قیفاووسی ها که در بازه های منظمی به دلیل ناپایداری شان برونداد نوری متفاوتی دارند، می توان به خوبی فاصله سنجی کرد زیرا در متغیرهای قیفاووسی رابطه یی دقیق بین دوره تناوب نوسان و درخشندگی آنها وجود دارد و ما با دانستن دوره تناوب نوسان و درخشندگی ظاهری آنها می توانیم فاصله آنها را از خودمان محاسبه کنیم. متغیرهای قیفاووسی از مواردی هستند که موجب شده اند ما بتوانیم به واسطه آنها فاصله خودمان را از کهکشان های اطراف نیز به دست آوریم. از این رو از مهم ترین ابزارهای اندازه گیری فاصله به شمار می آیند.

نگاهی به تغییرات موقعیت ستارگان - نهادگاهی آهسته در تحول _ روزنامه اعتماد

(صفحه علم روزنامه اعتماد)

نگاهی به تغییرات موقعیت ستارگان

نهادگاهی آهسته در تحول

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

در دوران کهن رصدگران آسمان شب گمان می کردند ستارگان همانند نقاطی نورانی بر گنبد آسمان میخ شده اند. اما امروز می دانیم که آنها با فواصل و ابعادی گوناگون نسبت به یکدیگر قرار گرفته اند. آسمان شبی که امروز از روی زمین شاهد آن هستیم، در گذشته دقیقاً اینچنین نبوده است و ستارگان صورت های فلکی به آن صورتی که امروز شاهد هستیم، قرار نداشته اند. هرچند ممکن است نمایش این تغییرات اندک باشد، اما واقعیت آن است که اگر می توانستیم ده ها هزار سال یکی از صورت های فلکی را رصد کنیم، متوجه می شدیم ستارگان تشکیل دهنده آن هر کدام به جهتی حرکت خواهند کرد.

تغییر موضع ستارگان جدای از آنکه ناشی از حرکت های حقیقی خود ستارگان در پهنه کهکشان است، ممکن است به صورت ظاهری ناشی از حرکت های خاص زمین نیز باشد. البته با تغییر حرکات زمین ما شاهد تغییر مختصات تمام ستارگان و صورت های فلکی هستیم. برای نمونه آنچه امروز به نام ستاره قطبی در راستای محور شمالی کره زمین قرار دارد، روزگاری واقعاً قطبی نبوده است. اکنون ستاره قطبی در موقعیتی قرار دارد که برای ناظر نیمکره شمالی هیچ گاه غروب نکرده و گویی تمام ستارگان نیمکره شمالی به دور آن می گردند. این اتفاق را می توان با مشاهده عکس هایی که با نوردهی طولانی مدت از آسمان می گیرند، به خوبی مشاهده کرد. در این عکس ها ستاره قطبی با نورانیت نه چندان زیاد در مرکز تصویر قرار دارد و دیگر ستارگان همچون خطوطی درخشان به گرد آن چرخیده اند. اگر می توانستیم به 12 هزار سال بعد سفر کنیم و در آن زمان به آسمان شب بنگریم، شاهد آن بودیم که ستاره درخشان «نسر واقع» در جایگاه امروزی ستاره قطبی قرار دارد. دلیل چنین تغییری، نوعی حرکت زمین به نام «حرکت تقدیمی» است.

زمین همانند فرفره یی در فضا به دور خورشید می گردد؛ فرفره یی که جدای از آنکه به دور خود می گردد حرکتی تلوتلوخوران را نیز به همراه دارد. حرکت تلوتلوخوران زمین (حرکت تقدیمی) باعث می شود سمت گیری محور جنوب به شمال زمین که امروز به سمت ستاره قطبی قرار دارد نیز تغییر کند. همچنین مسلم است که حرکت تقدیمی زمین سبب تغییر مختصات ظاهری تمام ستارگان و صورت های فلکی می شود. از این جهت در آینده یی دور ساکن زمین ستاره «نسر واقع» را ثابت و ستاره قطبی و دیگر ستارگان نیمکره شمالی را در گردش به دور ستاره «نسر واقع» مشاهده خواهند کرد.

تا به اینجا علت تغییر مختصات کلی ستارگان ناشی از حرکت های زمین بود اما همان طور که گفتیم، ستارگان حرکت های حقیقی نیز دارند که موجب جابه جایی موقعیت آنها نسبت به یکدیگر در فضای کهکشان می شود. تمامی ستاره ها حتی اگر جزیی از یک خوشه ستاره یی هم باشند، هر کدام دارای سرعت هایی متفاوت در جهت هایی خاص به خود هستند.

به آهنگ تغییر موضع یک ستاره در آسمان که بر حسب ثانیه قوس در مدت یک سال محاسبه می شود، حرکت خاص آن ستاره می گویند. واحد ثانیه قوس در اخترشناسی برای اندازه گیری فواصل و حرکت های ظاهری بین ستارگان بسیار اهمیت دارد. برای درک بهتر این واحد یادآوری می کنیم که محیط دایره 360 درجه است و هر درجه از 60 دقیقه و هر دقیقه از 60 ثانیه تشکیل شده است. به این ترتیب هر 360 درجه برابر یک میلیون و 296 هزار ثانیه قوسی است. بیشتر ستارگان به دلیل فاصله زیادشان نسبت به ما حرکاتی کمتر از یک ثانیه قوس در یک سال را از خود نشان می دهند. اما در این بین می توان به ستاره «بارنارد» که یکی از نزدیک ترین ستارگان به خورشید است، اشاره داشت که حرکتی معادل 10.25 ثانیه قوس در سال دارد. پس به درستی می توان حدس زد که حرکت های ظاهری ستارگان در آسمان، در مدت زمان کوتاه عموماً بسیار ناچیز است و رصدگران با عکسبرداری هایی که طی چندین سال از آسمان انجام می دهند، می توانند شاهد تغییرات محسوس تری از آنها باشند.

اخترشناسان با در دست داشتن حرکت خاص و سپس فاصله ستاره از ما و سرعت های طولی و عرضی ستارگان نسبت به ناظر، به سرعت واقعی آن ستاره که سرعت فضایی نامیده می شود، پی می برند. اخترشناسان در روند محاسبه سرعت فضایی ستارگان به مساله مهم دیگر نیز توجه دارند. نباید فراموش کرد که خورشید تنها یکی از میلیاردها ستاره یی است که در کهکشان راه شیری وجود دارد و منظومه شمسی و زمین تحت تاثیر نیروی گرانش خورشید به صورتی که می توان آن را یک سیستم کامل در نظر گرفت، قرار دارند. خورشید و به طور کلی منظومه شمسی با سرعتی حدود 240 کیلومتر در ثانیه به دور مرکز کهکشان راه شیری در گردش است. پس اخترشناسان هنگام محاسبه سرعت فضایی هر یک از ستارگان این نکته را مد نظر دارند که محاسبه های آنها تحت تاثیر حرکت سیستم منظومه یی است که خود دارای سرعتی خاص است. از این جهت می توان نتیجه گرفت که سرعت های محاسبه شده اولیه ما از ستارگان در یک چارچوب استاندارد و مطلق نیست و اعداد اولیه یی که به دست می آوریم تحت تاثیر چارچوب مرجع دیگری همچون منظومه خورشیدی ما قرار دارد.

