تعریف پدیده های نجومی و شرح آنها !

[Easy Bug]

سلام دوستان ؛

در این تاپیک سعی خواهم کرد تا تعاریف عناوین و پدیده های نجومی را بیاورم.
از این رو از تمامی دوستان میخواهم اگر اطلاعات ، نظر یا درخواستی دارند در این تاپیک مطرح نمایند .

با تشکر

[Easy Bug]

سحابی


مقدمه
در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که مابین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. برای مقایسه می‌توان آنرا با تعداد اتمهای موجود در هوا بر روی زمین و در سطج دریا برابر 10 در هر اینچ مکعب است، مقایسه کرد. سحابی ، ابر یا هر چیز دیگری است که از گرد و غبار و گاز میان ستاره‌ای تشکیل شده است. سحابیهای تابان ابرهایی گازی هستند که به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/93/Sahabi.jpg
سحابی سر اسب
سحابی تاریک سر اسب ، روی سحابی تابانی که در پشتش قرار دارد، سایه می‌اندازد.









بعضی از سحابیها تاریک بوده و تنها هنگامی که مانع عبور نور ستارگان یا سحابیهای تابان پشتشان می‌شوند، می‌توان آنها را دید. خیلی چیزهایی که زمانی سحابی نامیده می‌شدند، از نو طبقه بندی شده‌اند. در قرنهای پیشین این اشیاء در نظر ستاره شناسان ساختارهای ابر مانند مه آلود بودند، ولی بعدا ستاره شناسان با بهبود تلسکوپها توانستند این به ظاهر سحابیها را به عنوان کهکشان یا خوشه‌های ستاره‌ای شناسایی کنند.
سحابیهای تاریک

سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدانهای ستارگان یا سحابیهای تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابیهای تاریک ، که به سحابیهای جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز دوباره بتابانند. شاید جرم سحابیهای تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازه کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود.
سحابیهای سیاره‌ای

ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل ، منجم آلمانی الاصل (1822 - 1783) ، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی ، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی ، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی 20 کیلومتر (12 مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از 35 هزار سال در محیط میان ستاره‌ای پراکنده خواهد شد.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/7/77/Sahabisayarei.jpg

سحابی دمبلی

این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.










امواج انفجاری

موجهای ضربه ای انفجار ابر نواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موجهای ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرآیند فرو ریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری بوجود می‌آمد، تا چندین ماه ، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند.
سحابیهای تابان

دو نوع سحابی تابان وجود دارد: نشری و بازتابی ، که هر دو با تولد ستاره ارتباط دارند. گازهای سحابی نشری عمدتا در بخش قرمز یا سبز طیف می‌تابند، زیرا با حرارت ستارگان جوان گرم درون سحابی گرم شده‌اند. غبار سحابی ، نور ستارگان جوان داخل و اطراف سحابی بازتابی را پراکنده می‌کند. دو نوع سحابی تابان دیگر نیز وجود دارند: بقایای ابر نواختری و سحابیهای سیاره‌ای. هر دو اینها از مواد دفع شده ستارگان در حال مرگ تشکیل شده‌اند.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/51/Sahabitaban.jpg








سحابی سه شاخه
این سحابی ترکیبی عجیب از یک سحابی نشری صورتی و یک سحابی بازتابی آبی است.


بقایای ابر نواختری
هنگامی که ستاره بصورت ابرنواختر منفجر می‌شود، لایه‌های گازی بیرونی آن برای تشکیل بقایای ابر نواختری تابان ، متلاشی شده و با سرعت از هسته‌اش فاصله می‌گیرند. برخی از انفجارات آنقدر شدیدند که حتی خود هسته نابود می‌شود. تقریبا 90 درصد ته مانده‌ها کم و بیش کروی‌اند و بقیه بر اثر نیروی انفجار متلاشی می‌شوند تا انبوهی از شعله‌های گازی فاقد ساختار ظاهری را تشکیل دهند. در مرکز چنان بقایایی ، پالسارها (ستاره‌های تپنده) شناسایی شده‌اند.

سحابی انکساری

در سحابی انکساری ذرات غبار نور را منعکس نمی‌کنند، بلکه متواری می‌کنند. نور قرمز می‌تواند آسانتر از نور آبی از ابر غبار بگذرد، پس نور آبی بیشتر پراکنده می‌شود، این امر موجب آبی شدن آن ابر می‌شود. همین خاصیت باعث آبی به نظر آمدن آسمان از زمین می‌شود. ذرات غبار نور خورشید را در جو شدیدا پراکنده می‌کنند و در مسیرهایی به جز سمت خورشید ، ناظر آسمان عمدتا نور آبی پراکنده می‌بیند.

سحابیهای خارج کهکشانی

آنچه به نام سحابیهای خارج کهکشانی نامیده می‌شود توده‌های عظیم و پیوسته گازی نیست، بلکه مجموعه‌ای است از ستارگانی شبیه ستارگان کهکشان ، رصدهای انجام شده نشان می‌دهد خاصیت طیفی نوری که از این سحابیها صادر می‌شود، بسیار شبیه به نوری است که از خورشید خود ما خارج می‌گردد. بنابراین درجه حرارت متناظر با چنین صدور نوری نمی‌تواند با درجه حرارت سطحی خورشید اختلاف فراوان داشته باشد و این درجه حرارت بایستی به چند هزار درجه برسد. اگر این سحابیها واقعا توده‌های غول پیکر گاز پیوسته‌ای بودند که درجه حرارت سطحی آنها همان درجه حرارت سطحی خورشید بود، ناچار می‌بایستی نوری که از آنها صادر می‌شود با وسعت سطح یعنی با مربع یکی از ابعاد آنها متناسب باشد.

چون قطر متوسط این سحابیها بیلیون بیلیون بار بزرگتر از خورشید است، باید چنان انتظار داشته باشیم که نورانیت کلی آنها بیلیون بیلیون برابر بزرگتر از نورانیت خورشید باشد. ولی نورانیت فعلی سحابی امرأه المسلسله بسیار کوچکتر از این اندازه است و از 1.7 بیلیون برابر نورانیت خورشید تجاوز نمی‌کند. نور از تمام سطح سحابی صادر نمی‌شود بلکه از عده زیادی از لکه‌های کوچک روشن بر می‌خیزد که مجموع کلی سطح آنها به سختی با یک بلیونیوم تمام سطح سحابی برابری می‌کند. این همان چیزی است که باید از سحابیهایی انتظار داشته باشیم که از ستارگان متعارفی جدا جدا از یکدیگر ساخته شده‌اند.









http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/2/2d/Abarnoakhtari.jpg
حلقه دجاجه
این تصویر ته مانده ابر نواختری ، گازی میان ستاره‌ای را نشان می‌دهد که با موج ضربه‌ای ابرنواختر گرم شده است.



منبع : رشد

[Easy Bug]

اجرام آسمانی
مقدمه
فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سیارات و بسیاری اجرام آسمانی دیگر انباشته شده است. عجایب و عظمت آنها به مراتب از تمامی دیگر پدیده‌های آفرینش بیشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلی پدیده‌های آسمانی انبوهی که عجیب و غریب می‌نماید وجود دارند، که پاره‌ای از آنها بوسیله دانشمندان شناسایی شده‌اند. مانند: کوتوله‌های سفید ، ستارگان نوترونی ، ستارگان هیپرونی ، کوازارها و دنباله دارها و سیاه چاله‌ها و ... .

در فضای قابل رویت برای ماده میلیاردها کهکشان جداگانه وجود دارد که بزرگترین آنها نظیر راه شیری و نزدیکترین کهکشان به نام اندرومیدا یا به قول عبدالرحمن صوفی امراة المسلسله که فاصله آن از ما تقریبا 1.5 میلیون سال نوری و قطر زاویه‌ای ان 3.5 درجه و قطر خطی‌اش در حدود 100 هزار سال نوری است و دارای تقریبا یکصد میلیارد ستاره است. هر کهکشان مجموعه‌ای از میلیاردها ستاره است که بعضی از آنها از خورشید بزرگتر و بعضی دیگر بطور قابل توجهی کوچکتر.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/7/77/Sahabisayarei.jpg
سحابی دمبلی
این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.








سحابیها در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که ما بین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. سحابیها به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند. به کمک تلسکوپ به ساختمان و ویژگی آنها می‌توان پی برد. بعضی از سحابیها نیز تاریک بوده و مانع عبور نور ستارگانی که در پشت آنها قرار دارند می‌گردند.
سیارات اجرام تقریبا کروی ، جامد و بزرگی هستند که به دور خورشید می‌گردند. بزرگترین آنها به نام مشتری است که جرمی معادل یک هزارم جرم خورشید را دارد. تا به حال سیستم سیاره‌ای نظیر آن چه به خورشید مربوط است، کشف نگردیده است. سیارات اجرام سماوی نسبتا سرد بوده و انعکاس نور خورشید باعث مرئی شدن آنها می‌گردد.

سیارات از ستارگان در آسمان شب

سیارات با نور ناپایدار می‌درخشند، ولی نور ستارگان هم از لحاظ رنگ و هم از لحاظ روشنایی به سرعت تغییر می‌کند.


سیارات در آسمان حرکت کرده و محل آنها تغییر می‌کند، ولی ستارگان نسبت به هم دارا ی مکانهای تقریبا ثابتی هستند.


سیارات هنگام رصد با تلسکوپها بصورت قرص نورانی بزرگ دیده می‌شود، در صورتی که ستارگان بصورت نقاط روشن به نظر می‌رسند.


سیارات را می‌توان در نواحی باریکی از آسمان مشاهده کرد، ولی ستارگان را می‌توان در هر قسمتی از آسمان یافت.

سیارکها سیاره‌های خرد ، اجرام جامد کوچکی هستند که به دور خورشید می‌چرخند و تفاوت آنها با سیارات در بزرگی آنها است. بزرگترین این سیارکهای خرد به نام سیرس می‌باشند، که قطرش برابر با 800 کیلومتر است. قطر اکثر آنها در حدود 3 کیلومتر می‌باشد. سیارکها نیز توسط انعکاس نور خورشید قابل رویت می‌باشند و آنها را بدون تلسکوپ نمی‌توان دید.
قمرها قمرها اغلب از اجتماع و تمرکز دیسکهای غبار و گاز در پیرامون سیاره‌ها درست می‌شوند. شش سیاره از نه سیاره بزرگ هر کدام یک یا چند قمر دارند که به دور آنها می‌چرخند. تا به حال 45 قمر در منظومه شمسی کشف کردیده است.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/3/32/PLANETLO.GIF



ستارگان دنباله دار
ستارگان دنباله دار اجرام سماوی هستند که گه گاه ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله دار از یک مسیر نورانی و دنباله طویلی تشکیل شده است. سر آن ممکن است به بزرگی خود خورشید و دم آن نیز در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد. هر ستاره دنباله دار با وجود اینکه صدها کیلومتر در ثانیه سرعت دارد برای یک چشم غیر مسطح همچون ما، بی حرکت به نظر می رسد. سرعت آنها را می‌توان از تغییر مکانش نسبت به ستارگان زمینه ثابت آسمان تعین کرد.

تا کنون نزدیک به هشتصد ستاره دنباله دار کشف و نامگذاری گردیده است. اکثر ستاره‌های دنباله دار از یک مدار بسته‌ای در حال حرکت هستند. چنین ستارگان دنباله دار اهمیت زیادی داشته و بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و مشاهده شده‌اند، که مشهورترین آنها ستاره دنباله‌دار هالی است. مدارهای ستارگان دنباله دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یک بار در مجاورت زمین ظاهر و رویت گردیده ، دور می‌زنند و سپس رفته و دیگر به نزدیکی زمین نمی‌گردند.
شهابوارها اجسام جامد و ریز دیگری به اندازه ته سنجاق هستند، در فضا دیده می‌شوند. اکثرا گروهی از این شهابها به طرف زمین حرکت کرده و در جو آن به دام میدان مغناطیسی حاکم بر کره زمین می‌افتد. در اثر برخوردشان در فاصله 150 کیلومتری جو زمین و در اثر اصطکاک آن ، جسم سوخته و غبار آن به طرف زمین سقوط می‌کنند. نور حاصل شده از این برخورد را به نام شخانه می‌نامند. در واقع می‌شود اظهار کرد هر ساله چندین صد تن از غبار شخانه بر سطح زمین می‌نشینند. معمولا شهابها در فاصله 80 کیلومتری سطح زمین کاملا از بین می‌روند، ولی بعضی اوقات احتمال دارد که کاملا تحلیل نگردند و بصورت شهاب سنگ به سطح زمین برسند.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/7/77/Sahabisayarei.jpg



نامگذاری اجرام اعماق فضا
برخی اجرام غیر ستاره ای از جمله کهکشانها و سحابیها با عناوین رایجی نامیده می‌شوند، ولی برخی تنها با یک شماره مشخص می‌شوند. در سال 1774 شارل مسیه (1817 - 1730) فهرستی شامل 45 جرم آسمانی منتشر کرد و طی یک دهه بعد از آن به این تعداد افزود. نام هر یک از اجرام این فهرست متشکل از حرف ام (حرف اول مسیه) و یک عدد بدنبال این حرف است. نام بسیاری دیگر از اجرام آسمانی متشکل از ان. جی.سی و یک عدد است. این طرز نامگذاری در فهرستی که توسط ستاره شناس دانمارکی ، جان لودویک امیل دریر (1926 - 1852) ، منتشر شد، معرفی شده است. این فهرست ، فهرست عمومی نوین نامگذاری شده است.






منبع : رشد

[Easy Bug]

ستاره












ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته‌ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می‌کند (از امواج رادیویی تا اشعه گاما).







مقدمه بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.

در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/5c/stars2.jpg


نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
نحوه تشکیل ستاره گوی آتشین مورد نظر در نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
مقیاس قدری همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:



(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-


که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/f/fd/C3-21-C043.jpg




روشنایی ستاره مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر ستاره α چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
رنگ ستارگان هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد.
طیف ستارگان هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/a/a5/C3-21-A093.jpg



اندازه گیری دمای ستارگان در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.
اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.
جرم ستارگان اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.
منابع انرژی ستارگان برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از:


انرژی پتانسیل گرانشی می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند.
انرژی حرارتی می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.
انرژی هسته‌ای می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/c/c1/C3-21-A095.jpg



مرگ ستارگان سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.




منبع : رشد

[Easy Bug]

ستاره نوترونی








مقدمه
هنگامی که ستاره پر جرمی به شکل ابر نواختر منفجر می‌شود، شاید هسته‌اش سالم بماند. اگر هسته بین 1.4 تا 3 جرم خورشیدی باشد، جاذبه آن را فراتر از مرحله کوتوله سفید متراکم می‌کند تا اینکه پروتونها و الکترونها برای تشکیل نوترونها به یکدیگر فشرده شوند. این نوع شیء سماوی ستاره نوترونی نامیده می‌شود. وقتی که قطر ستاره‌ای 10 کیلومتر (6مایل) باشد، انقباضش متوقف می‌شود. برخی از ستارگان نوترونی در زمین به شکل تپنده شناسایی می‌شوند که با چرخش خود ، 2 نوع اشعه منتشر می‌کنند.
مشخصات ستاره نوترونی برای اینکه تصور بهتری از یک ستارۀ نوترونی در ذهنتان بوجود بیاید، می‌توانید فرض کنید که تمام جرم خورشید در مکانی به وسعت یک شهر جا داده شده است. یعنی می‌توان گفت یک قاشق از ستارۀ نوترونی یک میلیارد تن جرم دارد. این ستارگان هنگام انفجار برخی از ابرنواخترها بوجود می‌آیند. پس از انفجار یک ابرنواختر ممکن است بخاطر فشار بسیار زیاد حاصل از رمبش مواد پخش شده ساختار اتمی همه عناصر شیمیایی شکسته شود و تنها اجزای بنیادی بر جای بمانند.

اکثر دانشمندان عقیده دارند که جاذبه و فشار بسیار زیاد باعث فشرده شدن پروتونها و الکترونها به درون یکدیگر می‌شوند که خود سبب بوجود آمدن توده‌های متراکم نوترونی خواهد شد. عدۀ کمی نیز معتقدند که فشردگی پروتونها و الکترونها بسیار بیش از اینهاست و این باعث می‌شود که تنها کوارکها باقی بمانند و این ستاره کوارکی متشکل از کوارکهای بالا و پایین (Up & down quarks) و نوع دیگری از کوارک که از بقیه سنگینتر است خواهد بود، که این کوارک تا کنون در هیچ ماده‌ای کشف نشده است.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/4/47/neutron_star1.jpg



تحقیقات انجام یافته از آنجا که اطلاعات در مورد ستارگان نوترونی اندک است، در سالهای اخیر تحقیقات زیادی بر روی این دسته از ستارگان انجام شده است. در اواخر سال 2002 میلادی ، یک تیم تحقیقاتی وابسته به ناسا به سرپرستی خانم J. Cotto مطالعاتی را در مورد یک ستارۀ نوترونی به همراه یک ستارۀ همدم به نام 0748676 EXO انجام داد. این گروه برای مطالعه این ستارۀ دوتایی که در فاصله 30000 سال نوری از زمین قرار دارد، از یک ماهوارۀ مجهز به اشعه ایکس بهره برد. (این ماهواره متعلق به آزانس فضایی اروپاست و XMMX- ray Multi Mirror نیوتن نام دارد)

هدف این تحقیق تعیین ساختار ستارۀ نوترونی با استفاده از تأثیرات جاذبه زیاد ستاره بر روی نور بود. با توجه به نظریه نسبیت عام نوری که از یک میدان جاذبه زیاد عبور کند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد. این کاهش انرژی به صورت افزایش طول موج نور نمود پیدا می‌کنند. به این پدیده انتقال به قرمز می‌گویند.

این گروه برای اولین بار انتقال به قرمز نور گذرنده از اتمسفر بسیار بسیار نازک یک ستارۀ نوترونی را اندازه گیری کردند. جاذبه عظیم ستارۀ نوترونی باعث انتقال به قرمز نور می‌شود، که میزان آن به مقدار جرم ستاره و شعاع آن بستگی دارد. تعیین مقادیر جرم و شعاع ستاره می‌تواند محققان را در یافتن فشار درونی ستاره یاری کند. با آگاهی از فشار درونی ستاره منجمان می‌توانند حدس بزنند که داخل ستارۀ نوترونی فقط متشکل از نوترونهاست یا ذرات ناشناخته دیگر را نیز شامل می‌شود. این گروه تحقیقاتی پس از انجام مطالعات و آزمایشات خود دریافتند که این ستاره تنها باید از نوترون تشکیل شده باشد و در حقیقت طبق مدلهای کوارکی ذرۀ دیگری جز نوترون در آن وجود ندارد.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/5e/alien-neutron-star.jpg






در حین این مطالعه و برای بررسی تغییرات طیف پرتوهای ایکس یک منبع پرقدرت اشعه ایکس لازم بود. انفجارهای هسته‌ای (Thermonuclear Blasts) که بر اثر جذب ستارۀ همدم توسط ستارۀ نوترونی ایجاد می‌شود. همان منبع مورد نیاز برای تولید اشعه ایکس بود. (ستارۀ نوترونی به سبب جرم زیاد و به طبع آن جاذبه قوی مواد ستارۀ همدم را بسوی خود جذب می‌کرد.) طیف پرتوهای X تولید شده پس از عبور از جو بسیار کم ستارۀ نوترونی که از اتمهای آهن فوق یونیزه شده تشکیل شده بود توسط ماهوارۀ XMM - نیوتن مورد بررسی قرار گرفتند.

نکته قابل توجه این است که در آزمایشهای قبلی که توسط گروه دیگری انجام شده بود تحقیقات بر روی ستاره‌ای متمرکز بود که میدان مغناطیسی بزرگی داشت و چون میدان مغناطیسی نیز بر روی طیف نور تأثیر گذار است، تشخیص اثر نیروی جاذبه ستاره بر روی طیف نور بطور دقیق امکان پذیر نبود. ولی ستارۀ مورد نظر در پروژۀ بعدی دارای میدان مغناطیسی ضعیفی بود که اثر آن از اثر نیروی جاذبه قابل تشخیص بود.




منبع : رشد

[Easy Bug]

ستاره دنباله‌دار
















ستارگان دنباله‌دار اجرام آسمانی هستند که گه ‌‌گاه در آسمان ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله‌دار از یک مسیر نورانی و دنباله‌ای طویل تشکیل شده است که سر آن ممکن است به بزرگی خورشید و دم آن در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد.











http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/1/14/C3-21-A131.JPG



نگاه اجمالی روزگاری همین که ستاره دنباله‌داری در آسمان پیدا می‌شد، مردم از ترس به خود می‌لرزیدند. آنان می‌پنداشتند که ستارگان دنباله‌دار پیکها و علائم بلا هستند و رسیدن بلا و وبا ، یا جنگ و مرگ را از پیش آگهی می‌دهند. تقریبا در هر ده سال ، یک بار دنباله‌داری درخشان در آسمان دیده شده و دنباله‌های نورانی آنها هفته‌ها قابل مشاهده می‌باشند. اخترشناسان صدها دنباله‌دار را شناسایی کرده‌اند. هر سال 24 دنباله‌دار به محدوده ما در منظومه شمسی می‌آیند. روشنایی این دنباله‌دارها به حدی نیست که بدون تلسکوپ مشاهده شوند. عده اندکی که درخشندگی زیاد دارند، از باشکوهترین مناظر آسمانی هستند.
تاریخچه گزارش ظهور دنباله‌دارها به هزاران سال پیش برمی‌گردد. برخی از آنها مهمانهای منظمی هستند. مثلا ستاره دنباله‌دار هالی از زمانی پیش از میلاد مسیح ، هر 75 سال یک بار ظاهر می‌شود. اواخر سال 1364 و اوایل 1365 شمسی (1986 میلادی) بار دیگر شاهد بازگشت آن بودیم. شرایط دید این دنباله‌دار در اروپا و آمریکای شمالی مناسب نبود، ولی در استرالیا و زلاندنو بوضوح دیده می‌شد. ستاره دنباله‌دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله‌ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله‌ها حتی از بهترین خلأی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده کمتر است.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/d/d2/Setaredonbaledar1.jpg


ذوب شدن
هنگام نزدیک شدن هسته به خورشید
یخهای آن تبخیر شده و فواره‌های بخار
آب از هسته بیرون می‌جهند.




نامگذاری ستارگان دنباله‌دار ستاره‌های دنباله‌دار اجرام مزاحم کوچکی می‌باشند که هر چند یک بار در داخل منظومه شمسی ظاهر می‌شوند. ستاره‌های دنباله‌دار روشن مرئی دارای دنباله‌هایی هستند که می‌توانند تا 90 درجه در آسمان امتداد داشته باشند.




هر ستاره دنباله‌دار به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلا دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا _ سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.


برخی از ستارگان دنباله‌دار بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلا 1971a اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی کشف شد و همینطور 1971b دنباله‌دار بعدی بود و غیره.


پس از آنکه مداری برای ستاره دنباله‌دار محاسبه شود، شماره گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلا ستاره دنباله‌دار 1971I اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها دو نوع دنباله وجود دارد: غبار و گاز یونیده. یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود می‌باشد. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچکترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولا پخش و خمیده‌اند. دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.

دنباله‌های یونی معمولا کشیده‌تر و باریکترند.هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیونها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به ستاره دنباله‌دار هیل پاب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/82/C3-21-A193.jpg



منشأ دنباله‌دارها دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولا از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولا کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.

دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد ، متان ، سیانوژن ، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولا یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.
مشخصات فیزیکی یک دنباله‌دار در مراحل اولیه ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.
رأس ستاره دنباله‌دار زمانی که یک ستاره دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است.
دم ستاره دنباله‌دار همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولا دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تاثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولا طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به 160 میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلا دم ندارند.
گیسوی ستاره دنباله‌دار گرداگرد هسته ، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به 240000 کیلومتر و بیشتر می‌رسد.
ماده ستاره دنباله‌دار احتمالا دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.
حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/6/66/C3-21-B056.JPG


مدار ستاره دنباله‌دار

بیشتر ستارگان دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.


مدارهای ستارگان دنباله‌دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.


به علت تأثیرات گرانشی ، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب 76 سال) بیشتر در بین خورشید و سیاره پلوتون به سر می‌برند.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/d/dc/haley.gif













ستاره دنباله‌ دار هالی






این دنباله‌دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند، ولی نیروی گرانش یکی از سیارات بخصوص مشتری آنها را نزدیک خورشید می‌راند و دوره تناوب آنها کمتر از 200 سال است. (شومیکر - لوی 9 یکی از این دنباله‌دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد). دنباله‌دارهای بلند مدت با تناوبی بیش از 200 سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل *پاب نمونه‌ای از این دنباله‌دارها است که تناوبی برابر با4،000 سال دارد.


ستارگان دنباله‌دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم می‌شوند: ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی که دوره تناوب مداری شان کمتر از 200 سال می‌باشد. گروه اول ، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری کوتاه هستند.
تغییر مدار ستاره دنباله‌دار دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخشهای منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای سیاره پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها ، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملا جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن ، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/a/ae/Setaredonbaledar.jpg

ستاره دنباله دار وست
این ستاره دنباله دار دو دنباله دارد: یک دنباله گازی مستقیم به رنگ آبی و یک دنباله خمیده زرد رنگ متشکل از غبار.












مرگ ستاره دنباله‌دار
با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگتر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشیده‌اند.


منبع : رشد

[Easy Bug]

سیاهچاله


مقدمه
طبق نظریه ، نسبیت عام ، گرانش انحنا دهنده فضا - زمان است. فضای حول ستاره به نحو بارزی خم می‌شود در لحظه‌ای که هسته ستاره تبدیل به حفره سیاه می‌شود. این جرم خطوط فضا زمان را مانند پیله‌ای به دور خود می‌پیچد. امواج نوری کم تحت زوایای خاصی به سمت سیاهچاله روان می‌شود. در سطح کره‌ای که هم مرکز نقطه یکتایی سیاهچاله است، تجمع می‌کنند. در فاصله معینی از سیاهچاله که بسته به جرم ستاره رمبیده دارد، جاذبه آنچنان زیاد است که نور نمی‌تواند فرار کند، به این فاصله افق حادثه گفته می‌شود.






ساختار سیاهچاله‌ها
با حل استاتیک غیر چرخشی با تقارن کروی برای معادلات میدان انیشتین این نکته مشخص می‌شود که سیاهچاله‌ها که از یک سمت به صورت چاه عمل می‌کنند، در سطح دیگری بصورت چشمه عمل می‌کند. یعنی می‌تواند دو سطح مختلف فضا زمان را از جهانهای گوناگون یا دو نقطه بسیار دور از جهان خودمان را به هم متصل کند. که به این حالت کرم چاله یا پل انیشتین رزن گفته می‌شود.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/3/36/PH_S_CH_01.jpg

سیاهچاله‌ها چگونه بوجود می‌آیند؟

هر چه ستاره‌های نوترونی بزرگتر باشد کشش جاذبه‌ای داخلی آن نیز بیشتر خواهد بود. در سال 1939 اوپنهایمر فکر کرد که نوترونها نمی‌توانند در برابر همه چیز مقاومت کنند. به نظر او اگر یک چیز در حال از هم پاشیدن بزرگتر از 2.3 برابر اندازه خورشید بود، آنگاه نه تنها الکترونها بلکه نوترونهای آن نیز در هم می‌شکست.

همچنین باید بدانیم که وقتی نوترونها در هم شکستند، دیگر هیچ چیز مطلقا وجود ندارد که از در هم پاشیدن ستاره جلوگیری کند. اگر شما خود را روی سطح یک توده در حال از هم پاشیدن تصور کنید، آنگاه شما با فرو ریختن آن جسم به مرکز آن نزدیکتر و نزدیکتر خواهید شد. و بنابراین نیروی جاذبه بیشتر و بیشتری را حس خواهید کرد. تا هنگامی که ستاره به مرحله کوتوله سفید برسد، شما بیش از 1.016 تن وزن پیدا خواهید کرد.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/f/f2/blackhole2.gif







وقتی که ستاره به در هم پاشیدن ادامه داد و از مرحله ستاره نوترونی هم گذشت و بطور کامل از هم پاشید، وزن شما از 15000 میلیون تن بیشتر و بیشتر خواهد شد. اگر سیاهچاله به اندازه کافی به ما نزدیک بود، می‌توانستیم نیروی جاذبه بر آن را حس کنیم. اما وقتی یک سیاه چاله در میان ستاره‌ها خیلی دورتر از ما قرار دارد، آیا می‌توانیم وجود آنرا اثبات کنیم؟ برای این منظور اخترشناسان دو راه آشکار شدن حدس می‌زنند.




اول از روی جرم سحابی برای مثال اگر آنها جرمهای تمام ستارگان موجود در یک خوشه ستاره‌ای مرئی بطور قابل ملاحظه‌ای کمتر از جرم خوشه وجود داشته باشد، مرکز کهکشانها به عنوان مکانهایی تلقی می‌شوند که در آنها سیاهچاله‌ها وجود دارند. زیرا چگالی مواد در آنجا زیاد است.


راه دوم نیز این بوده که اگر چه hc سیاهچاله‌ها هیچ تشعشعی خارج نمی‌شود، اما چیزهایی که در سیاهچاله‌ها سقوط می‌کنند. به هنگام سقوط اشعه ایکس از خود منتشر می‌کنند و هر چیز کوچکی که در سیاهچاله‌ها سقوط کند تنها مقدار کمی اشعه ایکس از خود منتشر می‌کند. این مقدار برای کشف آن در فاصله میلیونها میلیون کیلومتری کافی نخواهد بود.



در سال 1971 یک دانشمند انگلیسی به نام استفن هاوکینگ عنوان کرد که این واقعه بوجود آمدن سیاهچاله‌ها هنگامی که جهان نخستین انفجار بزرگ خود را آغاز کرد اتفاق افتاده است. هنگامی که تمامی مواد تشکیل دهنده جهان منفجر شد، مقداری از این مواد آن چنان به هم فشرده شدند که تبدیل به سیاهچاله گشتند. وزن برخی از این سیاهچاله‌ها ممکن است به اندازه وزن یک سیاره کوچک و یا از آن کمتر باشد و وی آنها را سیاهچاله کوچک نامید.
نتایج تحقیقات هاوکینگ



سیاهچاله‌ها می‌توانند وزن از دست بدهند.


مقداری از انرژی جاذبه‌ای آنها در خارج از محدوده شعاع شوارتز شیلد ستاره به ذرات ماده تبدیل می‌شود.


ممکن است این ذرات به فضای بیرون بگریزند از این طریق مقداری از مواد تشکیل دهنده سیاهچاله‌های بزرگ که به اندازه یک ستاره وزن دارند، برای تبخیر همه مواد تشکیل دهنده‌اش میلیونها میلیون سال وقت لازم است. در حالی که در این مدت خیلی بیشتر از این مقدار ماده به آن اضافه می‌شود. بنابراین هیچگاه از طریق تبخیر وزن آن کاسته نمی‌شود.


هر چه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است یک سیاهچاله کوچک واقعی باید بیشتر از مقدار ماده‌ای که به خود جذب می‌کند وزن از دست بدهد. بنابراین سیاهچاله کوچک باید بوسیله تبخیر کوچکتر و کوچکتر شود و بالاخره هنگامی که دیگر خیلی خیلی کوچک شد یک مرتبه تبخیر آن حالت انفجاری به خود گرفته و تشعشعاتی حتی با انرژی بیشتر از اشعه ایکس منتشر کند. اشعه منتشر شده از این طریق اشعه گاما خواهد بود.


سیاهچاله‌های کوچکی که 15 میلیون سال پیش هنگام نخستین انفجار بزرگ جهان ایجاد شده‌اند، اکنون ممکن است در حال ناپدید شدن باشند. هاوکینگ اندازه اولیه آنها و نوع اشعه گامایی را که هنگام انفجار تولید می‌کنند، حساب کرد.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/87/siahchaleh001.jpg







انواع سیاهچاله


شوارتس شیلد: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است.


رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند.


کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است.
کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.

به نظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهمترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:

اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند.

مجهولات سیاهچاله‌ها

اگر ستاره شناسان بتوانند نوع پرتوهایی که هاوکینگ پیش بینی کرده است، شناسایی کنند، مدرک خوبی برای تأیید تشکیل و وجود سیاهچاله بدست خواهد آمد. اما تاکنون پرتوهای پیش بینی شده کشف نشده‌اند. با اینحال هر لحظه ممکن است این پرتوها شناسایی شوند. دلیل تابش اشعه ایکس از حفره سیاه این است که جرمی که توسط طوفانهای ستاره‌ای خود ستاره ، از سطح آن می‌گریزند، در فاصله مناسبی که به حفره سیاه رسیدند، توسط حفره شکار می‌شوند و در مداری به دور حفره شروع به چرخش کرده و به این ترتیب شکل یک دیسک عظیم را تشکیل می‌دهند.

با توجه به این نکته که لایه‌های داخلی‌تر دیسک سریعتر از لایه‌های خارجی می‌چرخند، در اثر اصطکاک لایه‌های مختلف دیسک گرم شده و شروع به تابش اشعه ایکس می‌کنند. به این دیسک ، دیسک تجمعی گفته می‌شود. این حالت برای اولین بار در ستاره دوتایی (دجاجه1-X) مشاهده شده است. احتمالا قطر خود حفره سیاه (قطر افق حادثه) 30 کیلومتر است و برای تمامی ستاره دوتایی سیاهچاله ساختمان به همین شکل است.


منبع : رشد


برای تکمیل اطلاعات به صفحه 3 مراجعه کنید .

[Easy Bug]

کوتوله قهوه‌ای

مقدمه در سال 1844 میلادی "ویلهلم بل" ستاره شناس آلمانی ، ستاره‌ای را کشف کرد که قادر به دیدنش نبود. ستاره‌هایی که ما در آسمان می‌بینیم، همه در حال حرکت هستند، اما ما تنها با کمک تلسکوپ و آن هم به صورت جزئی می‌توانیم متوجه حرکت آنها بشویم. سرپرست این گروه اظهار داشت: ما نمیدانیم چرا مؤلفه کوچکتر داغتر است، شاید کوتوله‌های قهوه‌ای از قانون شکل گیری ستارگان تبعیت نمی‌کنند و یا شاید مؤلفه کوچکتر کهن سالتر است که این بعید به نظر می‌رسد. به هر حال شاید این کشف منجر به تکمیل و یا اصلاح نظریه‌های اختر فیزیک شود.

کوتوله‌های قهوه‌ای اجسامی کم نورند که از کوچکترین ستاره‌ها کمی کوچکترند، اما از سیاره‌هایی همچون مشتری که از گاز تشکیل یافته‌اند، بزرگترند. به علت اینکه این اجسام اسرار آمیز از ستاره‌ها کوچکتر می‌باشند، مرکز آنها هیچگاه چنان گرمایی به هم نمی‌رساند که هیدروژن را گداخته کند، بنابراین چندان درخشان نیستند. ستاره‌های کوتوله قهوه‌ای ، ستاره‌های رو به زوالی هستند که در گستره عظیم اجرام آسمانی ، جایی میان کوچکترین ستاره‌ها و بزرگترین سیاره‌ها واقع شده‌اند.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/d/d4/browndwarf_mini.gif

شناسایی کوتوله‌های قهوه‌ای تیرگی آنها مانند هیولایی که در لابلای درختان پنهان شده ، سبب اغفال دانشمندان و ناشناخته ماندن کوتوله‌های قهوه‌ای شده بود. اما اکنون گروهی از اخترشناسان دانشگاههای کالیفرنیا ، برکلی و دانشگاه ایالت فرانسیسکو در جستجوی عنصر لیتیوم ، موفق شده‌اند هویت کوتوله‌ای قهوه‌ای را تشخیص دهند. لیتیوم ، در کوتوله‌های قهوه‌ای وجود دارد، اما در ستارگان کوچک وجود ندارد، چون در اثر گرمای ناشی از گداخته شدن توسط هیدروژن از بین می‌رود.

با استفاده از تلسکوپ یا دورنگر عظیم ده متری "کک" واقع در هاوایی اخترشناسان توانستند وجود لیتیوم را بطور مشهود و در بیناب پرتو فروسرخ یکی از کوتوله‌های قهوه‌ای به نام "پی پی ال 15" مشخص کنند. محل آن در خوشه پروین معروف "هفت خواهران" می‌باشد که در آسمان شب قابل رؤیت است. "پی پی ال 15" تقریبا هشتاد برابر توده گازی مشتری می‌باشد. این کشف ممکن است معلومات تازه‌ای بدست بدهد که با آن بتوان سن تقریبی خوشه پروین را معین کرد. ستاره شناسان با مقایسه درخشندگی و مقدار لیتیوم موجود در کوتوله قهوه‌ای نسبت به ستارگان همسایه‌اش سن ستارگان را در حدود 115 میلیون سال محاسبه کرده‌اند، یعنی 50% بیشتر از آورده‌های پیشین.
کشف یک منظومه فرا خورشیدی جدید و کوتوله قهوه‌ای ستاره شناسان دانشگاه Penn State و مرکز اختر فیزیک Harvard-Smithsonian یک منظومه خورشیدی در حال شکل گیری یافته‌اند. ستاره‌ای در مرکز و یک دیسک از گرد و غبار و گاز در اطراف آن که تنها هشت بار از مشتری پر جرمتر است. این صفحه تخت را صفحه protoplanetary می‌نامند. صفحه‌ای که با گذشت زمان ، ذرات آن باهم متحد می‌شوند و متراکم می‌شوند و منجر به تولید سیاره‌ها و قمرهای آنها می‌گردند و حتی ممکن است بتدریج یک منظومه فرا خورشیدی را شکل دهند.

ستاره‌ای که در مرکز این صفحه قرار دارد تنها یک صدم خورشید ما جرم دارد و بیشتر شبیه به یک سیاره بزرگ است تا یک ستاره؛ این ستاره که یک کوتوله قهوه‌ای است، توانایی ایجاد یک منظومه خورشیدی در ابعاد نسبتا مینیاتوری را دارد؛ یک ستاره در مرکز با سیاره‌هایی که در مدارهای خود به دور آن در حال گردشند، اما با مقیاسی 100 بار کوچکتر از منظومه ما. ماهیت دقیق این کوتوله قهوه‌ای که Cha 110913-773444 نام دارد، با همکاری بین المللی تلسکوپهای چند کشور مشخص شده است؛ تلسکوپ فضایی اسپیتزر ناسا ، تلسکوپ فضایی هابل ، تلسکوپهای Chilean Andes ، تلسکوپ بلانکو در آمریکا و تلسکوپ جنوبی Gemini در این پروژه به کمک متخصصان و دانشمندان آمدند.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/c/cb/browndwarfs_ukirt1.jpg







کوتوله‌های قهوه‌ای چگونه پدید می‌آیند؟
با متراکم شدن ابرهای نازکی از گازها و غبارهای موجود در فضا به تدریج یک ستاره متولد می‌شود. حال اگر جرم کمی داشته باشد آن را کوتوله قهوه‌ای می‌نامیم که به علت جرم کم ، فشار و دمای کمتری هم در مرکز و هسته آن وجود دارد. این دمای کم توانایی نگهداری و تقویت فعالیتهای هسته‌ای مرکز را ندارد. این دمای نسبتا کم باعث می‌شود تا این جرم تنها با طول موجهایی با انرژی کمتر مانند فروسرخ دیده شود.

با استفاده از تلسکوپ اسپیتزر ، تیم علمی این پروژه فاصله Cha 110913-773444 را تا ما حدود 500 سال نوری تخمین زده‌اند. همچنین از تولد این کوتوله قهوه‌ای 2 میلیون سال می‌گذرد که نسبتا جوان است. منظومه فرا خورشیدی ما از یک دیسک protoplanetary در 4 هزار میلیون سال قبل شکل گرفته است. تلسکوپ اسپیتزر ناسا تا کنون 12 مورد از این دیسکها را در فضای بی‌کران شناسایی کرده است که با مطالعه آنها می‌توان فرآیند شکل گیری سیاره‌ها را توصیف کرد. در جهان هستی همواره ستاره‌ها ، سیاره‌ها و منظومه‌های نو متولد می‌شوند، منظومه‌هایی که تنها تا مدتی برای ما بیگانه‌اند.
کشف جدیدترین یافته‌ها در مورد ستاره‌های کوتوله قهوه‌ای کشف دو ستاره به نام کوتوله‌های قهوه‌ای در مدار یکدیگر ، ستاره‌شناسان را قادر ساخت برای اولین بار بتوانند شعاع این ستاره‌ها را اندازه‌گیری کنند. به گزارش سرویس علمی پژوهشی ایسکانیوز به نقل از مجله نیچر ، یک گروه از ستاره ‌شناسان دانشگاه Wisconsin- Madison, Vanderbilt با همکاری محققان مؤسسه علوم تلسکوپ فضایی ، با گردش و جستجو در سحابی Orion ، موفق به کشف این دو ستاره شده‌اند. محققان همواره امیدوار بوده‌اند، بتوانند با استفاده از این ستاره‌ها ، به درک عمیقی از چگونگی تشکیل سیارات و ستارگان برسند. اما این ستاره‌ها ، به سختی قابل دسترسی هستند. برای تعیین ماهیت یک جرم آسمانی که آیا یک کوتوله قهوه‌ای است یا نه ، می‌بایست تراکم آن اندازه‌گیری شود.


