مجله نجوم | صفحه 5 از 6

کدام ستاره کوچک ترین است

در مورد مقایسه پروکسیما قنطورس و سیاره مشتری یک وجه تمایز مهم وجود دارد و آن این که جرم این کوتوله سرخ حدودا ۸۰ برابر جرم مشتری است. این به آن معنا نیست که ستاره باید خیلی بزرگ‌تر از مشتری باشد، بلکه این موضوع باعث متراکم‌تر‌ شدن ستاره می‌شود

فضا و علم نجوم اعداد بزرگ را به رخ ما می‌کشد، بزرگ‌ترین ستاره، سحابی‌های عظیم، کهکشانی عظیم و جهان های نامحدود… اما سوال اینجاست که کدام ستاره در بین همه ستاره‌ها از همه کوچک‌تر است؟

zimg_001_1213

تصویری از خورشید، عکس از: پل استوارت

به گزارش جام جم، در واقع به منظور تلاش برای متعادل کردن کفه ترازو و این مقیاس قصد داریم به طرف دیگر این طیف یعنی کوچک‌ترین ستاره‌ها نگاهی بیندازیم. مقدار بسیار زیاد هیدروژن موجود در یک شیء آسمانی به نام خورشید باعث شده ما بتوانیم آفتاب را در آسمان ببینیم. جای تعجب نیست که برای به وجود آمدن ستاره‌های کوچک نیاز به هیدروژن کمتری باشد. اما مرزی در اینجا وجود دارد که نمی‌توانیم از آن عبور کنیم و آن این که یک ستاره کوچک نمی‌تواند مثل خورشید فشار و دمای لازم برای آغاز همجوشی هسته‌ای را در داخل خود فراهم کند.

بنابراین چطور ستاره‌های کوچک کشف می‌شوند و کوچک‌ترین ستاره‌ای که ما در مورد آن می‌دانیم کدام است؟ در تعریف سنتی ستاره جرمی است که درون هسته‌اش جرم و فشار کافی برای آغاز همجوشی هسته‌ای وجود داشته باشد تا به وسیله آن چهار اتم هیدروژن را به اتم هلیم تبدیل کند. این فرآیند گرما‌زا بوده و انرژی آزاد می‌کند. انرژی حاصل باعث خنثی شدن نیروی گرانش می‌شود که هر چیز را به داخل می‌کشد. همچنین این انرژی باعث جلوگیری از متلاشی‌شدن ستاره شده و اندازه آن را برای ما آشکار می‌کند.

خورشید به عنوان مقیاسی برای سنجش بزرگی دیگر اجرام آسمانی در نظر گرفته می‌شود و جرم آن دقیقا معادل یک در نظر گرفته می‌شود. ما می‌توانیم واکنش‌های گداخت را در ستاره‌ای با جرم ۷٫۵ درصد جرم خورشید نیز مشاهده کنیم. چنین ستاره‌ای را ما تحت عنوان کوتوله‌های سرخ می‌شناسیم. ما به دلیل کم‌ نور و دور بودن کوتوله‌های سرخ، شانسی برای اندازه‌گیری بسیاری از ویژگی‌های این قبیل ستاره‌ها نداریم. اما نزدیک‌ترین ستاره کوتوله سرخ به زمین، ستاره پروکسیما قنطورس است که جرم آن ۱۲٫۳ درصد جرم خورشید و قطر آن فقط ۲۰۰ هزار کیلومتر است. به عبارت دیگر کوچک‌ترین ستاره کوتوله سرخ فقط حدود ۵۰ درصد بزرگ‌تر از سیاره مشتری است. قاعدتا ستاره‌های کوچک‌تری هم در کهکشان ما وجود دارد که هنوز کشف نشده‌ است.

zimg_002_1214

مقایسه خورشید، پروکسیما قنطورس و مشتری(از چپ به راست)

در مورد مقایسه پروکسیما قنطورس و سیاره مشتری یک وجه تمایز مهم وجود دارد و آن این که جرم این کوتوله سرخ حدودا ۸۰ برابر جرم مشتری است. این به آن معنا نیست که ستاره باید خیلی بزرگ‌تر از مشتری باشد، بلکه این موضوع باعث متراکم‌تر‌ شدن ستاره می‌شود. در واقع این ستاره پس از خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است، اما آن‌قدر کم نور است که بدون استفاده از یک تلسکوپ قوی دیدن آن ممکن نیست.