آشنایی با ابرنواختران و نواختران - رمبشی مهیب در کهکشان _ روزنامه اعتماد

(صفحه علم روزنامه اعتماد)

آشنایی با ابرنواختران و نواختران

رمبشی مهیب در کهکشان

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

آنگاه که جرم ستاره یی بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید باشد، آن زمان که سوخت خود را به پایان رساند با انفجاری عظیم که آن را به نام ابرنواختر می شناسیم، به عمر خود پایان می دهد و سرنوشتی متفاوت از آنچه بود را دنبال می کند. چنین پدیده یی که هر از چند گاهی در هر کهکشانی رخ می دهد آنچنان نورانی است که کل کهکشان را روشن می کند به طوری که اگر این اتفاق امروز برای ستاره یی نزدیک به ما در کهکشان راه شیری به وقوع بپیوندد، از روی زمین شاهد روشن شدن بخشی از آسمان شب هستیم و ممکن است منطقه یی نورانی را حتی درخشان تر از ماه کامل (بدر) ببینیم. در این هنگام حتی در روز و زمانی که خورشید در آسمان است، درخشش ابرنواختر که برای مدتی کوتاه تا زمان فروکش کردن نورانیتش ادامه دارد، از دیدگان ما پنهان نیست و شبانگاه همچون زمانی که ماه بدر در آسمان است، می توانیم سایه تشکیل شده از خود را روی زمین ببینیم. نام علمی تر چنین انفجاری که نشان از پایان عمر ستاره یی فروزان دارد، ابرنواختر نوع دوم است.

در ابرنواختر نوع دوم، نسبت به جرم ستاره اولیه آنچه در مرکز این انفجار باقی می ماند ستاره یی نوترونی یا سیاهچاله یی قدرتمند است. هرچند مطمئناً بشر در طول تاریخ خود شاهد موارد زیادتری از ابرنواخترهای نوع دوم بوده است اما اولین اسنادی که از ثبت دقیق این رویداد بر جا مانده است، به سال 1054 میلادی بازمی گردد. ابرنواختری که در آن سال در آسمان نورافشانی کرد، توجه زمینیان به خصوص اقوام چین، ژاپن و سرخپوستان را جلب کرد. امروزه بازمانده این ابرنواختر به صورت سحابی در حال گسترشی در پهنه کهکشان به نام سحابی خرچنگ قابل مشاهده است.

اما اگر جرم ستاره در حدود جرم خورشید یا کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید باشد، آنگاه پایانی چنین پرهیاهو نخواهد داشت بلکه طی هزاران سال آرام لایه های خارجی خود را در فضا پخش می کند و از خود هسته یی داغ در ابعاد زمین به نام کوتوله سفید بر جا می گذارد.

بسیاری از ستارگان آسمان به صورت منظومه های ستاره یی دوتایی هستند و مسلم است که در چنین منظومه هایی امکان دارد دو ستاره تفاوت جرمی زیادی داشته باشند. حال اگر در چنین منظومه یی یکی از ستاره ها کمتر از 1.4 برابر خورشید جرم داشته باشد و سوخت خود را به اتمام رسانده باشد، هسته یی به نام کوتوله سفید از خود بر جا گذاشته است که با ستاره دیگر این منظومه در تقابل گرانشی است. در این هنگام ماده سطحی موجود روی ستاره درخشان این منظومه دوتایی که در مرحله غول سرخ است و هنوز عمر خود را به پایان نرسانده به سمت همدم خود یعنی کوتوله سفید داغ کشیده می شود. گرانش موجود در کوتوله سفید باعث جذب ماده سطحی ستاره غول سرخ شده و حلقه یی از ماده را اطراف خود جمع کرده و بر سطح خود فرو می نشاند. حال اگر جرم کوتوله سفید از مرز 1.4 برابر جرم خورشید (حد چاندراسکار) بگذرد، کوتوله سفید باید به ناچار آرایشی جدید به خود بگیرد.

زمانی که جرم کلی موجود از 1.4 برابر جرم خورشید می گذرد، ما شاهد رمبش ستاره به واسطه تراکم و چگالی زیاد ماده و تاب نیاوردن کوتوله سفید در برابر فشار شدید الکترون هستیم. این رخداد انفجاری، از خود انرژی و بخشی از ماده را آزاد می کند. ماده یی که در فضا پرتاب می شود با سرعتی بالغ بر 20 هزار کیلومتر در ثانیه در فضا پراکنده شده و همچنین انرژی آزاد شده موجب درخشش ناگهانی تا هزاران برابر حالت عادی شده و تمام کهکشان را روشن می کند. نور ناشی از ابرنواختر نوع اول تا مدتی کوتاه اینچنین درخشان می ماند و سپس در زمانی طولانی تر به آرامی فروکش می کند و از حالت قبلی خود کم فروغ تر می شود. این پدیده شگفت انگیز به نام ابرنواختر نوع اول شناخته شده است.

این پدیده (ابرنواختر نوع اول) تا حدودی شبیه رخداد دیگری به نام نواختر نیز هست. یک ستاره در حالت نواختر می تواند ناگهان برای چند ساعت تا صدها برابر درخشان تر شده و سپس آرام گیرد. نواخترها نیز همانند ابرنواختر نوع اول در حالت معمول در یک منظومه ستاره یی، در حالی که یکی از ستاره ها تبدیل به کوتوله سفید شده است، رخ می دهد. در این حالت ماده از سطح ستاره پیر به دور کوتوله سفید حلقه می زند و با سرعت چندین هزار کیلومتر بر ثانیه به دور کوتوله سفید می گردد و گرم تر می شود و زمانی که ماده جمع شده ناگهان روی سطح کوتوله سفید فرو می ریزد، واکنش هسته یی قوی رخ داده و بخشی از ماده با سرعت چند هزار کیلومتر در ثانیه به بیرون پرتاب شده و ما شاهد روشنایی ناگهانی آن هستیم. در نواخترها آنچه در انتهای واکنش می ماند، دوباره یک کوتوله سفید است. نام نواختر از قدیم روی چنین پدیده یی مانده است زیرا رصدگران در گذشته هنگام مشاهده آن گمان می کردند این درخشش ناگهانی نشان از تشکیل ستاره یی جدید دارد و واژه «نُوا» به معنی نو را برای این رخداد استفاده می کردند. اما امروز به خوبی می دانیم که این رویداد که ممکن است چندین بار برای یک ستاره اتفاق بیفتد نه به خاطر تشکیل ستاره یی جدید بلکه به واسطه وجود ستارگانی پیر رخ می دهد.