منبع : رشد

[Easy Bug]

کوتوله سفید

مقدمه در سال 1844 میلادی "ویلهلم بل" ستاره شناس آلمانی ، ستاره‌ای را کشف کرد که قادر به دیدنش نبود. ستاره‌هایی که ما در آسمان می‌بینیم، همه در حال حرکت هستند، اما ما تنها با کمک تلسکوپ و آن هم به صورت جزئی می‌توانیم متوجه حرکت آنها بشویم.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/58/Kootoolehayesefid.jpg













کوتوله سفید
با فشرده شدن اتمها ، هسته‌ها و الکترونهایشان متراکمتر می‌شوند.



یکی از ستاره‌های نزدیک به زمین ، شباهنگ یا ستاره کاروان کش است و ما آن را به صورت روشن می‌بینیم. البته به خاطر حرکت و چرخش زمین ، ما حرکت ستاره‌ها را به صورت نوسانی می‌بینیم. بل سعی داشت نوسان شباهنگ را اندازه گیری نماید، اما او متوجه این وافقعیت عجیب شد که نوسانهای شباهنگ بیشتر از آن چیزی است که انتظار دارد. او حتی متوجه تغییراتی در حرکت شباهنگ شد که به حرکت زمین هیچ ارتباطی نداشت. حرکت شباهنگ چنین نشان می‌داد که جاذبه جسم بسیار بزرگی را تحمل می‌کند.

در حقیقت شباهنگ باید ستاره‌ای را به همراه خود داشته باشد که به دور یکدیگر بگردند. جالب آنکه شباهنگ دوم دیده نمی‌شد! شاید شباهنگ دوم یک ستاره مرده بود و هیچ نوری نداشت. بل با تحقیقات بیشتر توانست نور بسیار کم شباهنگ دوم یا شباهنگ "ب" را ببیند. مدتی بعد دانشمند دیگری با آزمایش روی طیف نوری شباهنگ "ب" متوجه شد که این ستاره از خورشید ما گرمتر است، در حالی که درخشش آن کمتر از 400/1 درخشش خورشید می‌باشد! بنابراین شباهنگ "ب" باید ستاره کوچک باشد! پس چگونه می تواند شباهنگ "آ" را به دنبال خود بکشد؟!

با توجه به این نکات جالب ، شما شباهنگ "ب" باید دارای وزن مخصوص بسیار بالا باشد. شاید برای شما باور نکردنی باشد. اما اگر یک سانتیمتر مکعب از شباهنگ "ب" را به سطح زمین بیاوریم، سه تن وزن خواهد داشت! آری، این موضوع حیرت آور است. ما می‌دانیم که پوسته‌های اتمها که محدوده حرکت الکترونها هستند، نمی‌توانند از هم بگذرند و بیشتر از محدوده خاصی به هم نزدیک شوند. اما این حالت در سطح خورشید، وضعیتی متفاوت دارد. زیرا کره زمین با خورشید تفاوت بسیاری دارد و جاذبه خورشید باعث می‌شود که بخصوص در مرکز آن اتمها در هم بریزند و حرکات نامشخص را دنبال کنند و همین امر نیز باعث تولید انرژیهای بسیاری می‌گردد و در مرکز آنها می‌توانیم شاهد دماهای زیادی در حد چند میلیون درجه سانتیگراد باشیم.

قسمتی از ستاره‌ها این حرارت را در جهات مختلف منتشر می‌سازند که این امر به عهده سطح ستاره‌هاست. حرارتی که از این طریق ایجاد می‌شود، ستاره را به صورت باز نگه می‌دارد و از برخورد اتمها به جز در نواحی بسیار مرکزی جلوگیری می‌کند و ما می‌توانیم شاهد درخشش خوب آنها باشیم.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/b/b0/Kootoolehayesefid2.jpg




هسته متلاشی شونده
جاذبه اتمهای کربن دارای ساختار اتمی عادی را بسوی مرکز هسته می‌کشد.











انرژی ستاره‌
انرژی مرکز ستاره‌ها از تبدیل هسته هیدروژن به هسته هلیوم بوجود می‌آید. در نتیجه زمانی بالاخره قسمت اعظم هیدروژن موجود در ستاره به مصرف می‌رسد. اما تا کنون وقوع چنین اتفاقی مرکز ستاره آنقدر گرم می‌شود که گرمای حاصله مولکولهای ستاره را باز کرده و آن را به یک ستاره غول پیکر تبدیل می‌نماید. با این اتفاق سطح ستاره سرد شده و رنگ آن به سرخی می‌گراید که در این هنگام آن را غول قرمز می‌نامند.

هنگامی که هیدروژن ستاره رو به اتمام است، آتش مرکزی هسته به طرف لایه‌های نازک خارجی ستاره حرکت می‌کند. سپس این لایه‌ها منبسط و به گاز تبدیل می‌شوند و سرانجام ناپدید می‌گردند. در این حالت لایه‌های درونی که تقریبا وزن ستاره را تشکیل می‌دهند، هیچ انرژیی برای گرم ماندن ندارند و جاذبه ، این لایه ها را به سرعت به مرکز و درون می‌کشد و ستاره به اصطلاح در هم فرو می‌رود.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/9a/white-dwarf_s.jpg



مرحله تبدیل ستاره به کوتوله سفید
این رمبش با چنان سرعتی انجام می‌گیرد و کشش جاذبه‌ای آنها چنان سخت و شدید است که تقریبا تمامی پوسته الکترونی در هم می‌شکنند و هسته‌ها آنقدر به هم نزدیک می‌شوند که در یک ستاره تمامی مواد موجود در خود را در حجم کوچکی جای داده است. این ستاره اکنون همانند یک شباهنگ "ب" است که معمولا کوتوله سفید نامیده می‌شود. این واقعه تا پنجاه هزار میلیون سال دیگر در مورد خورشید اتفاق نخواهد افتاد. با این حال این واقعه در مورد بسیاری از ستارگان رخ داده است و شباهنگ "ب" یکی از ستارگان است که اصطلاحا کوتوله سفید نامیده می‌شود. در حقیقت توانستند به شناسایی سیاهچاله‌ها بپردازند و رموز آنها را کشف نمایند.

با مرگ غول سرخ ، جرمش 90 درصد کاهش می‌یابد و بعد به دور هسته متلاشی شونده‌اش یک سحابی سیاره‌ای تشکیل می‌دهد. با کوچک شدن هسته ، ماده‌اش بیشتر از آنچه که مواد در زمین فشرده می‌شوند، متراکم می‌شود. در زمانی خاص ، ماده هسته در برابر فشردگی بیشتر مقاومت می‌کند. حالا دیگر هسته به کوتوله‌ای سفید با حداقل 1.4 جرم خورشیدی و حجمی معادل حجم زمین تبدیل شده است. کوتوله‌های سفید آنقدر متراکمند که تنها یک قاشق چایخوری ماده‌شان 1.4 تن وزن دارد.



منبع : رشد

[Easy Bug]

ابر نواختر

ستارگان نواختر در سال 1592 ، هنگامی که در صورت فلکی ذات الکرسی ستاره جدیدی با روشنی قابل توجه ، مشاهده شد، نجوم اروپایی از خواب طولانی برخاسته بود. تیکو براهه جوان ستاره جدید را به دقت رصد کرد و کتاب نواختران (Denous Stella) را نوشت. بر اساس نام این کتاب است که هر ستاره جدید را نواختر خوانده‌اند.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/3/38/Abarnoakhtar.jpg









آتش بازی آسمانی

هسته ستاره ابرغول در حال مرگ در کمتر از یک ثانیه فرو بپاشد. این فروپاشی ناگهانی سبب می‌شود که موجی ضربه‌ای ایجاد شود که لایه‌های بیرونی ستاره را به بیرون می‌اندازد.












ابر نواخترها
قابل توجه‌ترین نواختری که پس از اختراع تلسکوپ ظاهر شد ستاره‌ای بود که ارنست هارویک (Ernest Hanwrg) اخترشناس آلمانی ، در سال 1885 در کهکشان امراة المسلسه کشف کرد و به آن نام امراة المسلسه S داده شد. اگر این ستاره کمی روشن بود، با چشم غیر مسلح نیز دیده می‌شد. در آن زمان کسی نمی‌دانست که کهکشان مزبور چقدر دور است یا چقدر بزرگ است. اما پس از نتیجه گیریهای هابل درباره فاصله این کهکشان ، ناگهان روشنایی نواختری که در سال 1885 ظاهر شده بود، اخترشناسان را دچار حیرت کرد. این نو اختر می‌بایست 10000 برابر روشن‌تر از نواختران معمولی باشد. این یک ابر نواختر (Super nova) بود.
تفاوت بین یک نواختر و یک ابر نواختر رفتار فیزیکی ابر نواختران آشکارا با رفتار فیزیکی نواختران متفاوت است و اخترشناسان به بررسی جزئیات طیفهای آنها مشتاقند. اشکال اصلی این است که ابر نواختران کمیاب هستند. به عقیده تسویکی ، در هر هزار سال بطور متوسط سه ابر نواختر در کهکشان ظاهر می‌شود. روشنایی یک ابر نواختر (با قدرمطلقهایی از مرتبه 14- و بطور تصادفی 17-) فقط می‌تواند نتیجه یک انفجار کامل یعنی تکه تکه شدن یک ستاره ، باشد.
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از 10 برابر جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می‌یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره ، درخشنده‌تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار ، هسته‌ای با 1.4 الی 3 جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می‌شود و ستاره نوترونی تشکیل می‌دهد. اگر جرم هسته از 3 برابر جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می‌دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.
انفجار ابر نواختران انرژی که از انفجار هر ابر نواختر آزاد می‌شود، می‌تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابر نواخترها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره‌ای منتشر می‌کنند تا در آنجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتمهای کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده‌اند.
برگزیده‌ای از ابر نواختران به رغم درخشندگی شدید ، در هر قرن فقط دو یا سه ابر نواختر در کهکشانمان مشاهده می‌شوند. این فهرست برخی از ابر نواخترهای شناخته شده است:





ابر نواختر
صورت فلکی


ستاره تیکو
ذات الکرسی


ستاره کپلر
حوا


سحابی سرطان
ثور


اس.ان A 1987
ابر ماژلانی بزرگ


اس.ان J 1993
کهکشان M 81 در دب اکبر





منبع : رشد

[Easy Bug]

انرژی تاریک






مقدمه
حدود 200 میلیارد کهکشان که هر کدام دارای تقریبا 200 میلیارد ستاره است بوسیله تلسکوپها قابل تشخیص است. اما این تعداد فقط 4 درصد از محل گیتی را تشکیل می‌دهد. حدود 73 درصد از جهان از ماده دیگری ساخته شده است که «انرژی تاریک» (dark matter) نامیده می‌شود. هیچ کس نمی‌داند که ماهیت این ماده ناشناخته چیست، اما مقدار این نوع ماده از تمام اتمهای موجود در تمام ستارگان موجود در کل کهکشانهای قابل شناسایی گستره فضا بسیار بیشتر است.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/8d/%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C-%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DB%8C%DA%A9.JPG
به نظر می‌رسد این نیروی عجیب ، اجزای جهان را با سرعت فزاینده‌ای از یکدیگر دور می‌کند، در حالی که نیروی گرانش با این نیرو مقابله کرده و از سرعت این گسترش می‌کاهد. این اکتشافها بوسیله رصدخانه مداری که کاوشگر ناهمسانگرد ریز موج ویلکینسون (WMAP) نامیده می‌شود، انجام شده است. این کاوشگر افت و خیزهای ناچیز موجود در پرتوهای ریز موج پس زمینه کیهانی را اندازه می‌گیرد که در اثر پژواکهای میرای انفجار بزرگ بوجود آمده است ... .
انبساط جهان این یافته‌ها به مشاجرات فراوانی که در مورد جهان ، عمر جهان ، سرعت انبساط آن و ترکیب آن جریان داشت پایان داد. با استفاده از نتایج دو تحقیق ذکر شده ، اخترشناسان امروز بر این باورند که سن جهان 13.7 میلیارد سال با تقریب چند صد هزار سال است. بر اساس اطلاعات موجود ، جهان با سرعت شگفت آور 71 کیلومتر در ثانیه در مگا پارسک در حال انبساط است. (پارسک یک واحد اخترشناسی است و تقریبا برابر 3.26 میلیون سال نوری است).

به نظر می‌رسد که چیزی در فضا نهفته است و همانند نوعی نیروی ضد گرانشی عمل می‌کند.‌ این نیرو باعث می‌شود که بجای آنکه جهان متراکم شود و اجزای آن به یکدیگر نزدیک شود، انبساط می‌یابد. از حدود بیست سال پیش حدس می‌زنند که در جهان ماده تاریک وجود دارد، چرا که در آن زمان دریافتند که جهان به گونه‌ای عمل می‌کند که انگار بسیار سنگینتر از چیزی است که واقعا به نظر می‌رسد.

دانشمندان برای توجیه پدیده مشاهده شده همه احتمالات ممکن را در نظر گرفتند از جمله وجود سیاهچاله‌ها ، کوتوله‌های قهوه‌ای و ذرات غیرقابل شناسایی که از نظر ماهیت با انواع معمولی اتمها تفاوت دارند. اما هیچ کدام از آنها نتوانست جرم بسیار زیاد مشاهده شده را توجیه کند.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/f/f6/darkmatter3.jpg







آغاز داستان انرژی تاریک
داستان انرژی تاریک از سال 1998 آغاز شد. در آن زمان دانشمندان دریافتند که بسیاری از کهکشانهای دور دست با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه که محاسبات موجود پیش بینی کرده‌اند، از یکدیگر دور می‌شوند. تحقیقاتی که روی انواع ویژه‌ای از ابر نواخترها (Supernova) انجام شد، بیانگر آن بود که محاسبات انجام شده اشتباهی نداشت، به عبارت دیگر محاسبات دقیقا نشان دهنده آن بود که سرعت انبساط جهان لحظه به لحظه در حال افزایش است و از سرعت این انبساط کاسته نمی‌شود.

به نظر می‌رسد کشف بعضی از انواع نیروهای غیرمنتظره غیرقابل شناسایی که باعث می‌شوند ساختار فضا بطور مرتب از یکدیگر فاصله گرفته و از هم دور شوند، موءید مشاهدات هالدین (JBS Halda ne) دانشمند انگلیسی است که سالها پیش صورت گرفته است. وی می‌گوید: «جهان عجیبتر از چیزی است که فکر می‌کنیم، جهان حتی عجیبتر از چیزی است که بتوان فکرش را کرد.»
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/e/ef/dark-matter.jpg






یک بار دیگر پرسشهای اساسی بسیاری در مورد ماهیت جهان مطرح شده است: ماهیت فضا ، زمان ، انرژی و ماده چیست؟ اکنون یک بار دیگر زمان آن فرا رسیده است که نظریه پردازان تفسیری بر این مشاهدات ارائه دهند و در مرحله بعد آزمایشاتی را طراحی کنند که موید نظریه‌های آنان باشد.

بنابراین دانشمندان یکبار دیگر توجه خود را معطوف همان پدیده‌ای کرده‌اند که برای اولین بار شاهدی بر انفجار بزرگ (Big Bang) محسوب می‌شد، یعنی تابش پس زمینه ریز موج کیهانی. این تابشها اولین پرتوهای پس از تولد جهان محسوب می‌شوند. دانشمندان در صددند با انجام آزمایشهای متعددی در چند رشته مختلف از جمله آزمایشهای صورت گرفته در جنوبگان و استفاده از بالونهای در ارتفاعهای بسیار بالا تصویر دقیقتری از کیهان بدست آورند. به نظر می رسد جهان باید شامل چیز دیگری به غیر از این اتمهای معمولی باشد و به همین نام ماده تاریک برای آنان انتخاب شد. ماده تاریک بطور یکنواخت در تمام جهان پراکنده شده و در فضاهای خالی مخفی شده است. ماهیت ماده تاریک هنوز بصورت یک راز است.


منبع : رشد

[Easy Bug]

کهکشان راه شیری

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/0/01/PH_K_R_SH_01.gif


مقدمه در شبی تاریک و صاف ، ستارگان چنان می‌درخشند که گویی می‌توان با دست آنها را لمس کرد. در واقع بیشتر ستارگان قابل دید برای چشم غیر مسلح ، در محدوده یک هزار سال نوری واقع هستند. گذشته از ستارگان چشمک زن ، نواری مه مانند و کم نور در سرتاسر آسمان کشیده شده است که به آن راه شیری می‌گوییم. این مه حفره فام ، دهها هزار سال نوری با ما فاصله دارد. با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ کوچک ، به صورت اجتماع انبوهی از هزاران هزار ستاره کم نور دیده می‌شود. گرچه این ستارگان بسیار دور دست هستند، ولی مجموع نور آنها را می‌توان با چشم دید.
مشخصات کهکشان راه شیری کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود 500 میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود 10 میلیارد سال پیش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت. در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند.

قطر هس ت ه یک کهکشان در حدود 10000 سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با 100000 سال نوری و ضخامتی برابر با 1000 سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا 50000 سال نوری است. منظومه شمسی (شامل ابر اوپتیک-اورت) با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود 220 کیلومتر (135 مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود 250 میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید 15 تا 20 دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/6/6d/milkywaygalaxysun.jpg







گذر صورتهای فلکی از راه شیری
بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است.
فراوانی میدان ستاره انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید.
ماهیت راه شیری ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم. در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما 100000 سال نوری است. 30000 سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد.
قسمت نورانی راه شیری روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است. تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/4/4e/Milkyway.jpg



عکس اشعه X از کهکشان راه شیری توسط ناسا



تغییر صورتهای فلکی چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخشهای مرکزی پیوسته از قسمتهای بیرونی پیشی می‌گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز بطور مداوم در پهنه آسمان حرکت می‌کنند. در چند میلیون سال آینده ، منظره صورتهای فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.


منبع : رشد

[Easy Bug]

صور فلکی





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/c/c8/Sovarefalaki.jpg



دجاجه
دجاجه صورت فلکی شمالی درخشانی
است که در امتداد کهکشان راه شیری قرار دارد.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/0/03/Setareghotbi.jpg



ستارگان شمالی
این نقشه ستارگان ، تصویر بخش درونی نیمه
شمالی کره آسمان بر صفحه‌ای تخت است.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/a/a0/Jabar.jpg



سه ستاره درخشان کمربند جبار و
ستاره رجل الجبار در پای راستش
یافتن این صورت فلکی را آسان می‌کند.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/f/fe/Salibejonoobi.jpg



ستارگان جنوبی
این نقشه ستارگان ، تصویر نیمه جنوبی
کره آسمان بر روی صفحه‌ای تخت است.


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
***تانز
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 : رشد

[Easy Bug]

قدر ستارگان







میزان روشنایی ستارگان را قدر می‌نامند.






نگاه اجمالی اخترشناسان یونان باستان برای نخستین بار مقیاسی برای ستارگان وضع کردند. آنها گمان می‌کردند که روشنایی یک ستاره فقط به اندازه آن بستگی دارد. در مقیاس آنها ، نورانی‌ترین ستاره در شش قدر از این رده بندی ستاره قدر اول بود که شش بار نورانی‌تر از ستاره قدر ششم بود.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/b/bc/button_anim_polar_01.jpg






مقیاس قدر ستارگان مقیاسی که اخترشناسان امروزی بکار می‌برند، به روش یونانیان شبیه است. در این مقیاس نیز کم نورترین ستاره قابل رؤیت برای چشم غیر مسلح ، در قدر ششم است. ولی ستارگانی که 2.5 بار نورانیتر از قدر ششم هستند، در قدر پنجم قرار دارند، یعنی ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر ششم ، در قدر پنجم هستند، ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر پنجم ، در قدر چهارم هستند و ... . همچنین در این مقیاس از اعداد منفی استفاده می‌شود. مثلا ستاره‌ای با قدر 1- ، 2.5 بار نورانیتر از ستاره 0 است. قدر نورانی‌ترین ستاره آسمانی شب ، .... ، 1.4- و قدر خورشید 27- است.
قدر مطلق ستارگان نورانیت ستارگان ، علاوه بر اندازه ، به فاصله آنها نیز بستگی دارد. اگر همه ستارگان در فاصله‌ای یکسان بودند. آنگاه می‌توانستیم به روشنایی واقعی آنها پی ببریم. با این کار قدر مطلق ستارگان بدست می‌آید. فاصله استاندارد برای اندازه گیری قدر مطلق ، 32.6 سال نوری است. بنابراین اگر خورشید در این فاصله قرار می‌گرفت، به صورت ستاره‌ای از قدر پنجم دیده می‌شد.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/2/22/ssc2003-06k_250.jpg



قدر تابش سنجی اختر شناسان با بکار بردن صافیهای گوناگون شدت نور ستارگان را در طول موجهای مختلف مثلا آبی یا فرابنفش اندازه می‌گیرند. این نوع قدر ، قدر تابش سنجی نامیده می‌شود.
















منبع : رشد

[Easy Bug]

ایستگاه فضایی


مقدمه ایستگاههای فضایی به دور زمین می‌چرخند و برای هفته‌ها یا ماهها محل کار و زندگی فضانوردان هستند، ایستگاه فضایی تمام نیازهای خدمه را برآورده می‌کند تا به هنگام انجام آزمایش زنده و سالم بمانند. زباله‌های خورشیدی بزرگ برق تولید و دیواره‌ها و سپرهای مخصوص دما را مطلوب و خدمه را از تشعشع و قطعات سرگردان فضایی مصون نگه می‌دارند. بار اندازها به سفینه‌های تدارکاتی ارسالی از زمین امکان می‌دهند که محموله خود را تخلیه کنند.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/6/63//Istgah_fazaee.jpg


در آینده شاید بتوان از ایستگاههای فضایی
به عنوان استراحتگاههای آرامش بخش
در آزاد راه فضا استفاده کرد.







اولین ایستگاه فضایی جهان سالیوت 1 در سال 1971 پرتاب شد. این اولین ایستگاه از 7 ایستگاهی بود که اتحاد جماهیر شوروی سابق در مدار زمین مستقر کرد و کیهان نوردان سفینه سایوز به استثنای سالیوت 2 در همگی آنها ساکن شدند. با گذشت زمان طول اقامت آنها از چند هفته به 6 ماه افزایش یافت، سالیوت 6 و 7 یک بار انداز اضافه داشتند تا کیهان نوردان بتوانند با خدمه دیدار کنند و سفینه تدارکاتی پروگرس بتواند آذوقه بیشتری از زمین بیاورد.
سالیوت 1

تاریخ پرتاب: آوریل 1971

اقامت در مدار: 6


اقامت کیهان نوردان: یک بار به مدت 22 روز.سه کیهان نورد به نام گرگوری دوبرفولسکی ، ویکتور پاتسایف و ولادیسلا ولکوف درخلال اقامتشان اولین پژوهشها درباره گیاه شناسی فضایی را انجام دادند. هر سه در مرحله بازگشت این مأموریت رکورد شکنشان کشته شدند. تحقیق نشان داد که شیر فلکه معیوب باعث تراکم زدایی سریع هوای کپسول سالیوت شده و کیهان نوردان درونش را خفه کرده است. برخلاف فضانوردان آپولو این خدمه لباسهای مخصوص فشار هوا نپوشیده بودند، در این صورت ممکن بود زنده بمانند. سالیوت 1 به هنگام بازگشت به جو زمین بر فراز اقیانوس آرام سوخت.

سالیوت 2

تایخ پرتاب: آوریل 1973

اقامت در مدار: 2 ماه

اقامت کیهان نوردان: بی سرنشین



ایستگاه به مجرد پرتاب قطعاتش را یکی پس از دیگری از دست داد و 2 ماه بعد که به جو زمین بازگشت سوخت.
سالیوت 3

تایخ پرتاب: ژوئن 1974

اقامت در مدار: 7 ماه

اقامت کیهان نوردان: یکبار به مدت 14 روز

آمریکا مشکوک بود که سالیوت 3 مأموریتی نظامی دارد و تدابیر شدید امنیتی پرتاب این ایستگاه این ظن را تقویت می‌نمود. گزارشهای بعدی نشان داد که 2خدمه آن ، پاول پایوویچ و یوری آریتوخین احتمالا 2 هفته اقامت خود در مدار را به نقشه برداری دقیق از تأسیسات نظامی آمریکا سپری کرده‌اند، هر چند که جزئیات این گزارشها نادرست است. سالیوت 3 ، هفت ماه بعد از پرتاب در جو زمین سوخت.
سالیوت 4

تایخ پرتاب: دسامبر 1974

اقامت در مدار:2 سال و یک ماه

اقامت کیهان نوردان: 2 اقامت ، یکی 30 روز و دیگری 63 روز



درخلال این اقامتها برنامه بلند پروازانه‌ای از آزمایشها و رصدهای خورشیدی ، سیاره‌ای و ستاره‌ای انجام شد. این ایستگاه در بازگشت منهدم شد.
سالیوت 5

تایخ پرتاب: ژوئن 1976

اقامت در مدار: 13 ماه

اقامت کیهان نوردان: 2 اقامت ، یکی 63 روز و دیگری 17 روز



خدمه سالیوت 5 مقدار آلودگی ذرات معلق در جو زمین را مطالعه نمودند و اثرات بی وزنی را بر ماهی باردار بررسی کردند. ‌آنها همچنین درباره پرورش بلور آزمایشهایی انجام دادند و با موفقیت بدون استفاده از پمپ ، ماده محرکه ایستگاه رادر فضا تعویض کردند. این ایستگاه در بازگشت سوخت.
سالیوت 6

تایخ پرتاب: سپتامبر 1977

اقامت در مدار: 4 سال

اقامت کیهان نوردان: 11 اقامت کوتاه (معمولا به مدت یک هفته) و 5 اقامت بلند (که بیشترین آن 184 روز طول کشید.) با 2 کوره مخصوص سالیوت 6 در شرایط جاذبه خفیف مواد نیمه هادی ساخته شد. گاهی اوقات خدمه می‌توانستند با سبزیجات پرورش یافته در باغچه کوچک ایستگاه به غذایشان تنوع ببخشند. سالیوت 6 در سال 1986 به هنگام بازگشت به زمین سوخت.

سالیوت 7

تایخ پرتاب: آوریل 1982

اقامت در مدار: 8 سال و 8 ماه


اقامت کیهان نوردان: سالیوت 7 به مدت 4 سال پذیرای 10 خدمه بود. طولانی‌ترین اقامت آنها 236 روز بود و در این مدت آزمایشهای مفصلی بر روی سیستم عضلات قلب انجام شد. در خلال یک راهپیمایی فضایی ، بااستفاده از دستگاه جوش ، ایستگاه تعمیر شد. سالیوت 7 به هنگام بازگشت به زمین در سال 1991 سوخت.






http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/c/c7//Alfa.jpg






اسکای لاب اولین ایستگاه فضایی آمریکا به نام اسکای لاب در 14 مه 1973 پرتاب شد، دقایقی بعد از پرتاب سپر ضد شهابواره و یکی از باله‌های خورشیدی آن بر اثر فشار هوا کنده شد. خدمه اولیه اسکای لاب خسارت وارده را به گونه ای تعمیر نمودند که این ایستگاه فضایی قابل سکونت شد. در سال بعد سه خدمه هر کدام به مدت 28 59 و 84 روز در آن اقامت کردند. اسکای لاب در سال 1979 به زمین سقوط کرد، اکثر بخشهای آن به هنگام ورود به جو منهدم شدند، ولی برخی از قطعاتش در استرالیا افتادند، خوشبختانه کسی در این سقوط آسیب ندید.

ساخت یک ایستگاه فضایی بین المللی با مشارکت آمریکا ٬ روسیه ٬ کانادا و ژاپن از سال 1997 شروع شده است. این ایستگاه موسوم به آلفا ظرف مدت 5 سال در فضا مونتاژ می‌شود. این عملیات با پرتاب یک مرکز کنترل ساخت روسیه آغاز شده است، ایستگاه آلفا علاوه بر کاربردهای علمی و تحقیقاتی توقفگاهی برای مسافرت فضایی به مریخ خواهد بود.





http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/81//Sayoz.jpg



سفینه‌های سایوز قبل از پیدایش ایستگاههای فضایی سفینه‌های سایوز فقط در مدار زمین می‌چرخیدند. اولین سایوز ، سایوز 1 در سوم آوریل 1967 پرتاب شد. یک ملاقات فضایی میان آن و سایوز 2 ترتیب داده شد، ولی برای سایوز 1 مشکلات فنی پیش آمد و پرتاب سایوز 2 لغو شد. در خلال بازگشت به جو زمین ، بندهای چتر سایوز 1 درهم گره خوردند. در نتیجه این سفینه به زمین اصابت کرد و ولادیمیر کوماروف فضانورد را کشت.

سفینه‌های فضایی سایوز کیهان نوردان روس را به فضا می‌برند و برمی‌گردانند، سه خدمه آن در بخش میانی سفینه که سپر حرارتی دارد مسافرت می‌کنند، زیرا به هنگام بازگشت به جو زمین باید دمای زیادی تحمل کنند. در قسمت جلو واحد مداری حامل غذا و آذوقه است، واحد تجهیزات در عقب حاوی موتور اصلی موتورهای موشکی بازگشت و تجهیزات مخابراتی و کنترل است.




منبع : رشد

[Easy Bug]

شاتل فضایی






شاتلها در اصل هوا - فضاپیماهایی هستند که وظایف گوناگونی دارند. ولی مهمترین آنها حمل ماهواره‌ها و قرار دادن آنها بر روی مدارهای خاص زمین است.






مقدمه

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/7/77/shateL.jpg



در بین تمامی وسایلی که به فضا پرتاب شده‌اند نام یکی از آنها بیشتر از بقیه به گوش ما خورده است، شاتل فضایی (Shuttle). طراحی و ساخت یک هو - افضاپیما کار بسیار مشکلی است و با طراحی و ساخت هواپیما از زمین تا آسمان فرق دارد. طراحی هواپیما در یک جو صورت می‌گیرد و دیگر مهندسان دغدغه رقیق یا غلیظ شدن هوا را ندارند و احتیاجی به محاسبه نیروهای آیرودینامیکی وارد بر هواپیما در ارتفاعات مختلف نیست، در صورتی که در هوا - فضاپیماها در بسیاری از نقاط چگالی هوا بسیار کم است و نمی‌توان از نیروهای بالابرنده (Lift) به خوبی بهره برداری کرد. یکی دیگر از تفاوتهای آنها ، گذر از جو زمین است.

هواپیماها تا ارتفاع محدودی اوج می‌گیرند، در صورتی که هوا - فضاپیماها باید از جو زمین نیز بگذرند. گذر از جو زمین تحمل حرارتی بسیار بالا می‌خواهد، زیرا در آنجا هوا بسیار فشرده است و به همین خاطر است که دماغه بسیاری از هوا - فضاپیماها از جنس آلیاژهای سرامیکی خاص هستند تا تاب تحمل حرارتهای بسیار بالا را داشته باشد. زیرا در غیر این صورت بدنه هواپیما ذوب می‌شود.

ساخت یک شاتل نیز تمامی این دغدغه‌ها را دارد. ما قصد داریم در این مقاله شما را با چگونگی ساخت و آزمایشات اولین شاتل فضایی آشنا کنیم. شاتل فضایی آمریکا که اولین بار در سال 1981 میلادی پرتاپ شد، اولین سفینه قابل استفاده مجدد جهان بود. از سه بخش آن ، مدار پیما ، موشکهای تقویت کننده و مخزن خارجی سوخت، فقط مخزن سوخت آن می‌باشد که بعد از هر مأموریت قابل استفاده نیست. کاشیهای مخصوص مقاوم در برابر گرما مانع از سوختن مدار پیما به هنگام بازگشت به جو زمین می‌شوند. بازوی قابل کنترل از راه دور تعبیه شده در مخزن محموله مدار پیما می‌تواند ماهواره‌ها را در فضا قرار دهد و همچون سکوی ثابت برای کار فضانوردان عمل می‌کنند.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/e/e2/Shatel.jpg



مدار پیماها در ارتفاع 185 تا 1100
کیلومتری پرواز می‌کنند.



مشخصات شاتل فضایی
سازه‌ قدرتمند مدارپیما در ارتفاع 185 تا 1100 کیلومتری (115 تا 610) پرواز می‌کنند و اجزای قطعات آن شامل: کاشیهای ضد حرارت ، دریچه ورود خدمه ، کابین پرواز و اتاقکهای خدمه ، دریچه ایمنی بال دلتا شکل، درپوش مخزن محصول دریچه بال ، سیستم مانور در مدار ، موتور اصلی سکان و کاهنده سرعت می‌باشد.
آزمایشگاه فضایی آزمایشگاه فضایی آزمایشگاه مخصوصی است که درون مخزن محموله مدارپیما جای می‌گیرد تا با ایجاد فضای اضافی ، دانشمندان بتوانند در فضا آزمایش کنند. این آزمایشگاه بنا به نوع آزمایشهای هر سفر مجهز می‌شود، آزمایشگاه فضایی همچنین بخشهای رو بازی دارد که برای مطالعه فضا و زمین هستند. این آزمایشگاه متراکم از طریق مجرای هوابند به مدارپیما متصل می‌شود. تمامی مدارپیماها نامگذاری شده‌اند، اولین آنها به نام انترپرایز از نام سفینه فضایی مجموعه تلویزیونی استارترک اقتباس شد. انترپرلیز برای مقاصد آزمایشگاهی ساخته شده بود، ولی هیچگاه به مدار نرفت. هر چند که چندین بار در بالای یک فروند بوئینگ 747 پرواز کرد، در سال 1977 انترپرایز از ارتفاع 6700 متری (22هزار پایی) رها شد و سالم به زمین نشست. ناوگان کنونی 4 مدار پیما دارد: کلمبیا ، دیسکاوری ، آتلانتیک و اندور.
شاتل اینترپرایز اینترپرایز (Enterprise) اولین شاتلی است که ایالات متحده آمریکا ساخت. در ابتدا به مناسبت دویستمین سالگرد تصویب قانون اساسی آمریکا قرار بود اسم آن را قانون اساسی (Constitution) بگذارند. اما بعد از مدتی با اعتراضات بسیاری روبرو شد بخصوص به دلیل جو خاصی که یکی از برنامه‌های تلویزیونی آمریکا به نام داستان علم در بین مردم درست کرده بود. افراد و کارکنان این برنامه طبق نامه‌ای سرگشاده به کاخ سفید ، تقاضای تغییر نام این شاتل را از قانون اساسی به اینترپرایز کردند و کاخ سفید نیز برای کاستن از کشمکشها و مسایل حاشیه‌ای دیگر ، قبول کرد که اولین شاتل فضایی آمریکا با نام اینترپرایز شناخته شود.

قرارداد ساخت آن در ۲۶ جولای سال ۱۹۷۲ امضا شد و تنها بعد از دو سال طراحیها تمام و اولین قدم برای ساخت کابین و جای خدمه آن شروع شد. در ۲۶ آگوست همان سال کار راه اندازی و ساخت بدنه اصلی نیز شروع شد. از حساسترین قسمتهای یک شاتل ، بالها و دم آن است که کار طراحی بال را به شرکت با تجربه (Grumman) واگذار کردند. شرکت گرومن سابقه‌ای طولانی در صنعت هوافضای آمریکا دارد و هم اکنون هواپیمایی چون بمب افکن B-2 را طراحی کرده است.

ساخت بالها در ۲۳ مه سال ۱۹۱۵ به پایان رسید و بالها را به پالمدیل (Palmdale) فرستادند. ساخت اینترپرایز در پایگاه هوایی ۴۲ (Rockwell) در پالمدیل در ایالت کالیفرنیا پیگیری می‌شد. در ۱۲ مارس ۱۹۷۵ کار ساخت شاتل کامل شد و سرانجام در ۱۷ سپتامبر ۱۹۷۶ از پایگاه پالمدیل خارج شد و در ۳۱ ژانویه ۱۹۷۷ از پالمدیل به ادواردز رفت. شاتل اینترپرایز در ناسا (NASA) با مشخصه OV-101 شناخته می‌شود. در پایگاه ادواردز در مرکز تحقیقات پروازی درایدن (Dryden) شروع به امتحان دادن و انجام آزمایشات و تستهای گوناگون چون فرود و برخاست (Takeoff and Landing) را انجام دهند. برنامه آزمایشی ALT قرار شد به مدت ۱۹ ماه به طول انجامد. ALT شامل آزمایشاتی چون قسمتهای دینامیکی و استاتیکی و پایداریهای فرود و برخاست است.
الحاق شاتل آمریکا در 29 ژوئن سال 1995 میلادی شاتل فضایی آتلانتیک 5 فضانورد آمریکایی و 2 کیهان نورد روسی را به مسیر برد. پیش از آن چندین فضانورد روسی در مسیر ساکن بودند، این اولین الحاق شاتل با مسیر بود. یک سیستم الحاق مخصوص در مخرن محموله آتلانتیک نصب شده بود. بعد از 5 روز این شاتل به همراه 6 آفریقایی و 2 روسی به زمین بازگشت و 2 خدمه تازه نفس را برای مسیر باقی گذاشت.
دیپلماسی فضایی الحاق شاتل با مسیر راه برای همکاریهای فضایی بین المللی در آینده هموار می کند. الحاق شاتل به مسیر بیست سال پس از اولین ملاقات فضای آمریکاییها و روسها اتفاق افتاد. در سال 1975 میلادی یک سفینه آپولو به مدت 47 ساعت به یک سایوز ملحق شد. شاتل به بار انداز واحد کریستال ملحق شد و این واحد بخاطر حفظ ثبات از محل همیشگی‌اش برداشته شده و موقتا به بار انداز عقبی واحد الحاق چند جانبه رابطه متصل گردید.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/4/4c/Chalenjer.jpg



دودی که در پایین سمت راست
مشاهده می کنید نشان می‌دهد
که در کجا 73 ثانیه بعد ازپرتاب
گاز نشت کننده شعله ور شده است.



فاجعه چلنجر
در 28 ژانویه سال 1986 میلادی میلیونها ببیننده تلویزیون در سراسر جهان با وحشت شاهد انفجار شاتل فضایی چلنجر در کمتر از 2 دقیقه بعد از پرتابش بودند. این شاتل کاملا منهدم شد و همه 7 خدمه آن کشته شدند. یکی از آن خدمه به نام کریشیامک آلیف معلمی بود که قصد داشت از فضا شاگردانش را تعلیم دهد. تحقیق درباره این فاجعه آشکار نمود که عایق میان 2 بخش موشکهای تقویت کننده جدا شده بود و باعث نشت گاز و احتراق سفینه شده بود. بعد از این حادثه برنامه فضایی شاتل به مدت سه سال متوقف شد تا ایمنی آن بهبود یابد.
نیروی رایانه شاتل امروزه اکتشافات فضایی بدون استفاده از نیروی رایانه غیر ممکن است. رایانه‌ها قادرند فضا را هدایت کنند، سیستمهای بی شمار فضا را بررسی و صحت عملکرد آنها را اعلام کنند. مرکز هدایت زمینی را در جریان وضعیت فضا پیماها مشخص کرده ، آنها را هدایت کنند. در نخستین پروازهای فضایی به اندازه امروز رایانه‌ها استفاده نمی‌شد؛ در حقیقت رایانه‌هایی که آن روزها برای هدایت فضاپیمای ایلات متحده آمریکا یعنی آپولو مورد استفاده قرار می‌گرفتند و نیرویی به اندازه رایانه‌های شخصی امروزی ما داشتند. کاوشگرهایی که در فاصله‌های دور دست کره زمین در فضا پرواز می‌کنند، با خود رایانه‌هایی را حمل می‌کنند که برای هدایت دوربینها و اندازه گیریهای مختلف برنامه نویسی شده‌اند.

