نجوم ایران

وبلاگ تخصصی نجوم

گرانش

گرانش، نیروی جاذبه ایست که بین همه اجرام، به خاطر جرمشان، وجود دارد. جرم یک جسم، مقدار ماده آن است. به دلیل وجود گرانش، جرمی که در نزدیک زمین قرار گیرد به سمت سطح این سیاره سقوط می کند. جرمی که در سطح زمین است نیز نیرویی به سمت پائین را به دلیل گرانش تجربه می کند. ما این نیرو را در بدن خود به شکل وزن تجربه می کنیم. گرانش، گازهای تشکیل دهنده خورشید را در کنار هم نگاه می دارد و باعث می شود سیارات در مدار خود به دور خورشید قرار داشته باشند.

 

 

مردم، قرنها در مورد گرانش دچار اشتباه بودند. در سال 300 قبل از میلاد مسیح، فیلسوف و دانشمند یونانی، ارسطو، بر اساس یک باور اشتباه فکر می کرد که اجرام سنگین سریعتر از اجرام سبک سقوط می کنند. این باور تا اوایل 1600 میلادی همچنان در بین مردم پابرجا بود تا اینکه دانشمند ایتالیایی، گالیله این باور را اصلاح نمود. گالیله گفت که شتاب همه اجرام به هنگام سقوط با هم برابر است مگر اینکه مقاومت هوا یا نیروهای دیگری بر آن تاثیر بگذارد. شتاب یک جرم، مقدار تغییر در سرعت آن جرم است. بنابراین اگر یک جرم سنگین و یک جرم سبک را همزمان با هم از یک ارتفاع پرتاب کنیم در یک زمان به زمین می رسند.

قوانین گرانش نیوتونی

 

 

ستاره شناسان در گذشته توانستند حرکات ماه و سیارات بر فراز آسمان را اندازه گیری کنند. با این حال تا اوایل سال 1600، هیچیک نتوانستند به درستی این حرکات را توضیح دهند. در آن زمان، ایزاک نیوتون دانشمند انگلیسی، ارتباطی را بین حرکات اجرام سماوی و نیروی جاذبه زمین توصیف نمود.

 

 

در سال 1665، زمانیکه نیوتون 23 ساله بود، سقوط یک سیب این سوال را در ذهن او ایجاد کرد که نیروی گرانش زمین تا چه فاصله ای تاثیر گذار است. نیوتون کشف خود را در سال 1687 به نام "ریشه های ریاضی در فلسفه طبیعت " تشریح نمود. نیوتون به کمک قوانین حرکت سیارات که توسط ستاره شناس آلمانی یوهانس کپلر کشف شده بود، نشان داد که چگونه نیروی گرانش خورشید با افزایش فاصله کاهش می یابد. او سپس فرض کرد که گرانش زمین نیز به روشی مشابه در فواصل دور کاهش می یابد. نیوتون می دانست که گرانش زمین، ماه را در مدار خود قرار داده است و مقدار گرانش زمین در آن فاصله را اندازه گیری کرد. او به کمک فرض خود، بزرگی گرانش در سطح زمین را به دست آورد. عدد به دست آمده، بزرگی همان نیرویی بود که سیب را به زمین کشاند.

 

 

قانون گرانش نیوتون می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط مستقیم با جرم آن دو دارد. یعنی هر چه جرم آنها بیشتر باشد، نیروی گرانش بین آن دو بیشتر است. این قانون همچنین می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط عکس با فاصله بین دو جرم به توان دو دارد. برای مثال اگر فاصله بین دو جرم دو برابر شود، نیروی گرانش بین آنها یک چهارم می شود. فرمول قانون نیوتون به صورت F=m1m2/d2 می باشد که در آن F نیروی گرانش بین دو جرم، m1 و m2 مقدار مواد دو جرم و d2 فاصله بین دو جرم به توان دو است.

 

 

تا اوایل 1900، دانشمندان تنها یک حرکت را مشاهده کرده بودند که بر اساس قانون نیوتون قابل توضیح نبود و آن جابجایی کوچکی در مدار عطارد به دور خورشید بود. مدار عطارد، مانند مدار دیگر سیارات بیضی شکل است. خورشید درست وسط این بیضی قرار ندارد. به همین دلیل یک نقطه در این مدار نسبت به دیگر نقاط آن به خورشید نزدیکتر است. اما مکان این نقطه در هر بار گردش سیاره به دور خورشید اندکی تغییر می کند. دانشمندان به این جابجایی، سبقت سیاره می گویند. دانشمندان از قانون نیوتون برای محاسبه این جابجایی استفاده کردند اما نتیجه معادله با آنچه که مشاهده می شود اندکی متفاوت است.

تئوری گرانش انیشتین

 

 

در سال 1915، آلبرت انیشتین، فیزیکدان متولد آلمان، تئوری فضا-زمان-گرانش یا تئوری نسبیت عام را معرفی کرد. تئوری انیشتین طرز فکر دانشمندان به گرانش را به کلی دگرگون کرد. البته این تئوری، قانون نیوتون را رد نکرد بلکه آنرا گسترش داد. در بیشتر موارد، نتیجه ای که از تئوری نسبیت حاصل می شد، اندکی با نتیجه به دست آمده از قانون نیوتون متفاوت بود. برای مثال، انیشتین از تئوری خود برای اندازه گیری سبقت مداری سیاره عطارد استفاده کرد و نتیجه به دست آمده درست برابر با مشاهدات بود. این نخستین آزمون برای تائید تئوری نسبیت عام به حساب آمد.

 

 

تئوری انیشتین بر اساس دو چیز استوار بود. اول، ماهیتی به نام فضا-زمان و دوم قانونی که به نام اصل هم ارزی شناخته می شود.

فضا-زمان

 

 

در ریاضیات پیچیده نسبیت، زمان و فضا از هم جدا نیستند. در عوض، فیزیکدانان به مجموعه ای از زمان و فضای سه بعدی شامل طول، عرض و ارتفاع، فضا-زمان می گویند. انیشتین چنین بیان کرد که ماده و انرژی می توانند با ایجاد انحنا در فضا-زمان، شکل آنرا تغییر دهند و گرانش در واقع تاثیر این انحنا در فضا-زمان می باشد.

 

 

اصل هم ارزی می گوید که تاثیرات گرانش و تاثیرات شتاب با هم برابرند. برای درک این اصل، تجسم کنید که شما در سفینه ای هستید که به هیچ جرم آسمانی نزدیک نیست. بنابراین سفینه شما تحت تاثیر هیچ گونه نیروی گرانشی قرار ندارد. فرض کنید که سفینه شما به سمت جلو می رود اما شتاب ندارد. به بیانی دیگر، سفینه شما با سرعتی ثابت و در جهتی ثابت حرکت می کند. اگر شما توپی را بیرون بگیرید و رها کنید، توپ سقوط نخواهد کرد. در عوض، در کنار شما معلق خواهد ماند.

 

 

اما فرض کنید که سفینه شما با افزایش سرعت، شتاب بگیرد. در این هنگام توپ ناگهان به سمت پائین سفینه سقوط خواهد کرد دقیقا مانند زمانیکه تحت تاثیر گرانش قرار بگیرد.

پیش بینی های نسبیت عام

 

 

از زمانیکه محاسبه سبقت مداری عطارد، تئوری نسبیت را تائید نمود، مشاهدات زیادی برای بررسی پیش بینی های تئوری نسبیت انجام گرفت. برخی از نمونه ها عبارتند از: انحراف پرتوهای نور و امواج رادیویی، وجود امواج گرانش و سیاه چاله ها و گسترش کائنات.

انحراف پرتوهای نور

 

 

تئوری انیشتین پیش بینی می کرد که گرانش می تواند مسیر پرتوهای نور را هنگامیکه از نزدیک یک جرم سنگین عبور می کنند دچار انحراف کند. انحراف به این دلیل به وجود می آید که اجرام، فضا-زمان را دچار انحنا می کنند. خورشید به قدری سنگین هست که بتواند پرتوهای نور را منحرف نماید و دانشمندان در سال 1919، در حین یک کسوف کامل توانستند این پیش بینی را تائید کنند.