آشنایی با ستارگان متغیر - نمایش گذار از ناآرامی _ روزنامه اعتماد

(صفحه علم روزنامه اعتماد)

آشنایی با ستارگان متغیر

نمایش گذار از ناآرامی

امین حمزه ئیان  /  www.Nutshell.ir

اکثر ما چشمک زدن ستاره ها را دیده ایم. خصوصاً اگر ستاره یی نزدیک به افق قرار گرفته و جو بالای سرمان دارای ناآرامی زیادی باشد این چشمک زدن ها با تفاوتی فاحش و لحظه یی در نور و رنگ شان، خود را به ما نشان می دهند. تغییر نور ستارگان و آنچه ما به طور معمول می شناسیم ناشی از جو زمین است. شکسته شدن و پراش نور ستاره ها، زمانی که از فضای تهی وارد جو متراکم زمین می شوند از خصوصیات جدایی ناپذیر چنین جوی نه تنها در زمین بلکه در هر سیاره دیگری است. درست مانند زمانی که سنگی را در کف استخر یا مکانی پر از آب می بینیم. در این هنگام جدای از آنکه مکان سنگ برای ناظر خارجی به درستی مشخص نیست نور بازتابیده شده از سطح سنگ در مسیری که باید تا چشم ما بپیماید دچار دگرگونی می شود. پس می توان به درستی حدس زد که چشمک زدن ستاره ها در شب، ناشی از تغییر واقعی نور ستاره ها نیست بلکه تنها به سبب ساختار فیزیکی جو زمین است. اما آیا ستاره هایی در کهکشان وجود دارند که واقعاً نورشان تغییر کند؟

هر چند منظومه های مزدوج گرفتی نشانی از افت و خیزهای نوری را در منحنی نوری خود نمایش می دهند، اما تغییر نور آنها تنها به دلیل گرفت های جزیی یا کاملی است که بین دو ستاره این منظومه دوتایی رخ می دهد. اما می توان به طور شگفت انگیزی ستارگان تکی را یافت که واقعاً برونداد نوری متغیری دارند. به طور کلی به این گونه ستاره ها، ستارگان متغیر می گویند.

منابع تاریخی نشان می دهند «ابرخس» در قرن اول پیش از میلاد تعدادی از ستارگان متغیر را بدون هیچ ابزار دقیق رصدی شناسایی کرده بود. روند کشف ستارگان متغیر تا به امروز ادامه دارد و اکنون ما هزاران ستاره متغیر را شناسایی کرده ایم.

با پیشرفت علم و یافتن روش های نوین در شناخت پدیده ها، اخترشناسان دریافتند تغییر برونداد نوری ستارگان متغیر در حقیقت ناشی از تغییر ابعاد و در نتیجه تغییر دما و نور این دسته از ستاره ها است. دوره زمانی تغییرات نوری ستارگان متغیر ممکن است از حدود یک روز تا چندین سال متغیر باشد و این تغییرات در هر ستاره ممکن است به صورت منظم و متناوب، نامنظم یا نیمه منظم با تغییراتی کوتاه یا بلندمدت اتفاق بیفتد.

ستاره معروف قطبی که در نیمکره شمالی و در امتداد محور جنوب به شمال زمین قرار دارد نمونه یی از یک ستاره متغیر است. هرچند تغییرات نوری ستاره قطبی طوری است که برای مشاهده تغییرات نوری آن باید از ابزارهای مختلف رصدی استفاده کرد، اما در حقیقت این ستاره در یک دوره کوتاه مدت چهارروزه به صورت متناوب در حال افزایش و کاهش برونداد نوری خود است. تغییرات برونداد نوری ستارگان متغیر عموماً به دلیل ناپایداری آنها به منظور خروج از حالت هیدرواستاتیکی یا رسیدن از وضعیت ناآرام به حالتی آرام است. هرچند همان طور که گفتیم تغییرات نوری یک ستاره ممکن است به واسطه گرفت هایی کامل یا جزیی در یک منظومه ستاره یی مزدوج یا ریزش ناگهان ماده بر سطح آنها هم صورت بگیرد. اما آنچه در بین بیشتر ستاره های متغیر یافت می شود، ستارگانی هستند که از رشته اصلی و تعادل اولیه حاکم خارج شده اند.

ستارگان بیشترین عمر خود را در رشته اصلی می گذرانند یعنی در دورانی که در حال گداخت هسته یی اولیه و هیدروژنی خود و تبدیل آن به هلیم هستند. برای مثال خورشید در منظومه شمسی نمونه یی است از یک ستاره آرام که در رشته اصلی و حالت پایدار قرار دارد. اما زمانی که سوخت هیدروژنی ستاره یی به پایان می رسد، ستاره ناپایدار شده و تا زمانی که پایداری دوباره خود را با تبدیل سوخت هلیم به کربن و اکسیژن به دست آورد، شروع به تپیدن می کند. در این هنگام هسته ستاره به واسطه نبود سوخت اولیه خود فشرده تر شده و با تراکم خود، فشار بیشتری بر ذرات سازنده هسته برای همجوشی سنگین تر ذرات وارد می کند. به این ترتیب هسته داغ تر شده و با گرما و فشار خود موجب بزرگ شدن سطح بیرونی ستاره می شود و با این انبساط، سطح ستاره بزرگ تر و سردتر می شود و بعد از مدتی به واسطه نیروی گرانش موجود، دوباره منقبض و کوچک می شود. چنین روندی تا زمانی که مجدداً ستاره به حالت نسبتاً پایداری برسد هزاران سال زمان می برد و ما از روی زمین ستارگانی را که در حال گذار از رشته اصلی به مرحله بعد هستند، به صورت تپنده و با تغییر نورانیت در دوره هایی خاص می بینیم و به آنها ستارگان متغیر می گوییم.

این ذهنیت که زمانی که قطر ستارگان متغیر در بیشترین حد خود قرار دارد، نور بیشتری را منتشر می کنند، اشتباه است. در واقع وضعیت بالعکس است یعنی زمانی که قطر ستارگان متغیر کمتر شده و ابعاد آن کوچک تر می شود، هرچند مساحت سطحی آن نیز کمتر شده است اما به دلیل آنکه فشار و گرمای بیشتری درون ستاره ناپایدار پدید آمده است، نور بیشتری را هم از خود منتشر می کند. به این ترتیب می توان نتیجه گرفت زمانی که ستاره در حالت انبساط و بزرگ شدگی خود قرار دارد، همان طور که قطر آن افزایش می یابد به دلیل فشار کمتر در سطح و افزایش مساحت بیرونی، ستاره کم فروغ تر می شود.

آشنایی با منظومه های چندستاره یی – ستارگان بر گرد یکدیگر _ شنبه ها روزنامه اعتماد

(هر شنبه صفحه علم روزنامه اعتماد)      

آشنایی با منظومه های چندستاره یی

ستارگان بر گرد یکدیگر

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

در منظومه شمسی اگر مشتری جرمی بیشتر از جرم کنونی داشت، آنگاه همجوشی هسته یی همانند آنچه هر لحظه در خورشید رخ می دهد درون مشتری به راه می افتاد و این سیاره غول پیکر را تبدیل به ستاره یی کوچک می کرد و ما از روی زمین به طور شگفت انگیزی شاهد دو ستاره فروزان در آسمان بودیم. خلاف تصور عموم بیش از نیمی از ستاره های کهکشان به صورت تک نیستند. در واقع بیشتر ستاره ها به صورت منظومه هایی از دو، سه یا چند ستاره تشکیل شده اند. ستاره های این منظومه ها در تقابل گرانشی نسبت به یکدیگر هستند. گرانش متقابل بین ستاره های منظومه های چندستاره یی به صورتی است که به دور یکدیگر می گردند و حتی ممکن است مواد موجود در سطح یکی از ستاره ها روی ستاره همدم خود فرو بریزد. در اخترشناسی به منظومه هایی که از دو ستاره تشکیل شده باشند، منظومه های ستاره یی مزدوج (دوتایی) می گویند.