رایانه‌ها قادرند اطلاعاتی که از کاوشگرهای فضایی بصورت علائم ضعیف رادیویی دریافت می‌کنند را به اطلاعات لازم و قابل فهمی تبدیل کنند. دانشمندان نیز به نوبه خود این اطلاعات را مورد تجزیه و تحلیل قرار می‌دهند تا به نکات جدیدی در مورد اجرام آسمانی دست یابند. رایانه‌هایی که شاتل فضایی را هدایت می‌کنند جزء پیشرفته‌ترین رایانه‌ها محسوب می‌شوند.
چینی‌ها در فضا حدود ۳۱ سال است که از اولین راهپیمایی انسان توسط آرمسترانگ بر روی سطح کره ماه می‌گذرد و هم اکنون کشور چین مایل است دست به انجام چنین کاری بزند. این حرکت چینیها در فضا باعث ایجاد رعب و وحشت بسیار در مجامع آمریکایی شده است؛ زیرا آنان عادت دارند که تکنولوژیهای فضایی را در انحصار کشور خود ببینند. حتی یکی از سناتورهای آمریکایی در یک سخنرانی گفته است: شما می‌دانید چینیها مشتاقند بر روی ماه بروند، ولی ما نمی‌خواهیم آنها به ماه دست پیدا کنند. حال چه گنجی بر روی کره ماه دیده شده که آمریکاییها اینقدر نسبت به این موضوع حساسند، خدا می‌داند. در هر صورت تمامی کشورهای جهان در انتظار پرتاب شاتل فضایی چینی هستند و تمامی ما هم امیدواریم که سرنوشتی مانند شاتل کلمبیا برای آنها رخ ندهد، زیرا فضاپیمای چینی با سرنشین است.

پروژه ALT با تستهای زمینی شروع شد از جمله تست تاکسی (Taxi) هواپیمای بویینگ ۷۴۷ حامل شاتل اینترپرایز بود تا مشخص شود برای برخاست (Takeoff) آن چه مسافتی با چه سرعتی باید پیموده شود تا از زمین بلند شود. تمامی این قسمتها با شاتل بی سرنشین انجام می‌شد و قرار بود تا هنگامی که شاتل اینترپرایز قابل اطمینان شد دیگر با سرنشین پرواز کند. بعد از آن پنج پرواز محدود (Captive) توسط اینترپرایز انجام شد و در آن اکثر سیستمها آزمایش شد و این آزمایش موفقیت آمیز بود. در برخی از پروازهای آزمایشی معمولا دو فضانورد نیز از طرف ناسا در شاتل حضور داشتند. بعد از صرف چنین وقتی تازه تصمیم به پرواز آزاد (Free Flight) با شاتل اینترپرایز را گرفتند و به دنبال آن تستهای دیگری چون تست لرزش (Flutter Test) نیز از OV-101 به عمل آمد.

البته با تکنولوژی کنونی طراحی شاتلها بسیار کمتر وقت و هزینه می‌برد، به عنوان مثال شاتل فضایی آتلانتیس (Atlantis) با وزنی حدود ۱۷۱هزار پوند در مدت بسیار کمی طراحی و ساخته شد. در تمامی پروازهای محدود و سه پرواز اولیه دم مخروطی شکل از بدنه شاتل جدا شده بود تا کمترین مقدار نیروی مقاوم (Drag) و کمترین لرزش بوجود بیاید، ولی در آخرین پروازش که در برنامه ALT قرار است دم مخروطی شکلی دوباره به آن ملحق شود. این دم مخروطی توسط ۱۱ قفل الکترونیکی بر روی اینترپرایز نصب می‌شود.

OV-101 اولین شاتلی بود که توسط آمریکا ساخته شد و به همین خاطر آزمایشات بسیار زیادی در عرض چندین سال از آن به عمل آمد به گونه‌ای که به مراکز تحقیقاتی چون مرکز پرواز فضایی مارشال (Marshall) ، مرکز فضایی کندی (Kennedy) و ... برده شد تا بدون نقص ساخته شود. در ۱۰ آوریل ۱۹۷۹، OV-101 به مرکز فضایی کندی رفت تا با راکتهای سوخت جامد و یک منبع داخلی آزمایش شود. سرانجام در ۱۶ آگوست همان سال به مرکز تحقیقات درایدن برگشت و در ۳۰ اکتبر به زادگاهش یعنی پالمدیل رفت. بین ماههای مه و ژوئن سال ۱۹۸۳ اینترپرایز به پاریس رفت تا در نمایش هوایی شرکت کند و بعد از آن در ۱۸ نوامبر سال ۱۹۸۵ از مرکز فضایی کندی به فرودگاه دالز (Dulles) واقع در واشنگتن رفت و دیگر پرواز نکرد.




http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/2/20/shatel3.JPG






در آنجا به موسسه اسمیتسونیان (Smithsonian) تحویل داده شد. شاتل اینترپرایز برای تست و آزمایش ساخته شده بود و هیچ گاه به مأموریتهای فضایی نرفت. اما بعد از آن با تجربه‌ای که آمریکاییها بدست آورده بودند شروع به ساخت شاتلهای متعددی چون شاتل کلمبیا کردند که اولین شاتلی بود که در مدار زمین قرار گرفت. کلمبیا در سال ۱۹۸۱ پروازش را انجام داد و بعد از آن چهار شاتل دیگر در عرض ده سال ساخته شدند که عبارتند از چلنجر (Challenger) که در سال ۱۹۸۲ ساخته ولی چهار سال بعد منهدم شد. سپس شاتل دیسکاوری (Discovery) در سال ۱۹۸۳ و بعد از آن شاتل آتلانتیس (Atlantis) در ۱۹۸۵ و سرانجام در سال ۱۹۹۱ شاتلی به نام ایندیورد (Endeavour) ساخته شد تا جایگزین شاتل منهدم شده چلنجر باشد.







منبع : رشد

[Easy Bug]

کاوشگر فضایی

مقدمه کاوشگر فضایی سفینه‌ای بی سرنشین است که برای کاوش منظومه شمسی به فضا پرتاب می‌شود. کاوشگر حامل تجهیزات و دوربینهایی جهت گردآوری اطلاعات و ارسال آن به زمین بصورت علایم رادیویی است. کاوشگرها از ستاره دنباله‌دار هالی دو سیارک و کلیه سیارات بجز پلوتون دیدن نموده‌اند و به خورشید نیز نزدیک شده‌اند، معمولا آنها از کنار سیارات یا قمرهایشان می‌گذرند و یا جهت نقشه برداری از سطح آنها در مدارشان می‌گردند و یا به منظور بررسی جزئیات محیط آنها فرود می‌آیند.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/4/4c/Kavoshgar_1.jpg



هدف از ساخت کاوشگرها حمل دوربینهای تلویزیونی و ابزارهای لازم برای جمع آوری اطلاعات به فضا است. این ابزارها اطلاعات حمع آوری شده به زمین را مخابره می‌کنند. موشک پرتاب ، تنها سرعت اولیه لازم را به کاوشگرهای فضایی می‌دهد و این موتورهای خود کاوشگر هستند که به آنها اجازه تغییر جهت می‌دهند.

انرژی کاوشگرهایی که به اکتشاف بین سیاره‌ای مشغولند، بوسیله سلولهای خورشیدی تأمین می‌شود، ولی انرژی کاوشگرهایی که در قسمتهای دورتر منظومه شمسی در حال اکتشاف هستند، بوسیله مواد رادیو اکتیو تأمین می‌شود. معمولا جهت آنتنهای رادیویی بطرف زمین است، تا از یک سو تصاویر و اطلاعات را به زمین بفرستد و از سوی دیگر دستورات لازم را از مرکز هدایت زمینی دریافت کنند.
وظایف مدار پیما کاوشگری که در مدار یک سیاره قرار می‌گیرد، می‌تواند آن را از نزدیک مشاهده کند و تصاویری از آن رانیز به زمین بفرستد. این تصاویر سطح کامل سیاره مذکور را با جزئیات به تصویر می‌کشند. کاوشگرهایی که در مدار سیاره زهره می‌چرخیدند برای نفوذ در لایه ابرهای ضخیم و نقشه برداری سطح زیر آنها از رادار استفاده می‌کردند. کاوشگرها بدلیل سالها ماندن در مدار یک سیاره ، می‌توانند تغییرات سطح سیاره مذکور را ضبط کنند.

برای مثال ، مدار پیماهای وایکینگ به مدت 4 سال در مدار مریخ باقی ماندند و توانستند طوفانهای غباری در سطح مریخ را با جزئیات ضبط کنند. اگر در یک مأموریت از سفینه فرود استفاده شود، مدار پیما می‌تواند پیامهای ارسالی سفینه فرود از سطح یک سیاره یا قمر را گرفته و به زمین مخابره کند. پیامها در زمین بوسیله رایانه‌های مرکز هدایت تجزیه و تحلیل می‌شوند.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/57/Kavoshgar_2.jpg




وظیف سفینه فرود کاوشگرهای فرود به جمع آوری نمونه‌های خاکی و سنگی در سطح سیاره می‌پردازند. دانشمندان نمونه‌ها را از نظر ساختار شیمیایی مورد تجزیه قرار می‌دهند تا عناصر تشکیل دهنده آنها را کشف کنند. البته می‌توان این نمونه‌ها را به زمین آورد و در اینجا به مطالعه آنهاپرداخت. کاوشگرهای وایکینگ که در سال 1976 میلادی در سیاره مریخ فرود آمدند، آزمایشگاههای خود را به ابزار خودکار مجهز کرده بودند. این ابزار خاک را برای یافتن نشانه‌های حساس آزمایش می‌کردند. آنها همچنین هوای سیاره مریخ را مورد مطالعه قرار دادند. از دیگر کارهای آنها می‌توان به فرستادن تصاویر دقیق محلهای فرود در سیاره مریخ به زمین اشاره کرد.

می‌توان بقایای کاوشگرهایی که در سطح سیارات فرود آمده یا متلاشی شده‌اند را در مریخ ، زهره و ماه یافت. اکنون چهار کاوشگر فضایی سیارات منظومه شمسی را ترک کرده بسوی ستارگان دیگر رهسپارند.
مشخصات و وظایف کاوشگرها اولین کاوشگری که از محدود منظومه شمسی خارج شد٬ پایونیر 10 بود که در 13 ژوئن 1983میلادی از مدار نپتون گذشت. این کاوشگر رهسپار ستاره راس 248 در صورت فلکی ثور است و انتظار می‌رود تا سال 2000 میلادی با زمین در ارتباط باشد. پایونیر 11 در جهت مخالف پایونیر 10 از منظومه شمسی خارج می‌شود.

ویجر 1 و 2 نیز تقریبا تا سال 2010 میلادی اطلاعاتی در مورد میدان انرژی خورشید مخابره خواهند کرد. انتظار می‌رفت کاوشگر گالیله که در سال 1989 میلادی پرتاب شده ٬ تا دسامبر 1997 میلادی اطلاعاتی درباره مشتری و چهار قمر بزرگ و درخشانش یعنی گانیمید ٬ کالیستو ٬ ‌آیو و اروپا به زمین مخابره کند. جوتو که فعالیتش بعد از ملاقات با ستاره دنباله‌دار هالی در سال 1986 میلادی متوقف شده بود٬ مجدداْ در سال 1992 میلادی برای رویارویی با ستاره دنباله دار گریگ - اسکیلرآپ بکار انداخته شد. بعدا به وضعیت سکون بازگردانده شد٬ ولی می‌توان در آینده آنرا فعال نمود.

مارینر 10 در سال 1973 میلادی برای مطالعه زهره ، عطارد پرتاب شد که هنوز به دور خورشید می‌چرخد ولی تماس با این کاوشگر در سال 1975 میلادی قطع شد. ماژلان که در سال 1989میلادی برای نقشه برداری از زهره با کمک رادار پرتاب شد٬ شش بار این سیاره را بررسی کرد و سپس در مدار پایینتری مستقر شد. در 12 اکتبر 1994 میلادی ماژلان به درون جو زهره فرو رفت و منهدم شد.

پایونیر 10 که در مارس 1972 میلادی پرتاب شده ٬ بسوی ستاره‌ای به نام راس 248 در صورت فلکی ثور حرکت می‌کند و 33 هزار سال دیگر به آن می‌رسد. پایونیر 11 ٬ که در آوریل 1973 میلادی پرتاب شد٬ اکنون در مسیر ستاره لاندا عقاب در صورت فلکی عقاب حرکت می‌کند و طی مدت تقریبا 74 میلیون سال از آن می‌گذرد. در سپتامبر 1995 میلادی ناسا سرانجام تماس با پایونیر 11 را متوقف کرد، زیرا نیروی کاوشگر برای اداره تجهیزاتش و انتقال اطلاعات ضعیف بود.

ویجر 1 که در سپتامبر 1977 پرتاب شد٬ بسوی ستاره‌ای به نام 3888 79 + AC در صورت فلکی زرافه در حرکت است و 40 هزار سال طول می‌کشد تا ویجر 2 که در اوت 1977 پرتاب شده به ستاره شعرای یمانی در صورت فلکی دب اکبر برسد. انتظار می‌رود کاوشگر اولیسه که در سپتامبر 1995 میلادی سفرش را از زیر قطب جنوبی خورشید به بالای قطب شمالی آن تکمیل کرد، در سال 2000 میلادی به قطبهای خورشید باز گردد.

کاوشگرهای وایکینگ 1 و 2 که در سال 1976میلادی به مریخ رسیدند٬‌ در اواسط دهه 1980 میلادی به فعالیت خود خاتمه دادند و در مدار بالاتری مستقر شدند. آنها همچنان تا دهه اول یا دوم قرن بیست و یکم در مدار مریخ می‌چرخند و سپس به این سیاره سرخ اصابت می‌نمایند. خاک نشین وایکینگ 2 فقط چهار سال کار کرد. هر دو کاوشگر وایکینگ استرلیزه شده بودند تا مبادا مریخ را آلوده کنند.



منبع : رشد

[Easy Bug]

محاسبه فواصل نجومی

مقدمه یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/9f/Parsec_astronomische_eenheid_schematische_voorstel ling.JPG



اختلاف منظر ظاهری
انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می‌کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه‌های متفاوت را به شما نشان می‌دهند. با این روش می‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می‌شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می‌شود.)

برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می‌گیرند و جابجایی زاویه‌ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می‌آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می‌آورند(همانطور که می‌دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می‌گیرند و رابطه را به صورت زیر می‌نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می‌آید. (P = 1/d (pc

با این روش به دلیل ناتوانی فقط می‌توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می‌شود.
اختلاف منظر طیفی ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.

در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/a/a1/untitled.bmp




استفاده از متغیرهای قیفاووسی و ابر نواختران
متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.

آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:



m - M = distance modulus =5 log d - 5

استفاده از قانون هابل روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می‌کنیم:



V = d×H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می‌کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می‌آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می‌توان سرعت را بدست آورد:



v = C×Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می‌آید:



d = C×Z/H

البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می‌کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می‌آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می‌کند.


منبع : رشد

[Easy Bug]

نواختر
نواختر (Novafaittaril)
ریشه لغوی نواختر ب ه معنی تازه و نو ، ریشه در زبان لاتین دارد و از آن برای توصیف افزایش نورانیت یک ستاره که برخی اوقات این افزایش چندان زیاد نیست، استفاده می‌شود.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/82/NOVAE.jpg


نگاه اجمالی
تولد یک ستاره جدید در یک ابر غول آسایی که از گاز و غبار به نام ابر رخ می‌دهد. این ابر با کشش گاز و غبار به داخل توسط نیروی گرانش شروع به فروپاشی می‌کند و صدها ستاره جوان تشکیل می‌گردد. هر ستاره جوان یا پیش ستاره با تولید انرژی هسته‌ای شروع به درخشش می‌کند. نیروی این انرژی بیشتر ، گاز و غبار احاطه کننده ستاره را به اطراف پراکنده می‌کند و یک ستاره نوع تی - شوری را بر جا می‌گذارد. سپس ستاره میلیاردها سال در دوره رشته اصلی می‌ماند و می‌درخشد.

اما سرانجام گازها که به عنوان سوخت واکنش هسته‌ای ستاره عمل می‌کنند، خاتمه می‌یابد. در نتیجه مرکز ستاره داغتر و داغتر می‌شود، تا جایی که ستاره منبسط می‌شود تا جایی که یک غول سرخ را تشکیل می‌دهد. وقتی که تمام سوخت ستاره تمام شد، ستاره منقبض می‌شود و تبدیل به کوتوله سفید می‌شود که کم نور تر و کم نور تر می‌شود. برخی از ستاره‌های بزرگ با چنان سرعتی منقبض می‌شوند که بطور چشمگیری در یک انفجار ابرنواختر منهدم می‌شوند.
تاریخچه قدیمی ترین گزارش ثبت یک نواختر به حدود 134 سال قبل از میلاد باز می‌گردد و از آن سال تا 1900 میلادی ظهور مرتب 160 نواختر گزارش شده بود. با پیشرفتهای بوقوع پیوسته در فناوری اپتیکی و متعاقبا برنامه ریزی منسجم باعث شده است که این تعداد در یکصد سال اخیر به دو برابر افزایش یابد.
سیر تحولی و رشد بیشتر ستارگان به خورشید شباهت دارند و از سوزاندن هیدروژن در مرکزشان انرژی می‌گیرند. میلیاردها سال بعد ، وقتی که این ستارگان به غول سرخ تبدیل شدند، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب می‌کنند و هسته سوخته آنها منقبض می‌شود تا به کوتوله سفید تبدیل شوند. جرم این ستارگان به اندازه‌ای نیست که پس از هلیوم سوزی بتوانند واکنشهای گرمایی هسته‌ای دیگری آغاز کنند. پس از آنکه لایه‌های بیرونی این ستارگان به صورت سحابی سیاره‌ نما پرتاب شدند، جرم لاشه‌‌ای که از آنها باقی می‌ماند. بدون تردید کمتر از حد چاندراسکا خواهد بود. ستارگان بسیار درخشان نیز وجود دارند که بیش از خورشید جرم دارند. اما تعداد این ستارگان کمتر است.

ستارگان پر جرم همچون ستارگان کم جرم ، هنگامی که به غول سرخ تبدیل می‌شوند در هسته خود هم هیدروژن و هم هلیوم می‌سوزانند. اما در این ستارگان به سبب جرم بسیار زیاد ، شروع به واکنش گرما - هسته‌ای دیگری نیز می‌کنند. مثلا هسته غنی از اکسیژن و کربن ستاره کم جرم ، غیرفعال است. اما در ستارگان پرجرم ، وزن بی اندازه زیاد ماده ستاره‌ای سبب می‌شود که دمای نواحی مرکزی به 700 میلیون درجه سانتیگراد برسد و کربن سوزی آغاز شود.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/8/8d/nova.jpg

مرحله اکسیژن سوزی
حتی پس از آن نیز ، زمانی که دمای نواحی مرکزی به یک میلیارد درجه برسد، اکسیژن سوزی آغاز می‌شود و در هریک از این موارد ، واکنش گرما - هسته‌ای تا زمانی در مرکز ستاره ادامه خواهد داشت که تمامی سوخت به پایان برسد. سپس واکنش گرما - هسته‌ای زمانی کوتاه باز می‌ایستد و هسته ستاره تحت تاثیر نیروی گرانش منقبض می‌شود. بی درنگ دمای بالای هسته در حال انقباض چنان افزایش می‌یابد که واکنش هسته‌ای مشایهی در پوسته نازکی در پیرامون هسته آغاز شود. خاکستر به جا مانده از اکسیژن سوزی ، سیلیس است. هر چه پوسته نازک اکسیژن به طرف بیرون حرکت می‌کند، ذخیره‌ای (فراوان) از سیلیس بر جای می‌ماند.
مرحله سیلیس سوزی هنگامی که تراکم بیشتر هسته ستاره ،‌ دمای مرکز را به 3 میلیارد درجه سانتیگراد می‌رساند، سیلیس سوزی آغاز می‌شود. آهن خاکستر به جا مانده از سیلیس سوزی است. اما هر قدر هم که هسته ستاره داغ شود، آهن نمی‌سوزد. بنابراین ستاره پر جرم در اواخر عمرش ، هسته‌ای غیر فعال و غنی از آهن دارد که چندین پوسته نازک آن را در برگرفته‌اند. در این پوسته‌ها که در آنها واکنش هسته‌ای جریان دارد، نزدیک به هسته ستاره مجتمع شده‌اند. تشکیل هسته غنی از آهن نشانه مرگ زودرس ستاره است. البته اتمهای آهن در هسته سوخته ستاره کاملا جدا از هم و گسسته‌اند و هیچ اتمی در گرما و فشار بی‌اندازه زیاد موجود در مرکز ستاره سالم باقی نمی‌ماند. در نتیجه هسته ستاره حاوی هسته‌های اتم آهن است که در دریایی از الکترون شناورند.

هرچه پوسته سیلیس سوز به آهستگی از مرکز ستاره دور می‌شود، مقدار بیشتری الکترون و هسته اتم آهن بر جا می‌ماند. سرانجام هسته مرده ستاره دیگر نمی‌تواند وزن سنگین و خرد کننده بقیه ستاره را تحمل کند. زمانی که جرم هسته آهنی به 1.5 برابر جرم خورشید می‌رسد، فشار چنان زیاد می‌شود که الکترونها به درون هسته‌های اتم آهن فشرده می‌شوند. در چنین حالتی الکترونهای منفی با پروتونهای مثبت ترکیب می‌شوند و نوترون بوجود می‌آورند. درنتیجه این فرایندها هسته ستاره به شدت درهم می‌ریزد که این فروریزش هسته بطور ناگهانی روی می‌دهد و مقدار بسیار زیادی انرژی آزاد می‌گردد. با هجوم آوردن یک موج شوکی از هسته درحال انفجار بطرف بیرون ، ستاره کاملا از هم می‌پاشد، در این حالت ستاره به ابر نواختر تبدیل شده است.
مکانیزم نواخترها به کمک طیف و افزایش نورانیت ظاهریشان به آسانی شناخته می‌شوند. میزان تغییرات درخشندگی آنها ممکن است بین 15-8 قدر نوسان داشته باشد. نواخترها متعلق به دسته‌ای از ستارگان متغیر به نام متغیرهای غیرمترقبه یا CV ها می‌باشند. در طی انفجار یک ابر نواختر ، روشنایی ستاره محکوم به فنا ناگهان میلیونها بار افزایش می‌یابد. در مدت چند روز نور ستاره با کل نور کهکشان که ستاره در آن قرار دارد، برابری می‌کند. آخرین ابر نواختر نزدیک به ما درسال 1604 در صورت فلکی مار و پیش از آن درسال 1572 ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی دیده شد. در فورانهای نواختری فقط مقادیر کمی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود. برعکس در انفجار ابر نواختر ، مقادیر زیادی از ماده ستاره با سرعتهایی فراتر از سرعت صوت پرتاب می‌شود.

این گازهای پرتاب شده با هجوم سریع به درون مواد میان ستاره‌ای پیرامونشان پرتو افشانی می‌کنند و می‌درخشند. در توفندگان جریان هیدروژن سوزی بسیار کندتر از آن است که بتوان انرژی توفندگان را ناشی از آن دانست. از این رو برخی از اختر فیزیکدانان هلیوم سوزی را فشار انرژی آنها می‌دانند. اما صرفنظر از نوع دقیق سوخت مصرفی شباهت بسیار زیادی میان نمودارهای مربوط به انفجار توفندگان و انفجار نواختران وجود دارد و همانطور که توفندگان می‌توانند بارها زبانه بکشند.
انواع نواختر نواختران بر حسب رفتاری که از خودشان در طول یک کمینه تا بیشینه نشان می‌دهند به سه دسته عمده تقسیم می‌گردند.
نواختران سریع (NA) این نواختران صعود تندی را به بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و حداکثر چند روز در این وضعیت باقی می‌ماند. از آن پس درخشندگی آنها شروع به کاهش می‌کند و بتدریج شیب آنها کاهش می‌یابد و ممکن است بسیار هموار گردند.
نواختران کند نواختران کند افزایش منظم تا بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و از چند هفته تا چندین ماه در آن وضعیت باقی می‌مانند. آنها در آغاز با افت و خیزهای اندکی شروع به کم نور شدن می‌نماید. اما به تدریج این میزان افزایش می‌یابد. همچنانکه شاهد کاهش درخشندگی ستاره هستیم، می‌بینیم که کمی پرنور شده و بیشینه دومی می‌رسد و پس از آن به علت کمینه حرکت می‌کند. طول دوره کاهش 3 قدر در این هسته ممکن است 150 یا بیشتر باشد.
نواختران بسیار کند دسته کوچکی از نواختران وجود دارند، که دارای منحنی نوری مشابه به حالتهای قبل هستند. با این وجود ممکن است در چند سال تا یک دهه در حالت بیشینه باقی بمانند و کاهش درخشندگی آنها نیز بسیار کندتر خواهد بود.

منبع : رشد

[Easy Bug]

همجوشی هسته‌ای

مقدمه از دیرباز آرزوی بشر دستیابی به منبعی از انرژی بوده که علاوه بر آنکه بتواند مدت مدیدی از آن استفاده کند، تولید پسماندهای خطرناک نیز در پی نداشته باشد. اکنون در هزاره سوم میلادی این آرزوی به ظاهر دست نیافتنی کم کم به واقعیت می‌پیوندد. اکنون بشر خود را آماده می‌کند تا با ساخت اولین رآکتور گرما هسته‌ای (همجوشی هسته‌ای) آرزوی نیاکان خود را تحقق بخشد. سوختی پاک و ارزان به نام هیدروژن انرژی تولیدی سرشار و پسماندی بسیار پاک به نام هلیوم. اکنون به واکنشهای گرما هسته‌ای و راهکارهای استفاده از آن می‌پردازیم.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/5/5e/fusion.gif

خورشید و ستارگان سالهاست که دانشمندان واکنشی را که در خورشید و ستارگان رخ داده و در آن انرژی تولید می‌کند کشف کرده‌اند. این واکنش عبارت است از ترکیب (برخورد) هسته‌های چهار اتم هیدروژن معمولی و تولید یک هسته اتم هلیوم. اما مشکلی سر راه این نظریه است. بالاترین دمایی که در خورشید وجود دارد مربوط به مرکز آن است که برابر 15ضرب در 10 به توان 6 می‌باشد. در حالی که در ستارگان بزرگتر این دما به 20 ضرب در ده به توان 6 می‌رسد. به همین خاطر تصور بر این است که آن واکنش معروف ترکیب چهار اتم هیدروژن معمولی و تولید یک اتم هلیوم در سایر ستارگان بزرگ نیست که باعث تولید انرژی می‌شود.

بلکه احتمالا چرخه کربن در آنها به کمک آمده و کوره آنها را روشن نگه می‌دارد. منظور از چرخه کربن آن چرخه‌ای نیست که روی زمین اتفاق می‌افتد، بلکه به این صورت است که ابتدا یک اتم هیدروژن معمولی با یک اتم 12C ترکیب می‌شود (همجوشی) و یک اتم 13N به همراه یک واحد پرتو گاما را آزاد می کند. بعد این اتم با یک واپاشی به یک اتم 13C به علاوه یک پوزیترون و یک نوترینو تبدیل می‌شود. بعد این 13C دوباره با یک اتم هیدروژن ترکیب می‌شود و 14N و یک واحد گاما حاصل می‌شود.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/9b/_ggttqq_P00545.jpg


دوباره در اثر تر کیب این نیتروژن با یک هیدروژن معمولی اتم 15O و یک واحد گاما تولید می‌شود و 12C واپاشی کرده و 15N به علاوه یک پوزیترون و یک نوترینو را بوجود می‌آورد. و دست آخر با ترکیب 15N با یک هیدروژن معمولی 12C به علاوه یک اتم هلیوم بدست می‌آید.

دیدید که در این چرخه 12C نه مصرف شد و نه بوجود آمد، بلکه فقط نقش کاتالیزگر را داشت. این واکنشها به ترتیب و پشت سر هم انجام می‌شوند. و واکنش اصلی همان تبدیل چهار اتم هیدروژن به یک اتم هلیوم است. مزیت چرخه کربن این است که سرعت کار را خیلی بالا می‌برد. ولی اشکالی که دارد این است که در دمای حد اقل20 ضرب در ده به توان 6 شروع می‌شود. بنابراین احتمال زیادی می‌رود که در ستاره‌های بزرگتر چرخه کربن باعث تولید انرژی می‌شود.
محصور سازی یک تعریف ساده و پایه‌ای از همجوشی عبارت است از فرو رفتن هسته‌های چند اتم سبکتر و تشکیل یک هسته سنگین‌تر. مثلا واکنش کلی همجوشی که در خورشید رخ می‌دهد عبارت است از برخورد هسته‌های چهار اتم هیدروژن و تبدیل آنها به یک اتم هلیوم. تا اینجا ساده به نظر می‌رسد، ولی مشکلی اساسی سر راه است می‌دانید هسته از ذرات ریزی تشکیل شده است که پروتون و نوترون جزء لاینفک آن هستند. نوترون بدون بار و پروتون با بار مثبت که سایر بارهای مثبت را به شدت از خود می‌راند. مشکل مشخص شد؟ بله … اگر پروتونها (هسته‌های هیدروژن) یکدیگر را دفع می‌کنند، چگونه می‌توان آنها را در همجوشی شرکت داد؟

همانطور که حدس زدید راه حل اساسی آن است که به این پروتونها آن قدر انرژی بدهیم که انرژی جنبشی آنها بیشتر از نیروی دافعه کولنی آنها شود و پروتونها بتوانند به اندازه کافی به هم نزدیک شوند. حال چگونه این انرژی جنبشی را تولید کنیم؟ گرما راه حل خوبی است. در اثر افزایش دما جنب و جوش و به عبارت دیگر انرژی جنبشی ذرات بیشتر و بیشتر می‌شود، بطوری که تعداد برخوردها و شدت آنها بیشتر و بیشتر می‌شود. به نظر شما آیا دیگر مشکلی وجود ندارد؟ خیر ، مسئله اساسیتری سر راه است.

یک سماور پر از آب را تصور کنید. وقتی سماور را روشن می‌کنید با این کار به آب درون سماور گرما می‌دهید (انرژی منتقل می‌کنید). در اثر این انتقال انرژی دمای آب رفته رفته بالاتر می‌رود و به عبارتی جنب و جوش مولکولهای آب زیاد می‌شود. در این حالت بین مولکولهای آب برخوردهایی پدید می‌آید. هر مولکول که از شعله (یا المنت یا هر چیز دیگری) مقداری انرژی دریافت کرده است آنقدر جنب و جوش می‌کند تا بالاخره (به علت محدود بودن محیط سماور و آب) انرژی خود را به دیگری بدهد. مولکول بعدی نیز به نوبه خود همین عمل را انجام می‌دهد. بدین ترتیب رفته رفته انرژی منبع گرما در تمام آب پخش می‌شود و دمای آب بالا می‌رود. آیا وقتی بدنه سماور را لمس می‌کنیم هیچ گرمایی حس نمی کنیم؟ …بله حس می کنیم.

دلیلش هم برخورد مولکولهای پر انرژی آب با بدنه سماور و انتقال انرژی خود به آن. هدف ما از روشن کردن سماور گرم کردن آب بود نه سماور. امیدوارم تا اینجا پاسخ اولین مشکل اساسی بر سر راه همجوشی را دریافت کرده باشید. بله اگر اگر با صرف هزینه و زحمت بالا سوخت را به دمایی معادل میلیونها درجه کلوین برسانیم آیا این اتمها آنقدر صبر خواهند کرد تا با دیگر اتمها وارد واکنش شوند یا در اولین فرصت انرژی بالای خود را به دیواره داده و آن را نابود می‌کند؟ بنابراین نیاز به محصور سازی داریم، یعنی باید به طریقی اجازه ندهیم که این گرما به دیواره منتقل شود.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/2/22/_ggttqq_P00545B.jpg












رسیدن به دمای بالا
شروع واکنش همجوشی به دمای بسیار بالایی نیازمند است. درست است که دمای پانزده میلیون درجه دمای بسیار بالایی است و تصور بوجود آوردنش روی زمین مشکل و کمی هم وحشتناک می‌باشد، ولی معمولا در زندگی روزمره دور و برمان دماهای خیلی بالایی وجود دارند و ما از آنها غافلیم. مثلا وقتی در اثر اتصالی سیمهای برق داخل جعبه تقسیم می‌سوزد و شما صدای جرقه آنرا می‌شنوید و پس از بررسی متوجه می‌شوید که کاملا ذوب شده فقط بخاطر دمای وحشتناکی بوده که آن داخل بوجود آمده. این دما به حدود سی - چهل هزار درجه کلوین می‌رسد.

البته این دما برای همجوشی حکم طفل نی سواری را دارد. یا اینکه می‌توانیم با استفاده از ولتاژهای بسیار بالا قوسهای الکتریکی را از درون لوله‌های موئین عبور بدهیم. به این ترتیب دمای هوای داخل لوله که اکنون به پلاسما تبدیل شده به نزدیک چند میلیون درجه می‌رسد (که باز هم برای همجوشی کم است). یکی از بهترین راهها استفاده از لیزر است. می‌دانید که لیزرهایی با توانهای بسیار بالا ساخته شده‌اند. مثلا نوعی از لیزر به نام لیزر نوا (NOVA) می‌تواند در مدت کوتاهی انرژی معادل ده به توان پنج ژول تولید کند.

اما باز هم در کنار هر مزیت معایبی هست. مثلا این لیزر تبعا انرژی زیادی مصرف می‌کند که حتی با صرف نظر از آن مشکل دیگری هست که می‌گوید، اگر انرژی تولیدی لیزر در آن مدت کوتاه باید تحویل داده بشود پس برای برقرار ماندن معیار لاوسن (حالا که مدت زمان محصور سازی پایین آمده) باید چگالی بالاتر برود. که در این مورد از تراکم و چگالی جامد هم بالاتر می‌رود.



http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/a/a9/_ggttqq_P00545C.jpg








انواع واکنشها برای بهینه سازی کار رآکتورهای همجوشی و افزایش توان خروجی آنها راههای متعددی وجود دارد. یکی از این راهها انتخاب نوع واکنشی است که قرار است در رآکتور انجام بشود. واکنش زیر نوعی از واکنش همجوشی به صورتی است که در آن دو هسته سبک با یکدیگر واکنش داده و یک هسته سنگین‌تر را بوجود می‌آورند. یعنی حاصل ترکیب دو هسته دوتریم و تولید یک هسته ترتیم به علاوه یک هسته هیدروژن معمولی است. این واکنش انرژی ده می‌باشد. چون تفاوت انرژی بستگی هسته سنگین‌تر و هسته‌های سبکتر مقداری منفی است.

در این واکنش مقدار انرژی تولیدی برابر MeV4 می‌باشد. قبلا گفته شد که باید برای انجام همجوشی هسته‌ها به اندازه کافی به هم نزدیک بشوند. این مقدار کافی حدودا معادل 3 fm می‌باشد. چون در این فاصله‌ها انرژی پتانسیل الکتروستاتیکی دو دوترون در حدود MeV 0.5 هست پس می‌توانیم با این مقدار انرژی دادن به یکی از دوترونها دافعه کولنی بین دوترونها شکسته و واکنش را شروع کنیم که بعد از انجام مقدار MeV 4.5 تولید می شود (MeV 0.5 انرژی جنبشی به علاوه 4 MeV انرژی آزاد شده).






http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/0/0a/Godakhtehastei.jpg



زنجیره پروتون_پروتون
پروتونها جهت تشکیل اتمهای هلیوم پیچیده‌تر
تصادم می‌کنند و گداخته می‌شوند. در این فرآیند
آنها ذراتی پر انرژی نظیر نوترینو ،
پوزیترون و فوترون آزاد می‌کنند.





می‌توانیم رآکتور خود را طوری طراحی کنیم که دور دیواره بیرونی آن لیتیوم مایع تحت فشار جریان داشته باشد. این لیتیوم مایع گرمای تولیدی اضافی را از واکنش گرفته و به آب منتقل می‌کند و با تبدیل آن به بخار باعث می‌شود که توربین و ژنراتور به حرکت در آیند و برق تولید بشود.
اما چرا لیتیم؟ قبلا دیدید که مقرون به صرفه ترین واکنش در راکتور همجوشی واکنش دوتریم - ترتیم است. در این واکنش دیدید که یک نوترون پر انرژی تولید می‌شد. این مسأله یعنی نوترون زایی می‌تواند سبب تضعیف بخشهایی از رآکتور شود. از طرفی برای محیط زیست و مخصوصا سلامتی کسانی که در اطراف رآکتور فعالیت می‌کنند بسیار مضر است. اما اگر لیتیوم را به عنوان خنک کننده داشته باشیم این جریان لیتیم همچنین نقش مهم کند کنندگی را بازی خواهد کرد. به این صورت که با نوترون اضافی تولید شده در واکنش ترکیب شده و سوخت گران قیمت و بسیار کمیاب رآکتور رو که همان تریتیوم است تولید می‌کند. واکنش دقیق آن به شکل زیر است. البته در این مورد باید ضخامت لیتیوم مایع در جریان حداقل یک متر باشد.





منبع : رشد

[Easy Bug]

چگالی جهان
مقدمه
جهان در حال انبساط است، اما نیروهای جاذبه بین مواد، باعث کند شدن این انبساط می‌شوند. هر چه جرم جهان متراکم‌تر باشد، به همان اندازه چگالی آن زیادتر شده و انبساط آن کندتر می‌شود. جهانی که چگالی بالایی دارد ممکن است بالاخره بخاطر قدرت نیروهای جاذبه بین قسمتهای تشکیل دهنده‌اش ، منقبض شود. اگر جهان به اندازه کافی چگالی نداشته باشد، برای همیشه در حال انبساط خواهد بود.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/9f/dark_energy.gif



سرنوشت نهایی جهان احتمالا به مقدار ماده سیاهی که در آن وجود دارد بستگی خواهد داشت. ماده سیاه ، (ماده‌ای است نامرئی که فقط توسط تأثیرات جاذبه‌اش قابل مشاهده می‌باشد.) ماهیت دقیق و پراکندگی ماده سیاه هنوز شناخته نشده است. اما ستاره شناسان پیش بینی می‌کنند که حدود 90 درصد جرم جهان احتمالا از این ماده تشکیل شده باشد، تصور می‌شود که مقداری از آن در حفره‌های سیاه ، مقداری بصورت ستاره‌های تاریک و مقداری در هاله‌های تیره‌ای که در اطراف کهکشانها هستند، وجود داشته باشد.
کشفهای تازه انرژی تاریک تلسکوپ فضایی و ارزشمند هابل در کشفی جدید به شواهدی دست یافته است که ضمن تأیید نظریه‌های اولیه آلبرت اینشتین نشان می‌دهد نوعی انرژی مرموز و ناشناخته موسوم به انرژی تاریک حتی ‪ ۹‬میلیارد سال قبل وجود داشته و سبب گسترش ابعاد جهان شده است. آدام ریس محقق دانشگاه جانز هاپکینز و نیز موسسه تلسکوپهای فضایی سازمان ناسا اعلام کرد کشف جدید به حل معمای انرژی تاریک که یکی از اساسی‌ترین سوالات علم فیزیک محسوب می‌شود، کمک بزرگی می‌کند.

آلبرت اینشتین در نظریه‌های اولیه خود مطرح کرده بود که نیروی جاذبه بین مواد سبب می‌شود تعادل کیهان بر هم خورده و جهان منقبض شود و به همین جهت برای ایجاد تعادل نیروی ناشناخته دیگری باید در جهان وجود داشته باشد که وی آن را ثابت کیهانی (‪ (Cosmological Constant‬نامید. اینشتین بعدها این نظریه خود را پس گرفته و از آن به عنوان بزرگترین اشتباه عمر خود یاد کرد، اما دانشمندان سرانجام در سال ‪۱۹۹۸‬ موفق به مشاهده عملی شواهد این انرژی ناشناخته و پنهان شده و نظریات اولیه `اینشتین` را مجددا مطرح کردند.