در واقع هیچ ستاره کوتوله سرخی با چشم غیرمسلح دیده نمی‌شود. کوچک‌ترین ستاره‌ای که می‌توان با چشم دید ۶۱ دجاجه نام دارد. یک جفت دوتایی که اندازه‌شان ۶۶ درصد بزرگی خورشید بوده و ۱۱٫۴ سال نوری با زمین فاصله دارد. ۶۱ دجاجه ستاره‌ای است که بسختی می‌توانید در آسمان تاریک مشاهده‌‌اش کنید. سپس ستاره اپسیلون ـ نهر با ۷۴ درصد اندازه خورشید، آلفا ـ قنطورس B با ۸۷ درصد اندازه خورشید و سپس خود خورشید در رده‌های بعدی قرار دارند. بنابراین خورشید چهارمین ستاره کوچک شناخته‌‌شده‌ای است که می‌توانید با چشم غیرمسلح آن را ببینید. بقیه ستاره‌هایی که می‌توانیم ببینیم همه از خورشید بسیار بزرگ‌ترند.

آنها غول‌های بسیار بزرگی در کیهان بیکران هستند و نیازی نیست نگران ستاره‌های غول پیکری که ده‌ها سال نوری دورتر از ما هستند باشیم. اما باید بدانیم خورشید در برابر دیگر ستاره‌های کوچک خارج از منظومه شمسی کاملا بزرگ بوده و مهم این است که اندازه آن برای زمین ما بسیار مناسب بوده و تمام حیات روی کره زمین مدیون خورشید است.

آنتروپی و انرژی

zimg_001_2696

ماجرای سوختن چوب کبریت چیست؟ آشکار است که افزایش زیادی در انرژی می افتد که یک انتقال ناگهانی انرژی است. انرژی شیمیایی ذخیره شده در سرچوب کبریت به صورت یک جهش یا انفجار گرمایی رها می شود و نور می تاباند.

چه چیزی باعث می شود رویدادها اتفاق بیفتند یا اتفاق نیفتند؟ مثلا آب در سرازیری جریان می یابد، اما سر بالایی نمی رود. قند و شکر در قهوه حل می شوند، مثل اینکه وقتی شکر مدت زیادی در قهوه بماند دیگر نمی توان آن را برگرداند. چرا نمی توان از سوختن چوب کبریت پس از شعله ور شدن جلوگیری کرد. آیا قانون و قاعده ای کیهانی وجود دارد که تعیین کند چه اتفاقی می تواند بیفتد و کدام نمی تواند؟

این پرسش یکی از ژرف ترین پرسش ها در تمام حوزه ی علم می باشد. با این وجود، تا اواخر قرن نوزدهم که نابغه ای به نام جوسایا ویلارد گیبس ان را به تمامی حل و فصل کرد، پاسخ درستی به این پرسش داده نشده بود. پاسخ این پرسش از این قرار است که در هر جای طبیعت بین دو کمیت بنیادی توازن برقرار است: انرژی و آنتروپی. تنها همین توازن است که تعیین می کند آیا اتفاقی رخ می دهد یا خیر.

برخی رویدادهای فیزیکی می توانند تک و تنها اتفاق افتند، اما نمی توانند در جهت مخالف رخ دهند مگر این که از خارج کمکی دریافت کنند. مثلا می توانیم از طریق وسیله ای، آب را به بلندی برسانیم و اگر واقعا بخواهیم، می توانیم از طریق تبخیر کردن آب و سپس جداسازی شیمیایی شکل های جامد شکر و قهوه، شکر را دوباره به دست آوریم. سوزاندن چوب کبریت دشوارتر است، اما وقت و ابزارکافی و لشکری از شیمیدانان میخواهد که احتمالا بتوانند چوب کبریت را از خاکستر، دود و انواع گاز بازسازی کرد. نکته این است که در هر یک از این موارد مقدار زیادی دخالت-ورود انرژی از خارج-لازم است. در طبیعت بسیاری اتفاقات را مجاز می داریم که خود به خود و به تنهایی رخ دهند، اما اتفاقات دیگری هم هستند که هرگز خود به خود پیش نمی آیند، حتی اگر بدون مداخله تا ابد منتظر بمانیم. ماحصل و نتیجه گیری عظیم طبیعت از این قرار است که اگر توازن بین انرژی و آنتروپی به درستی برقرار باشد، آن اتفاق خواهد افتاد؛ اگر این توازن برقرار نباشد، آن اتفاق هم نمی افتد.