 

 

 

 

 

 

ایجاد انحراف و کاستن از سرعت امواج رادیویی

 

 

این تئوری همچنین پیش بینی کرد که خورشید امواج رادیویی را منحرف کرده و سرعت آنها را کاهش می دهد. دانشمندان با اندازه گیری انحرافی که خورشید در امواج رادیویی ارسال شده توسط کوازارها (اجرام بسیار بسیار قدرتمند که در مرکز برخی کهکشانها قرار دارند) ایجاد می کند این پیش بینی را نیز تائید کردند.

 

 

محققین تاخیر امواجی که از کنار خورشید عبور می کردند را با ارسال سیگنالهایی بین زمین و فضاپیمای وایکینگ که در سال 1976 به مریخ رسید، اندازه گیری کردند. آن اندازه گیریها همچنان یکی از پر ارزش ترین تائیدیه های تئوری نسبیت به حساب می آیند.

امواج گرانشی

 

 

تئوری نسبیت نشان داد که اجرام سنگینی که به دور یکدیگر در چرخشند، امواجی را به نام امواج گرانشی منتشر می کنند. از سال 1974، دانشمندان حضور این امواج را به طور غیر مستقیم با مشاهده اجرامی به نام تپ اختر دوتایی تائید کرده اند. تپ اختر دوتایی نوعی ستاره نوترونی است که با سرعت بسیار زیاد به دور جرمی مشابه خود اما کوچکتر و غیر قابل مشاهده می چرخد. ستاره نوترونی متشکل از سلولهای نوترون، ذره ای که به طورمعمول تنها در هسته اتمها یافت می شود، می باشد.

 

 

یک تپ اختر ، دو موج رادیویی را در دو جهت مخالف هم منتشر می کند. با چرخش ستاره حول محور خود، موجها مانند پرتوهای نور یک نورافکن در فضا پخش می شوند. اگر یکی از این امواج رادیویی به زمین برسد، تلسکوپهای رادیویی این موج را به صورت یک سری پالس دریافت می کنند. با مشاهده دقیقتر تغییرات پالسهای یک تپ اختر دوتایی، دانشمندان می توانند دوره مداری (زمانیکه دو ستاره یک دور کامل در مدار خود می زنند) آن را تخمین بزنند.

 

 

مشاهدات تپ اختر دوتایی PSR 1913+16 نشان داد که دوره مداری آن کاهش می یابد و ستاره شناسان این مقدار کاهش را اندازه گیری کردند. دانشمندان همچنین از معادلات نسبیت عام برای محاسبه مقدار کاهش دوره مداری، در صورت انتشار امواج گرانشی، استفاده کردند. مقدار محاسبه شده دقیقا برابر با مقدار اندازه گیری شده بود.

سیاهچاله ها

 

 

تئوری انیشتین حضور اجرامی به نام سیاهچاله ها را پیش بینی کرد. سیاهچاله منطقه ای در فضا است که نیروی گرانش آن اجازه گریز به هیچ چیز حتی پرتوهای نور را نمی دهد. محققان مدارک مستدلی در دست دارند که نشان می دهد اغلب ستارگان سنگین در نهایت به سیاهچاله تبدیل می شوند و بیشتر کهکشانها دارای یک سیاهچاله عظیم الجثه در مرکز خود می باشند.

گسترش کائنات

 

 

انیشتین در سال 1917، مقاله نسبیت عام را که مطالعه ای بر کل کیهان بود ارائه نمود. بر اساس این تئوری، کائنات یا در حال گسترش است و یا در حال انقباض. در آن سال دانشمندان مدارک قاطعی برای پذیرفتن هیچ یک از آن دو حالت در دست نداشتند. انیشتین برای پیشگیری از بروز مخالفت دیگران با تئوری نسبیت عام، عاملی به نام ثابت کیهانی را به تئوری خود افزود. ثابت کیهانی، دفع هر ذره در فضا توسط ذرات اطرافش، برای پیشگیری از انقباض جهان می باشد.

 

 

بالاخره در سال 1929، ستاره شناس آمریکایی ادوین هابل (Edwin Hubble) کشف کرد که کهکشانهای دوردست در حال دور شدن از زمین می باشند و هر چه فاصله کهکشان از زمین بیشتر است سرعت دور شدن آن نیز بیشتر است. کشف هابل نشان داد که دنیا در حال انبساط است. در پی این اکتشاف و تائید آن توسط مشاهدات ستاره شناسان دیگر، انیشتین ثابت کیهانی را از تئوری خود حذف نمود و آن را بزرگترین اشتباه خود توصیف کرد.

 

 

کشف گسترش کائنات به همراه مشاهدات دیگر، منجر به شکل گیری تئوری منشا کائنات یعنی تئوری بیگ بنگ یا مهبانگ شد. بر اساس این تئوری، جهان در پس یک انفجار مهیب آغاز شده است. در آغاز، کل جهانی که ما امروز در این ابعاد و اندازه می بینیم، به کوچکی یک تیله بوده است. سپس مواد شروع به گسترش کرده و این گستردگی تا به امروز ادامه یافته است.

 

 

انرژی تاریک

 

 

گرچه انیشتین ثابت کیهانی را بزرگترین اشتباه خود خواند اما شاید این عامل یکی از بزرگترین دستاوردهای مطالعات او باشد. اندازه گیریهایی که در سال 1998 گزارش شدند نشان می دهند که جهان با سرعت بیشتر و بیشتری رو به گسترش است. به علاوه، سرعت گسترش همانطور که در نسبیت عام با ثابت کیهانی محاسبه شده بود، افزایش یافته است.

 

 

تا قبل از انتشار گزارشات، ستاره شناسان همگی فکر می کردند که از سرعت گسترش به دلیل وجود گرانش بین کهکشانها، کاسته شده است. اندازه گیریها نشان دادند که انفجارهای ابر نواختر در کهکشانهای دور دست، کم نور تر از آن هستند که انتظار می رود بنابراین کهکشانها دورتر از آن هستند که ما تصور می کنیم. اما این کهکشانها فقط در صورتی می توانند چنین فاصله دوری از ما داشته باشند که افزایش سرعت گسترش از گذشته آغاز شده باشد.

 

 

ستاره شناسان به این نتیجه دست یافته اند که افزایش سرعت گسترش کائنات وابسته به عاملی است که بر خلاف گرانش عمل می کند. این عامل ممکن است ثابت کیهانی و یا چیزی به نام انرژی تاریک باشد. دانشمندان هنوز به یک تئوری برای وجود انرژی تاریک نرسیده اند اما آنها می دانند که چقدر از آن احتمالا در دنیا وجود دارد. مقدار انرژی تاریک کائنات حدودا دو برابر مقدار ماده در آن است.

 

 

ماده در جهان شامل دو نوع است: ماده مرئی و ماده اسرار آمیزی به نام ماده تاریک. دانشمندان از ترکیب بندی ماده تاریک بی اطلاعند. اما اندازه گیریهای حرکت ستارگان و ابرهای گاز در کهکشانها دانشمندان را وادار به باور نمودن وجود چنین ماده ای کرده است. این اندازه گیریها نشان داده اند که جرم کهکشانها چندین بار بیشتر از جرم اجرام مرئی در آنها است. همه این مشاهدات بیانگر این هستند که مقدار ماده تاریک در کائنات 30 برابر ماده مرئی در آن است.

گرانش و سن جهان

 

 

مشاهدات دیگری که انجام گرفته اند نشان دادند که تئوری نسبیت عام در همه جای کائنات کاربرد دارد. کیهان شناسان عمر جهان را به کمک معادلات نسبیت عام، میزان سرعت گسترش جهان و مقدار تخمینی ماده و انرژی تاریک محاسبه کردند. مقدار محاسبه شده، حدودا 14 بیلیون سال، با نتایج به دست آمده توسط دو روش دیگر محاسبه عمر جهان یعنی محاسبه بر اساس تکامل ستارگان و محاسبه بر اساس نیمه عمر رادیواکتیو ستارگان پیر، همخوانی داشت.