به گفته ریس ، ویژگی ضد جاذبه انرژی تاریک همچنان در جهان هستی وجود داشته و سبب گسترش ابعاد جهان می‌شود و شواهد تازه بدست آمده تلسکوپ هابل نشان می‌دهد حتی ‪ ۹‬میلیارد سال قبل نیز جهان در اثر وجود همین انرژی در حال گسترش یافتن بوده است. عمر جهان در حدود ‪ ۱۳/۷‬میلیارد سال تخمین زده می‌شود. دانشمندان در این مطالعه ، ‪ ۲۴‬ستاره قدیمی را که همگی حدود ‪ ۹‬میلیارد سال قبل در انفجارهایی بسیار نورانی موسوم به `ابرنواختر`منفجر شده‌اند مورد بررسی قرار دادند.

به گفته محققان، این ستاره‌ها که هر کدام حدود ‪ ۱/۴‬برابر خورشید جرم داشته‌اند همگی در زمانی تقریبا مشابه منفجر شده و تمام جرم خود را به نور تبدیل کرده‌اند. دانشمندان با اندازه‌گیری نور شدید حاصل از این انفجارها که ‪۹‬ میلیارد سال قبل رخ داده و هم‌اکنون پس از طی کردن مسافت ‪ ۹‬میلیارد سال نوری به زمین رسیده، موفق شدند تاثیر `انرژی تاریک` بر گسترش جهان را در تمامی این مدت بسنجند.

نتایج این بررسی با تایید نظریه‌های مطرح شده در سال ‪ ۱۹۹۸‬مجددا بر وجود `انرژی تاریک` در جهان از میلیاردها سال قبل تاکنون تأیید کرد. به رغم شناسایی شواهد جدید از وجود `انرژی تاریک`، ماهیت این انرژی همچنان برای فیزیکدانان به شکل معما باقی مانده ‌است. اینشتین در زمان معرفی ثابت کیهانی و یا به عبارتی انرژی تاریک ، آن را یک ویژگی مربوط به فضای بیکران نامید. برخی دیگر از نظریه‌پردازان آن را حاصل یک میدان الکترومغناطیسی بسیار عظیم می‌دانند و برخی دیگر نیز آن را به نکات ناشناخته قانون جاذبه ارتباط می‌دهند.


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/3/36/dm_exposed_030415_03.gif




انبساط جهان
با وجود خلا فضای بین ستاره‌ای بنظر می‌رسد جرم جهان ما کمتر از آن باشد که بتواند در آینده منقبض شود. آینده ما چگونه است؟ یک حریق بزرگ تازه یا شاید پیشروی به سمت سرمای بیشتر و فضای خالی بیشتر؟ برای پاسخگویی به این سؤال ، باید نیروی گرانشی کائنات یا معادل آن چگالی ماده موجود در کائنات را حساب کنیم. جهان در حال انبساط است و نیروهای جاذبه بین مواد باعث کند شدن این انبساط می‌شوند. هر چه جرم جهان متراکم تر باشد، به همان اندازه چگالی زیاد شده و انبساط آن کندتر می‌شود. جهانی که چگالی بالایی دارد، ممکن است بالاخره به خاطر قدرت نیروهای جاذبه بین قسمتهای تشکیل دهنده‌اش ، منقبض شود و جهان بسته بماند (کائنات بسته).

اگر جهان به اندازه کافی چگالی نداشته باشد، برای همیشه در حال انبساط و بصورت جهان باز خواهد بود. (کائنات باز)


http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/3/3f/future_universe.jpg




چگالی بحرانی اندازه کافی که برای چگالی گفته می‌شود، چقدر است؟ این اندازه برابر 5 x 10-27Kg/m3 است که چگالی بحرانی می‌باشد. چگالی بحرانی معیاری است برای تعیین باز یا بسته بودن جهان. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی بیشتر باشد، جهان ، جهان بسته خواهد بود. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی کمتر باشد، جهان ، جهان باز خواهد بود.
اندازه گیری چگالی جهان حال ببینیم چگالی جهان را چگونه اندازه بگیریم؟ چگالی کمیت یک ماده در واحد حجم معین است. حجم مورد نظر در مورد کائنات باید بسیار بزرگ باشد. حجمی شاید به اندازه یک ابرخوشه. برای محاسبه ماده موجود در این حجم ، جرم کهکشانها را باهم جمع می‌کنیم. این کار در مورد مواد مرئی که به سمت ما نور می‌فرستند، میسر است ولی در مورد ماده‌ای که نمی‌بینیم، نمی‌توانیم جرم آن را حدس بزنیم. موادی مثل ستارگان و سیاره‌های مرده ، سیاره‌هایی که دور از هر منشأ نوری قرار دارند، صورتهای احتمالی ماده که هنوز نمی‌شناسیم، ماده تاریک و ... .

اسحاق نیوتن می‌گوید: ماده ، چه نورانی چه تاریک ، شناخته شده یا ناشناخته ، از طریق نیروی گرانشی خود را به ما نشان می‌دهد. فرض کنیم خورشید نور افشانی نمی‌کرد در این صورت نمی‌توانستیم آن را ببینیم ولی حرکت سیاره‌ها به دور خورشید همچنان ادامه داشت و اخترشناسان می‌توانستند بدون آنکه قادر به دیدن خورشید باشند، بوجود آن پی ببرند و با دنبال کردن حرکات زمین نسبت به ستارگان ، جرم آن را اندازه بگیرند.

اخترشناسان با بهره گیری از روشهای مشابه می‌توانند چگالی کل کائنات را اندازه بگیرند. نتیجه اندازه گیری آنها در کل فضای قابل مشاهده بطور میانگین حدود یک سوم اتم در حجم یک متر مکعب فضا است. به لحاظ نظری برای اینکه حرکت کهکشانها در آینده متوقف یا معکوس شود، این چگالی باید بیش از ده اتم در هر متر مکعب باشد. با توجه به واقعیات مشهود چنین امری بعید به نظر می‌رسد، ولی چون ابزار دقیق اندازه گیری نداریم، نمی‌توانیم این امکان را کاملا منتفی بشماریم، ولی اگر چنین باشد، کائنات باز خواهد بود. نسبت فراوانی هیدروژن سنگین (دوتریوم) به هیدروژن سبک از فرضیه کائنات باز حمایت می‌کند. پس سبک بودن کائنات و فراوانی دوتریوم نشان می‌دهد که کائنات تا ابد منبسط خواهد شد.

[Easy Bug]

عمر کائنات
دید کلی
طبق نظریه انفجار بزرگ ، جهان آغازی داشته است. این آغاز که همان لحظه انفجار اولیه بوده است، بطور دقیق معلوم نیست کی بوده است. ستاره‌ها و کهکشانهایی با میلیاردها سال نوری فاصله توسط تلسکوپها رویت شده اند. پس مسلما باید عمر جهان مساوی یا بیشتر از عمر این ستاره‌ها باشد. برای تعیین این مقدار باید فاصله کهکشانهای دوردست را بدانیم ولی ژرفای کیهانی بر ما نامعلوم است و اندازه گیری فاصله کهکشانها بسیار مشکل می‌باشد. تمامی شک و تردیدها پیرامون برآورد عمر عالم ، ناشی از شک و تردیدهایی است که در اندازه گیری این فاصله‌ها وجود دارد. امروزه برای اندازه گیری سن کائنات ، از سه روش مختلف استفاده می‌شود. که هرسه تقریباً به نتیجه مشابهی می‌رسند.
تعیین عمر کائنات با حرکت کهکشانها حرکت فرار کهکشانها برای ما به منزله یک ساعت شنی کیهانی ، برای تاریخ بندی کائنات است. سرعت دور شدن این کهکشانها متناسب با فاصله‌ای است که از ما دارند. بنابراین چنانچه فاصله کهکشانی دو برابر فاصله کهکشان دیگر باشد، کهکشان دورتر با سرعتی دوبرابر سرعت کهکشان نزدیک از ما دور می‌شود. با قبول نظریه انفجار بزرگ ، جریان زمان را به لحظه ای بر می گردانیم که همه کهکشانها کنار هم جمع بودند. این لحظه که می‌توان آنرا سپیده دم کائنات نامید، حدود 15 میلیارد سال قبل بوده است. این زمان صفر نقطه مرجع ساعت کیهانی ما خواهد بود.
سن پیرترین ستارگان عالم ما در درون خود ، اجسامی مثل زمین و ستاره‌های کهنسال دارد که می‌توان سن آنها را معلوم کرد. این سن باید مساوی یا کمتر از سن کائنات باشد، زیرا نمی‌توان کائناتی را فرض کرد که اشیا درون آن عمر بیشتری از خود داشته باشند. در این روش فرض کنیم که نخستین ستارگان بلافاصله پس از ولادت کائنات متولد شده‌اند. برای اندازه گیری عمر آنها به مساله انرژی متوسل می‌شویم. نور ستارگان حاصل از سوختن ذخیره هسته‌ای آنهاست. این سوختن از هیدروژن و هلیوم آغاز شده و به سوختن اتم‌های سنگین می‌رسد.

ستارگان تا زمانیکه ذخیره سوختی داشته باشند، باقی می‌مانند، سپس با تمام شدن این ذخیره تغییر ساختار داده و می‌میرند. همه ستارگان به یک اندازه عمر نمی‌کنند. ستاره‌های حجیم و درخشان عمر کوتاهتری دارند. ستارگان بصورت گروهی به دنیا می‌آیند (خوشه). هر خوشه در زمان تولد خود شامل طیف گسترده‌ای از انواع ستارگان است. بنابراین سن هر خوشه را می‌توان از سن ستارگان سالخورده‌اش حدس زد. در کهکشان ما ستارگانی با 14 تا 16میلیارد سال سن وجود دارند که می‌توان گفت عمر کائنات هم در همین حدود است.
سن قدیمیترین ذرات بعضی اتمها ناپایدارند و مدتی عمر کرده ، سپس به انواع دیگر اتمها تبدیل می‌شوند. معروفترین آنها کربن 14 است که نیمه عمر آن 6000 سال می‌باشد، یعنی پس از این مدت ، مقدار آن نصف خواهد شد. با استفاده از این کربن می‌توان سن هر جسمی را که دارای کربن 14 می‌باشد، تعیین کرد. ولی این 6000 سال در مقایسه با سن و سال ستارگان و تاریخ کیهانی زمان بسیار اندکی است. باید از ذراتی با نیمه عمر قابل قیاس با مقیاس جهانی استفاده کنیم.
عناصر مورد استفاده در سنجش عمر کائنات

اورانیوم با دو ایزوتوپ اورانیوم 235 با نیمه عمر یک میلیارد سال و اورانیوم 238 با نیمه عمر 5/6 میلیارد سال ، می‌تواند مورد مناسبی برای این سنجش باشد.




چون اورانیوم 235 بسیار سریعتر از اورانیوم 238 از بین می‌رود، تناسب تعداد ذرات اورانیوم 235 به ذرات اورانیوم 238 پیوسته کاهش می‌یابد. بنابراین فراوانی نسبی این دو ایزوتوپ ، نوعی ساعت شنی جهانی است که گذر زمان را ثبت می‌کند.




هسته‌هایی با عمر طولانی:
توریوم 232 با نیم عمر 20 میلیارد سال – رنیوم 187 با نیم عمر 50 میلیارد سال – ساماریوم 132 با نیم عمر 60 میلیارد سال؛ با اندازه گیری فراوانی این هسته‌ها می‌توانیم تقویم نسبتا خوبی از رویدادهای گذشته تنظیم کنیم.



این روش به ما امکان می‌دهد که با استفاده از نمونه‌های صخره‌ای عمر زمین ، ماه ، و شهاب سنگ را تعیین کنیم. در کلیه این موارد با دقت حدود 2درصد به 6/4 میلیارد سال رسیده‌ایم. این سنی است که می‌توانیم آنرا به کل منظومه شمسی نسبت دهیم. به ترکیبی که گذشت می‌بینیم که کهکشانها ، ستارگان ، و اتمها ، سن کائنات را حدود 15 میلیارد سال تخمین می‌زنند.


منبع : رشد

[Easy Bug]

ذره و ضد ذره

نگاه اجمالی وجود زوج‌های ذرات و ضد ذرات ریشه در جهان دارد. از بدو خلقت تا کنون موجودی مجرد آفریده نشده‌ است. برای همین برطبق اصل آفرینش که در آیات زیادی از قرآن کریم به آن پرداخته شده‌است، زوجیت در جهان و طبیعت برای هر موجودی وجود دارد. بنابراین ، در دنیای میکروسکوپیک این زوجیت بین ذرات ، بخصوص ذرات بنیادی مطرح می‌شود. یعنی هر ذره برای خودش یک ضد ذره‌ای دارد که کاملا شبیه آن هست. اما در پاره‌ای خصوصیات متفاوت هستند که این اختلافات از طریق نظریات بنیادین نسبیت ، مکانیک کوانتومی ، قوانین بنیادین فیزیک توصیف می‌شوند.
خصوصیات ضد ذرات به توسط اصول نسبیت و مکانیک کوانتومی وجود ضد ذره‌ای برای هر ذره که دارای همان جرم و اسپین باشد ، نتیجه می‌شود. سایر اعداد کوانتومی ، «بارالکتریکی ، ایزو اسپین ، شگفتی ، عدد بار یونی ، عدد لپتونی) دارای همان اندازه‌ای هستند که ذرات معمولی دارند ولی با علامت معکوس ، رابطه ذرات و ضد ذرات همواره به قوانین بقای فیزیک منجر می‌شود.
از ضد ذرات تا ضد ماده نامگذاری الکترونها ، پروتونها و نوترونها تحت عنوان ذره کاملا اختیاری است ، در عین حال طبیعی به نظر می‌آید که خود شما و محیط اطرافتان ترکیبی از ماده تلقی شود تا ضد ماده. برای درک بیشتر ، ماده‌ای که جهان کنونی را تشکیل داده خودش از ذرات شکل گرفته است. بنابراین در مقابل ماده ، ضد ماده‌ای متشکل از ضد ذرات قابل تصور است.
برهمکنش ذرات و ضد ذرات قوانین بقا در برهمکنش ذرات و ضد ذرات معتبر است. برای مثال ، در برهمکنش پروتون با پروتون قانون بقای بار الکتریکی ، قانون بقای جرم ، قانون بقای بار باریونی ، قانون بقای اندازه ،قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای ، برآیند اسپین سیستم و ... به قوت خود باقی است. البته وقتی صحبت از ضد ماده می‌شود باید دو فرایند زیر لحاظ شود. پدیده تولید جفت و پدیده نابودی جفت. بدین معنی که ذره و ضد ذره‌اش در برخورد متقابل نابود می‌شوند و انرژی آنها به فوتون یا مزون مبدل می‌شود. در فرایند معکوس فوتون پرانرژی نابود می‌شود و تولید جفت ذره و ضد ذره می‌کند.
چشمه تولید ذرات و ضد ذرات پاد ذرات در شتابدهنده‌های بزرگ ذرات و به طور کلی در هر جا که نشانی از ذرات پرانرژی یافت می‌شود ، بعنوان مثال ، ذرات اشعه کیهانی در جو زمین یا اشعه کیهانی در فضای بین ستاره‌ها و غیره ، تولید می‌شوند. اما هنوز کسی نمی‌داند که آیا ضد ماده به مقدار زیاد در جهان وجود دارد یا نه؟ البته فوتونی که از ماده منتشر می‌شود دقیقا همان فوتونی است که از ضد ماده منتشر می‌یابد ، از اینرو تنها با مشاهده تابش الکترومغناطیسی ستاره‌ای نمی‌توان تعیین کرد که از ماده ساخته شده‌است یا از ضد ماده.
خاصیت شگفت انگیز نوترینو برای تشخیص ماده از ضد ماده ، شناسایی نوترینو ، موثر است. ستارگان ساخته شده از ماده معمولی باید سرچشمه نوترینوها باشند در حالی که پادستارگان سرچشمه پاد نوترینوها هستند. اما حساسیت آشکار سازهای نوترینویی کنونی از لحاظ اندازه ، چند مرتبه کمتر از حدی است که بتوان مشخص کرد آیا ضد ماده به مقدار آنقدر بزرگ ، در آن حد که برای ساختمان و تکامل جهان دارای اهمیت باشد ، وجود دارد یا نه.
ناگفته‌های ذرات و ضد ذرات

این احتمال وجود دارد در فاز اولیه تاریخ جهان ، پاد ذره‌های بسیاری وجود داشته‌اند. اما هنوز معلوم نیست که تعداد ذرات با تعداد پاد ذرات مساوی بوده ، و یا نا متقارنی اندکی به سود ذرات وجود داشته‌است.




ضد ماده ، ممکن است نقش مهمی را در جهان ایفا کرده باشد ، زیرا نابودی آن در اثر رویارویی با ماده معمولی ، موثرترین مکانیزم برای استخراج انرژی سکون از اجسام مادی است.




منبع : رشد

[Easy Bug]

ضد ماده
پاد ماده (ضد ماده)
دید کلی ما انسانها و هر آنچه در اطراف ماست از موجودات زنده زمین و سیارات ، خورشید و دیگر ستارگان ، همه از ماده ساخته شده‌ایم. اما با تصور وجود یک جهان دیگر که مانند تصویر آینه‌ای جهان کنونی ما باشد، چه احساسی به شما دست می‌دهد؟ البته وجود چنین جهانی پذیرفته نیست. با این حال جهان ذرات زیر اتمی (الکترون ، پروتون ، نوترون ، ...) چنین همتایی دارد و هر یک از این ذرات برای خود همتایی در آن جهان دارند که به اصطلاح پاد ذره آن ذرات می‌نامند.

http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/b/be/anti-matter.jpg







تاریخچه
دیراک فیزیکدان معروف در 1928 چنین استنباط کرد که همه مواد می‌توانند در دو حالت وجود داشته باشند. وی در آغاز نظریه خود را در مورد الکترون بیان کرد و اظهار داشت که باید ذراتی به نام ضد الکترون هم وجود داشته با شد. این گفته تحقق یافت و فیزیکدان آمریکایی کارل اندرسون در 1932 ضد الکترون و یا پوزیترون را کشف کرد. پس از اکتشاف دیراک و اندرسون ، سرانجام در اکتبر 1955 اییلوگسلر ، فیزیکدان اهل ایتالیا توانست در شتاب دهنده بیوترون در آزمایشگاهی در کالیفورنیا پاد پروتون و یک سال بعد 1956 پاد نوترون را آشکار کند. اما دانشمندان پارا فراتر گذاشته و در پی ساخت پاد اتم و پاد مولکول برآمدند.
مکانیزم اینکه اصلا پاد ذرات چیستند، چه خواصی دارند و در قیاس با همتای ماده‌ای خود چگونه رفتار می‌کنند، مدتی فیزیکدان را به خود مشغول کرد؟ ابتدا این تصور وجود داشت که پاد ماده در واقع تصویری از ماده در آینه است. این بدان مناست که پاذرات ، باید باری مخالف و هم اندازه و جرمی قرینه جرم تصویری خود در دنیای ماده داشته باشند. بحث بار الکتریکی کاملا پذیرفته شده بود. اما جرم منفی بسیار دشوار می‌نماید. ویژگی دیگر پاد ذرات ، ویژگی نابودی در صورت برخورد و تماس با پاد ماده خود است. در این انهدام مشترک هر دو نابود می‌شوند، و به مقدار قابل توجهی انرژی که بیشتر به صورت پرتوهای گاما ظاهر می‌شود، در می‌آیند. البته اگر این انرژی به اندازه کافی زیاد باشد، می‌تواند به جفت ماده و پاد ماده دیگری نیز تبدیل شود که این تصویر خوبی از تبدیل ماده و انرژی به یکدیگر و بیان فرمول معروف انیشتن است.

پاد ذرات از برخورد شدید ذرات دیگر بوجود می‌آیند. این وظیفه به عهده شتابدهنده‌ها است. در توضیح اینکه چرا ما بیشتر ماده را می‌بینیم تا ضد ماده ، در تاریخ کیهان آمده است. در مرحله دوم از هشت مرحله یا مقطع تاریخ کیهان آمده است که اولین سنگ بناهای ماده (مثلا کوارک و الکترون و پاد ذرات آنها) از برخورد پرتوها ، با یکدیگر بوجود می‌آیند. قسمتی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ، ذرات فوق سنگین نیز می‌توانسته‌اند بوجود آمده باشند. این ذرات دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ، ماده بیشتری نسبت ضد ماده (مثلا کوارکهای بیشتری نسبت به آنتی کوارکها) ایجاد کنند. ذراتی که فقط در میان اولین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند، برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت از فزونی ماده در برابر ضد ماده بود.
آزمایش ساده برای تصور جسم منفی ، ماهی باهوشی را تصور کنید که به سطح آب می‌آید و به قعر آن نمی‌رود. همچنین فرض کنید حباب‌هایی از داخل بطری که در کف اقیانوس قرار دارد به سمت بالا حرکت می‌کنند. ماهی باهوش با مشاهده حباب‌ها شدیدا علاقمند خواهند شد به آن جرمی منفی نسبت دهد. زیرا در خلاف جهت نیروی وارد از سوی جاذبه زمین حرکت می‌کنند. با این تصورات ، فیزیکدانان وجود چنین حالتی را برای پاد ماده غیر تحمل می‌دانند.
http://daneshnameh.roshd.ir/mavara/img/daneshnameh_up/9/99/ANTI-Matter_V2.jpg
آینده پاد ماده
نویسندگان داستان غیر علمی ، تخیلی بر این باورند که می‌توان با استفاده از ماده و پاد ماده ، فضاپیماهایی را به جلو راند. یک فضاپیمای مجهز به موتور ماده - پاد ماده در کسری از مدت زمان که امروزه یک فضاپیمای مجهز به موتور هیدروژن مایع لازم دارد تا به ستارگان همسایه خورشید برسد، ما را به آن سوی مرزهای منظومه شمسی (خورشیدی) خواهد برد. سرعت این چنین فضاپیمایی در مقایسه با سرعت شاتلهای فضاهای کنونی هم ، چون سرعت یک یوزپلنگ در مقابل لاک پشت است. این فضاپیما می‌تواند سفر یازده ماهه جستجوگر سیاره بهرام را یک ماهه به انجام رساند. دیگر توانایی پاد ماده در ایجاد سرعتهای بسیار بالا و نزدیک به سرعت نور است. اما این بار به جای سفر در کیهان ، سفر در زمان مورد نظر است. این تصور جدید از زمان ، به ما می‌آموزد که می‌توان با سرعت گرفتن ، نقطه خاصی از فضا- زمان را کمتر منتظر گذاشت و این همان جایی است که پاد ماده به کمک ما می‌شتابد.


منبع : رشد

[Easy Bug]

سياهچاله چيست؟ (قسمت اول)

سیاه‌چاله ناحیه‌ای از فضا-زمان است که هیچ چیز، حتی نور نمی‌تواند از میدان گرانشی آن بگریزد. وجود سیاه‌چاله‌ها در نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین پیش بینی می‌شود. این نظریه پیش بینی می‌کند که یک جرم به اندازه کافی فشرده می‌تواند سبب تغییر شکل و خمیدگی فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله رویه‌ای ریاضی به نام افق رویداد تعریف می‌شود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد و نقطه بدون بازگشت است. صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله به این دلیل است که همه نوری که به افق رویداد آن راه می‌یابد را به دام می‌اندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک می‌باشد. مکانیک کوانتوم پیش‌بینی می‌کند که سیاهچاله‌ها مانند یک جسم سیاه با دمای متناهی از خود تابش‌های گرمایی گسیل می‌کنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچاله‌های ستاره‌ای و بزرگتر دشوار است.

اجسامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمی‌دهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مورد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف می‌نمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد کشف شد. هر چند که تعبیر آن به صورت ناحیه‌ای از فضا که هیج چیز نمی‌تواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دوره‌ای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهش‌های نظری نشان داد که سیاهچاله‌ها به راستی یکی از پیش بینی‌های ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد. اینگونه پنداشته می‌شود که سیاهچاله‌های ستاره‌ای در جریان فروپاشی ستاره‌های بزرگ در یک انفجار ابرنواختری درپایان چرخه زندگیشان بوجود می‌آیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری می‌تواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچاله‌های گوناگون، سیاهچاله‌های کلان جرم با جرمی میلیونها برابر خورشید تشکیل می‌شوند.

یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمی‌گردد نادیدنی است اما می‌تواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستاره‌های دوتایی با همدم نامرئیشان، اخترشناسان نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاهچاله بودن در این منظومه‌ها شناسایی کرده‌اند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر کهکشان‌ها یک سیاه‌چاله کلان‌جرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز کهکشان راه شیری ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم خورشید وجود دارد.


تاریخچه


ابداع واژه «کرم‌چاله» و «سیاه‌چاله فضایی» به جان ویلر نسبت داده شده‌است. با این‌حال، این مفهوم از مدت‌ها قبل به صورت‌های متفاوتی مطرح بوده‌است.

مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی زمین‌شناسی به نام جان میشل درسال ۱۷۸۳ در نامه‌ای که برای هنری کاوندیش از انجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع خورشید و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:
اگر شعاع کره‌ای مشابه خورشید قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر باشد جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط می‌کند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست می‌آورد و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت ستاره کشیده شود آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع می‌شود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی گردد.


در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضی‌دان فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایش‌های بعدی کتاب حذف شد. مفهوم این ستاره‌های تاریک در سده ۱۹ (میلادی) توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمی‌توانستند درک کنند که نور که یک موج و بدون جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.


نسبیت عام


درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که پیشتر نشان داده بود که گرانش، نور را تحت تاثیر قرار می‌دهد، نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد. چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد پاسخی برای معادلات میدانی انیشتین ارائه نمود که میدان گرانشی ذرات نقطه‌ای و کروی را توصیف می‌کرد. چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطه‌ای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگیهای آن نمود. این پاسخ در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده می‌شود رفتاری غیر عادی نمایش می‌داد زیرا در این شعاع، معادله تکینه می‌شود و برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که با تغییر مختصات می‌توان تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی است و جنبه فیزیکی ندارد. این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته می‌شود.
در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد. ادعای وی از سوی هم دوره‌ای‌های وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا می‌کردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری می‌کند. ادعای آنها تا حدودی درست بود زیرا یک کوتوله سفید که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌شود که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، روبرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستاره‌های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی می‌شوند و نتیجه گیری کردند که هیچ ساز و کار فیزیکی نمی‌تواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید.


عصر طلایی



در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تاثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور می‌کنند.» این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش می‌دهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شود.

این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچاله‌ها رونق فراوان یافت. کشف تپ اختر‌ها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره‌های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند، به این فرایند کمک کرد. تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچاله‌ها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشرده‌ای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود. کشف اختروش (کوازار)‌ها که انرژی خروجی بسیار بزرگی آنها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم بوجود آورنده این انرژی، رمبش گرانشی باشد.

در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کِر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچاله‌ای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود. در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل، براندون کارتر و دیوید رابینسون نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.


ویژگی‌ها و ساختار



نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان می‌کند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچاله‌ها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه‌ای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی) دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگی‌های خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهده‌اند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می‌کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره‌ای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای. دی. ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود. به همین ترتیب تکانه زاویه‌ای یک سیاهچاله را نیز می‌توان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.

وقتی جسمی به درون سیاهچاله‌ای سقوط می‌کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می‌شود و از دید ناظر خارجی گم می‌شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می‌شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ می‌دهد شباهت بسیار دارد. این تفاوت از آن دسته نظریه‌های میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می‌رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدان‌های گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاهچاله شده‌است می‌دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله می‌توان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج کننده‌است که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد می‌شود.

خواص فیزیکی



ساده ترین نوع سیاهچاله‌ها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه‌ای ندارند. این سیاهچاله‌ها را اغلب با نام سیاهچاله‌های شوارتزشیلد می‌نامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود. بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاهچاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد. بنابراین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون می‌کشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می‌کند.

راه حل‌هایی برای معادلات انیشتین که سیاهچاله‌های کلی تری را توصیف می‌کنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچاله‌های باردار و متریک کر سیاهچاله‌های چرخان را توصیف می‌کنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچاله‌های ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچاله‌هایی را توصیف می‌کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه‌ای دارند.

در حالیکه جرم سیاهچاله می‌تواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویه‌ای آن توسط جرم محدود می‌شوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار بریم، کل بار الکتریکی Q و مجموع تکانه زاویه‌ای J در این رابطه صدق
می‌کنند(M جرم سیاهچاله‌است): http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/2/8/f/28f1ea97409e8b5faa14b70e275de4ad.png. سیاهچاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاهچاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض می‌کنند اما این جواب‌ها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگی‌های برهنه می‌نامند که از بیرون قابل مشاهده‌اند و در نتیجه نمی‌توانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگی‌هایی را در جریان رمبش نامحتمل می‌شمرد. به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچاله‌هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می‌شوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می‌رود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵ به نظر می‌رسد که تکانه زاویه‌ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.


افق رویداد



مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف می‌کند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچاله‌است. این کره ناحیه‌ای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده می‌شود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده می‌شود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور می‌کند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌کند. افق رویداد را از این رو به این نام می‌خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمی‌رسد ومشاهده کننده نمی‌تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده‌است.

آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی می‌شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می‌شود به گونه‌ای که مسیرهایی که ذرات طی می‌کنند به سمت جرم خمیده می‌شوند. در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازه‌ای قوی می‌شود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.

از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت. این پدیده به نام اتساع زمان نامیده می‌شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می‌گردد از سرعت آن کاسته می‌شود و زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد. و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر می‌شود، نوری که منتشر می‌کند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده می‌شود. سرانجام در نقطه‌ای که به افق رویداد می‌رسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده می‌شود.

ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط می‌کند در زمانی که افق رویداد را رد می‌کند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد می‌کند اگرچه هرگز نمی‌تواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شده‌است زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.

افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمی‌شود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچاله‌است که حدود سیاهچاله را مشخص می‌کند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمی‌تواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق می‌افتد از دید دیگران پنهان نگه می‌دارد.
شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریبا کروی است.. برای سیاهچاله‌های ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچاله‌های چرخان کمی بیضوی است.

http://www.uc-njavan.ir/images/8fr79vgm0twje3j9n7mu.jpg


تکینگی



براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیه‌ای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت می‌شود. برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود. در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است. به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.

ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط می‌کند(یعنی بدون بار و تکانه زاویه‌ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی‌تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می‌تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد. زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد می‌کند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده می‌شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته می‌شود.

در مورد یک سیاهچاله باردار(راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) می‌توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جواب‌ها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می‌سازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرم‌چاله عمل می‌کند. اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می‌ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می‌برد. همچنین این فرضیه مطرح می‌شود که منحنی‌های زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند پارادوکس پدربزرگ می‌انجامد.

پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانه‌ای از شکست این نظریه می‌پندارند؛ اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می‌دهد که بخواهیم این کنش‌ها را با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده‌است که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچاله‌ها را بدون تکینگی بیان کند.

کره فوتونی



کره فوتونی محدوده‌ای است کروی با ضخامت صفر و فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانت‌ها) بر این کره حرکت می‌کنند در مداری دایره‌ای گرد آن به دام می‌افتند. در سیاهچاله‌های غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش می‌یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می‌گذرد.


در حالیکه نور هنوز می‌تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده می‌شود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می‌رسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده‌اند.

سایر اجرام فشرده همچون ستاره‌های نوترونی نیز می‌توانند کره‌های فوتونی داشته باشند. این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد می‌تواند کره فوتونی داشته باشد.