نظریه های گوناگونی درباره چگونگی پیدایش منظومه های دوتایی مطرح شده است. در نظریه یی آمده است این منظومه ها حاصل به دام افتادن دو ستاره در حال گذر از کنار هم است. همچنین نظریه دیگری بیان می کند به دلیل سرعت زیاد چرخش ستاره یی تک به دور خود، به دو نیم تقسیم شده و سرانجام یک منظومه مزدوج را تشکیل داده است. با توجه به تعداد زیاد مزدوج ها در کهکشان، احتمال تشکیل این مزدوج ها بنا بر این نظریه ها بسیار کم است. همچنین این نظریه ها نتوانسته اند در شبیه سازی های انجام شده نتیجه یی معقول ارائه دهند. اما نظریه یی دیگر که اکثر دانشمندان با آن موافق هستند مطرح می کند که ستاره های این منظومه ها همانند تشکیل ستاره های تک از فشرده شدن اتم ها و ذرات موجود در ابر (سحابی) اولیه تشکیل شده اند. اما با این تفاوت که در آغاز پیدایش به سبب گردش سریع پیش ستاره اولیه و تقسیم شدن آن به دو قسمت، دو مرکز جرم در سحابی اولیه به وجود آمده است که در انتها با جذب ماده بیشتر و رسیدن به جرمی قابل قبول، همجوشی هسته یی داخل ستاره ها به راه افتاده و منظومه یی چندستاره یی را تشکیل داده است.

ستاره های دوتایی (و چندتایی) به دو دسته اصلی ظاهری و حقیقی تقسیم می شوند. ستاره های مزدوج ظاهری در واقع دو ستاره نزدیک به یکدیگر نیستند بلکه هر کدام چندین سال نوری با هم فاصله داشته و ما از روی زمین تنها به دلیل آنکه از منظرمان در یک راستا قرار گرفته اند، آنها را نزدیک به یکدیگر مشاهده می کنیم. اما در دوتایی های حقیقی شاهد گردش دو ستاره به دور یکدیگر هستیم. ممکن است منظومه های مزدوج حقیقی حتی با تلسکوپ های بزرگ به راحتی قابل تفکیک نباشند که به دلیل روش های مختلف در کشف شان به نام های مختلفی شناخته شده اند.

اولین دسته از دوتایی های حقیقی، مزدوج های طیفی نام دارد. ستاره های موجود در منظومه های طیفی آنچنان به هم نزدیکند که تفکیک آنها از یکدیگر حتی با تلسکوپ های قدرتمند هم امکان پذیر نیست. از این جهت اخترشناسان با بررسی طیف این منظومه ها متوجه اثر دوپلر (به سبب گردش دو ستاره به دور یکدیگر) در طیف های دریافتی می شوند. با مشاهده و بررسی تناوب های موجود در طیف های دریافتی از نور ستاره می توان به وجود چنین منظومه یی پی برد. البته ممکن است در منظومه های مزدوج یکی از ستاره ها آنچنان کوچک باشد که حتی با روش طیف سنجی هم نتوان به وجود آن پی برد. از این رو با بررسی حرکت آن ستاره متوجه حرکت موجی آن می شویم. حرکت موجی یک ستاره نشان از وجود نیروی گرانشی نسبتاً قوی در اطراف ستاره است و اخترشناسان با مشاهده چنین حرکتی به وجود منظومه یی دو یا چندستاره یی پی می برند. به مزدوج هایی که چنین اثرات گرانشی متقابلی نسبت به یکدیگر دارند مزدوج های نجومی می گویند. از دیگر مزدوج ها می توان به مزدوج های گرفتی اشاره داشت. در چنین مزدوج هایی گرفت هایی جزیی یا کامل به واسطه وجود ستاره یی کوچک و داغ که به دور ستاره یی بزرگ و سردتر می گردد، رخ می دهد. اخترشناسان با بررسی منحنی نور دریافتی این منظومه ها، به وجود آنها پی می برند. در منظومه های گرفتی زمانی که ستاره کوچک و داغ در دو طرف یا جلو ستاره بزرگ و سردتر قرار می گیرد نور بیشتری را دریافت می کنیم و زمانی که ستاره داغ در پشت ستاره سردتر قرار دارد در منحنی نوری ستاره، افتی نمایان می شود.

ممکن است در منظومه های ستاره یی حقیقی دو ستاره دارای تفاوت جرمی زیادی باشند که این امر موجب سوخت وساز سریع تر ستاره پرجرم تر نسبت به ستاره کوچک تر می شود. در این هنگام ستاره پرجرم که به دلیل فشار درونی بیشتر، سریع تر از ستاره همدم خود بزرگ شده و به مرحله غول سرخ می رسد، مواد موجود روی سطح خود را به دلیل نزدیکی به ستاره کوچک از سطح خود به سطح ستاره کوچک تر منتقل می کند که چنین پدیده یی موجب انتشار پرتوهای ایکس شده و اخترشناسان را از وجود یک منظومه ستاره یی مزدوج آگاه می کند.

آشنایی با خوشه های ستاره یی – توده هایی آکنده از ستارگان _ شنبه ها روزنامه اعتماد

(هر شنبه صفحه علم روزنامه اعتماد)

آشنایی با خوشه های ستاره یی

توده هایی آکنده از ستارگان

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

نزدیک ترین ستاره به ما بعد از خورشید «پروکسیما- قنطورس» نام دارد که در فاصله یی برابر 4.2 سال نوری از ما واقع شده است. اما میلیاردها ستاره یی که در کهکشان راه شیری و کهکشان های دیگر قرار دارند لزوماً همگی به صورت پراکنده و با فواصلی زیاد از یکدیگر قرار نگرفته اند. درست است که بسیاری از ستارگان در پهنه کهکشان پراکنده هستند اما گاهی در این بین مناطقی را می یابیم مملو از هزاران ستاره که به صورت فشرده یا کمی گسترده تر در دام گرانش یکدیگر، فضایی را اشغال کرده اند.

همان طور که در گذشته بیان کردیم ستارگان در هر کهکشان از ابرهای عظیمی که عموماً از هیدروژن تشکیل شده اند و سحابی نام دارند، متولد می شوند. با پذیرش این مطلب دور از انتظار نیست که بسیاری از ستاره ها به صورت دسته یی و از یک سحابی تشکیل شوند. ممکن است بسیاری از ستاره ها از یک سحابی مشترک متولد شوند اما بنا به دلایل و عواملی در طول زمان، هر کدام با سرعتی به سمتی از کهکشان رفته باشند. ولی برخی اوقات چنین اتفاقی نمی افتد و به این ترتیب تجمع هایی از ستاره ها در مناطقی از کهکشان به وجود می آید. به چنین تجمع هایی از ستارگان خوشه های ستاره یی می گویند. در اخترشناسی خوشه های ستاره یی به دو دسته عمده تقسیم می شوند؛ خوشه های باز و خوشه های کروی.