به طور کلی همه چیز در صورت توانایی تلاش می کند انرژی اش را کاهش دهد. در آبشار، آب از طریق فرو ریختن یک آبگیر خود را از انرژی گرانشی انباشته اش خلاص می کند، اما همین که آب به داخل آبگیر پای آبشار ریخت، دیگر آن انرژی نمی تواند آن را به بالای آبشار و نقطه ی آغاز ریزش آب برگرداند. تعداد زیادی واکنش شیمیایی فقط به یک دلیل مشابه اتفاق خواهند افتاد: موادشیمیایی از دست انرژی شیمیایی انباشته در خود به طور خود به خود را رها می کنند تا به مواد شیمیایی دیگری تبدیل شوند که انرژی شیمیایی کمتری دارند. اما این مواد نمی توانند به تنهایی به شرایط انرژی اولیه شان برگردند. به این ترتیب اگر همه شرایط دیگر بدون تغییر بمانند، گرایش طبیعت از این قرار است که هر چیزی در صورت توانایی انرژی خود را کم تر می کند: این قانون طبیعت است.

اما کاهش انرژی فقط نیمی از ماجرای عواملی است که رویدادها از آنها ناشی می شوند. نیمه ی دیگر افزایش آنتروپی است. آنتروپی یعنی بی نظمی، یا اتفاق، یعنی آرایش آشوبناک و بی نظم حوادث و چیزهاست. اتم ها و مولکول ها در هر لحظه ی مشخص، ممکن است یا در آرایشی منظم باشند یا به صورتی نامنظم به هر سو بجهند، یا هر آرایش دیگری را مابین این دو حالت به خود بگیرند، یعنی می توانند مقادیر گوناگونی آنتروپی از کم تا زیاد داشته باشند. هرگاه همه عوامل دیگر(یعنی انرژی) مساوی باشند، گرایش طبیعت از این قرار است که همه چیز میل دارد هر چه بی نظم تر شود-یعنی، هر چیزی در صورت توانایی آنتروپی اش را افزایش می دهد؛ به بیان دیگر، مادامی که افزایشی بیشتر از آن که جبران شود در آنتروپی پیش بیاید افزایشی غیر طبیعی در انرژی می تواند رخ دهد.

پس این پرسش که آیا یک رخداد می تواند خود به خود در طبیعت روی دهد یا خیر- بدون هیچ دخالتی از خارج- صرفا برمیگردد به مسئله ی توازن بین قوانین انرژی و آنتروپی. درمورد آبشار؟ این اتفاق(فروریختن آب) به این علت می افتد که افت پردامنه ای درانرژی(گرانشی) پیش می آید، عملا هیچ اختلاف انرژی بین مولکول های آب در بالاترین نقطه و پایین ترین نقطه ی آبشار وجود ندارند. یک فرایند انتقال انرژی رخ می دهند. درباره شکر در قهوه موضوع از چه قرار است؟ شکر عمدتا به این علت حل می شود که افزایش آنتروپی بسیار زیادی اتفاق می افتد؛ مولکول های شناور شکر در قهوه بسیار بی نظم تر از وقتی اند که به صورت بلورهای دانه ی شکر به هم پیوند خورده بودند. در این میان ،عملا اختلاف انرژی بین شکر جامد و شکر محلول وجود ندارد. این هم فرایند انتقال انتروپی است.

ماجرای سوختن چوب کبریت چیست؟ آشکار است که افزایش زیادی در انرژی می افتد که یک انتقال ناگهانی انرژی است. انرژی شیمیایی ذخیره شده در سرچوب کبریت به صورت یک جهش یا انفجار گرمایی رها می شود و نور می تاباند. اما افزایش عظیمی در آنتروپی هم اتفاق می افتد، زبانه کشیدن شعله، دود و گازها خیلی بی نظم تر از گوگرد فشرده ی چوب کبریت است. از این رو که هم با انرژی و هم با انتروپی به راه می افتد و برانگیخته می شود. چه می شود اگر فرایندی پیش بیاید که یکی از این کمیت ها یعنی انرژی یا آنتروپی راه اشتباهی را طی کنند؟ اگر کمیت دیگر باقدرت کافی راه درست را پیماید که بر ان که در راه خطا پیش می رود غلبه یابد، باز هم این فرایند می تواند اتفاق افتد. یعنی انرژی تاوقتی می تواند افزایش یابد که افزایش آنتروپی چندان شود که آن توازن را برهم بزند، و آنتروپی می تواند تا وقتی کاهش یابد که انرژی تا حد زیادی که توازن را برهم بزند، افزایش یابد.