http://www.njavan.com/forum/image/png;base64,iVBORw0KGgoAAAANSUhEUgAAANwAAADeCAIAAAD Z8PndAAAgAElEQVR4nO3dd1xUZ9o38LlpKhbErlGxgPTeOwxMo ffeZui9995BOqgoiigqCgoIttg19l5iwd5bNFETk83uPs/z7vvHYQ5nTptBTZhkz+9z/bGraMLy3eu67/uUodGoUKFChQoVKlSoUKEiIlFUVFRVVRUTExvrfxEqVHhpaWnp 7OycMGHCWP+LUKHCC4WSisiFQklF5EKhpCJyoVBS+fNCp9MVFB QAAORfRqGk8ufF3t5+cHBw48aNCQkJxsbG48ePx/0yCiWVPy9SUlKbN28e5KWvr6+4uNjR0XH27NnIL6NQUvnzMn78 +Pj4+EG8rFy5MiQkREVFRUxMDBeluLg4k8k0MDCQlZUdq39/Kn+TTJ482cTEJDIycsWKFQMDA7gi4axevdrY2BiLcvbs2bW1td DXDAwMNDc3c7lcbW1tcXHxMfzWqPz1oqSklJmZ2dfXRw4RSmNj o5mZGbQHQqGcMGFCUVERLujOzs7g4OApU6aM6TdK5a+QCRMmpK amYhn19/fX1dWhfrGiokJHRwf5x3HH9/Tp0319fZFLUjhbt261t7f/c79FKn+pAACqqqqwdAoKCmRlZYODg+EpnJ+fr6SkhP0bSDY648 aNCwwM7O/vx/79gYGBf/w3R+WvGW1tbdzpLCYmBgDo6Ojo7+9PTU2Vk5Mj+hsE7r61tbVx 27CMjMwf8z1R+YvHwsICi7KpqUlMTExVVTUqKgp1AISNQJQSEh JbtmzB/lPmzZv3tb8bKn+LSEtLr1+/HismNzd36tSpwvwN5ChnzpxZUlKC/fuLi4u/5rdB5W+WefPmNTU1Yd1s27aNw+HMmTOH/I8ToVRQUIiLi9uxYwf2by4sLJSWlv7DviEqf4uIiYmZm5vj0hw cHIQOGk1MTGbPno09a4RRSklJLVmyhMFgxMfHd3R04P5VjY2N+ vr6Y/I9UvmrZvHixV5eXjU1Nbhb5sHBwf7+/nXr1jU0NJSWlhYVFZWWlvb09PT39+Oe/kAZGBhYtWpVcHDw4sWLx/r7o/JXjpSUlIKCgp2dXXR0dHFx8Zo1a4iYYtPb29vc3JyZmenv729g YECdllP5owIAkJGRmT9/voqKiqGhoampqbm5OYvF6ujo2Lp1q7m5uaqq6vz58ydNmjTW/6ZU/utD3SVEReRCoaQicqFQUhG5UCipiFwolFRELhRKKiIXCiUVkQu FkorIhUJJReRCoaQicqFQUhG5UCipiFwolFRELhRKKiIXCiUVk QuFkorIhUJJReRCoaQicqFQUhG5UCipiFwolFRELhRKKiIXCiU VkQuFkorIhUJJReTS3Ny8YcMGCiUVEUpDQ0N7ezuFkooIZfny5 a2trUSfR0aFyhikpKSkrq6OQknlD4+EpOR46YmTpk6VnTlr5tx 5M+fNnyu3SGH+fIs5cz1nzgqZPj1y2vT4adMypsrWzl9QP39B9 lTZRJmp0bKyQbLTvGRlmTNmqM2cNXvO3Olz5srOnCUzfcYkman jpSdKSkkBMbGx/uaoiGrEJSSkJ02WnTFzzgK5hfLLlqioK2rqqOobaZqY61nZ6Fv b6lsz7A1Nopcplc+bt1pm6g4pqd0AQLULgF0ADAIwCMAAAAMA7 ASgH4B+APoA6AVgBwA7AOgWE1s1fnyJzNS42XPslyxV09Bapq2 jqKO7TFN7qZrGImWVhQqK3yxZOmeh3LQ5cyZNlZWaMEHgh+ZS+ ZtEQlJq0pSp02bNmSu3aNEyZUVNHQ1DU20zSx1zK10La10Lup6 lDQ+iLd3UPFJJtXruvO7x4/cBANdeXu0BYA9GJ5JmH4LmdgB6AOgGYBsAXWJi1RMnRsyeY7Nk yTI1DXkNLQVN7WVaOoo6ukq6esp6+qoGRqqGxkq6ekvVNBYoKM 5ZKCc7a7b05MlUc/07RGrcuCmy02bPX7hIUUVFx0DT2EzLxFzLxELb1FLb1BKXo6mF dbiK2srpM74VE9sPAFzfIgoFFNaJpLkTQRPpEqa5FYAuAFolJa NnzDBeKr9EVX2puoa8uqaCptYyLR1FHT1lPQNVAyM1IxMNU3Mt C0sda7oe3VbNyHSpusbcRYunyE4Tl5AY6/+BqQgRCUkpmWnT58yXW6SorKKjr2FgomFoqmlkpmlkxicSj6On jl7VvG92SUgcAICkUEZhnUiagwiasEtsy4RcbgFgMwA1Eyb4zZ 6jpKS8RFV9qZr6Ug1NqH0q6egp6xuqGhprmJhpmVvqWNH1bZhG LHtTByczJ1d9BkvFwEhOUWnqzFlUHxWhSEhITpGdNnfhIgVVDV VdQzU9IzV9I3UD4xGRgjj6a2q3yU47CMBBAA4R10FeIYGS0yRp mSiXmwDoBKBNXJw7c6aqouJiFbUlaupL1TXkNXiNU99A1dBI3c RUy9xS19rGwJZpzLY3dXSxcPWw9vC28faz8fbTs2EsVdeYOnMm BXQMIi4hMVlGds78hUuV1VR09FV1DEbN0dJG38omWF2zQ0YGMn eYv47wCvXrSKCo3omkSdIysS6hZgm53AhAm7h45LQZmsuWLVZV W6KqtlRdQ15DU0FLW1FHV1nPQNXQWMPUXNvCSpdua8himzg4mr u4Wnl42fr4Mf0D2UEh9iFcVkCQAYO5VF1DZsYMas/0x0ZSaty0mbPk5BWVNHWVtfRUtPU/U6SVjYu+YYfM1EMYgkeJC8UUpRNJk6hl4rpEDnHY5QYA2oBY0M xZ8soqS1ThrqmpoKWtqKunrG+gZmSsYWaubUXXs2Uase3NnFys 3D1tvH2Z/oHsII59SKhjaIRTWKRzeBQ7METL3HL2goVi1OeMf8WMGzd++qw 5i+SVFDW0lTR0lDR1v4SjhblVyQK5g2Jih/EgHiMuLFBYJ5ImUcvEdYldXEIuNwCwAYD1NFAjNY4uJ7dYVW0x j6aCptYybR0lXf3haW5hqUu3NWTbmTo6W7p50L19Gf6B7KAQB2 6YU1iEc3ikS2Q0VA6cUD0b23lLllI7pM/PuPETZsyau0heaZmaFsxRQIMUtHwMV1XfOW78YX6LkLnjiPqOv 5C/hQKKonmAnya5S5LFJdQsO2hgPQ2000DqlKkaikrolqmjq6xvoG pkrGFmrmNtY8Bkm9g7Wbi60718mP5BdsFcR264U3iUS0S0S2SM a1QsXE5hkUYs+4XLFCWlpMb6h/wXiZiYuIzs9IVLFJapai5T01JU18YROfoGaWZhXTt3HpIj0iLs 7wRxoYwidR7hH+jCuBRmcQm5bKeBdTTQJCFJl1u0RG3Y5fD2XF tXSVdfxdBI3dRM29JKz5ZhbO9g7uJG9/ZhBgTahXAdQ8OdI6JcomJco2PdYuLcYuLcY+Phco6I0rGmT5st 4GMn/6szQXri7HkL5JXVFFQ0sCKFGNmEDdLR0HjbxEnwsIY5IiGe5NU pvIJ/FwkUSfMIgqZAl9jFJWqIY5vlOhpYQwMhM2cvRfZLTS0FbR1FXT 0VA0N1E1MtCys9G4axnYO5i9twvwzhOoVFOkdEu0bHucXEe8Ql 4patj/9SDU2pcdSFe17ExcWnTp8ht1RRQUUDKlgkycgW/sQnVknlWwkJZINEckRBPE1cKKAomqiWSeISu7hEDXGiZrmWBtp oIG/iJE0lZahZymtoymtqLdPWUdTVU9Y3VDM20TK31LWxNbKzN3dxt fbyYQYE2XNCncIjXaJi3GPjPeITPROScMsjPtE1Jk6fwZr5zTd jLWJMIyk1btbc+fLK6jDHEZF4i0iykY3H0YDOKFm4CDWyj2M4Q ubO8OosXsG/CwNF0hTSpcAhTt4sIZRraKBWUspQQXGphuZSDU15TU0FLW2eSw NVI2NNcwtduq0h2354jgcG23PDXCJjoE7pmZDslZiCW56JyVAx AgLllFX+63br4ydIz50vh7QIi8QuIj9vT2NkbYtcRGIbJJIjjO 8ccSGBImliWyauS4FDXMhmuYYGVtNAg7iEpby8vKamvKaWgqb2 sEvojN3YRNPcQpduY8i2N3NxpXv7sIJCHMMiXKNj3eMSPBOSvJ JSvJNTccsrKQUux/AIRV09CUnJscbyx2f8BOl5CxdjOSqoaAi1iCQc2YjbKegMM0ub VTNmYkWeQAxrJMdzAJzn1QW8gn4LqfMMactEuUQNcdROXMhmuQ 7RLFtpoFlMnLl4sbymloKWtoKWtoK2zjJtHSVdPWUDQ7Vhl7ZG dvbmru42vn7sEI5TRKRbbJxHQpJXcqp3SppPajp+paQhyzU6Vk lP/29Lc9z48fMWLMLnyL+twS4ihR/Z+nSGhQV9g8xUEpGnEZP6HL/Fi7y6xCv4V1A6zyIG+il+l8g5Tj7EiVaWqDNL5HanjdcsV9FAC xBzWiiHRKmoo6ukq89zaalrY2ts72Dh5mHr52/H4TpHRrvHJXglJkMofdMy8CuVr3xS011jYhV19f5WB5wSkpKz5 83H5YgWid3WCL/LpjMM6EwTa8aa6dMP8a8jsSLhSX0eYRFSeBmvkEAv8HdNlEvk+ hI1xIl2PETbcPIJ3koDK2mgGYixlixV0NZR0NZZpqOzTEdXUUd XSU9fxcBQzcRU08JSz5Zp7OBk6eHJCAi0Dw1ziY71SEjyTknzT cvwy8jCr/RMVEFYnSOi5JSUx1rTFwcAsemz5kCnPKMVKcwiEtkgDehMIzqz afacQ7wrh8g2iRWJ4gjhuwLAFQCuIuoKr2CdyK6JckkyxAU2S7 57LgVNcAjlKhpYQQP1YuIWioqQyGU6uoq6eoq6ekr6BiqGRuom ZtqW1voMlqmjs7WnNysw2Cks0j02wTsp1Tc1wz8jOyAzB7f8M7 ORhSTLCgyaMW/eWMv63EycPGWRghIRR7KjH/5tDXYRiR3ZBnSmoS2rfIEcdKcP7uDGFYnkCCm8hlcwUBRNpMtT BItLomYJryxxtzvwBCfag0MoV9JACw3UiEsYK6so6ugqwij19J UNDFV5l8gNWGwzF1e6j69dCNclKtojIcknJc0vIysgKycwOxdb AVk5fMXv1S8jy5BtN+6v9eimhITkXILl4+hEYrY1eOc+TEMblq EtK0Nh2UHe/T5HCAY3rkgkx+sAXAfge/6CfhFFE+WSaIjDzRK5ssQ9s8ROcOylcOyyciUNrKCBZhoolxyn raEJiVTU01fS11fSN1AxNFQzNtEwt4AOLy3c3G39AhxCw11j4r ySUvzSMwOycgJz8oJy87EVmJPHVxivngnJS9TUx9qacJksI7tU UfUzRArYaPMvIkcapA3L0Jblp2uwX0yMqE2iBjdWJJLjDbxC0U S5JB/iuNtw8gk+qmXlChpooYEmGsiYPEVZV09RTx9CqaxvoGxgoGJop GZiqmVhqWfLMHZwtPLwYgYGO4VHesQn+qSm+2dmB+XkBecVYAt XKhprdq61l/eESZPGGh1xxMUliPbXoxKJ2mijtzVWaJG2VvTe8eMPAHAQs5ok apNYkRDHmwDcBOAWf93kp4l0iRriJM0SO8F34U1w8mUlOcpGGv Cf942S/nCbVNY3UDYwVDE0UjUyVjc107ay1meyzFxcbXz87DihrjFx3im p/pnZgbn5wfmFIQVF2ArOLxwpYq/eKWmLVFTHWh9eJkhPXLxMmcSikrqWvbObu7ffZ4tELyJtWEYMt jGDvXLGzP28+8ZhlLirSdTgxoq8BcBtXg3x/gOSJtIlUbOEV5ZEE5xkWfl5e50WGmimgUYaqANidEUlZUikvoG ygSHkcniI022M7Owt3D0YAYGO4ZEeCYm+6RmBOXkh+YUhBUWcw mKSwseKMGrs4Chax5nTZs5WUFEnEWlBZ966PfTkydNLl68oqmu XVS1f17FRkEiyjbahLcuIwTZi2mXKL/sWACRKok03bpvEihwC4A6ihng6kS6JmiV2gqPOhkiWlULudchR NtBAuaSUjrYOxFHZwFDZ0EjF0EjV2ETd1EzL0kqfwTRxdLb28m GHcF1jYr1T0gKycoLzCzlFJdyiEm5xKV9Bv8grIqmwUefIaJkZ M8caI40mJiYmcE+joKKxe+++4rIKXSOzS1euKmpoMx1dLl+9Jr RIvo02NLIhkY6mlrvFxb8F4AAPpcDZjdsmUSLvAnAXgHu8/3CH3yWyWT5wdLw6depFvAlOtAeHUH6nrHxCVxea4KNCSbQBh1H W00D0jJnKhoYqcBkZqRoZq5mYaphb6FjTDdl25q5utv4BjmERH gmJfumZQbn5nMJibklpaGkZukpGCosVa9Q/K2e+wrKxFCkpJbVw6TKBIhVUNO7cvatnYqFnbH7pylUlTV1Ta8 btoTujFQkvIiGRxiz7lTNm7gNgPw/lyQUL/uf9e2TdYLFO4W1x4NUk3CaRIu8BcJ9X9wB4OH/+T1VVQ3jN8l9Pn97S0EBNcNxlJQrlnZycJ62tSJQCN+ACUTbxU NbSAF1ZRcXQaLiMjFWNjNWMTdTNzLSg2y4dnaw8vdkhHJeYWO+ UtMCcPE5hcWhJWXhpeXhZBbLCSsvhwkrFNRpSUKRuajY2IseNn 7BkmYowIhVUNA4dORoZm6BnYn7pylVlLb2cgqI93+7/QpFhmtp7AUCiPCUn95///OfE1KnIToldUGJnN9wmYZEPAHgIwAMA7gPwVEPj30+fQs3ya6F EbsC/Oso6GsidMFHN0EjVyFjVyFjV2FjV2ETNxETN1FTD3EKHTjdg25 m5utr6BziGR3gkJvlnZYcUFoWWloWXV0RUVCErvLxypDBSUUyR Rk0cnQD4cx+qnCA9camSgHMf5HbbxdPnx59+2tG388XLV30Dgx 8+fnTy9ME7/REs0phpb8yyt7ZlbZswgQQlvMu5xWb/0N4Oo3yalPQiM/MKADdmzfqwZcu/Hj785507r2JiIJQ/lZf/EBv728GD//v69W+7dz+Wlb0PwL9u3fp///rX75cu/X7pEhblk7Cwf9y48e+XL1/V1w/vdSQknpaU/OPevX88ePC8sfH4hAlHALhobv5yw4anzc3/evv2+7Cw61zuUE7OLgDulpd/uHQJqveXLp2ws+sB4IiV1Y/nzv327NnrI0cGVVUhlK+PHz/i4fnh9u3fXr68WlVFjrKGBrwXyqkaGasam0ClZmKqZmKqYWauZ cVrll7e7BCOa0ycT1pGUF4Bt6QsvLwysqIqsrIaWRGVVcOFlcr PFAXU2ttXXPzPulwuPWky6iZIcpHQVURrlv3K1W07B3e3rl1nY +eEex4ppEgTtkOuvMIeAHBRPioufpid/TA7+1F29hkZmbNTpvzvp0+XFyw4D8AFMbF/Pnp019z8CgCfjh59nZ9/Q0JiaO7cf9669dTWdgiAn7u6/n3//hN5+Yfjx/+2Z89PRUX3AXhC2ik/DAxckZG5OmfOv549u2VtfQaAhwkJv169enbmzJMyMh+OHn1SWX kEgKuOjv/vf//3ZkTEfknJA9LS2PF9wsbmHy9e7F2yZHDOnH9//HiMze4SEzsfG/vrkydbxo/fAMC/Pn581NPTOWnylnnf/Pbq1U4jY3KUFeISuvr6wz3SxETN1FTN1FTdzEzTwlKHbmPAtjN 3c7P1D3CMjPRMTgnIyeUUl4RXVEZWVUdV1yArsmr5SKGkophig LKCOeJ/wpZceuIkeSXCa9n4R5Ia2tdv3KSzHXGua3+WSGtb1g5Jyd08lP BG56Sc3H/+859njY1Pq6ufVVc/r64+Kyt7CoC3mzc/y809B8CQpeU/79+/JCZ2c8mS//vtt3v6+vf19B7o6f3U0vJTUxOE8l1u7j0A7gHwQ2jop76+ezyU yA34dQTKO6am0EbnbUfH46Sk0wD8fPLknYAAaKNzlU7//dEjCOWvQ0NEa8rDGhq/v3p1xMhoOwAXQkNfHzwIj+9Pjx9/a2kJoRzU04fG98OenuPhESRryhoaWE4DAfMXQA0SKnVTM3UzM0 1zC20ra30G08TRydrbx44T6h6X4JeRxSksCi+viKpaHr28Jrqm Fq6o5TUjhZKKZxQGCulkBgX9sfcLT5CeOGqR6tpKGjonTp328g/C3vtDfh6JK9LEzjFDQXEXAEQo4TUlfCR008bmH0ND5wB429Hxo qDgEgB3zc3/79OnD9u3f+TV66Sk2wD83NX1JjYW2u68Cgj4dc+eOwA85qFEHV Ve4a0poSOhN62tT3NyTgPwj3v3vqfTIZTnlZT+99OnwwBcdXT8 cPIkfCQ0xEM5AMC+WbN+e/z4jLs7tKa8lpX1uLMT3n2/PXPmuLc3hLJnoRyE8n5X14mYWNwjISTKUglJbUMjNVMzdbjMzD XMLbQsrXRtbI3sHSzcPZiBwc5RMd6p6cH5hWFlFVHVNTG19XxV UwcXWiqeURgorJPhH/BHvbRDUkpqiaKwOxsF5E27mrppWbl379/PKSwOj4kPj0uIiE/0Cgzhu/cH7zwSV6Q1y37buHEQyj08lPsJUA5fYxQX/+fTp7dtbf/348drcnIXAfj+m2/+7/ffv5869Rr/OeXPXV2vY2Ohs8mXAQGf9uwZAuChhsa/nz7FngdBKG9iUH44cOB+TAyE8oa7+683b5Kg3D1x4vtz527m5M BHQmf8/H66cAFC2TVu3O9v3uzW14dRrhsNyioa8JWTUzczUzczUzczVzc z1zA31zC30LS01KHT9VksUxcXuq+fQ3i4Z1JyQE5uaGlZZPXym Lr62Lr62PqGkaobLpRUXKMwUGT7NHV2+foixcUlFsmT3fJDtJS ELtts6tp26/bQcA0N3Rq6s6V7O/51bVKRZvbOScqqAwDAKPfyUB7gobyXnHwnKupuVNS9qKhLqqrQ Bvx5Wdk/nzz5+cgR+FTox/Xrfzl06L6Z2V0treehoY8ZjJsAfOzqehUbC23GXwQEfNqz5xYA d2Rl/+/nn59zOI8YDNRlRggldEgJoTwFwC0Xl38+f/49i3XV2vq3O3eGoqJQKPfyUA4C8Lyr6/25cycZjBMMxncMxuDcuTukpX979uxaXt5ebe17bW1vz57dKCYm PMo6HspqGqiigSJJKW1jEx5HGKWVtjV9+Gq4pxc7hOsaF++Xmc UtLo2sqo6pa4hraOKvRqhQTHGNEulUMzH9uibBN3JLPkck8jZy zAEQzr0/eCfkSJHm9k6d0tIDAAwiUMJ7nWPTp79oa3vJq1dtbdetrKAJfm nx4h/a2m7b2o5caRQXfxYd/WH79p/37HlbVzckL/89AC/Cwx9bWUFXwB8aGr5KSIBG9iNr63e1tT+1taFuyHhdVXVt/nwI5b2AgFt2dtB50A1Hx7c9PW937LgVEACdB53R0LibmQlf+z5 vZ3c5IGAQgKGiosdtbY/a2h61tT1saztkaNgNwM758++uWPFy796b1dVbZWSgw/NbTU2bp02HUB4PCx+0tMJe+8airKQBV3n5EY4WFpoWlpqWltrW 1rq2toZ29uZu7ozAQKeoaO+09ODCoojKqpi6+vjGpoSmFrjiG5 uhQjHFN4rUuXxEZ0R55Tfy8l+N5LSZs0clEvk4Iry5sWY7FpZV ZBcWaxiauvoEMJzdsPdHYq8iwiJN7Z3MHJz9jE37AYBQ4i4r4S uNRJe/cS82Iq/ufM9/rxDyBjbcW4RIbqkU5j5fkkNK1F1C5LeuQSjreSiX81BW0EDyFB kNcwsNcwtNC8vhsrTSsrLWodsYsNimzi42vn4OYeGeSSmBefnh 5ZUxtfXxjc2JzS2JLSugSmhuGS5+pvhGETohoLDOoLwC6cmTv4 LICdITya9r4y4lR+630NFX1THw54a/+/HHfQcOXrl2XdPILCO/sG9wt2CRTD6R5o4upQvl+gHYCQBygu9DTHDsbee4D0Jc4H/+Ab7AA9/DhqprQogkusB4mPixRmEufBOdnAuPsowGTPUNNC0tNS0tNS2tN C2ttKwglHR9JsvEycnKy5vN4bolJPhn54SWlUXX1sU3NSeuWJm 0YhVUiS0recXPFMcon85hoAidjhGRtC98ERwAYl+ylISvbp8+e y4sJs6Ezrxy7bqmsRnL1f3m7SH0ARDi3h9ckXR7p62Skn08lLg THHkF/CjBI2NnEQ+LIW+sRD4IgbrnXOBt56jHx3Af0/kW77413GfHugTdjSHw5BxCWUkDFTRQTgN+ixZBHHkihzulHoM5 vAcPCnaJifXNzOSWlEbV1MY3tyStXJW8qhWupJWrhouPKdoofw fF6Z3RNbUqRsZfhHLGrLmfN7hRS8m79++b27JNbFhXrl3XMjFn urjfuH2b8ACIaTe8uYFE2jubO7qYO7lG6Oj1AtAHANEEJ2qWRA +Once0zMuIh3KuEDygI1AkSZvcx//0N/lTtiTvySC6RQi19a7kdcqsCdLaViMctaysta2ttel0XQbD0M7e zNXN1j/AKSrKJy2dU1Qctbw2oakleWVryqrVKa1roEpuXT1cSKN8rRTdQ Yl0hpWWT5SR+UyRUuPGC3/lhmhwQ5ubvsFdyxuaTG1ZV65f1za13Lhl67YdfQK325BIMwdnc ydXC2e36rnzdgDQC0C/EM1yVC5RDzReQihEPWuLfcqWXCR5myR6QEeYZyGE3OWU00AZDZ TSgJW+vpa1NVTa1nRta7oO3UbXlmHAtoMOhuzDwz2TU4ILCiOr q+ObmpNXtaasXpO6pm24Vg8Xn1FkH8V0UIxO3mSva2AEBH4mSm HuSRM4uKFzcmu244OHj+7ef/Dx488PHz++9+AB3dEFdylJJNLSyXWT1DgIJbZZolaWqCFO7pLo 0W9kYR/6HpVI3JdkEL0WkGh2496KIXBBCaP0WrpU29p6uOh0bfowSn0W2 xhaVnK57olJgbn5ERVVcY1Nyata09asTVu7brja1kKFNIoFCnd QWCfeZG+MrauftWDBqEWOnyD9VQY3/IysjplldFJK2fK62NR0fSsb9FIS7wAIWkpaOLtZOLt5WtJ7ANg OwA4eStxmiTvEBb6SAKUTt7CvxyASiX2Ikeh1QiTvXhvV7CZfU JbSQAkNxEyfoUPnUnoAACAASURBVEOn88pGh26jY2Ora8vQZ7G MHR0tPT1ZISFu8fH+2TnhFZVxjY3Jq1rT1q5LX9c+XGuHC2mUB Ci+TkTjdImJGTVKYZ62EWZwE51KopaSRJub4Tbp4p6kqt4NQA8 AyGa5k79ZkgxxYd5uRfQ6IdRrroR/x5WQL14Tsk0KnN1EC0oIZb64hK41jyPdRsfGloeSbeTgaOHuwQ wMcomJ9cvMDi0rj21sTG5dnb6uPbN9feb6jsz1HRnt66FCGiUB SqBzZKzHNzbPlls0CpGSUlJfa3BDF7hZru6Hjh578erVz7/8AtXBo8f4lpIEmxtIpJWrR/WcuRDK7TyXyGZJMsRxXeLSRL57DVvIFwKiOCKnNtHBpPBvt8J9 ny/uvht3duMuKItpoIgGbPX0IYs6Nra6tlAx9JksIwcHczc324BAp 6ho34wMbmlZTH3DMMr1G7I6NmZ1bMzs2DBcCKO4QGGdI70Tse5 ENk52CGcUKGfOmfdFR+WoFwAZmx07cXLHzkHvkFAnHz9n3wAXv 0C2h7cwS0kLZzcrVw8rV49NkpLbAIBd9mKG+C68IY50SfTGVOy 7UgW+mVLgyylx32sl8GW+RG8+xz7EiLvvxp3dZTRQwkPpLS/Ps2iry2DoMhh6DKY+i2Vk72Dm6mbj7+8YGemdns4pKR1G2b4+a 8PG7I2d2Rs7szZsHC6kUTyguDr5GiePZlxj0yjO0oW/pRz90hW8O9O0TMwfPHpk6+TKN7gJTiVRS0krVw8rN09ntn0XAF sBgFxuxwzxAcwQR7rEbZnYl/ki3+eLrRN4HEf1ulTc1/ELfGOqMG0Sue/Gnd0QyrA583RtGbq2DD0GVEw9JlOfxTK0tzd1cYXuzPBKTeUUl 0TX1Sevas1oX5+9sTNn02aosjs3ZXdu4jOKBxRfJ3KsI3brmha WQomcMHHSZ+9vUO9Jg+8nb9+4KbOwGP8MCDW4+ZeSVm6e1u5eQ abmWwDo4qHswbgcwFtcfsv7JBHclkn02nPUm89x38iP5fh5InH fLY27miRqk8gtDnLfjZ3dhTSQOGWqHpMJlz6Tpc9k6bPZhvb2p i4u1j6+9mHhnikpIUXF0bV1ya2rMzs25HRuyt28BSpYJxFQHJ3 wZMc2zlWtSStXeSWnfu3ZLWh/4+jl2zsw2Duwq2/X7l9//e3E6bP9u/b0797Tv3tvbctK3MGNWkpau3tZu3vFa2pvBgDZLFEusYvLvQSj HEsT+Uklx4kL+9kl5J9aIqRI3MFN1CaRlxaJtjjYfTeMMkdCkg 8li6XPYhmMoPSxCw31SEoKLiyEUeZu3pK3pSuva2te19a8LV15 W7pIgGJ1jkx2Hk24cUI0k1auEuoFGwuXKHxRm0QMbqaLW3Prmu bWtpY1bS1r1q5oW7eibd2KtetWrm3PKSnHH9zIpaSbp7W7F93D O1deYTN0fyGeS+ziUmDLRH2sE+6nOR0j+HXyD9H5DJEkgxu76S Zpk7hbnBIaKKKBIhoooIF8GjCzsoIsDhebbcC2M3JwMHF2sfL2 gY4qgwoKo2rrkltXZ3VsyNvSld+1NX/rNrhIgOLr5G+cWJryWtoCRIqJiQt5+wWyTeLfnIa4pRx114Xwg 9va3Yvu6VM9e84mAHBdYheXuKMc2TKRC03sh46RFNGH4aE+buw zRKIGN2p/g11NCtMmy/jbJISSqW+gz2LDZcBmG9jZGTk4mLogURZAnTJrY2de19aCbd0F 3T0F3T0F27oLtnWTAOXTCU92/saJpAkNdCsvb0ELSumJozsGIm6TqIPJnJKy0+fO373/4PS587ml5cijcpLBTffwtvHybZaR6QQA1yU8xHH347t5n0gHt0 xk10TpxH5CI0qh8B/M+HkiyQc38mySvE1itziFNJBPA3k04KypacC2Gyk7O0N7eyNHR 1NXVytvHzaH456QGJRfEF1bl7J6TfbGzvyt24p6thdt31G0fUd hz/bCnu24QGGdOL2TRxNunCia3qlpAlBOmSr7JW0S9Y5TuE3Wr1j1 7PmLirqG+Izsqobm5y9f1q5YRb7jhkTSPX1svH1XTZy4EQAil9 h9D9EoR3VNpE4YKEnhfsCy8J+uPCqRuPsb7KabpE2WYtpkHg24 qaoa2NnBZWhvP4LSx4fN4brBKNe0ZXduyt/WXbR9R/GO3uIdvRBNXKC4OoWkGVVTKwDl9FlzvvS0HNkmeTen3b571zOY Ax9M+odH3bw9RHhUjhjcNl6+tt5+a6WkNgDwGS6RLRPVNeHGiQ SKNIr9mG9ciySfQ9//xSJxBzfqbBK16SZpk7k04K2kZGhnP1L2Dob2DsaOTlCnZCE6Ze qatuxNmwp6eor7+kr6+kv6+ot7+4p7+3CB4uvkb5xImqi1puS4 cWQoZ8395gvbJOoBRWg1eenqNRf/QPhg0pMTdvHKVez+BhrccJu08fK18fZl+Ph3ADFopSW8S1yaqI GO7J1Io0S1j8AiiuOoPn5eoEjcwY26hCPMajKPBnJowFdhGQQR LiMHB2MnJzM3N2sfHzY31D0xMaigMLquPm3tupzNWwq37yjp31 nav7O0f2dJf39Jfz8KKE7vREx27IoTSzOjff2UadPIUM75ZuGX b7pRbVLP0iavrOL2nbvZxWUhMfG5peVDd+9VN7dwE5JDE1OsXd zhwQ23SXhw23r7sT2919NABw0I7xLZMolowjqRQFFMkQT34llE DWuSBvklIlE38+JewsFuurFtMocGAhcvMXJw4C9HYycnczc3ax/fYZSFhTH19Wnr1uV1bS3e0Vs2MAhV6c6B0p0DKKC4OlGNUyDNG eQfcybwPozRriah0/LBvftevHr14tWrF69ev3j1+uWr1y9fD5drEAdnf+PpA7dJRzfP dhoQ3mUP3u4HRRPWuQvBa4+g2s3fF1FrRyxHVIMkEYm73V4txO BG7W/I22Q2DQTJLTJydESWsaOTibOzmZs73dfPLjTMPSk5uLAopqExv X19ftfWkt6+soHB8l27ynftKh/cVT64CwWUSCeycaIGOtblvKVLyVDOnU/WKT+vTeLfMYk4BiLa39h6+zF8Axw8fdbRgDAuUS2TiCZKJxIoV ir2t5B9EcmxD29eoxrk5/XIUQ1u5Nkkqk1m0UDgosXGjo585eRk4uJi7uFB9/OzDwvzTEkJKS6ObWzM6Ogo6O4p7d9ZsXvPcO3aXbFrNwwURyc8 2bGNk5TmTPJ7K2fPWzCKLQ72FjW8NqlvbWvr4mHj7G7EYFs4ul Q1NueWV5o5OGNXk6j9DcPHn+EbwPQPXEsDAl2iWiYRTZTOnQhe g6Q1gIGIbI2o7kjeIL9EJHbHTbK/gdpkLq9NZtGAn7yCsZOTsZMzXCbOzqaurhYenjb+/g7hEV6padyS0vjmlqwNGwu3by8bHKzcu3e49uyt3LMXBoqjE9U 4he6aU2eSvmqV5Brj6NvkyL0X3506E5WSZsRg9+3aM3Tv/r2HD5vb1gnTJpl+gSz/oFUSkiiXEE3YJVHLRNHE1YkEKrD6+SEiWyOqOwpskJ8tEnfHTT K44TaZSQNeysomzs4j5eJi4uJi5uZm4elpGxAA3SUUWlaeuGJl duemoh295bt2V+37tnrft9X7vq3at69q3z4YKK5OvkUnhiaRSw H3Ck2dNuOrt0kDOvPx06fWTq4mbIdfPn3y4oZ7csNu3B4S2CaZ foFM/0BWQHDzBOk2GoBcCt8yUTRxdfYieCGZYqsPAxHbGrHdkahBfqF I1N1AAgc31CYzaMBDXcPE2QUuUxdXU1dXczd3Sy9vRlCQU3S0b 2ZWeGVlUmtr7pYtxX19FXv2VO/fv3z/geX7D1R/u7/62/0wUD6d8GSHaSJmOjnN9HXtZCJpNNrESZO/7CQIc285nWFAZw7du+fiHxSbnnX/0SMTO0cHv8D7jx7htklof4Nsk6yA4LrJMmtooI0GYJq4LkloIr dBKJ0oo+S1gx8itjViOSIbJDyyv1wk9ikckv0N1CYzaMBFR8fU xWWkXF3N3NzMPTysfHyYwcHOMTF+2dkR1dUpa9rytm4r3TlQte/b5QcO1hw8WHPw4PIDB5Yf4NM50jtRjRPRNXEHOtJlWEWFAJQSk vj3nH/JFsfQhtXStu7R06fPX75sWbvOxM4xNb/oxNmzQrZJdmBI5YxZrTSwmgbW4LnEtkwUzS5+mt14QLFMd+ARR ELEWiTiiNsgv1wk+VISNbgzaCCdBhyMjExdXeEyc3Uzc3O38PC 09vVlcTiu8fGB+fnRdXVp69YV9PSU795dvX9/zaFDtYcO1x46XHPwUM3BQ0Q6+RaduDQJWqZLTKwAlDQabbECzi ePCD+7ce7ktWUZMdhx6VkJWbmm9k6m9k5RaRnhyakkZ5PINmkX xMlZIr+KBrAucVsmOc2teECRRsmrmx8i1iI5R1SD/HKRqKUkyeBOp4E0GrBlMMzc3JBl7u5u6eVl4+9vFxrmnpQUXFg Y29CY0bGhaEdv5Z69NQcP1h05AlXt4cO1hzE64cmON9PJaUIud WxsBKPEPT8nm92C2iR0Q5AJyyEoOi4lvzA4JgH/3guCNmkXxEnQ1llJAyiXqJZJThOlEwt0G55UlD8URCKLWI7kDf ILRaKWktgdN9wmU8TEzV1dkRzN3d0tPD2tfHxsAwMdIiI8U1M5 JSXxLS3ZmzaV9PdX799fd/hIw7Hj9UeP1R89Vn/06IjOkd55ENaJ6ppCtkwBJ+dQpsig78nAnd1CbnGg64r2Pn43h +788unToydPP/366807d5wCg4Vsk3bBnFBL6xU0gHRJ1DJxaeLqRAJFGiUp5Ndv 4beI2spgOZI3yC8UiTu4USLTaCB28hQI4nB5eJh7eFh6eln7+j KDQ5yior3TM0LLK5JaV+d2dZXt2rX84MH6Y8cav/uu4fjxhuPHiXR+Hk3IZdKqVqFeLSQmJo56MQbO7BZ6iwPN7j0H Dm7r22np5Gpq72Tt4t4zMLj74CHcLQ58NsnyD4LapH0w18fZtY UGIJckLROXJq7OTQhMW/AKiw+rENUXURzhYU3EEdsgv6JIqE0iRabSAHfuPAgiVBYeHhae nlbe3nR/fzaX6xIX55eTE7F8eeratYU92yv37K07fKTh+HdNJ042njjReO IERudRSKeQNHFbJjM4WLBIKKh3Y+DPbuG2ONDsfvDosb2PP3z7 hWsw997DRySzG2qT7MAQu2COfTDXOYjTDMSgHxuyZQpDk0gnEi iKKVEhvxgFEdUaUcMaOa/JG+RXFAm1SVhkCg34KSpZeHgOl6enhaenpZeXtY+PTUCAXViYe 2JSYEFBTENDRkdHcV9f9f79DcePN5040XzqVPPJU00nTqJ1Hhv RiaIpsGXCLgVcYERGGnEwRLLvFnJ2GzHtTp49V1BZDd+lVlxTd +LsOSHbpH1IqAM3rGz6zCYaaEa4xJ3mKJpEOjcgMHWOsjbiQcS 2Rmx3hDkiGyTuyP5aIqE2CYlMpgFnExPIIsQRKrqfHyMoyCEy0 istjVNaGr9iRfbmzWUDg7WHDjd9d6L59OmWM2daTp9uPnUKrXO 0NDGjPKa+XliRUOR4HyVGvu8WZnYbM+25CUmffv319PkLfbv3n r146dfffgtPSRO8xQnm2AdzHThhDtywZHXNRhqAXSJbJhFNEp0 ooCimuIX9ehgi1qJAjsgGSTSyv4pIqE0m00AiEKO7uMAWrby9L b29rXx8bPz9WRyOc0yMb3Z2eFVV8po1+T09lXv31h871nzqVMu ZMyvOnl1x5mzLmTNYnYJoErRMnksta+vRoZSZOk3IM3OBsxu6w 9wpILhxddum7Tsa1rS5BHGE3OLYh4Q6cMIcQ8NDmOwGGmjkzTi 4ZRLRFKgTZZRIKtYfUiEMEWtRIEdUg8Qd2V9FJNQmI2SnIUVae Xtb+/jQ/fxsAwPtwsLcEhIC8/Oj6+vT13cU9/XXHDjYeOLEirNnV54/v/LcuZXnzq04e3ZE5+nTwzoxNMlaJv8oz+joEJcY5Uc/AQAWySsOoxR0Zk4+u1EP4hBdxSGZ3Y6h4a7B3DoxceiHB7dMIp qtGJoonesQmFBMBVY7BiKRRYEcUQ2SaGR/ucgkGvBVUraEuqO3t5WPj5WPj7Wvr42/PzMkxCEy0jM1NaSkJH7FipzNm8t37ao/erT59OmV58+3Xri46sKFVRcu8OlENU4SmphRDrvUtbUdnUgok6 bIjCwohbvejTu7jVn2G7f1XLx6DapL165funb98ImTLe0dTB9/YWa3Y2iEU1hkwew5dTRQz3NJRBO1DYJ1ononyiguViw+lMK1CP S4FoXhKOTI/hKRiTTgZG4+3CB9faGC2iSby3WOjfXNygqvrk5payvYvr16//6mkydXnDvXevHi6kuXWi9ebL14EaUT2TWFa5l8LpNaW8U++5N1 5i9aOtrDINzZXVbX8Pzly1UdG0rqGjZ297z+4YeV6zdcuv790V OnhZndjqERzuFRcfoGtbyOQkQTtQ1C6cQCxTIlrzaMQoEWiTgi 5zWqQRKN7M8WGSshaePpae3jY+3ra+3nZ+3nR/fzswkIYAQH20dEuCcN77szN24s3bmz9vDhljNnWi9eXH358por V1Zfvrz68uVhnReGdQpDEzvKIZdV+76V1xb0rDdJpKTGLVPT/LwLOcjZffrCRW58Enwhp7KpZUtvH9PH/8ef3rP8AgXObqewSOfwKG//wBogVkMDtTyXKJqobRBKJwwU1+gaAq+4X7AaUa14FlGtkYgjcl 4LM7I/T2QCDQQuXgJ3R7qfH93fn+7vD7VJp5gY74wMbnl5Umtr3rZtlf v2NX733aoLF9ZcudJ29Wrb1atrrlyBSiiaOC0T7dJL4DO1AjNt 5uzPXlDCN5k/ePzEOTAEXlBmlJQdPP6dtbvX7Xv3vSKjhZndzhFRLpExOfPmL6 eBGl53IaGJqxMXKIopebViFGL7IpZjIzFH8gb5VUTG04ADnT7c IP396f7+NgEBNgEBzJAQ+4gIt8TEgLy8qNra9Pb24v7+mkOHWs 6cWX358tpr19Zev772+vW1164hdSJpkrRM1CiHXRZ093yNTy0B YMEShS9ZUJrYOW7Z0Xvx6rXojCzv8KiMkrLHT5+VNzYzvP3e/vgjyzdAmNkNoYywolfz+gouTRKdLQg0WKOjqpX8HRELEdkaUWt HLEfyBokc2Z8nMlJ6Ih3qkQH+9IBhkYzgYHZoqFNMtFd6GqesN H7Fipyursq9extPnFh18eLaa9fWff89XBBNSCc5TfQo53e5/OBBBR2dLxZJo9FoNAkJSQVVTeFPKFELShM7R2tn943bel6+fvP 7778/evq0Yc1aa3cvO/8gbnIaakFJNLtdIqNdImM8wiIqJCSraACXpkCduECxUokK9fUt BBCxrRG1dhTIkaRBjlZkHA34qKoiG6RtYCAjKIgZEuIQEeGWmO ifmxtZU5PW3l7U21t7+PCKc2fXXL2y7vvv19+61X7zZvvNm+03 bpDQxG+ZBC7ZXO7XEQlFetJkZW09/F0OyQkl7zBoVfsG58AQ1OsGyA+DMLM72jUq1jU6NkVZtZI37JA 0BepsRKBpxmMqfDUTQ8RaRG1lUByR8xq3QeKObOFFxgAxOycnm KNtUJBtUBAzJMQuLMw5NtYrPZ1TWhrf0pKzZUvFnj2NJ0+uvnR p3fffr795s+P27fW3b62/dWtYJz9N3JZJ7jKypvbzd9xEkZk2XcAlb+ITyrsPHnhyw3FPKA UuKOHZ7RoV6xYT5xcQWA7EKmgASVNInUigSKNYqdhqwhRKIQwR axG1lUFxRM5r3AZJNLIFioylgcBFi0dEBgYygoIYwcEsLtchMt I9KSkgLw9qk8V9fbVHDq+8cH7t9evrb9/uGBracOfOhqGhYZq3yWiiRznGZeOJE5kbNoyfOPEri4Qyc+43Q u1yMI/SVres6Nu9x8bdS+BNGCQLStfoWLeYOPfYhFQFxXLeyKvk14mki dJZh0DTQMBUmGrgLxREIouorQyKI3Zeoxok0cgmFxkDxOwdHGw DAqAGyQgOZgQHszgc+/Bwl7g474wMbllZwsqVOV1dlfv2NZ06tebq1fW3bm28c2fjvbsb 793dePcuH03ylknssqS/X8Dzil+YOQvkRrvLMbN33n3g4L//53/++a9/vXzz5tWbN6/evNl3+AjRCSXRghJGGeAXUEIDZbyfK6wT2zhRvRMJFGm0nsArV l49scJaxP8ZcC2i1o64HMkbJNHIxhdJA0EL5eDuyAgOZoYEMzk h7NBQp+hoz5SUoIKCqLq69I71xTv7648fa714cf3Nmxvu3u28f 7/z/v3Oe/c6790jp0nkErnvqdi9e9bChX+gSCjz5BbzUBLfh8H/NlTf8KjwlLSIlPSI1IzI9MyojKyguEQ+lCQnlIgFpXtsvHtsgk d8YtoSeegniqWJ0okFijSKlSqwavEU1iD+KSQWUWtH5PKRaIst/MhGiYymAQd7e9sRkSEsDocdGuoQGemWmOiXnR1WWZm0enVed3f 1gQMrzp5de/36hjt3Nj24v/nRw80PH2568ADWiaaJapnELqv2fTt3yZI/XCTsUshrOUQvVSPc5eCfUEZDC0r32HiPuESP+MTAgKAiMfESXr MpI9BJAnQ5P6kaArJEX7McoxCGSG4Ru3bE5UjSIElGNlKk/6LFDIxI+4hw57hYr/T0kJKS2KamrE2dZbt3NZz4bs3VKxuGhjY9eLD50aMtjx9vefSI jyZey8R1Ca8vV124UL5nz58nEsqsb+YLs/U+e/GSayDH3NElLiuneW07tMvJqag6e+kyjFL4XQ6E0jMhyTMxOV5X H2oz0M+YSCcWKNIoVip5of5gFQYirkXUpCbhSLTFFn5kR9NANA 1ESErZeXoyQ0KgYnE5bC7XPjzcKSbGIyUlID8/srY2rb29qK+v9ujRVRcvrr99u/PB/a4nj7uePul68qTryRMimrgusfue4t6+aXPn/qkioUybNVvLxByJErv1fvD4iQcnzNzRpbSu4dB3J0ZQXr5CuPU m3eXAKH1i43MnTYF+tEQ6sUCRRiv5VY2qKjEKYYiovkg0qYk4I uc1eYPEFRlFA5E04KGnNyySE8LictmhoXbh4Y7R0W6JiX45OaG VFYmtq/K6t1Uf2L/i3Nl1N2503r+/5fHjrc+ebX32bOuzp11Pn0A6h2kK7RIa4hkdHZNkZcdAJJSJU6 aoG5oQngfZOWJRWrt7YVHibr1xdzkQSq/EFK+klHBHZ+inCzcerE4sUCxTlFSiqsBUOQYiakbjtkbUVgbLE TmvBTZIrMgQ2Wms4GAmJ4TJ4bA4HDaXaxcW5hgV5ZqQ4J2REVJ aGtfcnLVpU/nu3Y0nT7Zdu7bx3t2up0+2PX/W/fJF94sX254/H6HJ3zJxXPLve9quXg0pLpaQkhozkVCkxo1T1tYnueotACXuBU a8rTe8y4FR+qSkpS5eCvUbXJ1YoEijKKbCVxl/lRJAxLWI2lkLw1Fgg0SKjABiznZ2TE4Ii8NhcbnsUC47LNQxKt IlLs4rPT2oqCiqvi5t/fqSgZ31x4+tvnJ5w907XU+edL940f3yZc+rVz2vXmJpkrgc3o/fuLHu++/brl5lBAWNMUc4QExsgfwy3EPKB4+fnLlw8eip07fu3n3z9t2x0 2eOnz7z/e2hs5evCH8ehNp6Qyi9k1N9UtICouOyJ06Cfsy4OrFAsUyxWLG F/XpchcX8/2hci6itDIpjBgFHZIPEjuxhkTTgpakJNUhIpF1YmENkpEtcnEd qSmBBQUTN8pS1awt7d9QcPtR66eKGO0NdTx53v3i+/c3r7W9eb3/9uufVq55Xr0hcjszxu3c33LkDD/GagweXaGiMtURMZGfO0jG3RqFsaWvfsqN3S29fV29/V1//1r6dW/sHtu0cWL6yVair3njnQZ6JyTBK39QMrrdvHhDL4/3UUTpRQIv4AaGkClnFxApREIksorYyKI5E85qsQdJAOA0EzpkL bbSRIp1jYz1SUvzzcsOqKhNbW/O6u6v3719x7tz6W7e2PH7c/fLljjdvet++7X37w44f3iBovux+iXCJWl/C+/GhoY7bt+Oam6WnTBlrgASRlBq3TFMbQon/SnPc53LwDynRV73h8yAUSr/0zGgz81zejxz68SN1IoFijZKTxWWHJYgLkdwiaitDwpFkBYkUy Zkgzfbx5hMZEeEUG+OelOSXk8MtL09YsSJ7y+bKfXubz5xuv3l j86OHPa9e9r79offd274f3/W9ezdCE+MSXl/yDfG7d1deuGDi4jLW7oTIzLnf6FszhEEp/K0YyEPKEZSp6RBKv/TMZLnFObwfPFIntoNimZKTJfrKAjyFKIjkFonWjliOJA0SEhkG xJyYTCaeSN+sLE5ZWVxzM3Qq2Xjy5Nrr1zc9eND98mXv27f9P/3U//6n/p9+JHQ5PMcRQ5zXLFPXrZWdPXusuQkdSalxCuqafx7KjKygpNT UmbOzeT9+pE4io7hYBVY+HkFciMJYFJ4jUYMMo4EwGnAzMoI2N 9Be2z4iwik2xi0p0Tcri1NaGtPYmLFxQ+nAQP13x9dcu7rpwf3 uly/63r3d+f6ngY8fdn54v/P9e5gm5BKe49D6EjnENz962HLmjIGd3Vgr+6xMmTZNx8J6FCgJ bjjHQZmERhmQmRMSl5A2WSaThwAFFGU0l9/TZ1QusUIYIq5FVGsUniNqBQmJDKUBT00tZkgIk8Nhc7nssFD7i AinmBi3pESfzMzg4uLoxob0jvXFO3fWHTu6+srlzvv3ul+97H3 3dvDjx8Fffh785efBnz8OfPww4vLdu963b6H1JbZZdj54EJCXN 15aeqxxfUEAAHPlFhky2V9wjVFYlIHZuSFRMWnSEzN4FDIROLL xmBJ5JSrsH8wmhojbF3Fb46g4RiA4htKAl6IS8pCcJzLJJyszu Lg4fNHdnAAACpVJREFUuqEhbX17UX9f7ZEjrZcvbbx3t/vFi953bwc+ftj16Zddn37Z9csvkMvhfonTLEdWlilr20bxohUR j7iExCIlFTNH5z8aZWBOXiiHmyY1Lp0HAgkUaRTFdLSVxV8oha imCEPEtkbUzpqEI2peh9IAlwZ8F8oxgoJYHA6Ly4GmtnNsjFti ok9mZkhJcXR9fVp7e2HvjprDh1ddvLjx7p1tL54Pi/z1055//Lb7t193//oJcgnN8f73P/EWlyMry+6XLyr27lUxNh5rR39AJMeNW6qmYeHi/geNbwhlUG5+KDcsRXoipAHGkUHAFNcrbmH/SAZ/pRM3RVyLqIMegRzDERy5NOC9VJ4ZFMQMGe6RDhERzrGx7slJPl lZISUl0Q2wyEMrL1xYP3R767OnvT/8sPPD+12fftnzj9/2/v6PPf/4DYuSN8GHUVYfOKDLYABhXtj3143UuPHyGlqWrh5Cb3RGjTI4r yA0Ji5ZRhYykYaodP7K+KxKx1QaQUeEIRJZRB30COQIieTQgIe qGnSLJO+GtAinmBj35GS/nOyQ0tKYxoa09e2Fvb01hw6tvHC+/fatLU8e73jzpv/9T4MfP+7+9dPu334dbpPQBEcsK+FOWXVgvy6T+TfniIyEpOQiZ RVLF/evtftGoQwpKApNSU2cNRvGkYqoNILCasOyS8MjiFRIBJHIIuqg RyBHDg246eoO35DG5diFhg5fs0lJ8c/N5ZaXxTY1ZWzYUNTXW3Po4Mrz59tv3dz8+FHPq1d9P74b+PB+8 Jefd/3yy/CCEm9N2fvubU5Xl5qZ6VgbGaOIiYl9s2SpIZMt8PBcGJQBWTlI lJzC4tCs7PilCskIJSmYSh19pRAQhBViIZJbRB30kHAMlpB0Mj Oz5T1qYx8eDt1p4ZWeFpCfH1ZZGb9iRWbnxuL+/uWHDq08f6795s3NDx92v3yx44c3/T/+OPDxw+DPHwd/5u274a33h/c737/f8uRxZG3NfEXFsXYhGpk8daqyvoGtt9/nXdEhQsktKuEWlUQzGIli4kkIMUn8klBFYi6ZgCBSIRFEcouon TWWI4cGAqbKsp2coAdk2VwutNF2T0ryycwMKiqMWL48sbU1e/PmkoGdtUeOrDx/vv3mjc0PH2x7/nz7m9d97972v/9p5/v3Oz+83/nh/cDHD1BB/7Vq/366v9+4CRPGGoLoRVxc/JslS43Y9qO69u2bloFFGZxfOIyyuDS0tCwiLDx+igwEJZG/kkZZiZhKwCjEQhTGImpnjeTIoQEveQWGnx80te3CwhyiIl3i4j xTU/1yczhlZdH19Slr23K3bi3btavu2NFVFy+su3Gj88H9rc+f9bx6 ueOHH/revev78V3/Tz/2v/9pWOf795sfPgytqFigpDTWP/m/QibJTFXW07fx9hV4lxCM0j8zG4uSU1gMoQwrLY/IyYtVUYXRJHxxxfNXnCCIwljE5Rg0bryTqSkjKIjJG9lQg/TOyAgqLAyvqopvaUlfv75g+/aKfXvrjx9fdfFi+62bnffvbXnypPvli+1vXve+/aH37du+d+8gmt2vXub3dJt7ekiOG+sbH/+KkZk+Q0lP39rTZ+QmX/77KX1S0/lQZucG5eYH5ebzoSwpCystDy+riKioig4OiZWdHsdvKF7oisNU LH/FEEDEtUjeGjk0wAFiXvIKLC8vRnAwm8uF7h53jY/3Skvzz8vjlJVG19cnrV6dvXlTcV9f9YEDTadOtl6+1H7zZuf9+ 1uePN72/Fn3y5fbX7/e/ub1jh/edD15nNa+ztzDY8JXeJsPFRptkszUZdo61p7eyDvPR1CmZ2JRw stKJMqIyqrI0vJoG0aMuEQshpTwFYMprEIURFRfJGmNwytI2Wn 2bDb0pPbwrePx8Z6pqX452SHFxRHLl0MNMm/btvLdu2uPHG45c2b1lStQj9z86NHWp0+3PX/e/fJFx9Dt2KYmfTZbavz4sf4x/k0zYdLkJWrqRnYOzhFRwxtwGCXyVIgfZWhpWXhZRXh5ZURlVWT V8qjqmuisrGhtnWgxcUgSFhkJu2hSgrgQUTOaxCKHBgInTnI1N GQGBQ0/7RUdDXH0zcoKLioKr6qKa2pKaWvL3ry5qL+v6ttv648fX3nuXN u1q9CD25sfPdz86GHZ7t3+eXnq5uajfoszlS+JzPQZy7R1zJxd PeITcY8qkXudEZSV1VHVNVHLa2Jq6mKycqINjaLFJaL4eQmsSA KCSIWjgjjcHafIuJiYsIODoQe0nWNj3ZOSvNLS/HJygouLw6uqYhsbk1avzuzcWLB9e/nu3bWHDzedOrnqwoW2a9fW37xZOjjgn5enY2Mjurfc/vcEACA7a7aSnoGlu6dbXALuBjystDy8vDKioiqysjqyavkwytr 62PqG2ILCaHPLyAnSkRhtuOzICeJCJLfIoQH/mbNcrazsoKuFMTFuCQmeKak+mZkB+fmc0tKI6uq4pqbkNWsyN2 7M7+4u2bmz6sD++mPHGo4fz96yxS83R9fWdtLUqWP9c6BCnPHS 0nMXL1E1NrHy9HKPS+DwLythlNE1tTG19bF1DXENjXENTQl1Db FcbpSaRri4RDi/tnBifCiCwisc3llPnOyppe3s5eUUFe0SF+eWmDhsMS8vpLg4rK Iyuq4uvqUlpa0tq7Mzv7s7b+vWiJoa59hYfTu7eQryYuLiY/0/NpXPiqSU1Gw5ORUjIzNnF3tuqG96RnhFVVR1TXRNbUxNXWxdQ2 x9Q1xDU3xjc0JzS2LLysTK6jhv70gV1bBx40P5wYUS+BNe4bBF mam+qmqebm5u8fHuSUleqak+GZn+OTmBBQUhJSVhlZVRtbWxTU 3R9fWBBQWucXF0Pz9VU9Npc+f+F12J/m+LmLj4lOnT5ysoqBoZGzs6sTkcn/SM8IqqhOaWxJYVSStWJa1cldy6OqVlZUJaeqyjU8QyxVCpcaOV h6oQmamBqmp+dna+MTE+GZl+2dn+ubmB+fnBRUVBhYU+mZmOUd FWPj56DMYyXd05ixb9Ue/Oo/LXipiYmPSUKdPnzpuvoKCgo6NpYWnk4Ej39bUPC/dMSvaNjAz08w9isriGRhyFZZxv5nNnzuLITOVOmDgsT0KSIz0x RHZayOy5Qd/MD1RU8tU39LCxcXX3YPkH2Pj5mbm66jGZaqamCjo6C5WUZi1cO GX6dMlx48b6+6byd0x5eXljY+N46iCQiuiktrZ2zZo1FEoqIpT Gxsb169dPoO6yoSI6aW5u3rhxI4WSigilpaWls7OTQklFhEKhp CJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIhcKJRWRC4WSisiFQklF5EK hpCJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIhcKJRWRC4WSisiFQklF5 EKhpCJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIhcKJRWRC4WSisiFQkl F5EKhpCJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIhcKJRWRC4WSisiFQ klF5EKhpCJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIhcKJRWRC4WSisi FQklF5EKhpCJyoVBSEblQKKmIXCiUVEQuFEoqIpfCwsK6ujrqQ +ipUKFChQoVKlSoUKFChQom/x96JH4cs3KOIwAAAABJRU5ErkJggg==