خوشه های باز تجمعی از ستاره هایی هستند که در پهنه یی وسیع گسترده شده و شمارش ستاره های آنها به چندصد عدد می رسد که از لحاظ گرانش روی یکدیگر تاثیرگذار هستند. ستاره هایی که در خوشه های باز وجود دارند جوان و داغ هستند. این خوشه ها در صفحه کهشکان (قرص کهکشان) یافت می شوند. به این سبب به آنها خوشه های کهکشانی هم گفته می شود. خوشه های بازی که اکنون در کهکشان راه شیری وجود دارند عمری کم و معمولاً بین چندصد میلیون تا یک میلیارد سال دارند. اما اجتماعات چنین ستاره هایی با آنکه تاثیرات گرانشی متقابل و ضعیفی نسبت به یکدیگر دارند آنچنان پایدار نیست و عموماً بعد از ده ها میلیون سال پراکنده شده و ماهیت خوشه یی خود را از دست می دهند. از بین هزاران خوشه ستاره یی که در کهکشان راه شیری وجود دارد خوشه پروین که هفت خواهران یا ثریا هم خوانده می شود در بین عموم شهرت بیشتری دارد که حتی می توان آن را بدون ابزار رصدی و در شهرهایی که دارای آلودگی نوری زیادی هستند، مشاهده کرد.

نوع دوم از خوشه های ستاره یی، به خوشه های کروی معروف هستند که از لحاظ ابعاد دقیقاً شبیه یک کره عظیم هستند. خوشه های کروی متشکل از هزاران یا میلیون ها ستاره پیر هستند. خوشه های کروی از پیرترین اجزای یک کهکشان هستند زیرا چنین تجمع های عظیمی از یک سحابی اولیه بسیار بزرگ و غنی برای تولید ستارگان در ابتدای تشکیل کهکشان ها به وجود آمده است. در خوشه های کروی هر چه به سمت مرکز می رویم تراکم بیشتری را مشاهده می کنیم به صورتی که در مرکز چنین خوشه هایی معمولاً فواصل بین ستارگان تنها چند ماه نوری است. خوشه های کروی به دلیل جرم زیاد خود دارای گرانشی پایدار نسبت به یکدیگر هستند. این خوشه ها برخلاف خوشه های باز که در صفحه کهشکان قرار دارد، در هاله کهکشان (اطراف صفحه کهکشان) یافت می شوند.

ستاره های واقع در خوشه های ستاره یی باز و کروی دارای سن و منشاء یکسانی هستند زیرا همگی در یک بازه زمانی مشخص و از یک سحابی تشکیل شده اند. جهت و سرعت کلی حرکت ستاره های یک خوشه تقریباً یکسان است. بنا بر این دلایل، برای اخترشناسان بررسی خوشه های ستاره یی از اهمیت ویژه یی برخوردار است زیرا تمام ستارگان آنها تقریباً با فواصلی یکسان از ما قرار دارند و به جهت تفاوت جرمی آنها، اجرامی پراهمیت برای بررسی دوره(فاز)های مختلف کلی ستاره ها به شمار می روند. خوشه های ستاره یی موجود در کهکشان راه شیری بدون شک یکی از زیباترین اجرام کهکشان هستند که بهترین نما از آنها را می توانیم با یک دوربین دوچشمی ساده به واسطه میدان دید گسترده اش، مشاهده کنیم.

از دیگر اجتماعات ستاره ها می توان به مجتمع ها اشاره داشت. مجتمع ها شامل دسته یی از ستاره های بسیار داغ، بزرگ و جوان هستند که تعداد و همچنین تراکم آنها نسبت به خوشه ها بسیار کمتر است. به سبب آنکه این ستارگان جرم زیادی دارند، سوخت خود را به سرعت تمام می کنند و عمرشان به پایان می رسد و همچنین به این خاطر از درخشان ترین ستاره های کهکشان هستند. قله تابش ستاره های واقع در مجتمع ها در طیف الکترومغناطیسی در بازه امواج قدرتمند فرابنفش قرار دارد. مجتمع ها معمولاً به واسطه قدرتی که دارند موجب انتشار امواج الکترومغناطیسی از سحابی های اطراف خود که در فواصل چندین سال نوری از آنها قرار دارند، می شوند. ستارگان موجود در مجتمع ها تاثیرات گرانشی پایداری نسبت به یکدیگر ندارند و معمولاً بعد از مدتی اجتماع آنها از هم می پاشد.

در پی نبود قوانین حمایت از حیوانات – ایران در فقدان حمایت _ روزنامه اعتماد

(چهارشنبه 88.10.9 صفحه «گزارش اجتماعی» روزنامه اعتماد)

در پی نبود قوانین حمایت از حیوانات

ایران در فقدان حمایت

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

«آنها برادران ما نیستند، آنها زیردستان ما نیستند، آنها مردمان دیگری هستند که همچون ما در دام زندگی و زمان گرفتار شده اند. آنها اسیران شکوه و مشقت زمین هستند.»

در دوران کهن شاهد پاسداشت های شکوه مند ایرانیان به واسطه طبیعتی بوده ایم که در آن می زیستند. اما اکنون در این برهه از زمان ایرانیان نسبت به جهانیان بی اغراق در جایگاه بازپسین ستیزندگان با طبیعت قرار دارند. گریزها و نمایش های منفی ما نسبت به حیوانات جزیی از این مسیر اشتباه است؛ گریزهایی که امروز بدل به ستیزی بیمارگونه شده است.

کماکان سده ها است که از فرهنگ مهرورزی خود نسبت به طبیعت و حیوانات دور شده ایم و امروز شاهد کشتار جمعی حیوانات به جای سامان دادن به آنها هستیم. از زمان پای گذاشتن ما آدمیان روی زمین، اکنون تنها زمانی است که بشر این گونه بی رحمانه دست به کشتار و شکنجه می زند؛ کشتار و شکنجه یی همراه با درد که در اندک زمانی جان میلیاردها جاندار را در سراسر این کره خاکی می گیرد. آیا لحظه یی درنگ کرده و اندیشیده ایم که چگونه در حال نابود کردن طبیعتی هستیم که میلیون ها سال در نبردی ناگزیر برای زیستن بوده است؟

طبیعت و تمامی گونه های جانداران اعم از حیوانات در مسیر اهداف آدمی دچار دگرگونی تخریب وار شده اند. هر چند امروز طبیعت نمایش خشم خود را آغاز کرده است، اما هنوز شاهد آنیم که اکثریت قریب به اتفاق انسان ها کماکان در مسیر اشتباه خود گام برمی دارند. آدمی همان گونه که می تواند در دفاع از حیوانات به پاخیزد، می تواند در زجر و مرگ آنها نخستین شریک باشد.