تکامل ستارگان

 

 

همراه با رشد و تکامل ستاره،  دمای سطحی و نورانیت آن به روش کاملا شناخته شده ای تغییر می کند. ستاره شناسان می توانند با اندازه گیری دمای سطحی و نورانیت یک ستاره، سن آن را تشخیص دهند. با بهره گیری از این روش، پیر ترین ستاره ای که تا کنون ستاره شناسان پیدا کرده اند حدود 13 بیلیون سال عمر دارد.

 

 

نیمه عمر رادیو اکتیو بر اساس این واقعیت است که عناصر شیمیایی مشخص، دچار تجزیه رادیواکتیو می شوند. در تجزیه رادیواکتیو، یک ایزوتوپ از یک عنصر به ایزوتوپ عنصری دیگر تبدیل می شود. ایزوتوپ های رادیواکتیو با سرعت مشخص و شناخته شده ای تجزیه می شوند.

 

 

در سال 2001، دانشمندانی که در شیلی، با تلسکوپ بزرگ رصدخانه اروپای جنوبی کار می کردند، با تکنیک نیمه عمر رادیواکتیو، ستاره ای پیر در کهکشان راه شیری را مورد مطالعه قرار دادند. محققان اورانیوم 238 که شامل 92 پروتون و 146 نوترون است را بررسی کردند. دانشمندان می دانستند که آن ستاره در زمان شکل گیری شامل چه مقدار اورانیوم بوده است. آنها مقدار اورانیوم فعلی آن را اندازه گیری کردند. آنان با استفاده از اطلاعات به دست آمده و محاسبات، عمر این ستاره را به دست آوردند. به احتمال خیلی زیاد آن ستاره 5/12 بیلیون سال عمر دارد، بنابراین عمر جهان احتمالا از آن بیشتر است. محاسبه عمر چندین ستاره پیر دیگر نیز تقریبا به همین نتیجه ختم شد



کهکشانها

کهکشان مجموعه ایست از ستارگان، غبار و گاز که توسط گرانش در کنار یکدیگر قرار گرفته اند. منظومه شمسی ما در کهکشانی به نام راه شیری قرار گرفته است. دانشمندان تخمین می زنند که بیش از 100 بیلیون کهکشان در فضای مرئی کائنات پراکنده شده اند. ستاره شناسان به کمک تلسکوپ از میلیونها کهکشان تصویر گرفته اند. دورترین کهکشانهایی که تا کنون عکس آنها تهیه شده است، در فاصله 10 تا 13 بیلیون سال نوری از ما قرار گرفته اند. قطر کهکشانها از چند هزار تا نیم میلیون سال نوریست. کهکشانهای کوچکتر کمتر از یک بیلیون ستاره دارند اما کهکشانهای بزرگ دارای بیش از یک تریلیون ستاره هستند. قطر کهکشان راه شیری حدود 100.000 هزار سال نوریست. منظومه شمسی در فاصله 25.000 سال نوری از مرکز کهکشان قرار گرفته است. حدود 100 بیلیون ستاره در این کهکشان وجود دارد.

 

یک کهکشان مارپیچی شبیه به فرفره می باشد. بازوهای مارپیچ آن از یک مرکز متورم بیرون زده و حول آن می چرخند. این تصویر مربوط به کهکشان M100 است که بسیار به کهکشان ما یعنی راه شیری شبیه می باشد.

عکس از هانتر (D. Hunter) از رصدخانه لاول و لوی (Z. Levay) از انستیتو دانش تلسکوپ فضایی

 

تنها 3 کهکشان خارج از منظومه شمسی، از روی زمین با چشم غیر مسلح قابل رویت است. مردم نیمکره شمالی می توانند کهکشان آندرومدا که 2 میلیون سال نوری دورتر از ما قرار دارد را ببینند و مردم نیمکره جنوبی ابر ماژلانی بزرگ در فاصله 160.000 سال نوری و ابر ماژلانی کوچک در فاصله 180.000 سال نوری را می بینند.

خوشه های کهکشانی

کهکشانها به طور نامنظم در فضا توزیع شده اند. بعضی از آنها هیچ همسایه ای ندارند و بعضی به صورت جفت بوده و حول یکدیگر در گردشند. البته بیشتر آنها در گروه هایی به نام خوشه تجمع کرده اند. یک خوشه ممکن است از ده ها تا چندین هزار کهکشان را در بر گیرد. یک خوشه می تواند قطری به بزرگی 10 میلیون سال نوری داشته باشد.

 

خوشه ها نیز به نوبه خود در گروه هایی قرار گرفته اند که ابر خوشه نامیده می شوند. در مقیاس بزرگ همه کهشکشانها در شبکه ای از رشته های میله ای کهکشانی که با یکدیگر در ارتباطند، قرار گرفته اند. فضای اطراف آنها را فضایی نسبتا خالی پر کرده است. یکی از بزرگترین ساختارهای کهکشانی که تا به حال نقشه برداری شده است، دیوار بزرگ نام دارد. این ساختار بیش از 500 میلیون سال نوری طول و 200 میلیون سال نوری عرض دارد.

 

شکل کهکشانها

ستاره شناسان بیشتر کهکشانها را بر اساس شکل آنها در دو دسته مارپیچ و بیضی طبقه بندی می کنند. کهکشان مارپیچ ظاهری مانند دیسک با مرکزی متورم دارد. این دیسک شبیه به فرفره، بازوهای مارپیچ درخشانی دارد که از مرکز آن بیرون زده اند. راه شیری یک کهکشان مارپیچ است. همه کهکشانهای مارپیچ مانند فرفره در گردشند اما با سرعت کم. برای مثال راه شیری یک دور گردش کامل خود را در مدت 250 میلیون سال انجام می دهد.

در کهکشانهای مارپیچی ستاره های جدید دائما در حال به وجود آمدن از دل گاز و غبار می باشند. گروه های کوچک ستارگان که خوشه های محلی نامیده می شوند اغلب پیرامون کهکشانهای مارپیچ قرار دارند. یک خوشه محلی معمولی حدود 1 میلیون ستاره دارد.

 

اشکال کهکشانهای بیضی از کره کامل تا بیضی های مسطح متفاوت است. در مرکز اینگونه کهکشانها نور بسیار شدید است اما تدریجا به سمت لبه ها از شدت آن کاسته می شود. تا آنجا که ستاره شناسان تشخیص داده اند، کهکشانهای بیضی شکل با سرعت بسیار کمتر از کهکشانهای مارپیچ در گردشند و یا اصلا حرکت نمی کنند. به نظر می رسد ستارگان درون این کهکشانها در مدار های تصادفی در گردشند. ظرفیت گاز و غبار این نوع کهکشانها کمتر از کهکشانهای مارپیچ است، بنابراین ستارگان کمتری در آنها متولد می شوند.

 

کهکشانهای نوع سوم، اشکال بی قاعده ای دارند. بعضی از آنها بیشتر شامل ستارگان آبی و گازهای پف کرده اند اما غبار کمی دارند. ابرهای ماژلانی جز این گروه از کهکشانها هستند. بعضی دیگر از این کهکشانها بیشتر شامل ستارگان  جوان نورانی در میان گاز و غبارند.

 

خوشه کروی تجمعی است از ستارگان که به واسطه گرانش گرد هم جمع شده اند. این خوشه یکی از متراکمترین 147 خوشه شناخته شده در کهکشان راه شیری است.

عکس از ناسا

 

 

کهکشانها نسبت به یکدیگر در حرکتند و دو کهکشان به طور محلی به قدری به یکدیگر نزدیک می شوند که نیروهای گرانشی آنها باعث تغییر شکلشان می شود. کهکشانها حتی می توانند با هم برخورد کنند. اگر دو کهکشان با سرعت زیاد با هم برخورد کنند، بدون اثر یا با تاثیرات اندک از یکدیگر عبور می کنند.