ارگوسفر ناحیه‌ای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمی‌توانند در آن ثابت بمانند.

ارگوسفر



سیاهچاله‌های چرخان در درون ناحیه‌ای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر می‌نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی می‌کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه‌ای قدرتمند می‌شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.

ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد می‌رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس می‌شود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمت‌ها است پایان می‌یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می‌نامد.
اجسام و تابش می‌توانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج می‌شوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته می‌شود و باعث کند تر شدن سرعت آن می‌شود.

شکل گیری و تکامل



با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچاله‌ها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جواب‌های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می‌کرد که سیاهچاله‌ها نمی‌توانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویه‌ای ذرات در حال سقوط حرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار می‌نمود. این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدت‌ها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچاله‌ها اجسام فیزیکی واقعی هستند و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.

زمانی که یک افق رویداد تشکیل می‌شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه‌ای درون آن بوجود می‌آید.مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حل‌های کیهان شناسی که مهبانگ را توصیف می‌کنند نقاط تکینه‌ای بدون میدان‌های اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچاله‌ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچاله‌ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی ترین فرایندی که انتظار می‌رود به تشکیل سیاهچاله‌ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچاله‌ها بینجامد.

رمبش گرانشی



رمبش گرانشی زمانی رخ می‌دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می‌افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هسته‌ای قادر به حفظ دمای خود نباشد و یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه‌ای دریافت کند به گونه‌ای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می‌دهد).

این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده‌ای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیاره‌نما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه‌های خارجی به فضای اطراف پرتاب می‌کند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده‌است.

اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافه‌ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده‌ای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره‌های کوارکی) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده می‌شود.

گمان می‌رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچاله‌های ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده‌است که در هنگام رمبش سیاهچاله‌هایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آورده‌اند. این سیاهچاله می‌توانند بذرهایی برای سیاهچاله‌های کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها یافت می‌شوند.

درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می‌شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی‌بیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می‌گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر می‌شود و در بالای افق رویداد متوفق می‌شود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می‌کشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می‌شود با تاخیر بی نهایت به ناظر می‌رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر می‌شود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو می‌شود.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه اول برای قسمت اول

فضازمان
در علم فیزیک و ریاضی، فضا-زمان (به انگلیسی: Spacetime) (و نه فضا و زمان‌) به هر‌گونه مدل ریاضی گفته می‌شود که زمان و مکان را به صورت ساختاری واحد و درهم‌پیوسته با یکدیگر ترکیب کند. بر اساس فرضیات مفهوم فضای اقلیدسی، جهان، سه بعد مکانی و یک بعد زمانی مستقل از هم دارد. در فضا-زمان سه بعد فضا و یک بعد زمان درهم ادغام می‌شوند و یک محیط پیوستهٔ چهار بعدی را ایجاد می‌کنند. با ترکیب فضا و زمان و ایجاد یک محیط خمیدهٔ واحد، فیزیکدان‌ها توانسته‌اند تئوری‌های فیزیک را هم در سطح کیهانی و هم در بعد اتمی ساده‌سازی کنند.

بهتر است که در مکانیک کلاسیک، هنگامی که زمان به عنوان یک معیار ثابت و جهانی، مستقل از حالت حرکت مشاهده‌گر درنظر گرفته می‌شود؛ از دستگاه اقلیدسی به جای فضا-زمان استفاده کنیم. با این حال در فیزیک نسبیتی، زمان نمی‌تواند جدا از سه بعد فضا باشد. بر اساس نسبیت خاص نرخ گذر زمان برای جسمی که مشاهده می‌شود بستگی به نسبت سرعت جسم و سرعت مشاهده‌گر دارد. بر اساس نسبیت عام شدت میدان گرانشی نرخ گذر زمان را کاهش می‌دهد.

http://www.uc-njavan.ir/images/dv8czyw00x675geldys2.png

نمایش دو بعدی خمیدگی فضا-زمان، جرم هندسهٔ فضا-زمان را تغییر می‌دهد، این خمیدگی بر اساس نظریهٔ نسبیت عام تعبیر به گرانش می‌شود.

مفهوم و بُعدها
طرح کلی در فضا-زمان، ادغام فضا و زمان با یکدیگر و درنتیجه ایجاد یک محیط یکپارچه با دستگاه مختصاتی یکتا است. برای این کار به سه بُعد مکانی معمول(طول، عرض، ارتفاع) و یک بُعد زمان نیاز داریم؛ این بُعدها مؤلفه‌های مستقل لازم برای مشخص کردن یک نقطهٔ خاص در یک فضای تعریف شده‌اند. مثلا در محیط کرهٔ زمین طول و عرض جغرافیایی دو مؤلفهٔ مستقل دستگاه مختصات‌اند که تنها به‌وسیلهٔ هر دوی آن‌ها باهم می‌توان یک نقطهٔ خاص را تعیین موقعیت کرد؛ حال در فضا-زمان، شبکه مختصاتی ۱+۳ بعد را پوشش می‌دهد و چون زمان به عنوان مؤلفهٔ جدید اضافه شده‌است، درنتیجه دستگاه مختصات نه تنها می‌تواند نقاط را در محیط مکان‌یابی کند بلکه می‌تواند رویداد‌ها را نیز تعیین موقعیت نماید. به این ترتیب این دستگاه مختصات می‌تواند تعیین کند که کی و کجا یک رویداد اتفاق افتاده است. در فضا زمان نمی‌توانیم محور زمان را به صورت جداگانه نشان دهیم اگر بخواهیم محور زمان را در دستگاه مختصات نشان بدهیم ناگزیریم که محور زمانی و مکانی را هر دو باهم، و در یک دستگاه مختصات قرار دهیم و این به دلیل ماهیت یکپارچهٔ فضا-زمان و آزادی در انتخاب دستگاه مختصات است. برخلاف دستگاه مختصات فضایی معمولی، محدودیت‌هایی برای چگونگی اندازه‌گیری‌های مکانی و زمانی وجود دارد؛ این محدودیتها به مدل زیاضی خاص آن و تفاوتهایش با ریاضیات و هندسهٔ اقلیدسی برمی‌گردد.

تا آغاز قرن بیستم گذر زمان مستقل از حرکت در نظر گرفته می‌شد و فرض این بود که در تمام دستگاه‌های مختصات، زمان تنها در یک محور مشخص با سرعت ثابت پیش می‌رود؛ اما تجربیات بعدی نشان داد که زمان در سرعت‌های بالا کندتر حرکت می‌کند (کاهش سرعت زمان با عنوان تاخیر زمان در نسبیت خاص توضیح داده شده‌است)؛ برای مثال یک ساعت اتمی را بر روی یک شاتل فضایی نصب کردند و دیدند که زمان برای ساعت روی شاتل کندتر از زمان در سطح زمین می‌گذرد.

عبارت فضا-زمان به عنوان یک مفهوم عمومی فراتر از رویداد‌های فضا-زمان در ۱+۳ بُعد معمولی در نظر گرفته می‌شود، فضا-زمان واقعا ترکیبی از مکان و زمان است اما برخی دیگر پیشنهاد کرده‌اند که بُعدهای جدیدی که بعدها اضافه می‌شود هم در مجموعهٔ تئوری فضا-زمان قرار گیرد (نظریه‌های دیگری وجود دارند که توانسته‌اند بُعدهای جدیدی را اضافه کنند که این بُعدها دیگر شامل مکان و زمان نمی‌شوند)؛ اینکه واقعا چند بُعد برای توصیف جهان لازم است سوالی است که هنوز پاسخ قطعی برای آن پیدا نشده‌است. تئوری‌هایی مانند تئوری ریسمان پیش‌بینی می‌کند که ۱۰ تا ۲۶ بُعد جدید را بتوان اضافه کرد یا تئوری-م داشتن ۱۱ بُعد شامل ۱۰ بُعد مکانی و ۱ بُعد زمانی را ممکن می‌داند؛ باید به این نکته توجه داشت که: داشتن بیش از چهار بعد فقط در اندازه‌های زیر اتمی تفاوت ایجاد می‌کند.

ریشهٔ تاریخی

مفهوم غیرریاضی فضازمان یکپارچه

اولین بار پیش از میلاد مسیح فیلون اسکندری گفته است که: «زمان زاییدهٔ جهان است، خدا جهان را خلق کرد و آن منجر به ایجاد زمان شد، همزمان با خلق جهان یا بلافاصله پس از آن».
اینکاها زمان و مکان را به عنوان یک مفهوم واحد در نظر می‌گرفتند و آن را پاشا می‌نامیدند؛ بومیان ساکن در رشته کوه آند همچنان بر این باور پایدار مانده‌اند.
اندیشهٔ فضا-زمان یکپارچه توسط اِدگارآلِن پو شاعر آمریکایی در یکی از شعرهایش به نام اورکا بیان شد: «مکان و گذر زمان هر دو یکی هستند».
در سال ۱۸۹۵ هِربرت جورج وِلز در رمان ماشین زمان چنین نوشت: «هیچ تفاوتی میان زمان و سه بُعد مکانی وجود ندارد تنها برداشت ما است که با آنها پیش می‌رود».

مفهوم ریاضی
ریاضیات بحث فضا-زمان اولین بار در سال ۱۷۵۴ از سوی ژان لروند دالامبر در دانشنامهٔ فرانسوی آنسیکلوپدی در مقالهٔ بُعدها مطرح شد. پس از آن ژوزف لویی لاگرانژ در تئوری تحلیلی توابع(۱۷۹۷ و ۱۸۱۳) بیان کرد که: «می‌توان علم مکانیک را با هندسهٔ چهار بُعدی و تحلیل‌های مکانیکی را به عنوان تعمیمی از تحلیل‌های هندسی در نظر گرفت».

پس از کشف چهارگان‌ها توسط ویلیام همیلتون وی اظهار داشت: «گفته می‌شود زمان تنها یک بُعد دارد و مکان سه بُعد... ریاضیات خاص چهارگان‌ها از همهٔ این بُعدها بهره می‌برد به زبان فنی‌تر می‌شود گفت "زمان بعلاو‌هٔ مکان" یا "مکان بعلاو‌هٔ زمان" از این جهت چهارگان یک مفهوم چهار بعدی است یا حداقل تلویحا به آن اشاره می‌کند. و این‌گونه یک بُعد زمان و سه بُعد مکان در زنحیر‌هٔ نمادها به هم می‌آمیزد». چهارگان‌های مرکب هامیلتون که از نظر جبری ظرفیت مدل کردن فضا-زمان و تقارن در آن را دارد بیش از نیم قرن قبل از اینکه نسبیت به طور رسمی ارائه شود در دست بود.

از تلاش‌های دیگری که در زمینهٔ فضا-زمان انجام شد می‌توان از کارهای جیمز کلارک ماکسول نام برد که از معادلات دیفرانسیل جزئی برای گسترش الکترودینامیک در چهار بُعد استفاده کرد. بعدها لورنتس در قرن ۱۹ چند نامتغیر از معادلات ماکسول را معرفی کرد؛ این دستاورد لورنتس بعدها، پایهٔ تئوری نسبیت خاص آلبرت اینشتین قرار گرفت. پیشتر تصور می‌شد که سنجش زمان و مکان فقط به دامنهٔ اعداد حقیقی محدود می‌شود؛ همچنین پیشنهاد اینکه سنجش زمان و مکان قابل مقایسه باشد توسط کسانی توسعه یافت که فیزیک را بنیان نهادند؛ اما حال بین این تصورات اولیه مانند نبیست گالیله و قانون ماکسول تضاد ایجاد شده‌بود. برای از بین بردن این ابهام باید به مفهوم سرعت نور بازگشت.

درحالی فضا-زمان را به عنوان نتیجه‌ای از تئوری نسبیت خاص اینشتین در سال ۱۹۰۵ در نظر می‌گیرند که ریاضیات آن توسط استاد ریاضی او هرمان مینکوفسکی انجام شد؛ وی در سال ۱۹۰۸ تلاش‌های زیادی برای گسترش کارهای اینشتین انجام داد. مفهوم فضای مینکوفسکی اولین نمایش رفتار فضا و زمان به عنوان دو نمود مختلف از یک مفهوم یکپارچه بیان شد؛ چکید‌هٔ نسبیت خاص. اندیشه فضای مینکوفسکی باعث شد که به هر دو نسبیت خاص و عام، بیشتر از دید هندسی نگاه شود. در سیزدهمین ویرایش دانش‌نامهٔ بریتانیکا در سال ۱۹۲۶ مقاله‌ای از اینشتین با عنوان "فضا-زمان" وجود دارد.

مفاهیم پایه
فضا-زمان‌ها عرصه‌هایی هستند که در آنها تمام رویداد‌های فیزیکی اتفاق می‌افتد-یک رویداد، نقطه‌ای است در فضا-زمان که می‌توان آن را با زمان و مکانش مشخص کرد. برای مثال حرکت سیاره‌ها به دور خورشید را می‌توان با نوع خاصی از فضا-زمان توضیح داد؛ و حرکت نور به دور یک ستارهٔ در حال دوران را با نوع دیگری از فضا-زمان. عناصر اصلی فضا-زمان، رویداد‌ها هستند؛ در هر فضا-زمان داده شده، یک رویداد، یک مکان یکتا در یک زمان یکتا است، چون رویداد‌ها، نقاط فضا-زمان را تشکیل می‌دهند؛ برای مثال: یک نمونه از یک رویداد، در فیزیک کلاسیک نسبیتی (x,y,z,t) یا مکان یک ذره در یک لحظهٔ خاص است. همانطورکه یک خط را به صورت مجموعه‌ای از بینهایت نقطه در یک راستا نعریف می‌کنیم فضا-زمان را نیز، می‌توان به صورت مجموعه‌ای از بینهایت رویداد تعریف کرد که در یک خمینه(چندگونا) قرار دارد. یک فضا که در ابعاد کوچک می‌توان آن را با استفاده از محورهای مختصات توصیف کرد.

یک فضا-زمان مستقل از هرگونه مشاهده‌گر است، اما در توصیف پدیده‌های فیزیکی (که در یک لحظهٔ مشخص در یک ناحیهٔ مشخص از مکان اتفاق می‌افتد) هرکدام از مشاهده‌گرها دستگاه مختصات مناسب خود را انتخاب می‌کند؛ برای توضیح هر رویداد به چهار عدد حقیقی از این دستگاه‌ها نیاز است. پس خط سیر هر ذرهٔ اولیه‌ای(نقطه) درون فضا و زمان مجموعه‌ای پیوسته از رویدادها است که آن را خط جهانی آن ذره می‌نامند. بنابراین به دلیل اندرکنش فضا-زمان به یک "جهان به هم بافته" می توان اجزای گسترش یافته یا مرکب (از تعداد زیادی ذره) را پیوندی از تعداد زیادی خط جهانی به هم پیچیده دانست (نگاهی به افسانهٔ مویرای).

در فیزیک معمول است که یک جسم چند بعدی را با حفظ یکپارچگی آن در مکان و زمان، نقطه یا صفحه در نظر بگیریم (مانند مرکز جرم)، بنابراین خط جهانی یک ذره، مسیری است که آن ذره در فضا-زمان اشغال می‌کند و ارائه کنندهٔ گذشتهٔ آن ذره است. خط جهانی مدار زمین (با این تفسیر) با دو بعد فضایی x و y (صفحه مدار زمین) و یک بُعد زمانی عمود بر دو بُعد x و y نمایش داده می‌شود. مدار زمین در مختصات فضایی بیضی‌گون است ولی در فضا-زمان خط جهانی آن به شکل مارپیچ است.

یکپارچه سازی فضا و زمان با بیان واحدهای اندازه‌گیری چهاربعدی آن قابل فهم‌نر می‌شود، این ابعاد با واحدهای فاصله اندازه‌گیری می‌شوند: یک رویداد را به شکل (x0,x1,x2,x3) = (ct,x,y,z) (در اندازه‌گیری لورنتز) یا (x1,x2,x3,x4) = (x,y,z,ict) (در اندازه گیری مینکوفسکی) نمایش می‌دهیم، درحالی که c برابر با سرعت نور است؛ در ادامه اندازه‌گیری در فضای مینکوفسکی و بازه‌های مکان‌مانند، نورگونه و زمان‌مانند توضیح داده خواهند شد.
بازه‌های فضازمانی
در فضای اقلیدسی جدایی بین دو نقطه از طریق فاصلهٔ بین آن دو نقطه اندازه‌گیری می‌شود که این فاصله، تنها از جنس مکان است و همواره مثبت. ولی در فضا-زمان جدایی بین دو رویداد از طریق بازهٔ بین آن دو رویداد اندازه‌گیری می‌شود که این بازه نه تنها اختلاف مکانی بلکه اختلاف زمانی بین آن دو رویداد را نیز در بر می‌گیرد. بازهٔ بین دو رویداد به شکل زیر نمایش داده می‌شود:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/3/e/6/3e6502fa4b2e9d9c0852e7a42b50e80f.png (بازهٔ فضا-زمانی) در حالی که c برابر با سرعت نور و Δt و Δr به ترتیب اختلاف زمانی و مکانی دو رویداد در دستگاه مختصات است.
بازه‌های فضا-زمانی بر اساس اینکه اختلاف زمانی (c2Δt2) بزرگتر است یا اختلاف مکانی (Δr2) به سه دسته تقسیم می شوند. برخی از خط‌های‌جهانی (با نام ژئودزیک‌های فضا-زمان) با فاصله‌های تعریف شده در بازه‌های فضا-زمانی، کوتاه‌ترین مسیر بین هر دو رویداد‌ی اند. مفهوم ژئودزیک در نسبیت عام حالت بحرانی به خود می‌گیرد زیرا که ممکن است حرکت‌های ژئودزیک به عنوان حرکت خالص یا اینرسی حرکتی در فضا-زمان، که خود فارغ از هرگونه تاثیر خارجی است در نظر گرفته شود.
بازهٔ زمان‌مانند
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/7/d/4/7d40606e17197f22c8343aa6fd354115.png برای دو رویداد که اختلاف فاصلهٔ زمانی دارند، باید به اندازه کافی زمان بگذرد تا بین آنها رابطهٔ علت و معلولی برقرار شود. ذره‌ای که با سرعتی کمتر از سرعت نور در فضا سفر می کند، هر دو رویدادی که برای آن ذره یا توسط آن ذره اتفاق می‌افتد دارای اختلاف در فاصلهٔ زمانی است به بیان دیگر توسط بازه‌های زمان‌‌مانند از یکدیگر جدا شده‌اند. جفت رویداد‌هایی که دارای اختلاف زمانی هستند، بازهٔ فضا-زمانی آن‌ها یک مربع کامل منفی (s2 < 0) می‌شود و می‌توان گفت آن‌ها در گذشته یا آیندهٔ یکدیگر اتفاق افتاده‌اند. در این حالت یک چارچوب مرجع وجود دارد که نشان دهد که دو رویداد در یک موقعیت مکانی اتفاق افتاده‌اند اما چارچوب مرجعی وجود ندارد که بتواند نشان دهد که آن دو در یک لحظه اتفاق افتاده‌اند. اندازه‌گیری بازه‌های زمان‌‌مانند در فضا-زمان بر اساس زمانِ ویژه انجام می‌شود.
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/a/5/b/a5bc803586a523e9585e65af3a898969.png (زمانِ ویژه) زمان ویژه زمانی است که توسط ساعتی که نسبت به مشاهده‌گر ساکن است اندازه‌گیری می‌شود؛ وقتی مسیر مشاهده‌گر با یک رویداد تقاطع پیدا می‌کند، گویی آن رویداد برای مشاهده‌گر روی می‌دهد.
بازهٔ نور‌‌مانند
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/0/1/c/01c44bf0ebe255781c049339e27028f5.png در یک بازهٔ نور‌مانند، فاصلهٔ مکانی بین دو رویداد دقیقا متناسب با فاصلهٔ زمانی بین آن دو رویداد است. بازهٔ فضا-زمانی دو رویداد یک مربع کامل برابر صفر است (s2 = 0). بازه‌های نورمانند با نام بازه‌های «تهی» نیز شناخته می‌شوند.
بازهٔ مکان‌مانند
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/3/6/c/36c24ff1c4a2d6564ac46e804382e12f.png وقتی که بین دو رویداد بازهٔ مکان‌مانند وجود داشته باشد، زمان کافی بین وقوع آن‌ها نمی‌گذرد، زمانی کافی برای اینکه یک رابطهٔ علت-معلولی با سرعتی برابر با سرعت نور یا کمتر از آن فاصلهٔ بین آن‌ها را قطع کند. این رویدادها این‌گونه درنظر گرفته نمی‌شوند که در گذشته یا آیندهٔ یکدیگر اتفاق افتاده باشند؛ در این حالت چارچوب مرجعی وجود دارد بگونه‌ای که در آن مشاهده‌گر وقوع آن دو رویداد را هم‌زمان می‌بیند اما چارچوب مرجعی وجود ندارد که وقوع آنها را در یک مکان نشان دهد.
برای این جفت رویدادهای مکان‌مانند، مربع کامل بازهٔ فضا-زمانی بزرگتر از صفر است (s2 > 0) و فاصلهٔ مکان‌مانند آنها با فاصلهٔ ویژه اندازه‌گیری می‌شود:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/1/f/0/1f0abc5a99b580f44b3c5d35e7970d9f.png (فاصلهٔ ویژه) مانند زمانِ ویژه در بازه‌های زمان‌مانند، فاصلهٔ ویژه (Δσ) در بازه‌های مکان‌مانند در مجموعهٔ اعداد حقیقی قرار دارند.
ریاضیات فضازمان
به دلایل فیزیکی، یک فضا-زمان پیوسته از نظر ریاضی به شکل یک خمینهٔ هموار، هم بند، لورنتزی و چهاربعدی تعریف شده‌است (M,g). به این معنی که تابع فاصله برای فضای لورنتزی g دارای نمایهٔ‌ (3,1) است. تابع فاصله، هندسهٔ‌ محیط و کوتاه ترین فاصله پیمودنی توسط ذره آزاد و شعاع نور را نشان می‌دهد. در همسایگی هر نقطه (رویداد) بر روی خمینه، از دستگاه های مختصات محلی برای نمایش مشاهده‌گر در یک چارچوب مرجع استفاده می‌شود. معمولا مختصات دکارتی (x,y,z,t) استفاده می‌شوند بعلاوه برای سهولت سرعت نور c برابر با واحد در نظر گرفته می‌شود.

هر چارچوب مرجعی (مشاهده‌گر) می‌تواند با یکی از این مختصات (x,y,z,t) مشخص شود و هرکدام از این مشاهده‌گرها قادر است یک رویداد p را مشاهده کند. اگر چارچوب مرجع دیگری با مختصاتی متفاوت در همسایگی p وجود داشته باشد که بتواند رویداد p را مشاهده کند (در هر چارچوب مرجع یک مشاهده‌گر داریم) این امکان وجود دارد که برداشتی متفاوت از رویداد p داشته باشد به عبارت دیگر هر دو مشاهده‌گر رویداد p را مشاهده می‌کنند اما چیز متفاوتی می‌بینند.

فضازمان در نسبیت خاص
هندسه فضا-زمان در نسبیت خاص توسط تابع اندازه گیری مینکوفسکی در چهاربُعد R4 بدست می آید. این فضا-زمان، فضای مینکوفسکی نام دارد. تابع اندازه گیری مینکوفسکی که معمولا با η نمایش داده می شود به صورت یک ماتریس چهار در چهار به شکل زیر است:

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/c/a/e/cae3707016a34a4fc2f4f4b388ba64e0.png
در این روش از قرارداد مکان‌مانند لاندو-لیفشیتز استفاده می‌شود. یک فرض پایه ای در فضا-زمان این است که بازه‌های فضا-زمانی نسبت به تبدیلات مختصات باید نامتغیر باشند. بازه‌ها نسبت به تبدیلات لورنتس نامتغیر اند. این خاصیت نامتغیر منجر به استفاده از چهار بردار (و تنسورهای دیگر) در توصیف های فیزیکی می شود. به بیان دقیق تر، می توان رویدادها در فیزیک نیوتنی را حالت خاصی از فضا-زمان در نظر گرفت. این نسبیت نیوتنی-گالیله ای است و چهارچوب های مرجع در آن توسط ترادیسیهای گالیله به هم مرتبط می شوند که در آن فاصله های زمانی و مکانی به طور مستقل از هم قابل نفکیک اند، اما در حالت کلی فضا-زمان(که ترادیسیهای لورنتس برقرار می باشد) چنین تفکیکی برقرار نیست.

فضازمان در نسبیت عام
در نسبیت عام فرض می‌شود که فضا-زمان با حضور ماده (انرژی) خمیده می‌شود. این خمیدگی توسط تنسور ریمان بیان می‌شود. در نسبیت خاص تنسور ریمان متحد با صفر است و این اتحاد با صفر تعبیر می‌شود به این که فضا-زمان مینکوفسکی مسطح (تخت) است. مفاهیم بازه‌های زمان‌مانند، نورمانند و مکان‌مانند که قبلا بحث شد در نسبیت خاص به طور مشابه می‌تواند در دسته‌بندی خم‌های تک‌بُعدی در فضا-زمان خمیده استفاده شوند. یک خم زمان‌مانند، آنی است که بر روی آن فاصلهٔ میان هر دو رویدادِ بینهایت به هم نزدیک بر روی خم، خود زمان‌مانند باشد. مشابه همین تعریف برای دو حالت مکان‌مانند و نورمانند قابل تعمیم است. به بیان فنی‌تر سه نوع خم یاد شده معمولا بر حسب اینکه بردار مماس بر خم در هر نقطه از خم، نورمانند یا مکان‌مانند یا زمان‌مانند باشد تعریف می‌شود. حط جهانی هر شیئ کندتر از نور همواره یک خم زمان‌مانند است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه دوم برای قسمت اول

افق رویداد

افق رویداد (به انگلیسی: Event horizon) در نسبیت عام، منطقه‌ای از فضازمان است که در آنجا تمام مرزهای فضا به شدت تحت تأثیر سیاه‌چاله است و اگر جسمی وارد این ناحیه شود، سرانجام بروی تکینگی سیاهچاله سقوط می‌کند. افق رویداد قسمتی از تقسیم بندی مناطق خارجی سیاهچاله هاست.
اگر یک سیاه‌چاله حرکت مداری داشته باشد، آغاز به کشیدن فضا-زمان به دور افق رویداد می‌کند. این گردش فضا به دور افق رویداد را کارکُره (ergosphere) می‌گویند و شکل بیضوی دارد.

تبیین شوارتزشیلد
در متریک شوارتزشیلد افق رویداد منطقه‌ای در اطراف سیاهچاله‌های شوارتزشیلد است که خود جزئی از شعاع شوارتزشیلد است و نور نمی‌تواند از آن بگریزد. سیاهچاله‌های شوارتزشیلد بار ندارد و اسپین و چرخش هم ندارند. دو سیاهچالهٔ شوارتز تنها از طریق جرمشان قابل تشخیص از یکدیگر هستند.




شعاع شوارتزشیلد
شعاع شوارتزشیلد شعاعی است که بر طبق معادلات متریک برای سیاهچاله‌ها تعیین می‌شود.
پیشینه
در سال ۱۹۱۶ (میلادی)، ستاره شناس آلمانی کارل شوارتز شیلد پاسخی برای نظریه نسبیت عام انشتین یافت که نشانگر یک سیاهچاله کروی بود. او نشان داد که اگر جرم یک ستاره در ناحیه به اندازه کافی کوچک متمرکز شود، میدان گرانشی در سطح ستاره چنان قوی می‌شود که حتی نور توان گریز از آن را ندارد. همان چیزی است که همکنون سیاهچاله می‌نامیم، ناحیه‌ای از فضازمان که به افق رویداد محدود شده‌است و امکان ندارد از آن، چیزی از جمله نور به ناظری دوردست برسد.

مدت‌ها غالب فیزیکدان‌ها که انیشتین نیز در میانشان بود، تردید داشتند که آیا چنین پیکربندی غیرعادی ماده، می‌تواند در جهان واقعی روی دهد؟ اما بعدها روشن شد که هرگاه ستاره ناچرخان به اندازه کافی سنگینی، هر اندازه که شکل و ساختار دورنیش پیچیده باشد، سوخت هسته‌ای خود را به پایان رساند، به ناچار فرو خواهد پاشید و سیاهچاله کاملاً کروی شوارتز شیلد زاده خواهد شد.
معادله
بر طبق متریک شوارتز شیلد هرگاه یک جسم شعاعش از شعاع شوارتز شیلد خودش کمتر شود به یک سیاهچاله تبدیل شده‌است. یعنی اجسام دیگر قبل از رسیدن به سطح جسم در شعاع شوارتز شیلد گرفتار جاذبه خیلی شدیدی می‌شوند؛ ولی اگر شعاع شوارتز شیلد درون جسم قرار بگیرد یعنی کوچک‌تر از شعاع آن باشد، آن جسم خواص سیاهچاله را ندارد. شعاع شوارتز شیلد از رابطه زیر بدست می‌آید:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/1/3/6/1367343b8711a257d90f36e56cdfa773.png که در آن:
rs شعاع شوارتز شیلد، G ثابت گرانش، m جرم جسم مورد نظر و c سرعت نور است.
مقدار ثابت ‎ 2G / c2 ‏ را می‌توان به ‎ ۱٫۴۸×۱۰−۲۷ m/kg ‏تقریب زد.
می‌توان نشان داد که یک جسم با هر چگالی، اگر به اندازه کافی بزرگ باشد می‌تواند در شعاع شوارتز شیلد خود فرو رود، یعنی:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/6/4/7/6474f5b02cc5ba1f20ca6738afc288f9.png که در آن
Vs حجم جسم مورد نظر و ρ چگالی آن است. برای مثال شعاع خورشید تقریباً ۷۰۰۰۰۰ کیلومتر است، در حالی که شعاع شوارتز شیلد آن فقط ۲۹۵۰ متر است؛ یعنی اگر شعاع خورشید کمتر از ۲ کیلومتر شود آنگاه خورشید یک سیاهچاله است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه سوم برای قسمت اول

سرعت گریز
سرعت گریز در فیزیک و ستاره‌شناسی به سرعتی گفته می‌شود که یک جسم باید داشته باشد تا بتواند از چنگ نیروی گرانشی جسم دیگر بگریزد. سرعت گریز در سطح کره زمین برابر ۱۱٫۲ کیلومتر بر ثانیه است. هر جسم زمین که به این سرعت دست یابد می‌تواند برای همیشه زمین را ترک گوید.


چارچوب مرجع

در فیزیک اصطلاح چارچوب مرجع می‌تواند برای اشاره به یک دستگاه مختصاتی یا مجموعه‌ای از محورها به‌کار رود که با آن مکان، سمت، و دیگر ویژگی‌های یک شیء سنجیده می‌شود.

در بررسی حرکت هر ذره نیز باید یک چارچوب مرجع تعیین شود که این چارچوب در فیزیک به عنوان ناظر تعبیر می‌شود. در مورد هر حرکت، چارچوب ویژه‌ای متناسب با نوع حرکت باید بکار رود. این مسئله نه تنها در مورد حرکت بلکه در مورد تمام رویدادها و پدیده‌های فیزیکی مطرح است.

برای نمونه برای اینکه بتوان در الکترومغناطیس مقدار نیروی وارد بر یک جسم باردار را محاسبه کرد، ابتدا باید یک چارچوب متناسب با دستگاه تعریف کرده، سپس پدیده را بررسی نمود. اگر این چارچوب مرجع تغییر بکند و به عنوان مثال منتقل شود این مسئله به‌وسیله قواعد تبدیل بیان می‌شود.