کاری که ویلیارد گیبس کرد این بود که برای این تعادل و توازن انرژی-آنتروپی معادله ای را تدوین کرد. اگر معادله گیبس نشان دهد که پس از برهم کنش هرگونه تغییرات آنتروپی خطایی هنوز هم مقداری انرژی باقی مانده است، آن انرژی می تواند برای راه انداختن رویدادهایی مصرف شود و فرایند مورد نظر خود به خود اتفاق خواهد افتاد. از سوی دیگر، اگر مقدار انرژی قابل دسترس برای بر هم کنش و تغییرات آنتروپی خطا ناکافی باشد، فرایند رخ نمی دهد و نمی تواند رخ دهد مگر این که مقداری انرژی اضافی از خارج کسب کند. در این صورت با اضافه کردن انرژی کافی همواره می توانیم بر این قانون آنتروپی طبیعت غلبه کنیم که بنا بر آن همه چیز به سوی بی نظمی میل و گرایش دارد. اگر انرژی کافی داشته باشیم می توانیم جهان آشوبناک را به نظم در آوریم.

درباره تپ اخترها چه می دانیم

zimg_001_2707

نخستین تپ اختر در سال ۱۹۶۷، به وسیله گروهی از اخترشناسان دانشگاه کمبریج و توسط جوسلین بل، کشف شد. این کشف برای دانشمندان روشن ساخت هنگام رمبش یک ستاره ی پرجرم ، چه بر سر ستاره می آید.

ستاره شناسان، تپ اخترها را با ضربان های رادیویی ای که در فواصل زمانی یکسان از آنها تابش می شود تشخیص می دهند. تشکیل یک تپ اختر، با تشکیل یک ستاره نوترونی بسیار مشابه است. وقتی که یک ستاره با جرم ۴ تا ۸ برابر جرم خورشید ما، در جریان یک انفجار ابرنواختری می میرد، لایه های فوقانی خود را به فضا می فرستد و هسته داخلی ستاره زیر فشار گرانشی خود فرو می ریزد. نیروی گرانش آنچنان قوی است که بر نیروی نگه دارنده اتم های سازنده هسته ستاره غلبه کرده و با فشرده شدن بیش از حد اتم و در نتیجه برخورد الکترون ها و پروتون های آن به یکدیگر، نوترون تشکیل می شود. نیروی گرانش بر سطح یک ستاره نوترونی، در حدود ۱۱^۱۰×۲ برابر نیروی گرانش بر سطح زمین است.

تپ اخترها، در واقع ستاره های نوترونی چرخان هستند. آنها انرژی را از قطب های مغناطیسی اشان به بیرون ساتع می کنند؛ اما به دلیل این که محور چرخشی و محور مغناطیسی آنها بر هم منطبق نیست و نیز به دلیل چرخش فوق العاده سریع آنها، ما این تابش مغناطیسی را بصورت ضربان هایی با فواصل زمانی یکسان می بینیم؛ چیزی مثل یک فانوس دریایی. البته شرط سوم برای مشاهده یک پالسار این است که زمین در راستای یکی از قطب های آن قرار بگیرد تا تابش ها را دریافت کند.

تاریخچه کشف تپ اختر

نخستین تپ اختر در سال ۱۹۶۷، به وسیله گروهی از اخترشناسان دانشگاه کمبریج و توسط جوسلین بل، کشف شد. این کشف برای دانشمندان روشن ساخت هنگام رمبش یک ستاره ی پرجرم ، چه بر سر ستاره می آید. اخترشناسان کمبریج ، در حال به کار انداختن یک تلسکوپ رادیویی بسیار مهم در انگلستان بودند. آنها آخرین آزماشها را بر روی دستگاه انجام می دادند که شامل نقشه برداری از تمام منابع پارازیت های محلی بود که امکان داشت با تداخل در سیگنالهای کیهانی، سبب اشتباه در اندازه گیری ها شوند. گیرنده های رادیویی آنها چنان حساس بود که می توانست گستره متنوعی از تداخل های محلی را آشکار کند، از خطوط انتقال نیرو گرفته تا اتومبیل های در حال رفت و آمد در جاده های نزدیک و همچنین منابع دیگر. در پایان آزمایشها، آنها منبعی یافتند که نتوانستند هویت آن را تعیین کنند، این منبع تپ هایی گسیل می کرد که در اندکی پیش از یک ثانیه تکرار می شدند، در حالی خود تنها دوام بسیار کوتاهی داشتند.