 

اما اگر دو کهکشان با سرعت کم با یکدیگر برخورد نمایند، ممکن است با یکدیگر متحد شده و کهکشانی بزرگتر از دو کهکشان قبل ایجاد کنند. نتیجه این اتحاد می تواند میله ای مارپیچی از ستارگان را که تا 100.000 سال نوری در فضا امتداد دارند به وجود آورد.

 

انتشارات کهکشانی

همه کهکشانها انرژی را به صورت امواج مرئی و دیگر امواج الکترومغناطیس، منتشر می کنند. به ترتیب کاهش طول موج (فاصله دو تاج متوالی موج)، این پرتوها عبارتند از، امواج رادیویی، امواج فروسرخ، نور مرئی، پرتوی فرابنفش، اشعه ایکس و پرتوی گاما. همه این امواج در کنار یکدیگر طیف الکترومغناطیس را ایجاد می کنند.

 

منابع زیادی از انرژی در کهکشانها نهفته است. مقدار زیادی از آن مربوط به گرمای ستارگان و ابرهای گاز و غبار یا سحابی ها می باشد. تعدادی از پدیده های مهیب کهکشانی نیز مقادیر بسیار زیادی انرژی آزاد می کنند. این پدیده ها دو نوع انفجار ستاره ای را در بر می گیرند. اول) انفجارهای نواختر، که در آنها یکی از دو ستارهء ساختارهای دوتایی، به فضا گاز و غبار پرتاب می نماید. دوم) انفجارهای ابر نو اختر، که در آنها یک ستاره متلاشی شده و سپس بیشتر مواد خود را به فضا پرتاب می کند. یک ابر نواختر ممکن است که از خود جرمی فشرده و نامرئی به نام سیاهچاله بر جای گذارد. سیاهچاله آنچنان نیروی گرانش قدرتمندی دارد که هیچ چیز حتی نور نیز نمی تواند از آن عبور کند. ابر نواختر همچنین ممکن است که از خود یک ستاره نوترونی بر جای گذارد. این نوع ستاره آکنده از ذرات نوترون است. به طور طبیعی این ذرات فقط در هسته اتمها وجود دارند. برخی ابر نواختر ها نیز چیزی از خود باقی نمی گذارند.

 

شدت پرتوهایی که از یک ستاره در طول موجهای متفاوت منتشر می شود، به دمای سطح ستاره وابسته است. برای مثال خورشید که دمای سطحی معادل 5500 K دارد، بیشتر انرژی خود را در طیف نور مرئی گسیل می کند. به این نوع  انتشار انرژی، پرتوی حرارتی می گویند.

 

درصد کمی از کهکشانها که کهکشانهای فعال نامیده می شوند، مقادیر بسیار بسیار زیادی انرژی منتشر می نمایند. منبع این انرژی پدیده هایی است که در اجرام مرکزی این کهکشانها ایجاد می شود. توزیع این طول موجهای منتشر شده با ستارگان معمولی فرق می کند. به این نوع انتشار، پرتوی غیر حرارتی می گویند. قدرتمندترین منابع انتشار این تابش، اجرامی به نام کوازار می باشند. کوازارها مقادیر شگرفی امواج رادیویی، فروسرخ، فرابنفش، ایکس ری و گاما منتشر می کنند. برخی از کوازارها، که در تصاویر شبیه به ستارگانند، 1000 برابر کل کهکشان راه شیری انرژی تولید می کنند. کوازار مخفف عبارتی به معنای شبه ستاره ای (quasi-stellar) است. دراصل به معنای منبع رادیویی شبه ستاره ای می باشد. این نام در پی این حقیقت به این اجرام اطلاق گردید که نخستین بار این اجرام به واسطه انتشار امواج رادیویی شناخته شدند و بسیار شبیه ستارگان به نظر می رسیدند.

 

در این تصویر که توسط تلسکوپ فضایی هابل در سال 2004 تهیه شده است، می توانید کهکشانهای بسیار دوردست را به صورت نقاطی نورانی مشاهده کنید. اجرام چرخانی که مشاهده می کنید، کهکشانهای نزدیک به زمین هستند و جرم نورانی نارنجی رنگ یکی از ستارگان کهکشان خودمان است.

 

 

 

نوعی کهکشان مارپیچی به نام سیفرت (Seyfert) وجود دارد. این نوع کهکشان مقادیر زیادی پرتوی فرو سرخ، امواج رادیویی و اشعه ایکس منتشر می کند. این نوع کهکشانها به یاد ستاره شناس آمریکایی، کارل سیفرت (Carl K. Seyfert)، نامگذاری شده اند. وی موفق شد برای نخستین بار در سال 1943، این نوع کهکشانها را کشف نماید.

 

برخی از کهکشانهای فعال، فواره ها و حبابهایی از ذرات باردار الکتریکی منتشر می کنند. این ذرات شامل پروتونها و پوزیترونها با بار الکتریکی مثبت و الکترونها با بار الکتریکی منفی هستند. الکترون و پروتون ذرات تشکیل دهنده ماده می باشند اما پوزیترونها ذرات ضد ماده ها هستند. آنها ذرات ضد الکترون می باشند و جرمی معادل جرم الکترون دارند.

 

اینطور تصور می شود که شدت فعالیتهای کهکشانهای فعال به دلیل وجود سیاهچاله ای عظیم در مرکز کهکشان باشد. این سیاهچاله می تواند یک بیلیون بار سنگینتر از خورشید باشد. از آنجا که این سیاهچاله بسیار پر جرم و فشرده است، نیروی گرانش آن برای بلعیدن ستارگان اطراف قدرت لازم را دارد. گاز و غباری که به این صورت وارد سیاهچاله می شود، جرم دیسک موادی را که به دور سیاهچاله در گردش است، بیشتر می کند. در همین حال موادی که در گوشه درونی این دیسک قرار گرفته اند وارد سیاهچاله می شوند. ماده ضمن سقوط، انرژی خود را از دست می دهد.این انرژی به شکل دسته پرتوهایی به بیرون از کهکشان پرتاب می شوند.

 

راه شیری یک کهکشان فعال نیست اما یک منبع بسیار قوی تابشی در مرکز خود دارد. دلیل انتشار این تابش ممکن است سیاهچاله ای باشد که جرم آن یک میلیون برابر جرم خورشید است.

 

منشا کهکشانها

دو نوع تئوری اصلی در مورد منشاء کهکشانها مفروض است. سرآغاز هر دو نوع تئوری انفجار بزرگ است. انفجاریکه 10 تا 20 بیلیون سال پیش رخ داد و سرآغاز جهان شد. اندکی پس ازآن انفجار، مقادیری از گاز به یکدیگر پیوستند. سپس گرانش به آرامی آنها را به کهکشانها تبدیل نمود.

 

 تفاوت این دو تئوری در بیان نحوه رشد کهکشانها است. تئوری نوع اول بر این اساس است که ابتدا اجرام کوچک شکل گرفتند و از پیوستن این اجرام کهکشانها به وجود آمدند. بر اساس تئوری نوع دوم نخست کهکشانها و خوشه های کهکشانی به وجود آمده اند. سپس ستارگان و اجرام کوچک در دل این کهکشانها پدیدار شدند. با اینحال همه تئوریهای مربوط به تشکیل کهکشانها پس از انفجار بزرگ به این نتیجه رسیده اند که پس از شکل گیری نخستین کهکشانها، این روند متوقف شده و هیچ کهکشان جدیدی به وجود نیامده است یا دست کم تعداد بسیار اندکی کهکشان جدید ایجاد شده است.