به این دلیل مطلب پیش رو به اندکی از مواردی اشاره دارد که شاید یادآوری آنها برایمان چندان خوشایند نباشد. اما عدم تمایل ما نسبت به درک این حقایق تنها نشان از اغماض بر بخش نیکی از احساس و عقلانیت ناب انسانی ما دارد.

حیوانات خیابانی

اگر امروز در غرب کشتن عمدی گنجشک یا گربه یی قتل و خشونت حساب می شود و دربرگیرنده مجازاتی سنگین است در ایران چنین حرکتی پاس داشته می شود. آیا این گواهی از فرهنگ و تمدن دیرینه ما است؟

در این راستا رسانه ها آنچنان اغراق آمیز از بیماری های گوناگون حیوانات سخن به میان می آورند که گویی آنان منابعی از انواع انگل ها و باکتری ها هستند. چنین تفکر و فرهنگ سازی خود عاملی اساسی در گریز و در نهایت ستیز ما با محیطی است که خود بانی اصلی تغییر و تخریب آن هستیم.

حیوانات و سرگرمی

در کشور ما هر از چند گاهی مسائل مختلفی بدون اندیشه متداول می شود. در این بین مدتی است سیرک های مختلف نه تنها از طرف گروه های رانده شده برون مرزی بلکه از طرف هموطنان خودمان، حمایت شده و شروع به کار می کنند. اما چرا سیرک حیوانات به عنوان یک رخداد ناخوشایند در جهان شناخته و با آن مبارزه می شود؟

شاید اولین برخورد ما با سیرک جنبه تفریحی آن باشد. تفریح سالم در صورتی که متضرر چیزی نشویم در ذات خود برای آدمی ارزشمند و واجب است و سیرک به مثابه یک تفریح شاد برای بازیافتن دوباره قوای روان می تواند مفید باشد اما نباید فراموش کنیم صحت این موضوع در سیرکی است که در آن از حیوانات برای خنده و شادی آدمی استفاده نمی شود. تماشای حرکات غیرعادی و شبیه به انسان حیوانات در بطن خود از لحاظ روانشناختی مخرب است و بیشترین تاثیر چنین تخریب هایی در اذهان کودکان است. کودکان در ذهن خود به راحتی آزادی و آرامش ناشی از طبیعت را حس می کنند و به این سبب است که کودکان می توانند ساعاتی طولانی محو در تماشا یا نوازش حیوانی شوند. آنان می توانند به راحتی دوستی، محبت و صلح را از طبیعت بیاموزند. اما سیرک حیوانات به عنوان پدیده یی تلخ که نشان از در بند بودن است تصویری را از تسلط و بهره کشی انسان از طبیعت و حیات وحش پیرامون خود در ذهن تداعی می کند. همچنین در این راستا شکار، کشتار و نگهداری حیوانات در باغ وحش ها به عنوان نوعی سرگرمی و تفنن در جامعه بازتاب خوبی نخواهد داشت. آدمی لذت، آرامش و پیامی را که از نگاه به حیوانات در طبیعت آزاد خودش درمی یابد، قطعاً هیچ گاه از دربند و نظاره گر درد آنان بودن، درنمی یابد.

امروزه افراد آگاه به این مسائل به درد و مرگ حیوانات لبخند نمی زنند. آنان به خوبی دریافته اند که سیرک، شکار و باغ وحش ها لحظاتی ناب و به یادماندنی را برای خود و فرزندان شان به ارمغان نخواهد آورد.

حیوانات و علم

در نظر نگرفتن حقوق حیوانات و انجام اعمال غیراخلاقی در تمامی دانشگاه های ایران به طور مداوم رخ می دهد. امروزه تشریح و آزمایش روی حیوانات زنده جهت پیشبرد علم، در کشور های متمدن، در مقابل قوانین سختگیرانه یی قرار دارد. در چنین کشورهایی، دانشگاه ها با بهره گیری از تکنولوژی، شبیه سازی ها یا تشریح حیوانات مرده و همچنین بهبود حیوانات بیمار، آموزش های لازم را جهت نجات جان انسان ها و حیوانات به دانشجویان رشته های دامپزشکی، پزشکی و پیراپزشکی می دهند.

مطلب مرتبط: تماشای شکنجه حیوانات تفریح نیست-روزنامه اعتماد

نگاهی به فضای میان ستاره ای – نهان در میان کهکشان _ شنبه ها روزنامه اعتماد

(هر شنبه صفحه علم روزنامه اعتماد)

نگاهی به فضای میان ستاره ای

نهان در میان کهکشان

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

اخترشناسان و اخترفیزیکدانان جدای از بررسی علمی اجرام مختلف کیهان، به تحقیق درباره فضای میان ستاره یی هم می پردازند. اما آیا واقعاً در فواصل طولانی میان ستارگان ماده یی یافت می شود؟

شاید به ظاهر فضای میان ستاره یی فضایی تهی از ماده باشد اما با بررسی ها و طیف سنجی های دقیق متوجه می شویم که این فضا هرگز عاری از ماده نیست. به طور کلی مواد موجود در بین ستارگان (به هر شکلی که باشند) بیشتر از مواد تشکیل دهنده کل ستارگان در کهکشان ما و احتمالاً بیشتر کهکشان های عالم است. ماده بین ستارگان، نه همیشه به صورت جامد و چگال بلکه عمدتاً به صورت گازی و رقیق است.

در حدود صد سال پیش دانشمندان گمان می کردند این گازها تنها اسباب دردسر هستند زیرا آنها باعث نرسیدن نور ستارگان دوردست کهکشان برای رصدهایشان می شدند. اما کم کم این تفکر تغییر کرد و دانشمندان دریافتند که با بررسی این گازهای به ظاهر مزاحم می توانند به چگونگی تحولات و حتی چگونگی تشکیل ستارگان و کهکشان ها پی ببرند. نمایان ترین گازهای میان ستاره یی شاید سحابی ها باشند. در ابتدا به دلیل ضعف وسایل رصدی، رصدگران آسمان تصور نمی کردند مناطق مه آلودی که از پشت چشمی تلسکوپ های خود می بینند سحابی های گازی باشند که گاهی قطر آنها به چند سال نوری می رسد اما با بهبود وسایل رصدی، متوجه شدند برخی از این اجرام نامشخص تجمعی از ستارگان (خوشه های ستاره یی) یا کهکشان های دوردست هستند. اما هر چه قدرت تفکیک و بزرگنمایی تلسکوپ های خود را افزایش دادند متوجه شدند که برخی از این مناطق همچنان مه آلود دیده می شود. این مناطق سحابی نامیده شدند. چنین ابرهای عظیمی به واسطه ستاره های داخل یا پیرامون شان یونیده می شوند (سحابی های نشری) یا با بازتاب نور (سحابی های بازتابی)، از خود امواج الکترومغناطیسی و نور منتشر می کنند. برخی از این ابرها نسبت به دیگر سحابی ها از ذرات بزرگ تری به نام غبار تشکیل شده اند که مانع از رسیدن نور ستارگان پشت خود می شوند (سحابی های تاریک).