چارچوب مرجع لَخت
چارچوب مرجع لخت به چارچوبی گفته می‌شود که در آن قانون لختی (ماند) حاکم باشد. چارچوب مرجع لخت یکی از نخستین و مهمترین انتزاع‌ها در فیزیک است. چارچوب مرجع واقعی یک چارچوب لخت نیست و می‌توان گفت چارچوبی است که گاهی بیشتر و گاهی کمتر با چارچوب مرجع لخت سازگاری دارد.
برای نمونه چارچوب مرجع وابسته به گرانیگاه زمین نسبت به چارچوب مرجع وابسته به گرانیگاه خورشید کمتر لخت است در حالی که چارچوب مرجع وابسته به هسته کهکشان ما بیشتر از چارچوب مرجع وابسته به خورشید لخت است. بنا به تجربه چارچوب وابسته به ستارگان ثابت بیش از هر چارچوب دیگری لخت است.
بنا بر مکانیک کلاسیک نیوتونی یک چارچوب مرجع لخت اصلی وجود دارد که آن را چارچوب مرجع مطلق می‌نامند که دارای ویژگی‌های اساسی زیر است:


۱) چارچوب مرجع مطلق نه به جسم واقعی بلکه به فضای کیهانی وابسته‌ است.
۲) چارچوب مرجع مطلق بنا به شرط ساکن است.
۳) فضای چارچوب مرجع مطلق فضایی سه بعدی- پیوسته-همگن-همسانگرد و اقلیدسی است.
۴) در چارچوب مرجع لخت قوانین نیوتون صدق می‌کند.

هر چارچوب مرجعی که نسبت به چارچوب مرجع مطلق به طور یکنواخت و روی خط راست حرکت کند و یا ساکن باشد باز هم یک چارچوب مرجع لخت است و از نظر مکانیکی به طور کامل با اولی هم ارز است. چارچوب مرجعی که نسبت به چارچوب مرجع مطلق شتاب داشته باشد یک چارچوب مرجع نالخت است.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

سياهچاله چيست؟ (قسمت دوم)

سیاهچاله‌های نخستین در مهبانگ
رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالی‌های بالا تنها در ستارگان یافت می‌شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالی‌ها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم می‌نمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی‌دهد برای اینکه سیاهچاله‌های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی‌های اولیه‌ای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدل‌های مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه‌ای که برای این آشفتگی‌ها پیش بینی کرده‌اند با هم بسیار متفاوتند. این مدل‌های متفاوت جرم سیاهچاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کرده‌اند. سیاهچاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاهچاله‌های دیگر شمرده می‌شوند.

برخوردهای پرانرژی
رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود می‌آورد. در اصل سیاهچاله‌ها می‌توانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد می‌کنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایش‌های شتاب دهنده ذرات، کشف نشده‌است. این واقعیت پیشنهاد می‌کند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچاله‌ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار می‌رود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند. این امر سبب می‌شود که ایجاد سیاهچاله‌ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می‌دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه‌ها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می‌دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می‌گیرند. این امر امکان ایجاد ریزسیاهچاله‌ها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعه‌های کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان پذیر می‌سازد. هر چند که این نظریه‌ها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچاله‌ها در چنین برخوردهای نامحتمل می‌آید. حتی اگر ریز سیاهچاله‌ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می‌رود که در۱۰۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمی‌آیند.

رشد
وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد می‌تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچاله‌ای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره‌ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب می‌کند. این فرایند اولیه‌ای است که به نظر می‌رسد سیاهچاله‌های کلان جرم طی آن شکل می‌گیرند. فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچاله‌های جرم متوسط در خوشه‌های ستاره‌ای کروی پیشنهاد شده‌است.


امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچاله‌های کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بوده‌اند اهمیت پیدا می‌کند. این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچاله‌های با جرم متوسط پیشنهاد شده‌است.

تبخیر


در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاهچاله‌ها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدان‌های کوانتومی در یک زمینه سیاهچاله‌ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچاله‌ها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شده‌است. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را از روشهای مختلف سنجیده‌اند.. چنانچه این نظریه تابش سیاهچاله‌ها درست باشد انتظار می‌رود که سیاهچاله‌ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها می‌شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتون‌ها و ذراتی است که تابیده می‌شوند. سیاهچاله‌ها در طول زمان تبخیر می‌شوند و کوچکتر می‌گردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچاله‌های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچاله‌های بزرگتر تابش کمتری از سیاهچاله‌های کوچکتر دارند.


یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچاله‌های ستاره‌ای و سیاهچاله‌های بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می‌آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می‌کنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که می‌بایست از ماه سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.

از سوی دیگر اگر سیاهچاله‌ای کوچک باشد انتظار می‌رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچاله‌ای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچاله‌های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می‌شوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می‌کنند وممکن است (هرچند که از دانسته‌های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی‌رسد) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.

طبقه بندی بر اساس جرم
سیاهچاله‌ها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه‌ای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچاله‌ها را می‌توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده می‌شود با جرم آن برپایه رابطه زیر به طور تقریبی متناسب است:

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/9/2/1/9216b3ea979e7a2ae3d2b725d1679eac.png
این رابطه تنها در مورد سیاهچاله‌هایی با تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچاله‌های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است

دسته بندی سیاهچاله‌ها
دسته
جرم
اندازه


سیاهچاله‌های کلان جرم
~۱۰۵–۱۰۹ MSun
~۰٫۰۰۱–۱۰ AU


سیاهچاله‌های جرم متوسط
~۱۰۳ MSun
~۱۰۳ km = REarth


سیاهچاله‌های ستاره وار
~۱۰ MSun
~۳۰ km


ریزسیاهچاله‌ها
تا~MMoon
تا ~۰٫۱ mm


سیاه چاله‌های کلان جرم
جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید دارند و پیش بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.

کهکشان نزدیک زن برزنجیر در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰۸×(۲٫۳-۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است. به نظر می‌رسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته‌است. بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شده‌است و جرم آن ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید است.

سیاهچاله‌های جرم متوسط
شکاف بین جرم سیاهچاله‌های معمولی و سیاهچاله‌های کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاهچاله‌هایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برایند. یکی از روش‌های مشاهدهٔ این گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل گیری ستاره‌ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده‌است و به نظر می‌رسد که با خوشه‌های ستاره‌ای جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط اند. روش دیگر تشخیص آنها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقیمانده‌ای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط می‌گردد. رابطه ام-سیگما نیز وجود سیاهچاله‌هایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش بینی می‌کند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشده‌است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آنها را سیاهچاله‌های نخستینی می‌داند که در مه بانگ شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آنها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش می‌کند

سیاهچاله‌های ستاره‌وار
این سیاهچاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ بوجود می‌آیند.. این سیاهچاله‌ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند. بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچاله‌ها، منظومه‌های دوتایی گسیل کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند.

نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده می‌شود.
ریزسیاهچاله‌ها
این سیاهچاله‌ها سیاهچاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاهچاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آنها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاهچاله‌های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می‌شوند. محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله‌ها در صورت بوجود آمدن احتمالا در لحطه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند.

شواهد تجربی
سیاهچاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیاز ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیما از روی زمین سیاهچاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده‌است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاهچاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند. تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد.

از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاهچاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاهچاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.


بر افزایش ماده

قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد. در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتا پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کارا ترین فرایندهای تولید انرژی است که تاکنون شناخته شده‌است. تا ۴۰٪ باقیمانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود(در یک شکافت هسته‌ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده‌است.

بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچاله‌ها نسبت داده می‌شود. به طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاهچاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس منظومه‌های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده‌است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده‌است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاهچاله‌های جرم متوسط باشند.

دوتایی‌های پرتو ایکس
دوتایی‌های پرتو ایکس یا ستاره‌های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده‌است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصر به فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار می‌گذارد.
اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیما به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارمترهای مداری منظومه را بدست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.

ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاهچاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد. هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است. اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند. در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتا کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدهاسیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.

نوسان‌های نیمه متناوب
انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند(درونی ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچاله‌های احتمالی به کار می‌روند.
هسته کهکشانی
اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی و یا تابش‌های رادیوی بسیار قوی دارند، از واژه کهکشان فعال استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این هسته‌های کهکشانی فعال(AGN) را می‌توان با استفاده از سیاهچاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو فواره عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند.
اگرچه انتظار می‌رود که سیاهچاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهمترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی.
امروزه به گستردگی پذیرفته شده‌است که در مرکز همه(تفریبا) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفته‌است. همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل گیری سیاهچاله و شکل گیری خود کهکشان وجود دارد.

در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می‌آید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام کمان ای* ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند. از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده‌است. آنها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آنها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته‌است. اگرچه این شعاع تقریبا ۳۰۰۰ بربار شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.

همگرایی گرانشی

تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته‌است که فوتونها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیما برای یک سیاهچاله مشاهده نشده‌است. یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.

امواج گرانشی
یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظداری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاهچاله‌است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

امکان‌های دیگر
شاهد تجربی سیاهچاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند. فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره‌های کوارکی چگال را بدهد و برخی مدل‌های ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش بینی می‌کنند. برخی از گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارکها و لپتونها هستند که به طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند. این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت.

ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاهچاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاهچاله‌ای به جرم ۱۰۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه‌است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده‌است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچاله‌های کلان جرم را توضیح دهند.

شواهد موجود در مورد سیاهچاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاهچاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگی‌های پیش بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچاله‌ای وجود نخواهد داشت). در سال‌های اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده‌است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط بخصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاهچاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد.
انتروپی و ترمودینامیک

در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاهچاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند. این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می‌کند که انتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاهچاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، انتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای انتروپی به سیاهچاله بدون انتروپی، انتروپی کل در جهان به اندازه انتروپی ماده‌ای که جذب سیاهچاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید انتروپی داشته باشد و انتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.


پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از انتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع انتروپی ماده‌ای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته‌است دائما رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچاله‌ها را می‌دهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، جرم؛ به جای دما، گرانش سطحی و به جای انتروپی، مساحت قرار می‌گیرد.

یکی از ویژگیهای گیج کننده این است که انتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه انتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود.


اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک انتروپی سیاهچاله‌ها اسفتاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری انتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و...) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته‌است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاهچاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان می‌توان فرمول انتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد. از آن زمان تاکنون نتایج مشابهی برای سیاهچاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده‌اند.

یگانگی سیاهچاله‌ها
یکی از پرسش‌های باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده و یا پارادوکس یگانگی سیاهچاله‌است. به طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می‌توان از آن به نگهداری اطلاعات تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت.

شمار سیاهچاله‌ها در جهان
شمار سیاهچاله‌ها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آنها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی در حدود صد میلیارد ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریبا یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تاکنون تنها یک دوجین از آنها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده‌است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاهچاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاهچاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.

نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان
نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده‌است که ممکن است جهان ما درون سیاهچاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده‌است. نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد. پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده‌است باز می‌شود. او عنوان نموده‌است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.

علاوه بر این این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاهچاله‌ای یک کرم‌چاله می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله بوجود آمده‌است. بنابراین سیاهچاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته‌است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.


منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه برای قسمت دوم

نظریه میدان‌های کوانتومی
نظریه میدان‌های کوانتومی چارچوبی نظری برای بازسازی مدل‌های کوانتوم مکانیکی سیستم هایی مهیا می کند، که در فیزیک کلاسیک با میدان‌ها یا سیستم‌های بس ذره ای توصیف می شد.
کلیات مربوط به نظریه
در نظریهٔ میدان‌های کوانتومی نیروهای میان ذرات توسط ذرات دیگر برقرار می شوند. برای نمونه، نیروی الکترومغناطیسی میان دو الکترون با رد و بدل فوتون‌ها امکان می یابد. با این حال نظریه فوق بر تمام نیروهای بنیادی به کار برده می شود. بردارهای بوزونی متوسط نیروی ضعیف را، گلوئون‌ها نیروی قوی، و گراویتون‌ها نیروی گرانشی را برقرار می سازند. این ذرات حامل نیرو، ذراتی مجازی اند و طبق تعریف، زمانیکه حامل نیرو هستند امکان آشکارشدن شان وجود ندارد، زیرا عملیات آشکارسازی گواه بر عدم حمل نیرو خواهد بود.

در نظریه میدان‌های کوانتومی، فوتون‌ها به صورت کوانتاهای میدان پنداشته می شوند و نه توپ‌های کوچک بیلیارد!امواج پکیده ای که در میدان به صورت ذرات به نظر می رسند. همچنین فرمیون‌ها -مانند الکترون- را نیز می توان به صورت امواج در میدان توصیف کرد، و این در حالیست که هرنوع فرمیون میدان خاص به خودش را دارد. به طور خلاصه، تصویر کلاسیکی از" همه چیز به شکل ذرات و میدان هاست"، در نظریه میدان‌های کوانتومی به صورت" همه چیز ذره است" و یا در نهایت "همه چیز میدان است" در می آید.
در این نظریه با ذرات نیز به صورت حالت‌های برانگیختهٔ میدان برخورد می‌شود (کوانتای میدان).این میدان خاص را می توان نوعی خوش شانسی دانست زیرا که در این صورت لازم نیست نگران پیامدهای اصل طرد پاولی بین فرمیون‌های مختلف مثلا بین الکترون‌ها و نوترون‌ها باشیم.در این حال می توان با آسودگی خیال حالت‌های انرژی مربوط به هر فرمیون را جداگانه بررسی کرد
کاربردها
این نظریه به طور گسترده در فیزیک ذرات و فیزیک ماده چگال کاربرد دارد.اکثر نظریه‌ها در فیزیک جدید ذرات (شامل برنظریه استاندارد ذرات بنیادی و برهمکنش‌های میانشان) با نظریه میدان‌های کوانتومی نسبیتی فرمول یندی می شوند. نظریه میدان‌های کوانتومی در پدیده‌های گوناگونی از فیزیک ماده چگال کاربرد دارد، به ویژه هنگامی که تعداد قابل توجهی ازذرات امکان افت و خیز دارند_ برای نمونه، نظریهBCC در ابر رسانایی.




سیاه‌چاله کلان‌جرم

سیاه چاله کلان جرم بزرگترین نوع سیاه‌چاله در کهکشان‌هاست که گمان می‌رود در مرکز تقریبا همه کهکشان‌ها منجمله کهکشان راه شیری نیز یافت شود. که دارای جرمی معادل صدهاهزار تا چندین میلیارد برابر جرم خورشید هستند. این سیاه چاله‌ها پر جرم‌ترین نوع سیاه چاله‌ها هستند و گرانش بسیار زیادی دارند که در جهان بی نظیر است.

جرم این سیاه‌چاله‌ها به خاطر بلعیدن اجرام دور خود همواره افزایش می‌یابد و این بلعیدن موجب فعال شدن ظاهر مرکز سیاهچاله در طیف الکترومغناطیسی و مخصوصا انرژی بالا می‌شود به همین دلیل تصور می‌رود این سیاه‌چاله مسئول فعالیت قوی اختروش‌ها باشند.





سیاهچاله ستاره‌وار
سیاهچاله ستاره‌وار (به انگلیسی: Stellar black hole) سیاهچاله‌هایی که عمدتاً از فروریزی حاصل از گرانش یک ستاره با جرم معمولی به وجود می‌آید و می‌تواند ۴ تا ۱۵ برابر خورشید جرم داشته باشد.



سیاهچاله با جرم متوسط
سیاهچاله با جرم متوسط (به انگلیسی: Intermediate-mass black hole) احتمالاً سیاهچاله‌های جوانی هستند که از یک انفجار ابرنواختری پدید آمده‌اند و با بلعیدن مقدار زیادی ماده به این جرم رسیده‌اند و حالا در این حالت به نظر می‌رسند.





منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

سیاهچاله از دید دیگر

سياهچاله چيست؟
در چند جمله كوتاه ميتوان گفت، سياهچاله ناحيه اي از فضاست كه مقدار بسيار زيادي جرم در آن تمركز يافته و هيچ شيئي نمي تواند از ميدان جاذبه آن خارج شود.از آنجا كه بهترين تيوري جاذبه در حال حاضر تيوري نسبيت عام انيشتن است،در مورد سياهچاله و جزيياتش بايد طبق اين تيوري تحقيق و نتيجه گيري كنيم. ابتدا از مفهوم جاذبه و شرايط ساده تر آغاز مي كنيم.

فرض كنيد روي سطح يك سياره ايستاده ايد. يك سنگ را به سمت بالا پرتاب مي كنيد. با فرض اينكه آن را خيلي خيلي محكم پرتاب نكرده باشيد براي مدتي به سمت بالا حركت مي كند و نهايتا شتاب جاذبه باعث مي شود به پايين سقوط كند. اما اگر سنگ را به اندازه ي لازم محكم پرتاب كرده باشيد مي توانيد آن را به كل از جاذبه سياره خارج كنيد و سنگ بالا رفتن را تا ابد ادامه خواهد داد. سرعتي كه لازم است تا يك شيي را از حاذبه سياره خارج كند سرعت فرار يا سرعت گريز نام دارد. همانطور كه انتظار مي رود سرعت فرار به جرم سياره بستگي دارد. اگر سياره اي جرم زيادي داشته باشد كشش جاذبه آن زياد خواهد بود و نتيجتا سرعت فرار آن بيشتر خواهد شد. سياره سبكتر سرعت فرار كمتري خواهد داشت. همچنين سرعت فرار به فاصله از مركز سياره نيز بستگي دارد. هر چه به مركز سياره نزديك تر شويم سرعت فرار نيز بيشتر مي شود.

سرعت فرار زمين Km/s 11.2 يا m/h 25000 است. در حالي كه سرعت فرار در ماه فقط Km/s 2.4 يا m/h 5300 است.

حال يك جرم بسيار زياد را كه در يك ناحيه با شعاع بسيار كوچك تمركز يافته تصور كنيد. سرعت فرار چنين ناحيه اي از سرعت نور بيشتر خواهد بود و چون هيچ شييي نمي تواند سريعتر از نور سير كند پس هيچ شييي نمي تواند از ميدان جاذبه چنين ناحيه اي خارج شود ، حتي يك دسته پرتو نور.

ايده تفكر در مورد جرمي چنان چگال كه حتي نور نيز نتواند از آن خارج شود متعلق به لاپلاس در قرن هجدهم است. تقريبا بلافاصله پس از بيان نظريه نسبيت عام توسط انيشتين ، كارل شوارتز شيلد يك راه حل رياضي براي معادلات تيوري اين اجرام كشف كرد و سال ها بعد اشخاصي چون اپنيمر و ولكف واشنايدر در دهه 1930 به طور جدي درباره امكان وجود چنين نواحي در عالم به تحقيق پرداختند. اين پژوهشگران نشان دادند، هنگامي كه محتويات سوخت يك ستاره پرجرم به پايان مي رسد، نمي تواند در مقابل جاذبه دروني خود مقاومت كند و به صورت يك سياهچاله در خود فرو مي ريزد.

در نسبيت عام جاذبه از عوامل انحراف فضاي 4 بعدي است. اشياء بسيار پرجرم باعث انحرافات محورهاي زمان و فضا مي شوند در حدي كه قوانين هندسي اعتبار خود را از دست مي دهند و به كار نمي آيند. اين انحراف در اطراف يك سياهچاله بسيار چشمگير است و باعث مي شود كه سياهچاله ها خصوصيات عجيبي داشته باشند. هر سياهچاله چيزي به نام افق حادثه ( event horizon ) دارد، كه سطحي كروي است و مرز سياهچاله را مشخص مي كند. شما مي توانيد وارد اين افق شويد اما نمي توانيد از آن رهايي يابيد. در حقيقت وقتي وارد افق شديد محكوم به نزديك و نزديك تر شدن به مركز سياهچاله هستيد.

درباره افق مي توان اين تصور را داشت كه افق جايي است كه در آن سرعت گريز برابر با سرعت نور است. در خارج از افق سرعت گريز كمتر از سرعت نور است. بنا بر اين در صورتي كه راكت هاي شما به اندازه كافي انرژي داشته باشند مي توانيد از افق دور شويد اما وقتي وارد افق شديد راهي براي خروج نداريد. افق خصوصيات هندسي عجيبي دارد، براي يك ناظر كه فاصله زيادي از سياهچاله دارد، افق جاي خوبي به نظر مي رسد كه كروي و ساكن است. اما در صورتيكه به سياهچاله نزديك شويد متوجه خواهيد شد افق با سرعت بسيار زياد و يا در حقيقت با سرعت نور به سمت بيرون در حركت است. چون افق با سرعت نور به سمت بيرون گسترش مي يابد، پس براي خروج از افق بايد سرعتي بيش از سرعت نور داشته باشيم. و چون مي دانيم كه نمي توانيم با سرعتي بيش از سرعت نور سير كنيم پس هيچ گاه نخواهيم توانست از سياهچاله فرار كنيم.

اگر اين مطالب بسيار عجيب به نظر مي رسند، نگران نباشيد، واقعا عجيب هستند. افق از جهتي ثابت و از جهتي نا پايستار است. اين مطلب تا حدي شبيه به داستان آليس در سرزمين عجايب است. او بايد تا جايي كه مي توانست سريع حركت مي كرد تا مي توانست در يك جا بماند.

در درون افق فضا در حدي منحرف مي شود كه مختصات طول و زمان جايشان عوض مي شود به اين معني كه مختص نشان دهنده فاصله از مركز سياهچاله كه r نام دارد، يك مختص زماني و t يك مختص فضايي مي شود. نتيجه اين جابجايي اين است كه نمي شود از كوچك شدن لحظه به لحظه r جلوگيري كرد، مشابه شرايط معمولي كه از رسيدن به آينده گريزي نيست (يعني به طور معمول t در حال افزايش است) در نهايت بايد به مركز جايي كه r = 0 است برسيم. ممكن است فكر كنيد با روشن كردن راكت ها مي توان از افق خارج شد، اما اين كار نيز بيهوده است. از هر ماده اي كه استفاده كنيد، نمي توانيد از آينده خود گريزي داشته باشيد. پس از وارد شدن به افق، تلاش براي دور شدن از مركز سياهچاله درست مثل تلاش براي نرسيدن به پنجشنبه آينده است.

نام سياهچاله را براي اولين بار جان آرچيبالد ويلر پيشنهاد داد كه نام مناسبي به نظر مي رسيد، چون از نام هاي پيشنهادي قبل از خودش جذاب تر بود. پيش از ويلر از اين نواحي با عنوان ستاره هاي منجمد ياد مي شد. در ادامه توضيح خواهم داد كه چرا اين نام را به آن ها داده بودند.

سياهچاله چه اندازه اي دارد؟

اندازه هر چيز دو جنبه دارد. در اولين جنبه مي گوييم اين جسم چه ميزان جرم دارد و در جنبه ديگر آن را از نظر حجم بررسي مي كنيم. ابتدا درباره جرم سياهچاله بحث مي كنيم.

براي ميزان جرم يك سياهچاله محدوديتي وجود ندارد. هر مقدار جرمي درصورتي كه به اندازه كافي چگال باشد مي تواند سياهچاله تشكيل دهد. حدس مي زنيم كه سياهچاله هاي موجود از مرگ ستارگان پرجرم تشكيل يافته اند، بنا بر اين بايد به همان اندازه جرم داشته باشند. به عنوان نمونه جرم يك سياهچاله در حدود 10 برابر جرم خورشيد است، يعني جرمي معادل 10 به توان 31 كيلوگرم.

هر چه جرم سياهچاله بيشتر باشد فضاي بيشتر اشغال خواهد كرد. در حقيقت شعاع شوارتز شيلد (شعاع افق) و جرم نسبت مستقيم دارند. اگر سياهچاله اي 10 برابر يك سياهچاله ديگر جرم داشته باش، شعاعش نيز 10 برابر ديگري خواهد بود. شعاع سياهچاله اي هم جرم خورشيد 3 كيلومتر است. بنا بر اين، اگر سياهچاله اي 10 برابر خورشيد جرم داشته باشد شعاعش 30 كيلومتر خواهد بود و سياهچاله اي كه در مركز يك كهكشان با جرم يك مليون برابر خورشيد 3 ميلون كيلومتر شعاع خواهد داشت. ممكن است اين مقدار شعاع زياد به نظر برسد ولي با استانداردهاي نجومي خيلي هم عجيب نيست. به عنوان مثال شعاع خورشيد 700000 كيلومتر است و يك سياهچاله بسيار بسيار سنگين شعاعي فقط در حدود 4 برابر خورشيد دارد.

در صورت سقوط در سياهچاله چه بلاي به سرم مي آيد؟

فرض مي كنيم در داخل يك فضا پيما به سمت يك سياهچاله با جرم يك مليون برابر خورشيد در مركز كهكشان راه شيري در حال حركت هستيد. (بحث هاي زيادي در مورد وجود سياهچاله در مركز كهكشان راه شيري وجود دارد. اما فرض مي كنيم حداقل براي چند ثانيه اين سياهچاله موجود باشد.) از فاصله دور راكت ها را خاموش كرده ايد و به سمت سياهچاله سرازير مي شويد. چه اتفاقي خواهد افتاد؟

در ابتدا هيچ جاذبه اي را حس نخواهيد كرد چون در حال سقوط آزاد هستيد، همه قسمتهاي بدنتان به يك صورت كشيده خواهند شد و احساس بي وزني خواهيد كرد (اين دقيقا همان چيزي است كه در مدار زمين براي فضا نوردان اتفاق مي افتد. با اين حال نه فضا نورد و نه شاتل هيچ نيروي جاذبه اي را حس نمي كنند.) همين طور كه به مركز سياهچاله نزديك و نزديك تر مي شويد نيروهاي جاذبه جزر و مدي را بيشتر حس خواهيد كرد. فرض كنيد پاهايتان نسبت به سرتان در فاصله كمتري از مركز سياهچاله قرار گرفته باشد. نيروي جاذبه با نزديك شدن به مركز سياهچاله بيشتر مي شود، بنا بر اين در پاهايتان نيروي جاذبه را بيشتر حس خواهيد كرد. و حس خواهيد كرد كشيده شده ايد ( اين نيرو نيروي جزر و مدي نام دارد چون دقيقا مانند نيرويي عمل مي كند كه باعث جزر و مد در سطح زمين مي شود). اين نيروها با نزديك شدن به مركز بيشتر و بيشتر خواهد شد تا جايي كه شما را پاره پاره كند.

براي يك سياهچاله خيلي بزرگ شبيه به آن كه شما در آن سقوط مي كنيد، نيروهاي جزر و مدي تا شعاع 600000 كيلومتري مركز قابل توجه نيستند. البته اين مطلب پس از ورود به افق اعتبار مي يابد. اگر در حال سقوط به يك سياهچاله كوچكتر هم جرم خورشيد بوديد، نيروهاي جزر و مدي از فاصله 6000 كيلومتري مركز شما را تحت تاثير قرار مي داد و شما خيلي زود تر از آنكه وارد افق شويد تكه پاره مي شديد (و اين موضوع علت اين است كه شما را در حال سقوط به يك سياهچاله بزرگ تصور كرديم تا بتوانيد حداقل تا وارد شدن به سياهچاله زنده باشيد). در حين سقوط چه چيزهايي مي بينيد؟ شما در حين سقوط چيز خاص و عجيبي را مشاهده نخواهيد كرد. تصوير اشيا درو ممكن است به شكل هاي عجيب و نا مربوط در آمده باشند، چون جاذبه سياهچاله نور را نيز منحرف مي كند. به ويژه وقتي وارد افق مي شويد هيچ اتفاق خاصي نخواهد افتاد. حتي پس از وارد شدن به افق نيز خواهيد توانست چيزهايي را كه بيرون هستند ببينيد. چون نوري كه از اشيا بيروني ساطع مي شود مي تواند وارد افق شود و به شما برسد. اما در بيرون از افق كسي قادر به ديدن شما نيست چون نور نمي تواند از افق خارج شود.

كل اين اتفاقات چقدر طول مي كشد؟ البته اين مطلب بستگي به اين دارد كه از چه فاصله سقوط به داخل سياهچاله را شروع كرده باشيد. فرض مي كنيم اين عمليات از جايي شروع شود كه فاصله شما از مركز 10 برابر شعاع سياهچاله باشد. براي سياهچاله اي با جرم يك ميليون برابر خورشيد 8 دقيقه طول مي كشد تا به افق برسيد، پس از آن 7 دقيقه ديگر در پيش داريد تا به ناحيه منحصر به فردي برسيد. البته اين زمان ها تقريبي است و به عنوان مثال در يك سياهچاله كوچكتر زمان مرگ نزديك تر خواهد بود. پس از پشت سرگذاشتن افق در 7 دقيقه باقيمانده از عمر ممكن است وحشت زده بشويد و شروع كنيد به روشن كردن راكت ها اما اين تلاش بيهوده است.

از يك فاصله مطمئن از سقوط در سياهچاله چه چيز مشاهده مي شود؟

چيزي كه از دور ديده مي ود با واقعيت كمي تفاوت دارد. همچنان كه شما به افق نزديك تر مي شويد ناظر حركت شما را آهسته و آهسته تر مي بيند. او هيچ گاه رسيدن شما را به افق نخواهد ديد.

سياهچاله اي را در نظر بگيريد كه از فرو ريختن يك ستاره شكل گرفته است. در حالي كه ماده تشكيل دهنده سياهچاله فرو مي ريزد، ناظر آن را كوچك و كوچك تر مي بيند، همچنين او نزديك شدن شما را مي بيند اما نمي تواند رسيدن به افق را ببيند و اين علت نام گذاري اوليه آنها يعني ستاره هاي منجمد است. چون به نظر مي رسد آن ها در فاصله اي به اندازه كمي بيشتر از شعاع شوارتز شيلد يخ زده اند.

چرا اينگونه به نظر مي رسد؟ مهمترين مطلبي كه در اين مورد عنوان شده يك خطاي نوري است. در حقيقت شكل گرفتن يك سياهچاله يا رسيدن شما به افق زمان نامحدودي نمي برد. وقتي شما به افق نزديك و نزديك تر مي شويد، نوري كه از شما ساطع مي شود به زمان بيشتري نياز دارد تا به ناظر برسد در واقع نوري كه بدن شما در هنگام گذر از افق ناظر ديگر تصويري از شما نمي بيند و حس مي كند رسيدن به افق چه زمان نامحدودي وقت مي برد.

از زاويه ديگري نيز مي شود به اين مسئله نگاه كرد. زمان در نزديكي افق بسيار آرامتر از فضاهاي دورتر سپري مي شود. فرض كنيد فضاپيماي شما براي خروج از افق در حركت است و براي چندين ثانيه آنجا توقف مي كند (با مصرف مقداري زيادي سوخت براي جلوگيري از سقوط به داخل). سپس شما به سمت ناظري مي رويد و به او ملحق مي شويد. متوجه مي شويد در طي اين ايام او سني بيش از شما دارد، در حقيقت زمان براي شما بسيار آهسته تر (كند تر) سپري شده است تا براي او.

به نظر شما كدام يك از اين دو نظريه فريب نور يا كندي زمان درست است؟ جواب بستگي به مختصاتي داردكه طبق آن به بررسي سياهچاله ها بپردازيد. طبق مختصات معمول كه مختصات شوارتز شيلد نام دارد، زماني افق را پشت سر مي گذاريد كه مختصات t (زمان) بي نهايت است. طبق اين مختصات گذر از افق زمان بي نهايت لازم دارد. اما علت اين مطلب اين است كه مختصات شوارتز شيلد تصوير تحريف شده اي از آنچه در اطراف افق مي گذرد به ما مي دهد. در حقيقت درست در افق مختصات كاملا تحريف شده و تغيير يافته اند. در صورتي كه مختصات واحدي را در نزديكي افق انتخاب نكرده ايد متوجه مي شويد كه در هنگام گذر از افق زمان واقعا محدود است. ولي زماني كه ناظر شما را مشاهده مي كند نامحدود است. تشعشات نياز به زمان بي نهايت و نامحدودي دارند تا به چشم ناظر برسند. پس شما مي توانيد از هر دو نوع مختصات استفاده كنيد، در عمل هر دوي آنها درست هستند. فقط دو بيان متفاوت از يك مطلب ارئه مي دهند. درعمل شما از چشم ناظر پنهان خواهيد ماند قبل از اينكه زمان بي نهايت سپري شود. براي يك جسم نوري كه از طرف سياهچاله تابش مي شود به طرف سرخي و طول موجهاي بيشتر مي رود.

بنا براين در صورتي كه شما نور مرئي با طول موجهاي ثابتي ساطع كنيد، ناظر آن را با طول موج بيشتري دريافت خواهد كرد. با نزديك تر شدن شما به افق اين طول موجها افزايش مي يابند. كه درنهايت به تابش هاي نامرئي، مادون فرمز و امواج راديويي خواهند رسيد. در بعضي نقاط طول موجها به قدري زياد خواهند بود كه ناظر نخواهد توانست آن ها را مشاهده كند. از گذشته به خاطر داريد كه نور در دسته هايي به نام فوتون ساطع مي شود. تصور كنيد در حين گذر از افق فوتون هايي ساطع كنيد. قبل از گذشتن از افق آخرين فوتون ها را ساطع خواهيد كرد، اين فوتون ها در زمان محدودي به چشم ناظر خواهند رسيد - به عنوان مثال براي چنان سياهچاله پر جرمي چيزي در حدود 1 ساعت.. و پس از آن ناظر ديگر قادر به ديدن شما نخواهد بود (فوتون هايي كه پس از گذر از افق ساطع مي شوند هيچ گاه به ناظر نمي رسند)...




منبع : هوپا

[Easy Bug]

پرتو کیهانی


پرتوهای کیهانی ذراتی هستند که در فضای خارج از زمین تولید شده و به جو زمین برخورد می‌کنند. این امواج در عبور از جو زمین و برخورد با ذرات اتمسفر به ذرات مختلفی مانند مزون‌ها و پوزیترون‌ها تبدیل می‌شوند.
تاریخچه


در سال ۱۹۱۲ ویکتور هس فیزیکدان اتریشی به دنبال حل معمای کم شدن بار اجسام باردار الکتروسکوپ‌هایی را در نقاط مختلف زمین نصب کرد و از تغییر میزان شدت کاهش بار نتیجه گرفت منشا پرتوهای باردار خارج از زمین است .در سال ۱۹۲۶ رابرت میلیکان به آن نام پرتو کیهانی را داد و به ویکتور هس به کشف پرتوهای کیهانی در سال ۱۹۳۶ جایزه نوبل فیزیک رسید.

ذرات ورودی


ذرات اولیه که به جو زمین وارد می‌شوند شامل ۹۲.۹ درصد پروتون،۶.۳ درصد هسته هلیوم(ذره آلفا)،۰.۱۳ درصد هسته عناصر لیتیوم، برلیوم و بور ۰.۴ درصد هسته عناصر کربن، نیتروژن، اکسیژن و فلوئور ۰.۱۸ هسته عناصر سنگین و ۰.۰۵ هسته عناصر بسیار سنگین است.

منابع ذرات


منابع این ذرات به ترتیب انرژی(از انرزی کمتر به بیشتر) عبارتند از:ستاره نوترونی، کوتوله سفید، لکه‌های خورشیدی، هسته‌های فعال کهکشانی، فضای میان‌سیاره‌ای، باقیمانده ابرنواختر، دیسک کهکشان، هاله کهکشان، خوشه‌های کهکشانی

با این حال هنوز بخش‌های زیادی از منابع پرتوهای کیهانی ناشناخته مانده‌است.

ورود ذرات به زمین


ذرات پس از نزدیک شدن به زمین به علت وجود مغناطوکره دور زمينی در شعاعی خاص می‌چرخند و پس از برخورد با جو واپاشی می‌کنند و ذرات واپاشی شده خود نیز در مسیر خود به سوی زمین واپاشی می‌کنند و به همین منوال ادامه پیدا می‌کنند تا به سطح زمین برسند و تعداد ذرات به زمین رسیده نسبت مستقیم با انرژی ذره اولیه دارد به مجموعه ذرات به زمین رسیده آبشار می‌گویند و در صورت بزرگ بودن این انرژی(در محدوده UHECR و بالاتر) به آن بهمن گسترده هوایی(EAS) می‌گویند.

طیف انرژی



در طیف انرژی این پرتوها چهار شکستگی وجود دارد:


نام
نام انگلیسی
انرژی


زانو
Knee
۱۰۱۶ eV‎[۴]‏


زانوی دوم
second knee
۶‎×۱۰۱۷ eV‎[۶]‏


قوزک
Ankle
۴‎×۱۰۱۸‎[۴]‏ eV


شکستگی GZK
GZK cut-off
۴‎×۱۰۱۹ eV‎[۴]‏



عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8b/Cosmic_ray_flux_versus_particle_energy.svg)

بین تعداد و انرژی رابطه دیفرانسیلی زیر برقرار است[۴]:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/5/2/c/52c44bcecf3762349bcf9c2bcb6a9081.pnghttp://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/2/c/0/2c069b6edab9fe02151eb66a0e193903.pnghttp://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/5/1/7/5171d2a8c803fc545f76ccc9609d71b5.pnghttp://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/9/f/e/9feeda81b56838c0522ade2108d195c3.pngکه در آن :
E انرژیN تعداد است.



رصدخانه‌ها


برای رصد پرتوهای کیهانی از آشکارسازهای ذرات مانند آشکارساز چرنکوف و آشکارساز فلوئورسنس استفاده می‌شود.

معروف‌ترین رصدخانه‌های پرتو کیهانی عبارتند از:


رصدخانه پیر اوجر:در مندوزا، آرژانتین قرار دارد و محیطی بالغ بر ۳٬۰۰ کیلومتر مربع را برای آشکارسازی بهمن‌های گسترده هوایی پوشش می‌دهد.و اکثر فعالیت این بخش روی پرتوهای کیهانی با انرزی بسیار زیاد(UHECR) است.

رصدخانه آگاسا:در آکنو، ژاپن که از سال ۱۹۹۳ تا ۲۰۰۴ فعال بود

رصدخانه های‌رس:در داگ‌وی یوتا، آمریکا قرار دارد.

رصدخانه آماندا:در قطب جنوب برای آشکارسازی نوترینوها به کار می‌رودولی از آن برای تحلیل اطلاعات دیگر پرتوهای کیهانی هم استفاده می‌شود.


شبیه‌سازی


برای شبیه‌سازی برخورد پرتوهای کیهانی با جو زمین و تولید آبشار از برنامه کورسیکا(CORSIKA) استفاده می‌شود

اثرات روی زمین


با بررسی دوره یازده ساله سیکل خورشیدی اثبات شد که پرتوهای کیهانی ناشی از خورشید در کاهش ضخامت لایه اوزن موثر است.