 

ستاره شناسان مدارکی به دست آورده اند که شرایط پیش از تشکیل کهکشانها را بیان می کند. در سال 1965، دو فیزیکدان آمریکایی آرنو پنزیاس (Arno Penzias) و روبرت ویلسون (Robert Wilson)، امواج رادیویی ضعیفی را در آسمان شناسایی کردند. بر اساس تئوری انفجار بزرگ، این امواج، تشعشعات باقیمانده از انفجار بزرگ  می باشند. ابتدا چنین به نظر می رسید که قدرت این امواج از هر سوی یک اندازه است. تا اینکه در سال 1992، ماهواره ای به نام کاوشگر گذشته کائنات (COBE) تفاوتهای بسیار اندکی را در قدرت این امواج کشف کرد. این تفاوت از تفاوت چگالی مواد پس از انفجار بزرگ ناشی می شود. در قسمتهایی از فضا که چگالی بیشتر بود، نیروی گرانشی قویتری به وجود آمد. در نتیجه انبوه مواد در این مناطق شکل گرفته و با افزایش تراکم مواد، کهکشانها پدیدار شدند.

 

بیشتر مشاهدات ستاره شناسی به منظور تائید تئوری انفجار بزرگ صورت گرفته اند. بر اساس این تئوریها جهان همچنان در حال گسترش است. دو نوع از مشاهدات به شدت، این امر یعنی گسترش جهان را تائید می کنند. این مشاهدات ثابت می کنند که همه کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. علاوه بر آن، کهکشانهای دورتر از کهکشان راه شیری با سرعت بیشتری در حال دور شدن می باشند. این ارتباط مابین فاصله و سرعت کهکشانها به نام قانون هابل شناخته می شود. ادوین هابل (Edwin P. Hubble)، ستاره شناس آمریکایی، در سال 1929 این ارتباط را کشف و گزارش نمود.

 

ستاره شناسان سرعت حرکت کهکشانها را به کمک شیوه انتقال به سرخ (redshift) تخمین می زنند. انتقال به سرخ نوعی اندازه گیری امواج الکترومغناطیس می باشد که توسط جرمی در فضا منتشر می شود. با تجزیه نور کهکشانها، طیف آنها به دست می آید. در طیف یک کهکشان تعدادی خطوط تیره وجود دارد که بیانگر دما، چگالی و ترکیبات شیمیایی می باشند. چنانچه کهکشانی در حال دور شدن از ما باشد، این خطوط به انتهای طیف یعنی به سمت رنگ قرمز متمایل می شوند. هرچه این تمایل و انتقال به سمت رنگ قرمز در طیف بیشتر باشد، سرعت دور شدن کهکشان مورد نظر از ما بیشتر است.

 

انتقال به سرخ باعث می شود که خطوط جذبی طیف یک کهکشان که در حال دور شدن از ما است، به سمت رنگ قرمز گرایش پیدا کنند. اگر کهکشانی نسبت به کره زمین ثابت بود، خطوط جذبی آن به شکلی بود که در نمودار بالاتر می بینید.

 

دانشمندان با بررسی درخشش یک کهکشان و یا بررسی مقدار درخشش اجرام خاصی مانند ستارگان متغیر و ابر نواخترها در آن، فاصله بین کهکشانها را تخمین می زنند.

 

تکامل کهکشانهای مارپیچ

 

ستاره شناسان نمی توانند به درستی بفهمند که مارپیچهای کهکشانی چگونه تکامل یافته و هنوز وجود دارند. معما زمانی آشکار می شود که درباره چرخش این کهکشانها فکر کنیم. چرخش این کهکشانها بسیار شبیه به خامه روی سطح فنجان قهوه است. بخش مرکزی کهکشان تقریبا مانند یک چرخ، می چرخد و بازوها به دنبال آن. یک بازوی مارپیچ در حال گردش حول مرکز را تصورکنید که در هر 250میلیون سال یکبار گردش خود را کامل می کند، مانند بازوهای کهکشان راه شیری. بعد از چند بار گردش، احتمالا ظرف 2 بیلیون سال، این انتظار می رود که عمر بازوی مارپیچ به پایان رسیده و شکل خود را از دست بدهد. اما تقریبا همه کهکشانهای مارپیچی عمری بیش از 2 بیلیون سال دارند!.

 

یک راه حل برای این معما ارائه شده و آن این است که تفاوت نیروی گرانش در این نوع از کهکشانها می تواند ستارگان، غبار و گاز موجود را بکشد و یا هل دهد. این فعالیت باعث به وجود آمدن موجهایی می شود که شبیه به امواج صوتی می باشند. از آنجا که کهکشان در حال گردش است این امواج در یک مسیر مارپیچ حرکت می کنند و باعث تراکم چگالی در این مسیرهای مارپیچ می شوند.





سیارات

منظومه شمسی ما از خورشید، هشت سیاره و یک سیاره کوتوله (و ماه هایشان)، یک کمربند سیارکی و بسیاری از ستاره های دنباله دار و شهاب ها تشکیل شده است. خورشید در مرکز منظومه شمسی ماست. سیارات، ماه هایشان، سیارک ها، ستاره های دنباله دار و سنگ های دیگر همه دور خورشید می گردند. نه سیاره ای که دور خورشید می گردند به ترتیب فاصله از خورشید عبارتند از: عطارد، ناهید، زمین، مریخ، مشتری، زحل، اورانوس، نپتون و پلوتون (یک سیاره کوتوله).

بزرگ ترین سیاره منظومه شمسی ما مشتری ست. به دنبال آن زحل، اورانوس، نپتون، زمین، ناهید، مریخ، عطارد و در آخر پلوتون ریز قرار دارند. مشتری به قدری بزرگ است که همه سیارات دیگر را می توان در داخل آن جا داد.

 

سیارات داخلی، سیارات خارجی

سیارات داخلی (سیاراتی که نزدیک به خورشید دور آن می گردند) کاملاً از سیارات خارجی تر (سیاراتی که دور از خورشید به دور آن می گردند)، متفاوتند.

سیارات داخلی عبارتند از: عطارد، ناهید، زمین و مریخ. این سیارات نسبتاً کوچکند و بیشتر از سنگ تشکیل شده اند و تعداد کمی ماه دارند یا اصلاً ماه ندارند.

سیارات خارجی تر عبارتند از: مشتری، زحل، اورانوس، نپتون و پلوتون (یک سیاره کوتوله). آنها اکثراً بسیار بزرگ، اکثراً گازی و حلقه دار هستند و ماه های زیادی دارند (به استثنای پلوتون که کوچک و سنگی ست و تنها یک ماه بزرگ و دو ماه ریز دارد).

 

دما روی سیارات

معمولاً هر چه سیارات از خورشید دورتر قرار گرفته باشند، سردترند. تفاوت ها موقعی رخ می دهد که اثر گلخانه ای یک سیاره را گرم می کند (مثل ناهید) که با یک جو ضخیم احاطه شده.

 

تراکم سیارات

سیارات گازی خارجی تر نسبت به سیارات سنگی داخلی تراکم کمتری دارند.

زمین متراکم ترین سیاره است. زحل کمترین تراکم را دارد. به طوری که روی آب شناور باقی می ماند.

 

جرم سیارات

مشتری سنگین ترین سیاره است. زحل به دنبال آن است. اورانوس، نپتون، زمین، ناهید، مریخ عطارد و پلوتون به ترتیب به دنبال آنها قرار دارند.

 

نیروهای جاذبه روی سیارات

سیاره ای که سطحش قوی ترین نیروهای جاذبه ای را دارد، مشتری ست. اگرچه زحل، اورانوس و نپتون هم سیارات خیلی سنگینی هستند، نیروهای جاذبه شان در حد نیروی جاذبه زمین است. این به خاطر این است که نیروی جاذبه ای که در سطح سیاره بر یک شیء وارد می شود، با جرمش و با معکوس مربع شعاع سیاره تناسب دارد.

 

طول یک روز در سیارات

روز مدت زمانی ست که طول می کشد تا یک سیاره روی محورش (360 درجه) بچرخد. یک روز روی زمین تقریباً 24 ساعت طول می کشد.