ذرات غبار تشکیل دهنده فضای میان ستاره یی حتی تا هزار برابر بزرگ تر از ذرات تشکیل دهنده ابرهای گازی نشری و بازتابی است. این غبارهای جامد از عناصر گوناگونی همچون هیدروژن، کربن و اکسیژن تشکیل شده اند و گاهی می توان اثرات سطوح یخ زده روی چنین غبارهایی را مشاهده کرد. همچنین این ذرات درشت به نام غبار کیهانی در پهنه کهکشان شناخته شده اند. در بین ابرهای گازی و غبار میان ستاره یی، دما ممکن است حتی کمی کمتر از منفی 260 درجه سانتیگراد باشد زیرا در این بین امواج ستاره های اطراف نمی توانند به راحتی در بین ابرها نفوذ کنند.

اما فضای میان ستاره یی تنها متشکل از انواع سحابی ها نیست. هرچند بخش عمده یی از این فضا را سحابی ها تشکیل داده اند. اتم ها و غبارهایی که در کهکشان ها وجود دارند همیشه در یک جا متمرکز نیستند و می توان اثرات آنها را در بین محیط هایی که واقعاً عاری از هرگونه ماده یی به نظر می آید، به صورت بسیار رقیق و گسترده مشاهده کرد. چنین مشاهداتی از مسیر طیف هایی که از نور ستارگان در فواصل مختلف گرفته می شود، نمایان است. در این بین همچنین می توان طیف هایی از مولکول ها را مشاهده کرد.

مولکول های میان ستاره یی در سال 1937 میلادی کشف شدند. با بررسی و تحلیل خطوط طیفی گرفته شده در آن سال ها، دانشمندان متوجه گونه های سیانوژن (CN) و متیلیدین (CH) شدند. مولکول ها و گونه های مولکولی به دلیل آنکه از چند اتم تشکیل شده اند، نسبت به یکدیگر ارتعاشاتی دارند که باعث تولید امواج رادیویی می شوند. چنین مولکول هایی به دلیل آنکه گاهی در بین ذرات غبار وجود دارند، سخت تر مشاهده شده بودند. اما با پیشرفت تکنولوژی و اختراع تلسکوپ های رادیویی برای دریافت سیگنال های رادیویی موجود در کهشکان، اخترشناسان و اخترفیزیکدانان توانستند مولکول های فراوان و مختلفی را در محیط های میان ستاره یی آشکارسازی کنند. امروزه بیش از 50 نوع مولکول مختلف در فضای میان ستاره یی یافت شده است. در بین این مولکول ها حتی می توان مولکول آب (H2O) را یافت؛ که چنین کشفی می تواند پرورش دهنده ایده موجودات فرازمینی باشد. بیشتر این مولکول ها تجمع هایی از ابرها را همانند سحابی ها تشکیل داده اند که گاهی پهنه آنها از ده ها سال نوری فراتر می روند. این ابرهای عظیم عموماً در بازوهای کهکشان گسترده شده اند.

بخش دیگری از فضای میان ستاره یی را پرتوهای کیهانی تشکیل داده اند. پرتوهای کیهانی ذرات بارداری هستند که تا سرعت های بالا و نزدیک به سرعت نور شتاب دارند. این ذرات اکثراً از پروتون هایی همچون هسته اتم هیدروژن یا هسته اتم هلیم (ذرات آلفا) هستند. همچنین در بین آنها می توان ذراتی همچون الکترون، پوزیترون و نوترینو را یافت. پرتوهای کیهانی با توجه به قدرتی که دارند برای حیات ما آدمیان بسیار خطرناک هستند. اما خوشبختانه جو زمین انرژی بخش عمده یی از آنها را می گیرد. اما با توجه به این موضوع روزانه چند صد پرتو کیهانی ثانویه از بدن تک تک ما عبور می کند که برای بدن انسان مضر نیست.

کاشفان قلب های تاریک - مواد روی سیاهچاله ها به بیرون پرتاب می شوند _ شنبه ها روزنامه اعتماد

(هر شنبه صفحه علم روزنامه اعتماد)

کاشفان قلب های تاریک

مواد روی سیاهچاله ها به بیرون پرتاب می شوند

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

سیاهچاله ها اجرامی در فضا هستند که به سبب گرانش فوق العاده شان همه چیز را در اطراف خود می بلعند. اما آیا این بلعیدن ها تا زمانی بی نهایت توسط سیاهچاله ها ادامه دارد؟ سرانجام سیاهچاله ها چه می شوند؟ آیا آنان هم پایانی خواهند داشت؟

اولین ایده وجود اشیایی که ماده اطراف خود را می بلعند در سال 1784 میلادی مطرح شد. در آن سال ها «جان میشل» توانست با استدلال و محاسبات خود نشان دهد اگر گرانش جسمی، فوق العاده قوی باشد به صورتی که سرعت فرار از آن جسم بیش از سرعت نور باشد، حتی نور هم نمی تواند از آن بگریزد و دست آخر به سمت آن جسم برمی گردد. در سال 1796 میلادی «لاپلاس» ریاضیدان مشهور فرانسوی نظریه یی مشابه همان نظریه «جان میشل» مطرح کرد. این ایده ها موجب تشکیل مفهومی به نام «ستاره تاریک» شد که با نظریه های فیزیک نیوتنی توضیح داده می شد. اما مفاهیم اصلی سیاهچاله ها تا سال 1915 میلادی که «اینشتین» نظریه نسبیت عام خود را مطرح کرد به صورت جدی مورد بررسی و آزمایش قرار نگرفته بود. با وجود نظریه نسبیت عام، دانشمندان زیادی با در دست داشتن معادلات این نظریه، سعی در شناخت هر چه کامل تر چنین پدیده های شگفت انگیزی در کیهان کردند.

در هر سیاهچاله فاصله یی به نام شعاع «شوارتزشیلد» یا «افق رویداد» وجود دارد که اگر جسمی از مرز آن عبور کند دیگر هیچ امیدی برای برگشتش وجود ندارد. برای درک اتفاقات نزدیک به افق رویداد یک سیاهچاله، فرض کنید فضانوردی هستید که به سمت یک سیاهچاله سفر می کند. هرچه به این مکان تاریک بیشتر نزدیک می شوید به دلیل گرانش فوق العاده زیاد سیاهچاله، کشش بیشتری در بدن خود احساس می کنید. در این حالت اگر شخصی از بیرون به شما تماشا کند، متوجه کشش بدن شما می شود. همچنین شما از دید ناظر خارجی، هر لحظه کم فروغ تر دیده خواهید شد زیرا هر چه به افق رویداد سیاهچاله نزدیک تر می شوید نوری که از سطح لباس فضانوردی شما بازتاب پیدا می کند، سخت تر می تواند از دام سیاهچاله بگریزد و همچنین با نزدیک شدن به سیاهچاله دیگر نمی توانید به راحتی توسط سیستم رادیویی خود با همراهان تان ارتباط برقرار کنید زیرا امواج رادیویی، نور و دیگر امواج الکترومغناطیسی همان طور که گفتیم با نزدیک شدن به سیاهچاله آهسته توان گریز خود را از دست می دهند و به درون سیاهچاله کشیده می شوند.