تعیین هویت

جاسلین بل از دانشگاه کمبریج، این منبع را آنقدر مطالعه کرد که دریافت منبع به طور منظم در هر ۲۳ ساعت و ۵۶ دقیقه تکرار می شود. این امر، برای اخترشناسان به این معنی بود که منبع می باید یک منبع کیهانی باشد، چرا که تکرار آن دقیقا منطبق با دوره چرخش زمین نسبت به ستارگان دوردست بود. تا آن زمان، هیچ منبع رادیویی در فضا کشف نشده بود که بدین گونه تپش داشته باشد. مطالعات مکرر نشان می داد که تپ های تابش در حدود سی هزارم ثانیه طول می کشند و دوره تناوب میان تپ ها فوق العاده منظم و دقیقا ۲۷۵ ،۳۷۲ ،۱٫۳ ثانیه است.

تپ اختر خرچنگ

تقریبا به مدت دو سال، تپ اخترها را تنها با اخترشناسی رادیویی می شد مطالعه کرد، زیرا به رغم تلاشهایی که در این مدت برای آشکارسازی اپتیکی این اجرام صورت گرفته بود، نتیجه مثبتی از این طریق به دست نیامده بود . در سال ۱۹۶۸ اخترشناسان رصدخانه ملی اخترشناسی رادیویی در ویرجینیای غربی، تپ اختری کشف کردند که به نظر می رسید در راستای سحابی خرچنگ است. سه ماه بعد، سه اخترشناس در رصدخانه استوارد دانشگاه آریزونا به طور اپتیکی کشف کردند که یکی از ستارگان نزدیک به مرکز سحابی خرچنگ را می توان با این تپ اختر یکی دانست، زیرا این ستاره نیز با همان دوره و به همان طریق تپهای رادیویی، به طور اپتیکی می تپیدند. آنها با به کار گرفتن روش استروبوسکوپی نشان دادند که ستاره ی اپتیکی پدیدار و ناپدید می شود و با دوره تناوب ۰٫۰۳ ثانیه چشمک می زند. اهمیت کشف تپ اختر در سحابی خرچنگ از آن روست که خود سحابی به منزله بازمانده یک ابرنواختر شناخته شده است و از این رو تپ اختر را می توان به عنوان بازماده ستاره ای دانست که سبب انفجار ابرنواختری شده است.

اکنو ، اعتقاد دانشمندان بر این است که احتمالا همه تپ اخترها، مغز رمبیده ستاره هایی هستند که به صورت ابرنواختر منفجر شده اند. تپ اختر سحابی خرچنگ یکی از جوانترین تپ اخترهاست، واقعیتی که نه تنها از روی سن خود سحابی استنباط می شود، بلکه آهنگ افزایش دوره تناوب تپ اختر نیز گواه آن است . اندازه گیریها نشان می دهند که آهنگ کند شدن تقریبا ۳۶ میلیونیم ثانیه در هر روز است، اما گاه تغییرات ناگهانی در آن دیده می شود. این تغییرات ناگهانی به منزله رویدادهایی شبیه به زلزله در ستاره تعبیر می شوند.

در این عکس 200000 کهکشان دیده می شود

این تصویر که به طرز عجیبی کلکسیونی از کهکشان ها را در یک محل نشان می دهد از ترکیب بیش از ۶ هزار تصویر جدا و مجموعاً ۵۵ ساعت تصویر برداری به وسیله تلسکوپ فضایی ویستا (VISTA) متعلق به رصدخانه جنوبی اروپا (ESO) به دست آمده است

این منظره که بخشی از ژرفای آسمان را نشان می دهد، بیش از ۲۰۰ هزار کهکشان را نشان می دهد، دانشمندان می گویند این عمیق ترین و پهناورترین عکسی است که تاکنون در طیف مادون قرمز گرفته شده است.

zimg_001_2710

در این تصویر بیش از ۲۰۰ هزار کهکشان را در یک قاب مشاهده می کنید.