سیاره ای با طولانی ترین طول روز ناهید است. یک روز روی ناهید 243 روز زمینی طول می کشد (یک روز روی ناهید بلندتر از سالش است. یک سال روی ناهید فقط 7/224 روز زمینی طول می کشد).

سیاره ای با کوتاه ترین طول روز مشتری است. یک روز روی مشتری فقط 8/9 ساعت زمینی طول می کشد. موقعی که شما از زمین به مشتری نگاه می کنید، می توانید بعضی از تغییر شکل هایش را ببینید.

 

متوسط سرعت حرکت در مدار سیارات

سیارات با سرعت های مختلف به دور خورشید می گردند. هر سیاره موقعی که به خورشید نزدیک تر می شود سرعتش زیاد می شود و موقعی که از خورشید دور می شود، سرعتش آهسته تر می شود این قانون دوم حرکت سیاره ای کپلر است.

 

سیارات منظومه شمسی ما

برای مشاهده جدول مقایسه ای سیارات روی لینک کلیک کنید http://saramany.googlepages.com/1251.jpg

 

سیارات دیگر

در سال 2005 یک شی ء بزرگ فراتر از پلوتون در کمربند کیپر مشاهده شد.

تعدادی از ستاره شناسان فکر می کنند که ممکن است سیاره دیگری یا ستاره شریکی با خورشید فراتر از مدار پلوتون در حال گردش به دور خورشید باشد. این ستاره شریک یا سیاره ممکن است (یا ممکن نیست) که وجود داشته باشد. نظریه وجود این شیء فرضی می گوید که ممکن است یک شیء کیهانی، شاید یک ستاره کوتوله قهوه ای سرد که سخت می شود آشکارش کرد (به نام نمیسیس Nemesis)، به وسیله حوزه مغناطیسی خورشید به دام افتاده باشد. این نظریه می گوید که این شیء وجود دارد چون که بعضی از مدارهای ستاره های دنباله دار با دور بلند به شکل غیر قابل توضیحی مغشوش می شوند. مدارهای این ستاره های دنباله دار دور، به نظر می رسد که به وسیله کشش جاذبه ای یک شیء دور در حال گردش به دور خورشید تحت تأثیر قرار گرفته باشند.





اطلاعاتی درباره سیاه چاله ها

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.

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.





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.




انواع سیاهچاله

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.





سیاه چاله چیست؟

سیاه‌چاله

بنابر نظریه نسبیت عام سیاه‌چاله‌ ناحیه‌ای از فضا است که میدان گرانشی فوق‌العاده بالایی دارد بطوریکه هیچ چیز حتی نور نمی‌تواند از میدان گرانشی آن بگریزد. در سیاهچاله ناحیه‌ای به نام افق رویداد وجود دارد که هیچ چیزی بعد از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد و یا به عبارت دیگر بلعیده می‌شود. این یکی از اسرار سیاهچاله‌هاست که دانشمندان روی چگونگی آن به پژوهش می‌پردازند.

صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله به این خاطر است که همه نوری که به داخل آن راه می‌یابد را به دام می‌اندازد دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک. یک سیاهچاله برخلاف درون نامرئی‌اش می‌تواند حضور خود را از راه کنش و واکنش با محیط پیرامون نشان دهد. ما از طریق دیدن حلقهٔ تجمعی و یا یک گروه از ستاره‌ها که به دور یک ناحیه تاریک و خالی در حال گردش‌اند می‌توانیم به حضورشان پی‌ببریم.

مقدمه

یک سیاهچاله اغلب شی‌ای تعریف می‌شود که سرعت گریز آن حتی از سرعت نور بیشتر است. سرعت گریز حداقل سرعت ممکن برای یک جسم می‌باشد تا بتواند از میدان گرانشی جسمی دیگر فرار کند. برای درک بهتر موضوع تصور کنید روی سطح یک سیاره ایستاده‌اید و سنگی را مستقیما به بالا پرتاب می‌کنید. فرض کنید که سنگ را با قدرت زیادی پرتاب نکرده باشید سنگ برای مدتی بالا خواهد رفت اما در نهایت به خاطر گرانش سیاره پایین خواهد افتاد. اگر سنگ را به اندازه کافی محکم پرتاب کنید سنگ ممکن است از گرانش سیاره بگریزد در این حالت سنگ برای همیشه به بالا رفتن ادامه خواهد داد. سرعتی که نیاز است با آن سنگ را پرتاب کنید تا از گرانش سیاره بگریزد سرعت گریز نامیده می‌شود. سرعت گریز برای کره زمین تقریبا برابر ۱۱ کیلومتر بر ثانیه می‌باشد و برای خورشید ۶۶۰ کیلومتر بر ثانیه‌است. بدین ترتیب هر چه جرم افزایش می‌یابد و یا شعاع کاهش می‌یابد و به طور کلی هرچه جسم چگال‌تر باشد سرعت گریز نیز افزایش می‌یابد. می‌توان حدس زد که سرعت گریز برای یک سیاهچاله با جرمی حدود چند میلیون برابر خورشید چقدر است.

مطمئنا سرعت گریز سیاهچاله‌ها بیشتر از سرعت نور می‌باشد در نتیجه هیچ چیز نمی‌تواند از آن فرار کند. در نظریه نسبیت عام تمام جرم یک سیاهچاله در تکینگی متمرکز می‌شود که می‌تواند یک نقطه یا یک حلقه یا یک کره باشد. در اطراف تکینگی کره فرضی به نام افق رویداد وجود دارد که «نقطه بدون بازگشت» را مشخص می‌کند. مرزی که هرچیزی که از آن عبور کند به ناچار به سمت تکینگی هدایت می‌شود. همچنین محدوده یک سیاه چاله تا جایی است که جاذبه جرمی سیاهچاله وجود دارد، به عنوان مثال محدوده سیاهچاله کهکشان راه شیری از خود کهکشان راه شیری بزرگتر میباشد.

به طور کلی سیاهچاله ها از نظر دانشمندان به دو دسته سیاهچاله‌های چرخشی و غیرچرخشی تقسیم می‌شوند. اما دسته بندی معمول بر اساس جرم آنان می‌باشد. وقتی سیاهچاله‌ها براساس فروپاشی گرانشی یک ستاره شکل می‌گیرند سیاهچاله‌های ستاره‌وار نامیده می‌شوند. سیاهچاله‌هایی که در مرکز کهکشان‌ها یافت شده‌اند جرمی چند میلیون برابر جرم خورشید دارند و در نتیجه سیاهچاله‌های پرجرم نامیده می‌شوند. دانشمندان معتقدند بین این دو اندازه سیاهچاله‌هایی با جرم چندین هزار برابر جرم خورشید نیز وجود دارند که سیاهچاله‌های جرم متوسط نامیده می‌شوند و اما ریزسیاهچاله‌ها که دانشمندان معتقدند در زمان انفجار بزرگ شکل گرفته‌اند و همچنین امکان ساخت چنین سیاهچاله‌هایی در دستگاههای شتاب دهنده ذرات روی زمین وجود دارد. با این وجود تا کنون هیچ ریزسیاهچاله‌ای از سوی دانشمندان شناسایی نشده‌است.

تاریخچه

ابداع واژه «کرم‌چاله»[۱] و «سیاه‌چاله فضایی»[۲] به جان ویلر نسبت داده شده است. با این‌حال، این مفهوم از مدت‌ها قبل به صورت‌های متفاوتی مطرح بوده است.

مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد ابتدا از سوی زمین‌شناسی به نام جان میچل درسال ۱۷۸۳ مطرح شد که آن را در مقاله‌ای که به هنری کوندیش فرستاد و از سوی انجمن سلطنتی به چاپ رسید عنوان کرد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میچل جسمی با شعاعی ۵۰۰ برابر شعاع خورشید و چگالی مشابه 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 با چگالی مشابه خورشید قرار باشد که 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 تمام 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 ریاضی دان فرانسوی نظریه مشابهی را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایش‌های بعدی کتاب حذف شد. این نظریه در قرن نوزدهم توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان براین باور بودند که نور به صورت موج و فاقد جرم است و بنابراین تحت تاثیر گرانش قرار نمی‌گیرد.

درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که قبلا 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 شوارتسشیلد راه حلی برای میدان گرانشی یک جرم نقطه‌ای و یک جرم کروی ارائه داد که نشان می‌داد سیاهچاله‌ها می‌توانند به صورت تثوری وجود داشته باشند. شعاع شوارتسشیلد امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته می‌شود. در سال ۱۹۳۰ سابراهمانیان چاندراسخار اختر فیزیک دان هندی ادعا کرد که یک جسم غیر تابنده با جرمی معادل ۴۱٫۱ برابر جرم خورشید به این دلیل که تا آن زمان چیزی که بتواند جلوی فروپاشی آن را بگیرد شناخته نشده بود فرومی‌پاشد.

رابرت اوپنهایمر پیش بینی کرد که ستارگان پرجرم ممکن است فروپاشی گرانشی تاثیرگذاری را تجربه کنند.اصولا سیاهچاله‌ها می‌توانند در طبیعت شکل بگیرند. از دید یک ناظر خارجی فروپاشی به سرعت در حال کند شدن است و در نزدیکی شعاع شوارتسشیلد انتقال به قرمز بسیار زیادی پیدا می‌کند به همین علت چنین اجسامی تا مدت‌ها «ستارگان منجمد» نامیده می‌شدند.در سال۱۹۶۷ پیشرفت‌های نظری و تجربی علاقهٔ اخترفیزیک‌دانان را به سیاهچاله‌ها برانگیخت. استیفن هاوکینگ ثابت کرد سیاهچاله‌ها یک خصوصیت عمومی در نظریه گرانشی اینشتین هستند و با فروپاشی برخی اجسام به ناچار سیاهچاله به وجود می‌آید. جامعهٔ ستاره‌شناسی با کشف تپ اخترها علاقه دوباره‌ای به سیاهچاله‌ها پیدا کرد. پس از مدتی اصطلاح سیاهچاله (حفره سیاه) از سوی فیزیک دانی به نام جان ویلرمطرح شد. او نخستین بار در سخنرانی عمومی خود با عنوان جهان ما شناخته‌ها و ناشناخته‌ها در دسامبر سال ۱۹۶۷ از این نام استفاده کرد.برای تشخیص سیاهچاله‌های نسبیت عام از دیگر اجرام نیوتنی که از سوی لاپلاس و میچل مطرح شده بودند غالبا آن اجرام را ستارگان تاریک می‌نامند.

ویژگی‌ها

نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان می‌دارد تنها سه ویژگی سیاهچاله‌ها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه‌ای. این ویژگی‌ها خاص هستند چون از بیرون سیاهچاله قابل تشخیص اند.آن چه بین دانشمندان متداول است دسته‌بندی سیاهچاله‌ها بر اساس جرم آنان می‌باشد. بر اساس جرم سیاهچاله ها به سه دسته کم جرم، جرم متوسط و پر جرم دسته بندی می شوند .

طبقه بندی بر اساس جرم

سیاهچاله‌های پرجرم

جرمی بین چندميليون تا چند ميليارد برابر جرم خورشید دارند و پیش بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند. بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده، سیاه چاله ام۸۷ است که ۴٫۶ میلیارد برابر سنگین تر از خورشید است.

سیاهچاله‌های جرم متوسط

این سیاهچاله‌ها جرمی هزاران برابر جرم خورشید دارند و گمان می‌رود که این سیاهچاله‌ها نیروی منابع پرتو ایکس را در فضا تامین می‌کنند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشده‌است اما محتمل است این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. البته منبع پرتو ایکس صادره ناشی از سقوط اجسام به سیاه چاله است، نه خود سیاه چاله.

سیاهچاله‌های ستاره‌وار

این سیاهچاله‌ها جرمی بین سه تا پانزده برابر جرم خورشید دارند و از دو طریق تشکیل می‌شوند. یکی فروپاشی گرانشی ستاره‌های منفرد و دیگری برخورد ستاره‌های دودویی نوترونی.

ریزسیاهچاله‌ها

جرم این سیاهچاله‌ها به اندازه‌ای است که در آنها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند. به طور کلی سیاهچاله‌هایی که جرمی کمتر از جرم خورشید دارند ریزسیاهچاله نامیده می‌شوند.

افق رویداد

محدوده‌ای از سیاهچاله است که هیچ چیز حتی نور نمی‌تواند به خارج از آن بگریزد. 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. در حال حاضر بهترین نظریه‌ای که می‌توان با استفاده از آن اتفاقات درون افق رویداد را پیش بینی کرد نظریه نسبیت عام اینشتین است.

تکینگی

براساس نسبیت عام جرم یک سیاهچاله به طور کامل در داخل ناحیه‌ای با حجم صفر فشرده شده‌است. این ادعا بدین معناست که چگالی و گرانش این نقطه بی نهایت است.علاوه بر این خمیدگی فضا-زمان در این نقطه بی نهایت خواهد بود. این مقادیر بی نهایت باعث می‌شوند که بیشتر معادلات فیزیکی از جمله معادلات نسبیت کارایی خود را در مرکز سیاهچاله از دست بدهند. از اینرو فیزیک دانان این ناحیه بی نهایت چگال با حجم صفر در مرکز سیاهچاله را تکینگی می‌نامند.

تکینگی در یک سیاهچاله غیر باردار غیرچرخشی یک نقطه‌است به عبارت دیگر ناحیه‌ای است که طول عرض و ارتفاع آن صفر است.امادر مورد این تعریف تردیدهایی وجود دارد.براساس مکانیک کوانتومی هیچ جسمی نمی‌تواند دارای اندازه صفر باشد. بنابر تعریف مکانیک کوانتومی مرکز یک سیاهچاله تکینگی نیست بلکه ناحیه‌ای است که در آن مقادیر زیادی ماده در کوچک‌ترین حجم ممکن فشرده شده‌است.

فوتون کره

فوتون کره یک سیاهچاله غیرچرخشی محدوده‌ای است کروی با ضخامت صفر و فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس 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 است.

آرگوسفر

هر جسم فوق چگال و بزرگ در حال چرخش اثری ایجاد می‌کند که به «کشش چارچوب» معروف است. کشش چارچوب باعث می‌شود که فضا-زمان اطراف جسم در راستای چرخش آن کشیده شود. آرگوسفر یکی از ویژگی‌های سیاهچاله‌های چرخشی است این کره با این نواحی هم مرز است:

از بیرون با سطح کروی شکل پهنی که در قطب‌هایش بر افق رویداد منطبق است و به طرز قابل توجهی در ناحیه استوایی خود پهن تر است. این محدوده را معمولاً «ارگوسرفس» یا سطح کار می‌نامند.

از درون با افق رویداد بیرونی.

روش‌های شناسایی سیاهچاله‌ها

در بعد تئوری هیچ چیز نمی‌تواند از درون افق رویداد یک سیاهچاله به بیرون آن راه یابد. با این وجود سیاهچاله‌ها را می‌توان با مشاهده پدیده‌های نزدیک آنها یا حلقهٔ تجمعی وعدسی گرانشی و فوران‌های کهکشانی شناسایی کرد.

حلقه‌های تجمعی و فوران‌های پرانرژی

حلقهٔ تجمعی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون سیاهچاله‌است آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. غلظت داخلی حلقه باعث می‌شود حلقه داغ شده و مقادیر زیادی پرتوی ایکس و تابش فرابنفش از خود ساطع کند. با این همه حلقه‌های تجمعی و فوران‌های پرانرژی تنها به سیاهچاله‌ها اختصاص ندارند بلکه در اطراف اجسام دیگری از قبیل ستارگان نوترونی نیز یافت می‌شوند.