هنوز هیچ فیزیکدانی نتوانسته است اتفاقات و سازوکار درون یک سیاهچاله (بعد از افق رویداد) را به طور دقیق پیش بینی کند. در سال 1920 میلادی فیزیکدانی به نام «چاندرا اسخار» طبق محاسبه های خود و با کمک نظریه نسبیت به این نتیجه رسید که جرم درون یک سیاهچاله باید دست کم 1.4 برابر جرم خورشید باشد. او دریافت که مرگ ستارگانی که بیشتر از 1.4 برابر خورشید جرم دارند دیگر به آرامی و در نهایت یک کوتوله سفید نخواهد بود. از این رو به این حد «حد چاندرا» می گویند. هرچند ایده او در آن زمان با مخالفت های زیادی روبه رو شد اما او سرانجام به این خاطر جایزه نوبل را دریافت کرد. در سال 1939 میلادی «اپنهایمر» توانست پیش بینی کند سیاهچاله ها از فروریزش و رمبش ماده درون یک ستاره بزرگ که سوخت خود را به پایان رسانده است، به وجود می آیند.

دهه ها بود که اکثر فیزیکدانان تصور می کردند هر چیزی که به درون یک سیاهچاله کشیده می شود، نابود شده و دیگر امکان بازگشت آن نخواهد بود. از این رو فیزیکدان ها تصوری هم از سرانجام سیاهچاله ها نداشتند. آنها نمی دانستند سیاهچاله ها، که روزی از مرگ ستارگان پرجرم به وجود آمده اند، آیا خود مرگی هم دارند یا خیر. به این منظور ایده هایی بیان شده بود، اما این ایده ها توان کاملی برای توضیح آینده چنین اجرام شگفت انگیزی نداشتند.

در این سال ها «استفن هاوکینگ» که دارای کرسی ریاضیات دانشگاه کمبریج است (مقامی که روزی «نیوتن» دارای آن بوده است) نظریه یی را بیان کرد که 30 سال با آن مخالف بوده است. او 30 سال از عمر خود روی برگشت ناپذیر بودن اطلاعات و ماده یی که به درون سیاهچاله ها کشیده می شود، پافشاری می کرد. اما در سال 1974 او توانست نشان دهد سیاهچاله ها خلاف آنچه خودش و بسیاری از دانشمندان دیگر تصور می کردند مانند یک جاروبرقی ابدی، عمل نمی کند. او نشان داد سیاهچاله ها به آرامی نشت و مواد درون خود را به فضای بیرون پرتاب می کنند. امروز چنین تابش هایی به نام «تابش هاوکینگ» معروف است. «تابش هاوکینگ» موجب می شود مواد درون یک سیاهچاله طی میلیاردها سال به بیرون پرتاب شود، به طوری که بعد از گذر این سال ها، در انتها سیاهچاله با انفجاری به عمر خود پایان می بخشد. «استفن هاوکینگ» دریافت که هرچه سیاهچاله یی بزرگ تر باشد روند تابش های آن آهسته تر است و با گذر زمان سیاهچاله پیوسته کوچک تر می شود و در نتیجه این تابش ها بیشتر شده و سیاهچاله با سرعت بیشتری به سوی نابودی می رود. هرچند امروز تنها 13.7 میلیارد سال از عمر کیهان می گذرد، اما دانش امروز می گوید احتمالاً بزرگ ترین سیاهچاله های کیهان که نیرومندترین انرژی را در کیهان دارند هم روزی خواهند مرد. 

نظری بر دو پرسش درباره سیاهچاله ها - تماشای تاریکی در ظلمات کیهانی _ شنبه ها روزنامه اعتماد

(هر شنبه صفحه علم روزنامه اعتماد)

نظری بر دو پرسش درباره سیاهچاله ها

تماشای تاریکی در ظلمات کیهانی

امین حمزه ئیان / www.Nutshell.ir

آیا سیاهچاله هایی که در کهکشان ها وجود دارند همه چیز را آنچنان در خود می بلعند که فضای بیکران اطراف را تهی می کنند؟

معمولاً زمانی که از سیاهچاله ها صحبت می شود، شیئی شگفت انگیز که همه چیز را در خود می کشد، در ذهن ها تصور می شود. اما در واقعیت چنین تصوری صحت ندارد. برای درک این مساله فرض کنید در منظومه شمسی، خورشید را برداشته و به جای آن یک سیاهچاله بگذاریم. در این صورت چه اتفاقی رخ خواهد داد؟ آیا زمین و دیگر سیاره های منظومه شمسی ناگهان به سمت سیاهچاله سقوط می کنند؟

خیر، اگر به جای خورشید سیاهچاله یی در حدود 10 برابر جرم خورشید قرار بدهیم، افق رویداد آن سیاهچاله (شعاعی که در صورت گذر از آن، برای فرار از سیاهچاله سرعتی بیش از سرعت نور می خواهیم) تنها در حدود 30 کیلومتر است. دقت داشته باشید میانگین فاصله نزدیک ترین سیاره به خورشید، عطارد (تیر)، 58 میلیون کیلومتر و فاصله میانگین زمین از خورشید 150 میلیون کیلومتر است.

سیاهچاله ها از آن جهت که گرانشی فوق العاده قوی دارند (که حتی نوری که از میان آنها می گذرد به درون خود می کشند) از خود نور یا امواج خاصی ساطع نمی کنند. پس دانشمندان چگونه این اجرام را در فضا می یابند؟

بسیاری از ستارگان کهکشان ها به صورت منظومه های دوتایی هستند یعنی دو ستاره طوری در دام گرانشی یکدیگر قرار گرفته اند که به دور یکدیگر می چرخند و تشکیل یک منظومه ستاره یی را می دهند. از آنجایی که معمولاً جرم دو ستاره در چنین منظومه هایی یکسان نیست، آن ستاره یی که جرم بیشتری دارد بر اثر فشار بیشتر، سوخت خود را با سرعت بیشتری نسبت به همدم دیگر خود به اتمام می رساند. اگر ستاره مورد نظر جرمی بیش از سه برابر جرم خورشید داشته باشد، پس از مرگ تبدیل به سیاهچاله می شود و به این ترتیب مواد روی سطح ستاره همدم خود را به آهستگی می بلعد. طی چنین فرآیندی پرتوهای ایکس منتشر می شود که اخترشناسان رصدی با دریافت این امواج الکترومغناطیس قوی و همچنین چرخش ستاره درخشان به دور جرمی نامعلوم، حدس می زنند که باید در آن منطقه از فضا، سیاهچاله یی قرار داشته باشد. همچنین گاهی با رصدها و تحلیل های دقیق، گویی غبار و ذراتی به دور جرمی نامعلوم می چرخند که وجود چنین حالتی معمولاً نشان از وجود یک سیاهچاله در بین آن ذرات و غبار دارد یا دانشمندان با مشاهده و محاسبه اثرات گرانشی قوی سیاهچاله ها بر فضای اطراف خود به وجود چنین اجرام تاریکی پی می برند.