[Easy Bug]

ضمیمه اول برای "پرتو کیهانی"

مزون
مزون به معنی میانه توسط دانشمندی ژاپنی به نام هیدکی یوکاوا پیشنهاد گردید زیرا نیروی کولنی در هسته باید از کنار هم قرار گرفتن پروتون جلوگیری می‌کرد این نظریه اعلام می‌کند که در هسته و توسط نوترون‌ها ذراتی به نام مزون وجود دارد و این نیرو که اکنون نیروی قوی نامیده می‌شود از واپاشی هسته جلوگیری می‌کند ابتدا نظر بر مزون مو بود(میون) که بعدها مشخص شد پیون است پیون ذره‌ای با اسپین صفر است که از هر طرف به آن نگاه کنیم به یک شکل به نظر می‌رسد مزون‌ها اکنون دسته‌ای از ذرات بنیادی را تشکیل می‌دهند که در تعریف چنین نامیده شده اند((ذراتی که دو کوارک سازنده‌ای آن است))
مو مزون (M-Meson)
جرم مو مزون تقریباً ۸/۱ جرم پروتون می‌باشد. مومزون‌ها فقط می‌توانند به صورت مثبت یا منفی باشند، مومزون خنثی وجود ندارد. این ذرات به نوبه خود ضد ذره هم دارند مثلاً ضد ذره مومزون منفی، مومزون مثبت می‌باشد. بواسطه وجود تأثیرات متقابل عمومی یک مومزون ممکن است به یک الکترون و دو نوترنیو تجزیه شود. مومزون منفی دارای نیم عمر ۲٫۳X۱۰-۶ ثانیه می‌باشد. بواسطه چنین تأثیر متقابل که بین سه ذره فوق (الکترون، مومزون و نوترینو) در حالت عادی وجود دارد آنها را لپتون (Lepton) نیز می‌نامند.
پی مزون (P-Meson):
جرم پی مزون تقریباً ۷/۱ جرم پروتون می‌باشد. پی مزون‌ها بصورت مثبت یا منفی یا خنثی وجود دارند. این ذرات نیز به نوبه خود ضد ذره هم دارند مثلاً ضد ذره پی مزون مثبت ذره پی مزون منفی است. شبیه فوتون، پی مزون خنثی با ضد ذره خود یکسان است. پی مزون کوبورچه توسط دانشمند ژاپنی یوکاوا (Yukowa) در سال ۱۹۳۵ پیش بینی شده بود. ذرات هسته‌ای بطور مداوم ذرات پی مزون را مبادله می‌کنند. این تبادل شباهتی به ظهور نیروهای الکتریکی دارد که در اثر نشر و جذب دائم کوانتای تابش الکترومغناطیسی به‌وسیله یک بار الکتریکی حاصل می‌شود. پی مزون‌ها می‌توانند در برخورد پروتون‌هایی با انرژی چند صد میلیون الکترون ولت تولید شوند. در این حالت انرژی جنبشی ذرات هسته‌ای مستقما به جرم سکون پی مزون تبدیل می‌شود.
طرح کلی واکنش‌های بین ذرات بنیادی
پروتون + نوترون +پی مزون مثبت <--- پروتون + پروتون
پروتون +پروتون +پی مزون منفی <--- پروتون + نوترون
نوترون + پی مزون مثبت <--- اشعه گاما + پروتون
پروتون + پی مزون منفی <--- اشعه گاما + نوترون
کامزون (K-Meson)
جرم کا مزون تقریباً ۴/۱ جرم پروتون می‌باشد. کامزون‌ها بصورت منفی، مثبت و خنثی شناخته شده‌اند. این ذرات به نوبه خود ضد ذره هم دارند مثلاً ضد ذره کامزون منفی، کامزون مثبت می‌باشد.در صورتیکه ضد ذره کامزون خنثی خودش می‌باشد. بواسطه جرم بزرگ کامزون این ذرات با تنوع بیشتری تجزیه می‌شود. دوره تجزیه یک کامزون باردار ۰٫۸۵X۱۰-۸ ثانیه می‌باشد.




پوزیترون

اولین نشانه‌های وجود پوزیترون یعنی ضدذره سبکی که تنها اختلاف آن با ‏الکترون در علامت بار است در سال ۱۹۳۲ به کمک اتاقک ابر ویلسون به ‏دست آمد. در اتاقک ابر ویلسون واقع در میدان مغناطیسی رد باریکی که ‏به طور آشکار مربوط به یک ذره تک بار و خیلی سبک همانند الکترون بود، ‏مشاهده شد که در جهتی متناظر با بار مثبت منحرف می‌شد. ‏
خواص پوزیترون و نحوه شناسایی
بعدها ثابت شد که فرایند عمده برای تشکیل پوزیترونها عبارت‌اند از پرتوزایی ‏مصنوعی و اندرکنش پرتوهای گامای پرانرژی وابسته به آنها با هسته ‏های اتم. یکی از این فرایندها را می‌توان با قراردادن اتاقک ابر ‏ویلسون در میدان و تاباندن باریکه نازک تابش بر آن بررسی کرد. در بعضی عکسها در مسیر باریکه تابش گاما رد دوگانه خاصی دیده می‌‏شود.
ذرات باردار متحرک در گاز با یونیدن اتمهای گازدار انرژی از دست می‌‏دهد و در نتیجه پیوسته از سرعتش کاسته می‌شود. آزمون کامل این رد ‏آشکار می‌کند که خمیدگی هر شاخه آن با افزایش فاصله از پیچیدگی رد ‏تیز تر می‌شود. ‏این پدیده به این معناست که ما با ردهایی از جفت ذره خارج شونده از ‏یک نقطه سروکار داریم نه رد خم شده یک ذره. تنها با داوری از روی درجه ‏یونش هر دو رد به رد الکترون‌ها می‌مانند.
این ردها که معرف جفت ذرات ‏اخیر هستند در میدان مغناطیسی و در جهت‌های مختلف خم شده اند. ‏یعنی به ذره‌هایی باردار تعلق دارند.‏ با استفاده از مواد پرتوزا به عنوان چشمه‌های غنی پوزیترون مطالعه ‏جزئیات خواص این مواد ممکن شده است. به ویژه ثابت شده است که ‏جرم پوزیترون دقیقا با جرم الکترون برابر یعنی حدود 2000/1 جرم پروتون ‏است.‏
انفعالات پوزیترونی
نتایج اخیر ما را به این نتیجه منجر می‌کند که یکی از ذره‌ها الکترون و ‏دیگری پوزیترون است. بنابراین کوانتومهای گاما که از درون ماده می‌گذرند ‏‏(گاز در اتاقک ابر ویلسون) به جای ذره واحد جفت الکترون و پوزیترون ‏تشکیل می‌دهند. این پدیده به تشکیل جفت‌های الکترون و پوزیترون ‏معروف شده است «پدیده تولید جفت). ‏
مباحث نظری نشان می‌دهد که در نتیجه اندرکنش کوانتوم با میدان ‏الکتریکی هسته اتمی ماده این جفت تشکیل می‌شود در این فرایند ‏کوانتوم با میدان الکتریکی هسته اتمی ماده، این جفت تشکیل می‌‏شود. در این فرایند کوانتوم به جفت الکترون و پوزیترون تبدیل می‌شود و ‏هسته بدون تغییر باقی می‌ماند.‏ ‏ ‏ فرایند عکس تشکیل جفت الکترون و پوزیترون نیز کشف شده است ‏معلوم شده است که با نزدیکترکردن الکترون و پوزیترون تا فاصله‌های ‏کوتاه بر اثر نیروهای جاذبه الکترومغناطیسی ممکن است دو کوانتوم ‏تشکیل و در جهت‌های مخالف از یکدیگر دور شوند. فرایند ترکیب الکترون و ‏پوزیترون همراه با تبدیل آنها به کوانتوم‌های گاما را نابودی جفت نامیده اند. ‏نابودی به دلیل نبود پوزیترون روی زمین انتخاب شده است.

ناپایداری پوزیترون
پس از زمان کوتاهی از تشکیل آن هر پوزیترون با یک الکترون محیط ترکیب ‏می‌شود و به دو کوانتوم نور تبدیل می‌شوند. تشکیل جفت‌های الکترون و ‏پوزیترون از کوانتوم‌های و ترکیب الکترونها با پوزیترون‌ها که به تشکیل دو ‏کوانتوم منجر می‌شود اساساً فرایند جدیدی است که در آن تبدیل ‏متقابل تابش میدان الکترومغناطیسی فوتون‌های گاما) و ذرات ماده ‏الکترون و پوزیترون صورت می‌گیرد.

کشف پوزیترون اثباتی بر خواص موجی ذرات:

خواص ذرات از جنبه‌های زیادی با خواص میدان الکترومغناطیسی «نور) ‏فرق دارد. عمده‌ترین اختلاف این است که همه اجسام پیرامون ما از ذرات ‏ساخته شده‌اند ممکن است به نظر رسد که فقط نور است که عمل ‏انتقال انرژی از بعضی اجسام به بعضی دیگر را انجام می‌دهد به این دلیل ‏حتی در آغاز قرن 20 بر این باور بودند که نور (میدان الکترومغناطیسی) و ‏ماده را سد غیر قابل گذری از یکدیگر جدا کرده است. ‏
بعدا خواص ذره‌ای نور کشف شد معلوم شد که نور خواص شارش ذرات ‏فوتون‌ها را باخواص موجی همراه دارد از طرف دیگر خواص موجی که قبلاً فقط به نور اختصاص می‌دادند و ‏یکی از خصایص متمایز آن می‌شمردند، در ذرات ماده نیزکشف شد این ‏اکتشافات روی شکاف میان مفاهیم نور و ماده پل زد. مهم‌تر از این بعد از کشف تبدیل‌های متقابل نور (کوانتومهای گاما) و ذرات ‏ماده (جفتهای الکترون و پوزیترون) روشن شد که ارتباط بسیار ریشه داری ‏میان نور و ماده وجود دارد.
ذرات ماده و فوتون‌ها (میدانهای ‏الکترومغناطیسی) دو شکل مختلف ماده اند. فوتون خصایص مشترک زیادی با ذرات دیگر از خود به نمایش می‌گذارد ‏ولی ویژگی مهمی دارد و آن این است که جرم در حال سکون «جرم سکون) آن برابر ‏صفر است. فوتون همیشه با سرعت نور حرکت می‌کند هر گاه ناگزیر به ‏توقف شود (نظیر موقع جذب) دیگر نوری وجود نخواهد داشت.‏
چشمه‌های تولید پوزیترون
پوزیترون را به تنهایی نمی‌توان تولید کرد زیرا ذره ناپایداری است و به سرعت ناپدید می‌شود. عموماً پوزیترون را به کمک واکنش‌های هسته‌ای بنیادی و نیز به کمک پدیده تولید جفت که در آن به همراه الکترون از نابودی یک فوتون به دست می‌آورند. سیستم آشکارسازی پوزیترون نیز همانند نحوه تولیدش به لحاظ ناپایداری پوزیترون فرایند مستقلی نیست و بیشتر از طریق پدیده نابودی جفت به وجود پوزیترون پی می‌برند.




منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ضمیمه دوم برای "پرتو کیهانی"


عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/37/Sun_projection_with_spotting-scope.jpg)
لکه ی خورشیدی


لکه خورشیدی ناحیه‌ای بر روی سطح خورشید (فوتوسفر) می‌باشد که به وسیله فعالیت‌های شدید مغناطیسی بوجود می‌اید که مانع از انتقال گرما می‌شوند، این ناحیه‌ها به علت کاهش درجه حرارت سطح به وجود می‌آیند. آن‌ها می‌توانند بدون کمک تلسکوپ از روی زمین نیز دیده شوند. اگرچه این ناحیه‌ها درجه حرارتی در حدود ۳۰۰۰ - ۴۵۰۰ کلوین دارند، تضاد دمای این ناحیه با مواد پیرامون در حدود ۵۸۰۰ کلوین به آن‌ها اجازه می‌دهد تا به وضوح به عنوان لکه‌های سیاه دیده بشوند، همچون بدنی که از شدت گرما سیاه شده باشد (تقریبا نزدیک فوتوسفر)این تابعی از T (دما) به توان چهارم است. اگر یک لکه خورشیدی از فوتوسفر جدا شود می‌تواند قوس الکتریکی درخشانی را بوجود بیاورد.

لکه خورشیدی، در حین ظاهر شدن از فعالیت‌های شدید مغناطیسی، میزبان آثار دیگری مانند تاج‌های خورشیدی و رخدادهای قطع ارتباط نیز هستند. بیشتر شراره‌های خورشیدی و پس‌زنی توده تاج سرچشمه در فعالیت‌های مغناطیسی پیرامون منطقه گروه‌های لکه قابل رویت خورشید است. پدیده‌های مشابهی که به طور غیر مستقیم در ستاره‌ها رصد شده‌اند عموما لکه‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند و در دو نوع روشن و تاریک اندازه گیری شده‌اند.
نحوه ی کشف و مشخصات


قبل از سال ۱۶۱۵ میلادئ اروپاییان عقیده داشتند که خورشید یک کره تابناک وبی لکه باشد.

درآن سال گالیله پیک نجومی خود راچاپ کرد که در آن وجود لکه های تاریک – لکه های خورشیدی در سطح خورشید را گزارش نمود. لکه های خورشیدی پدیده های شید سپهری(سطح مریی خورشید است ) می باشند . که ازاطراف شید سپهرتاریکتر هستند . تاریکترین قسمت یعنی ناحیه مرکزی با دمای ۵۸۰۰۰k تمام سایه را می سازد . لکه های خورشیدی کوچک از روزنه هایی که بزرگتر از سطوح تاریک معمول بین دانه های روشن هستند گسترش می یابند. اگر چه بیشتر روزنه ها و لکه های کوچک خیلی زود تجزیه می شوند اما بعضی از انهابه لکه های واقعی عظیم تبدیل می گردند بزرگترین لکه تاریک دا رای قطر تمام سایه ۳۰۰۰۰km و قطر های ناحیه نیم سایه بیشتر از دو برابر این مقدار است .از این رو گاهی هنگام غروب آفتاب که خورشید رنگ پریده می گردد میتوان با چشم غیر مسلح هم به وجود این لکه ها پی برد .

هر لکه از دو قسمت تشکیل می شود. یک قسمت مرکزی که رنگ آن تیره است ودیگری اطراف لکه که رنگ آن نسبت به مرکز روشنتراست. ظهور هرلکه در سطح خورشید موقتی است وباعلل ایجاد ووسعت عمل ان در یک مدت زمانی بتدریج محو می شود. نحوه از بین رفتن ان به این ترتیب است که روشنی اطراف لکه، به تدریج هسته ان را احاطه کرده وبه مرکز نزدیک میشود وکاملا منطقه تیره رنگ را نابود می نماید .
درمورد لکه های خورشیدی نظرهای گوناگونی ارائه شده است که مهمترین آنها تئوری اورشید دانشمند معروف سوئدی است . بر اساس این نظریه ، قسمتی ازداخل خورشید ، به شکل یک جریان به سمت خارج آن حرکت می کند وپس از رسیدن به سطح ،مانند چتری پراکنده می شود وچون براثراین عمل فشار وحرا رت آن کاسته می شود،کمی فشرده وسرد گشته وبه شکل لکه های تیرهرنگی در سطح خورشید باقی می مانند وبه تدریج از بین می روند .
مهمترین مشخصه لک خورشیدی میدا ن مغناطیسی آن می باشد .که از حدود 1T/. تا میدانهای قویتر ۴T/.اندازه گیری شده اند وباعث میشوند از انتقال انرژی به شید سپهر از طریق جابجایی ،جلوگیری کند از این روست که لکه خورشیدی سردتر از محیط اطرا فش می باشد. یک لک خورشیدی دار ای قطبش مغناطیسی میباشد که لکه ها رادر دو سوی قطب مغناطیسی جمع میکند اما ممکن است استثنائاتی وجود داشته باشد که ناحیه مغناطیس دوم پراکنده باشد وفقط یک لک خورشیدی دیده شود.
تعداد لکه های خورشیدی متاثر از زمان است و با زمان تغییر میکند و برای بیشترین وکمترین تعدادلکه ها یک چرخه ای به طور متوسط یازده سال را در نظر گرفته اند .
وضع خورشید همیشه مانند ۲۰۰ سال گذشته یکنواخت نبوده است .بین سالهای ۱۶۴۵و۱۷۱۵ هیچ لکه خورشیدی ثبت نشده است .
در خلال حداقل لکه های خورشیدی طوفانهای مغناطیسی و جلوه های شفقی که معمولا در کشورهای اروپای شمالی فراوا نند در طی این دوره تناوب ۷۰ ساله واقعا ناپدید شدند.در سال ۱۷۱۵ که فعالیتهای خورشیدی مجددا ظاهر شدند ،جلوه های شفق در مکانهایی مثل استکهلم وکپنهاگ باعث نگرانی شدند .
بیش از ۵۰ سال روی رابطه بین چرخه ۱۱ ساله لکه خورشیدی و محیط زمین مطا لعه شده است .دوگلاس روی لایه های حلقوی تنه درختان که به صورت ۲۰ تایی تاریخگذاری شده بودند ،یک تغییر چرخه ای در رشد درختان کشف کرد . طی هر دهه یا دو دهه رشد سالانه درختان آهنگی تند وپس آهنگی کند را داشت . در آخر نیمه قرن ۱۷ این تغییر چرخه همیشگی وجود نداشت این دوره تناوب متناظر با حداقل مآندر در دوره لکه خورشیدی است .مطالعات نشان داده است که در ۵۰۰۰ سال گذشته فعالیت خورشیدی مانند حداقل مآندر با دوازده نوسان همراه بوده است .مطالعات اخیر نشان داده اند که اثرات مستقیم دوره لکه خورشیدی در هوای روز اندک است و لیکن تغییرا ت بلند مدت فعالیت خورشیدی ممکن است در اب و هوای زمین اثر بگذارد . حداقل مآندر در اواخر قرن ۱۷ با بدترین سرمای عصر یخبندان کوچک که اروپا را فلج کرد مصادف شد .رابطه بین فعالیت خورشیدی و محیط زمین مساله مشکلی است و اغلب با بحث های گرم همراه است . ولی انقدر مهم است که نمی توان ازآن چشم پوشی کرد.
تغیییرعرض جغرافیایی


توزیع لکه های خورشیدی در عرض جغرافیایی خورشید به طریق به خصوصی در خلال چرخه ۱۱ ساله تعداد لکه خورشیدی تغییرمی کند .لکه های خورشیدی در آغازیک جرخه در عرضهای جغرافیایی بالا (۳۵_+) درجه قرا ر می گیرند . بیشتر لکه ها در نزدیکی عرض ۱۵ _+ درجه در حا لت بیشینه خود و چند لکه در انتهای چرخه خوشه نزدیک ۸۰ _+ درجه واقع می شوند. تعداد کمی از لکه های خورشیدی را حتی می توان در عرض جغرا فیایی بالاتر از ۴۵_+درجه مشاهده کرد . زمان حیا ت یک لک خورشیدی از چند روز (برای لکه های کوچک ) تا چند ماه (برای لکه های بزرگ) طول می کشد . در حقیقت یک لکه خورشیدی در همان عرض جغرافیایی که متولد شده از بین می رود.(مشخصه ای که به ما امکان می دهد تا چرخش خورشیدی را تعیین کنیم )آنچه که اتفاق می افتد این چنین است .همانطور که چرخه پیشرفت می کند ،لکه های جدید حتی در عرض های جغرافیایی پا یین ترظاهر می شوند .اولین لکه های عرض جغرافیایی بالا از یک چرخه حتی قبل ا زآخرین لکه های عرض جغرافیایی پا یین از چرخه قبلی ظاهر می شوند.


منبع : همان

[Easy Bug]

شفق قطبی چیست؟


http://www.hamshahrionline.ir/images/position36/2012/1/12-1-31-13311.jpg


همشهری آنلاین:
شفق قطبی (aurora) که به آن سپیده قطبی و نور قطبی هم می‌گویند یکی از پدیده‌های جوی بسیار زیبای کره زمین است. نورهایی بسیار زیبا و خیره‌کننده که در آسمان حرکت می‌کنند و معمولا شکل‌های منحنی‌مانندی دارند.

آسمان تابان می‌شود و نقش‌هایی با رنگ‌ها و شکل‌های گوناگون در آن دیده می‌شود. این نقش و نگارهای رنگین گاهی دارای شکل کمان یکنواخت است، گاهی ساکن است و گاهی تپنده. گاهی متشکل از شمار زیادی پرتو است با طول موج‌های متفاوت که مانند پرده‌ها و نوارها در آسمان بازی می‌کنند و پیچ و تاب می‌خورند. رنگ درخشنده نورهای از سبز مایل به زرد به سرخ و بنفش مایل به خاکستری تغییر می‌کند.
زیبایی شفق، پدیده‌ای که برخی قبایل کانادایی به آن رقص ارواح می‌گویند، چشم هر ناظری را به آسمان خیره می‌کند.
این نورهای طبیعی زیبا که در عرض‌های جغرافیایی نزدیک به قطب دیده می شوند، در سپیده‌دم قطبی قابل مشاهده هستند.
هر چقدر به قطب شمال نزدیک ‌شوید با توجه به مجاورت با قطب مغناطیسی شمالی زمین احتمال بیشتری برای دیدن شفق قطبی وجود دارد. شهرهای شمالی کانادا که بسیار نزدیک به قطب شمال هستند و ایسلند مناطقی مناسب برای رویت این پدیده‌اند.
شفق‌های قطبی در نزدیکی قطب مغناطیسی شمالی ممکن است خیلی بالا باشد ولی در افق شمالی به صورت سبز بر افروخته و در صورت طلوع خورشید به صورت قرمز کمرنگ دیده می‌شوند. از ماه‌ سپتامبر تا اکتبر و همچنین از مارس تا آوریل بیشترین احتمال دیده این پدیده وجود دارد.
در قطب جنوب نیز این پدیده اتفاق می‌افتد ولی فقط در جنوبی‌ترین عرض جغرافیایی قابل رویت است و گاهی اوقات در آمریکای جنوبی و استرالیا شفق مشاهده می‌شود.


سپیده قطبی چگونه به وجود می‌آید؟
طبیعت و علت شفق قطبی زمان درازی به کلی پوشیده مانده بود و قرن‌ها بود که در مورد این پدیده خیال‌پردازی می شد.
اسکیموهای ساکن در مناطق مختلف افسانه‌های جالبی در مورد سپیده قطبی داشتند.
گروهی معتقد بودند روح انسان‌های خوب پس از مرگ به منطقه‌ای از آسمان می‌رود که شفق قطبی در آن وجود دارد؛ جایی که پر از نور و شادی است، از سرما و کولاک خبری نیست و شکار حیوانات در آن منطقه بسیار آسان است!
گروهی دیگر اعتقاد داشتند شفق نتیجه توپ‌بازی ارواح انسان‌ها در آسمان با جمجمه شیر‌ماهی است و جریان‌های نور نشان دهنده کشمکش ارواح است!

سرخپوستان کانادای شرقی و جنوب آلاسکا هم شفق قطبی را ارواح رقصان انسان‌ها در آسمان می‌دانستند . در این میان گروهی از سرخپوستان شفق را نشانه جنگ و طاعون می‌دانستند و عده‌ای در میان اسکیمو‌ها برای دفاع از خود در برابر شفق باخود چاقو حمل می‌کردند.
اما گذشته از همه این افسانه‌ها، تحقیقات علمی در مورد سپیده قطبی از قرن 18 میلادی آغاز شد و در طول این سال‌ها نظریه‌ها در مورد این پدیده طبیعی به تدریج کامل شد. نظریه‌هایی که از انتشار تعداد رصد‌های شفق قطبی، تهیه نقشه فراوانی شفق در مناطق مختلف کره زمین، ثبت زمان وقوع این پدیده، اندازه‌گیری فاصله وقوع شفق از سطح زمین و ... آغاز شد و به بیان تئوری‌هایی در مورد چرایی این پدیده انجامید.
کریستین بیرکلند نروژی از نخستین افرادی بود که با یک آزمایش علمی پدیده شفق قطبی را شبیه‌سازی کرد. بیرکلند یک توپ مغناطیسی را که نماد زمین است در یک جعبه شیشه‌ای خلا آویزان کرد و پرتوهای الکترونی را به آن تاباند . او از این آزمایش نتیجه گرفت که یک دسته پرتو الکترونی که در مسیر راست به طرف زمین می‌آیند به دو قطب مغناطیسی آن متمایل می شوند و دو حلقه نورانی در قطب‌ها به وجود می‌آورند.

آزمایش بیرکلند این تئوری را پدید آورد که شفق قطبی هم می‌تواند از راهی مشابه این به وجود آید: « الکترون‌ها از لکه‌های خورشیدی سطح خورشید خارج می‌شوند و به سمت زمین می‌آیند و توسط میدان مغناطیسی زمین به طرف نواحی قطبی هدایت می‌شوند و شفق مرئی را ایجاد می‌کنند.»
این تئوری به مرور توسط محققان دیگر تکمیل شد. آلفون فیزیکدان سوئدی محققی بود که نظریه ارتباط میان طوفان‌های خورشیدی و شفق قطبی را مطرح کرد.


همیشه پای یک خورشید در میان است
امروزه فرضیه مورد تایید محققان در مورد پدیده شفق قطبی به چند عامل وابسته است: خورشید و میدان مغناطیسی آن، بادهای خورشیدی و جریان پلاسما، میدان مغناطیسی زمین و جو زمین.
مطالعات و مشاهدات نشان می‌دهند که شدت میدان مغناطیسی خورشید در لکه‌های خورشیدی (نقاط تاریک بر سطح خورشید که دمایشان از دمای سایر نقاط سطح خورشید کمتر است و کمتر تابش می‌کنند) تقریبا هزار برابر شدت میدان مغناطیسی در سایر نقاط است . بنابراین می‌توان نتیجه گرفت که اختلالات میدان مغناطیسی خورشید عامل شکل گیری لکه‌ها است.
تعداد لکه‌های سطح خورشید به طور متناوب تغییر می‌کند. تعداد لکه‌ها تقریبا هر 11 سال ماکزیمم می‌شود . این دوره 11 ساله را چرخه لکه خورشیدی می‌نامند.
زمانی که تعداد لکه‌های خورشیدی ماکزیمم است فعالیت سطح خورشید بیشتر است، در این حالت خورشید را خورشید فعال می‌نامند. برعکس هنگامی که تعداد لکه‌های خورشیدی مینیمم است فعالیت خورشید کاهش پیدا می‌کند و خورشید آرام است.
چرخه لکه خورشیدی رابطه نزدیکی با شفق قطبی دارد: شدت شفق قطبی هم مانند تعداد لکه‌های خورشیدی تقریبا هر سال یک‌بار ماکزیمم می‌شود . با مقایسه نمودار فراوانی لکه‌های خورشیدی و شفق قطبی می‌توان به هم‌زمان بودن مینیمم و ماکزیمم‌شان پی برد بنابراین دیگر تردیدی در دخالت خورشید در شفق قطبی باقی نمی‌ماند.
از سوی دیگر تاج خورشیدی که دمای آن 2 میلیون درجه کلوین است به طور پیوسته جریانی از پلاسمای داغ و رقیق را در همه جهات در منظومه شمسی می‌پراکند. پلاسما، گازی است که از ذرات مثبت و منفی مانند الکترون و پروتون تشکیل شده است. به این پلاسمای داغ و رقیق که از خورشید به اطراف جریان می‌یابد باد خورشیدی می‌گویند. شدت باد خورشیدی زمانی که خورشید فعال است افزایش می‌یابد. بادهای خورشیدی دائما در اطراف زمین در جریان اند و می‌توان گفت زمین در پلاسما غوطه‌ور است.
بادهای خورشیدی میدان مغناطیسی خورشید را در سراسر منظومه شمسی گسترش می‌دهند.
برخورد ذرات باردار پلاسمای خورشیدی با اتم‌ها و مولکول‌های جو زمین در لایه یونسفر جو موجب پدید آمدن شفق قطبی می‌شود.
با برخورد ذرات بادهای خورشیدی به مولکول‌های جو ، مولکول‌های جو تحریک می‌شوند و انرژی دریافت می‌کنند . الکترون‌ها کمی پس از برانگیخته شدن دوباره به حالت پایدار بر می‌گردند و انرژی اضافه را به صورت تابش‌های مرئی یا نامرئی آزاد می‌کنند.
تابش‌های مرئی شفق از روی زمین به راحتی قابل رویت هستند اما تابش‌های X و فرابنفش باید از فضا دیده شوند چون جو زمین بسیاری از تابش‌ها را جذب می‌کند.
رنگ‌های متنوع شفق قطبی هم مربوط به تحریک شدن مولکول‌های متفاوت موجود در جو زمین است. همان‌طور که می‌دانید نیتروژن و اکسیژن بیشترین قسمت جو زمین را تشکیل داده‌اند. رنگ‌های قرمز و سبز در شفق قطبی نتیجه تحریک شدن اکسیژن و رنگ‌های بنفش و آبی نتیجه تحریک شدن نیتروژن هستند.
به این ترتیب هر سال ایالت آلاسکای آمریکا و همچنین شمال‌غربی کانادا میزبان گردشگران زیادی است که به دنبال شفق قطبی راهی این مناطق می‌شوند.

[Easy Bug]

پارسک

پارسِک یکی از واحدهای مسافت در ستاره‌شناسی است.
پارسک فاصله‌ای است که اختلاف منظر خورشید مرکزی یک جسم آسمانی مانند ستاره، برابر یک ثانیه قوسی دیده شود.در واقع فاصله‌ای که از آن فاصله، شعاع مدار زمین که برابر یک واحد نجومی (۱AU) است، برابر یک ثانیه قوس دیده شود. یک پارسک برابر با ۳٫۲۶ سال نوری است.
نام پارسک از هم‌آمیزی بخش‌هایی از دو واژه parallax (اختلاف منظر) و arc second (ثانیه قوسی) درست شده است.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7d/Stellarparallax_parsec1.svg/220px-Stellarparallax_parsec1.svg.png

پارسک فاصله‌ خورشید مرکزی تا شیئ نجومی است که زاویه اختلاف منظر آن یک ثانیه باشد.



اختلاف منظر
جابجا شدن ظاهری یک شیء نسبت به زمینه‌اش که معلول جابجا شدن ناظر باشد را اِختِلافِ مَنظَر یا دیدگشت می‌گویند.

اختلاف منظر خورشیدمرکزی
به حرکت ظاهری ستارگان نسبت به زمینه ستارگان دوردست «اختلاف منظر خورشیدمرکزی» گفته می‌شود.اختلاف منظری که ناشی از حرکت ناظر به اندازه شعاع مدار زمین (یک واحد نجومی)باشد. این حرکت ظاهری در واقع معلول حرکت انتقالی زمین به‌دور خورشید است.


اختلاف منظرروشی ساده برای تعیین فاصله ازخورشید است 1)اختلاف منظربرحسب ثانیه بیان میشود

عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/1/10/Parallax_Example.svg)


توضیح عکس : حالت ساده‌ای از اختلاف منظر

عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/ab/Parallax.gif)

توضیح عکس : در این پویانمایی دیده می‌شود که با جابجایی عرضی دیدگاه (منظر)، حرکت اجسام دوردست آهسته‌تر از حرکت اجسام نزدیک‌تر حس می‌شود. این نمونه‌ای از تأثیر اختلاف منظر است.


دقیقه قوسی

دقیقه قوسی واحدی است در زاویه که معادل یک شصتم یک درجه است. دقیقه قوسی یک برروی ۲۱۶۰۰م یک دایره بسته‌است. مقادیر کمتر همچون ثانیه قوسی و میلی‌ثانیه قوسی بسیار کم کاربرد هستند و فقط در ستاره‌شناسی استفاده می‌شوند

نمادها
نماد استاندارد این واحد پریم است (′) (U+2032)
پایین‌تر از ثانیه قوسی ثانیه قوسی وجود دارد که یک شصتم دقیقه و 1/1296000 یک دایره است, . نماد ثانیه قوسی گزون است (″) (U+2033).حالت پایین‌تر میلی‌ثانیه قوسی یا به اختصار mas قرار دارد که یک هزارم ثانیه قوسی است.

سیستم شصت‌تایی در زاویه
واحد
مقدار
نماد
اختصار
تبدیل


درجه
1/360 دایره
°
deg
17.4532925 mrad


دقیقه قوسی
1/60 degree
′ (پریم)
arcmin, amin, http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fa/math/2/f/5/2f56dae45b28786d43ca982a2acae683.png, MOA
290.8882087 µrad


ثانیه قوسی
1/60 دقیقه قوسی
″ (گزون)
arcsec
4.8481368 µrad


میلی‌ثانیه قوسی
1/1000 arcsecond


mas
4.8481368 nrad




منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

سیاره کوتوله

سیاره کوتوله تعبیری است که اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی که مرجع رسمی برای نوآوردن زبان‌زدها و واژه‌های مربوط به اخترشناسی است به جرمی آسمانی داده که در سامانه خورشیدی دارای ۴ ویژگی زیر است:


در مداری به دور خورشید می‌گردد.
دارای جرمی است که به آن توان گرانشی می‌دهد که باعث می‌شود شکل نسبتاً گرد و همسان داشته‌باشد.
تمام مسیر (مدار) خود را از اجرام ریز و درشت جارو نکرده است (آنها جذب یا دفع نکرده)

قمر یک سیاره نیست.



عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5b/Eris_and_dysnomia2.jpg)

توضیح عکس : سیاره کوتوله اریس.



منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

سامانه خورشیدی

منظومه شمسی یا سامانه خورشیدی یک سامانه ستاره‌ای است متشکل از خورشید و اجرام فضایی است که در دام گرانش آن هستند.

این اجرام شامل ۸ سیاره، ۵ سیاره کوتوله، ۱۶۲ قمر و اجرامی چون سیارک‌ها، دنباله‌دارها و غبار میان‌سیاره‌ای (شامل کمربند کویپر و ابر اورت) می‌شوند.

زمین نیز سیاره‌ای از سیاره‌های سامانهٔ خورشیدی است.



اجرام سامانه خورشیدی
سامانه خورشیدی از اعضای زیادی تشکیل شده‌است که می‌توان آن‌ها را به ۴ دسته خورشید، سیارات، سیارات کوتوله و اجرام کوچک سامانه خورشیدی بخش کرد.
خورشید
نوشتار اصلی: خورشید
خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین و مرکز سامانه خورشیدی است و جالب است بدانید که 99درصد جرم منظومه ی شمسی را خورشید تشکیل می دهد.
سیارات

عکس (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/69/MarsSunset.jpg)

توضیح عکس : غروب خورشید در مریخ



نام سیاره
قطر (برحسب قطر زمین)
جرم (برحسب جرم زمین)
شعاع مداری(برحسب واحد نجومی)
درازی سال
درازی روز


تیر یا عطارد
۰٫۳۸۲
۰٫۰۶
۰٫۳۸
۰٫۲۴۱
۵۸٫۶


ناهید یا زهره

۰٫۹۴۹
۰٫۸۲
۰٫۷۲
۰٫۶۱۵
۲48


زمین
۱٫۰۰
۱٫۰۰
۱٫۰۰
۱٫۰۰
۱٫۰۰


بهرام یا مریخ
۰٫۵۳
۰٫۱۱
۱٫۵۲
۱٫۸۸
۱٫۰۳


مشتری یا هرمز
۱۱٫۲
۳۱۸
۵٫۲۰
۱۱٫۸۶
۰٫۴۱۴


کیوان یا زحل
۹٫۴۱
۹۵
۹٫۵۴
۲۹٫۴۶
۰٫۴۲۶


اورانوس یا آهوره
۳٫۹۸
۱۴٫۶
۱۹٫۲۲
۸۴٫۰۱
۰٫۷۱۸


نپتون
۳٫۸۱
۱۷٫۲
۳۰٫۰۶
۱۶۴٫۷۹
۰٫۶۷۱


سیارات کوتوله
سیارات کوتوله سامانه خورشیدی عبارتنداز:



سیارات کوتوله


نام
قطر (برحسب قطر ماه)
قطر (برحسب km)
جرم (برحسب جرم ماه)
جرم
(‎×۱۰21 kg)
چگالی
(‎×۱۰3g/m³)
Surface
گرانش
(m/s2)
سرعت
فرار
(km/s)
کجی
محور
دوره
چرخش
(روز)
ماه‌ها
دمای
سطح
(K)
اتمسفر


سرس[۳][۴]
28.0%
974.6±3.2
1.3%
0.95
2.08
0.27
0.51
~3°
0.38
0
167
none


پلوتو[۵][۶]
68.7%
2306±30
17.8%
13.05
2.0
0.58
1.2
119.59°
-6.39
۳
44
transient


هائومیا[۷][۸]
33.1%
1150+250−100
5.7%
4.2 ± 0.1
2.6–3.3
~0.44
~0.84




۲
32 ± 3
?


ماکی‌ماکی[۷][۹]
43.2%
1500+400−200
~5%?
~4?
~2?
~0.5
~0.8




0
~30
transient?


اریس[۱۰][۱۱]
74.8%
2400±100
22.7%
16.7
2.3
~0.8
1.3


~0.3
۱
42
transient?






اجرام کوچک
اجرام کوچک سامانه خورشیدی، سیارک‌ها، ستاره دنباله‌دار و قمر‌ها هستند.





منبع : ویکیپدیا

[Easy Bug]

ماده تاریک

ماده تاریک، در اخترشناسی و کیهان شناسی، ماده‌ای فرضی است که چون از خود نور (امواج الکترومغناطیسی) گسیل یا بازتاب نمی‌کند، نمی‌توان آن را مستقیما" دید ، اما از اثرات گرانشی موجود بر روی اجسام مرئی، مثل ستاره‌ها و کهکشان‌ها، می‌توان به وجود آن پی برد. بر اساس مشاهدات فعلی، که بر روی ساختارهایی بزرگتر از کهکشانها صورت گرفته‌است، و همچنین مطالب مربوط به انفجار بزرگ، ماده تاریک و انرژی تاریک تشکیل دهنده بخش زیادی از جرم موجود در جهان قابل مشاهده است. اجزای ماده تاریک جرم بسیار بیشتری از قسمت دیده شدنی کائنات دارند. فقط حدود ۴٪ از مجموع کل چگالی انرژی در کیهان را می‌توان مستقیم مشاهده کرد (با توجه به اثرهای گرانشی آن)، که این مقدار شامل باریونها و تابش‌های الکترومغناطیسی نیز می‌شود. همچنین تصور می‌شود که ۲۲٪ از ماده تاریک تشکیل شده باشد و ۷۴٪ باقی مانده را نیز انرژی تاریک تشکیل داده باشد، که همانند ماده تاریک در فضای کائنات توزیع شده و به همان اندازه ماده تاریک ناشناخته و مجهول مانده‌است. تعیین خواص و ویژگی‌های این توده ناشناخته به یکی از مهم‌ترین مسائل کیهان‌شناسی مدرن و فیزیک ذرات تبدیل شده‌است. این نکته قابل ذکر است که اسامی «ماده تاریک» و «انرژی تاریک» در بیشتر مبین عدم اطلاع انسان از ماهیت این دو ماده و ناشناخته بودن آن است. یک اخترشناس در این باره می‌گوید: «به یاد داشته باشید که ما این پدیده را انرژى تاریک مى نامیم اما این نامگذارى ممکن است این باور غلط را در ذهن مخاطبان ایجاد کند که ما حقیقتاً مى دانیم که آن پدیده چیست. اما باید اذعان داشت که ما واقعاً چیز زیادى در این باره نمى دانیم».

با اینکه ساختار و ویژگی‌های ماده تاریک هنوز کاملا" مشخص نیست، اما این طور تصور می‌شود که بخش اعظم ماده تاریک موجود در جهان، «غیر باریونی» باشد، که به معنا آن است که دارای هیچ اتمی نیست و به وسیله نیروی مغناطیسی به سمت مواد معمولی جذب نخواهد شد. ماده سیاه غیرباریونی شامل نوترینو و احتمالا" دارای اجزای دیگری مانند مواد فرضی ای چون «آکسیون» (axions) و «ابرمتقارن» (supersymmetric) می‌باشد. برخلاف ماده تاریک باریونی، ماده تاریک غیر باریونی در شکل گرفتن عناصر در ابتدای آفرینش نقشی نداشته و وجودش تنها به دلیل جاذبه گرانشی آن اثبات می‌شود. به علاوه، اگر همه اجزایی که ماده تاریک از آنها تشکیل شده باشد ابرمتقارن باشند، واکنش‌ها و برخوردهای آن‌ها با یکدیگر موجب نابودی آن‌ها شده و فراورده‌هایی قابل مشاهده نظیر فوتون و نوترینو حاصل می‌شوند.

با اینکه وجود ماده تاریک در جهان مهم و ضروری به نظر می‌رسد، اما هنوز مدارک و دلایل قطعی مبنی بر وجود این ماده و طبیعت آن به دست نیامده‌است. با این وجود تئوری ماده تاریک به عنوان قابل قبول‌ترین فرضیه برای توجیه انحراف در حرکت وضعی کهکشان است. سرعت چرخشی ستاره‌ها در کهکشان‌ها از رابطه‌ای که از قوانین کپلر انتظار داریم پیروی نمی‌کند و برحسب فاصله از مرکز کهکشان ثابت است. برای توضیح این پدیده باید توزیع جرم در کهکشان به طور خطی با شعاع زیاد شود، اما این توضیح با مشاهدهٔ کهکشان‌ها در قسمت مرئی که نشان می‌دهد بیشتر جرم در ناحیه مرکزی متراکم شده‌است ناسازگار است. بنابراین فرض می‌شود که این جرم نایافته از مادهٔ تاریک (که آن را نمی‌بینیم) ساخته شده باشد.چند فرضیه دیگر نیز، مانند فرضیه موند (MOND) و فرضیه توز (TeVeS) برای توجیه این موضوع مطرح شده‌اند، اما هیچ کدام به اندازه نظریه ماده تاریک در مجامع علمی مقبولیت پیدا نکرده‌اند.

با این وجود برخی پژوهش‌های جدید نشان داده‌است امکان دارد در مشاهدات تلسکوپ Wmap اشتباهاتی رخ داده باشد که اگر این امر ثابت شود به این نظریه اشکالاتی وارد می‌شود.



منبع : ویکیپدیا