عدسی گرانشی

جزو آن پدیده‌هایی است که پیدایش آن می‌تواند دلایل دیگری به جز وجود سیاهچاله‌ها داشته باشد. یک عدسی گرانشی می‌تواند با خمیده کردن پرتوهای نور که در عدم حضور آن هرکدام به سویی می‌رفتند به سمت تلسکوپ‌های ما تصاویر چندگانه‌ای از اجرام بسیار دور به ارمغان آورد.

آشکارسازی سیاهچاله‌ها

یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که حاکی از 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 سیاهچاله است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

تبدیل ستارگان بزرگ به سیاه‌چاله‌ها

ابتدا برای فهم بهتر سیاهچاله‌ها بد نیست این را بدانید سیاهچاله‌ها به قدری متراکمند که اگر کل کرهٔ زمین قطرش به ۰٫۹ سانتیمتر تقلیل یابد اما جرمش ثابت بماند به یک سیاهچاله تبدیل می‌گردد.

بر سر ستاره در حال مرگی که بیش از ۱٫۴ برابر خورشید است چه می‌آید؟ حتی نیروی قوی نیز نمی‌تواند سرعت فروپاشی درونی آن را متوقف سازد. و این ستاره کاملاً فرو می‌پاشد و از مرحله ستاره نوترونی فراتر رفته و حتی به یک شی کوچک‌تر و چگال‌تر یعنی سیاهچاله تبدیل می‌شود. اگر هر جسم را به اندازه شعاع شوارتز شیلد منقبض کنیم آن جسم به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود شعاع شوارتز شیلد زمانی ایجاد می‌شود که سرعت گریز از جاذبه به سرعت نور برسد

فروپاشی کامل به معنای آن نیست که سیاهچاله از روی صفحه جهان محو می‌شود. همان طور که به‌وسیله اینشتین توصیف شده‌است ساختار فضا- زمان فرو پاشی بی پایان را منتفی می‌کند و به جای آن یک انحنای غیر مادی، نامرئی و واقعی فضا را به وجود می‌آورد. یک سیاهچاله را می‌توان به مرد نامرئی سنگین وزنی تشبیه کرد که روی یک نیمکت نشسته‌است. او دیده نمی‌شود ولی وزن او در نیمکت فرورفتگی ایجاد می‌کند.

سیاهچاله برای فیزیکدانان نظری چیز تازه‌ای نیست. در سال ۱۹۳۹ج. اوپنهایمرو هارتلند و اس. اشنایدر برای نخستین بار سیاهچاله‌ها را به عنوان نتیجه‌ای از نسبیت عمومی پیشنهاد کردند ولی در آن زمان برای تشخیص آنها هیچ راه معلومی وجود نداشت. اما با پیشترفت اخیر اخترشناسی رادیویی و کشف علائم رادیویی توضیح ناپذیر از اعماق فضا، سیاهچاله‌ها به صورت موضوع بسیار مهم اخترشناسی درآمده‌اند. دانشمندان معتقدند که این اشیای نظری پدیده‌های با انرژی فوق العاده چون اختر نماها و تپ اخترها می‌توانند نقشی داشته باشند. سیاهچاله‌ها و ستارگان نوترونی تنها اشیای شناخته شده در فیزیک هستند که برای انجام مشاهده‌های اخترشناختی روی چنان فرستنده‌های بسیار نیرومند تشعشع، به اندازه کافی فشرده و پر جرمند.

تعداد سیاهچاله‌ها در جهان

به عقیده‌ای.جی.دابلیو. کامرون از دانشگاه یشیوا ممکن است جهان پر از سیاهچاله باشد. نظریه کیهان‌شناسی پیش بینی می‌کند که جهان شامل مقدار مشخصی ماده‌است. اما اخترشناسان از مشاهده‌هایشان استنباط کرده‌اند که تقریباً ماده به اندازه کافی وجود ندارد تا این پیش بینی‌ها را عملی سازد. ماده مشاهده شده به اندازه قابل ملاحظه‌ای کمتر از ماده پیش بینی شده‌است. دکتر کامرون بر آن است که ماده گمشده ممکن است به وسیله شمار زیادی سیاهچاله بلعیده شده باشد.

تاریخ شیمیایی جهان نشان می‌دهد که نخستین ستارگانی که تشکیل شده‌اند بسیار بزرگ بوده‌اند و انتظار می‌رود به سیاهچاله‌ها تبدیل شوند. با قطعیت نمی‌توان گفت که همه ستارگان ناگزیر به سیاهچاله‌ها مبدل می‌شوند. دانشمندان نشان داده‌اند که ستارگان نامتقارن ستارگانی که تقارن کروی تقریباً کامل ندارند به این سرنوشت دچار می‌شوند. اما به عقیده وای. ب. زلدوویچ فیزیکدانان شوروی و گروه انگلیسی استیون هاوکینگ، راجر بن روز و روبرت چراک، عدم تقارن شکلی کوچک، یک ستاره بزرگ را نجات نخواهند داد.

 

جهان حفره‌ها

سیاهچاله، این اجرام نادر و عجیب، را می‌توان نتیجه تفکرات جوان باهوش آلمانی که در سال ۱۹۱۶ در دفتر ثبت اختراعات سوئیس مشغول به کار بود دانست. آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۹ تئوری نسبیت عام خود را که انقلابی عظیم در فیزیک نوین بود را ارائه کرد. آلبرت اینشتین پی برده بود که جهان اساساً در مکانهای متفاوت نسبت به قوانین نیوتن قابل توضیح نیست. او گفت که سه بعد از فضا نمی‌توانند به صورت مجزا از بعد چهارم یعنی زمان باشند. او گفت که اینها باهم پیوسته هستند و آنها رافضا - زمان نامید. این ساختار همانند یک ساختار نامرئی است که در واقع وجود دارد. او گفت که فضا نمی‌تواند مطلق باشد، بلکه پیوسته‌است. این بافت فضا زمانی می‌تواند خمیده شود و یا اینکه پیچ و تاب پیدا کند.

این بافت که می‌تواند جالب باشد فقط در صورتی می‌تواند مسطح و صاف باشد که هیچ چیز در روی آن وجود نداشته باشد. اگر جسمی جرم دار در روی آن وجود داشته باشد گرانش نیز وجود دارد و هر جا که گرانش وجود داشته باشد این بافت فضا - زمان خمیده می‌شود. و همین خمیدگی بافت فضا- زمان برای اجرام حکم می‌کند که چگونه حرکت کنند.یا در واقع می‌گوید که گرداگرد این فضا - زمان خمیده به سیر و سفر بپردازند. گرانش در تئوری نسبیت عام اثر هندسی جرم بر فضای اطراف خود است. اگر بخواهیم کمی ساده‌تر توضیح دهیم همین خمیدگی عامل ایجاد گرانش است.

اینشتین برای تصور این واقعیت فرض کرد که کاغذی دارد و آن کاغذ را ساختار فضا - زمان فرض کرد. او جسمی سنگین را در روی آن کاغذ قرار داد (آن جسم را خورشید در نظر گرفت) و دید که در ساختار کاغذ خمیدگی و فرورفتگی ایجاد شده‌است. او گفت که این فضا زمان خمیده گرانشی تولید می‌کند که هر چه این خمیدگی بیشتر باشد گرانش نیز قوی‌تر خواهد بود. سرانجام در جهان اجرامی وجود دارند که این خمیدگی را به نهایت خود می‌رسانند و تمام مسیرها را بسوی خود خم می‌کنند و این اجرام دقیقاً سیاهچاله‌های کیهانی هستند.

نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان

به تازگی نظریه هایی در حال گسترش است که در آنها سیاهچالگان حاوی و کرمچالگان دریچه های جهان‌های گوناگون معرفی شده اند. طبق این نظریات کل جهان ما میتواند درون یک سیاهچاله باشد.





سحابی ها

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.

 

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.

 

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.

 

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.





ستارگان

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.

 

 

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.

 

 

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 ? 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.

 

 

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.

 

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.






گزارش تخلف
بعدی