این تصویر که به طرز عجیبی کلکسیونی از کهکشان ها را در یک محل نشان می دهد از ترکیب بیش از ۶ هزار تصویر جدا و مجموعاً ۵۵ ساعت تصویر برداری به وسیله تلسکوپ فضایی ویستا (VISTA) متعلق به رصدخانه جنوبی اروپا (ESO) به دست آمده است. ناحیه نشان داده شده در صورت فلکی سکستان (السدس) قرار دارد و حدود ۲۰۰,۰۰۰ کهکشان در آن تشخیص داده شده است.

zimg_002_2711

این عکس عمیق ترین و پهناورترین تصویری است که تاکنون در طیف مادون قرمز از آسمان گرفته شده است.

برای مقایسه بد نیست بدانید که تلسکوپ معروف هابل تنها توانسته ۱۰,۰۰۰ کهکشان را در میدان دید فرا ژرف خود جای دهد. این تلسکوپ که برای مطالعات نجومی از عمیق ترین مکان ها در آسمان برای تحقیقات در مورد نحوه پیدایش و آغاز کهکشان ها و ستاره ها بکار برده می شود تا کنون تصاویر عجیب و جالبی را شکار کرده است. ابعاد آن ۱۰۸۲۴*۱۷۱۲۱ پیکسل است که حجم آن را به بیش از ۲۵۰ مگابایت می رساند، می توانید از سایت رصدخانه جنوبی اروپا این عکس را دریافت کنید.

سیاهچاله ها چطور تبخیر می شوند

zimg_001_2718

توضیحات مترجم: بنا به نظریه ی تابش هاوکینگ یک سیاهچاله می تواند به علت تبخیر کوانتومی کوچکتر و کوچکتر شده و در نهایت از بین برود، تابش هاوکینگ جزء معدود ایده های پیشنهاد شده درباره ی مرگ سیاهچاله ها است

به گزارش بیگ بنگ، نظریه ی کوانتومی پیشنهاد می کند که ذرات مجازی در جهان هستی تمام مدت وجود دارند. بنابراین زمانی که یک ماده به پادماده اش نزدیک می شود با هم ترکیب می شوند و از بین می روند. هنگامی که این اتفاق در نزدیکی افق رویداد سیاهچاله می افتد، اتفاقات عجیبی رخ می دهد، به جای آنکه دو ذره موجود با برخورد به هم، یکدیگر را نابود کنند، ذراتی می توانند به سیاه چاله سقوط کنند، و ذرات دیگر به فضا پرتاب می شوند. بر طبق این نظریه در طول یک دوره ی زمانی گسترده، فرار ذرات باعث می شود که سیاهچاله تبخیر شود.

صبر کنید، اگر این ذرات مجازی به درون سیاهچاله ها سقوط می کنند، نباید بزرگ و پرجرم شوند؟ چه چیزی سبب می شود تا تبخیر شوند؟ از نگاه ناظر بیرونی که به افق رویداد سیاهچاله می نگرد، به نظر می رسد درخششی از تابش در سیاهچاله وجود دارد. اگر سیاهچاله تابش نمی کرد قانون ترمودینامیک را نقض می کرد که در آن انرژی نه می تواند به وجود بیایید و نه از بین برود، در حالی که سیاهچاله از خود تابش ساطع می کند و نیاز دارد تا اندکی از جرم خود را از دست دهد.

جرم بیشتر باعث ِ درجه حرارت کمتر می شود در حالی که دمای آن هنوز صفر نیست. از حالا تا آینده، درجه حرارت بزرگترین سیاهچاله، سردتر از درجه حرارت تابش پس زمینه ی کیهانی(CMB) است. تابش پس زمینه ی کیهانی درون سیاهچاله سقوط خواهد کرد و جرم آن را افزایش می دهد، سپس به آرامی سیاهچاله، اشعه ی گرمی از خود ساطع می کند و جرم را بصورت انرژی به فضا پرتاب می کند. میزان این تابش بستگی به جرم سیاهچاله دارد، برای مثال ممکن است تبخیر کامل یک سیاهچاله ۶۷^۱۰ سال طول بکشد؛ برای سیاهچاله های مرکز کهکشان راه شیری نیز به نظر می رسد ۱۰۰^۱۰ سال طول بکشد.

این عدد بسیار بزرگ است، اما هنوز کمتر از بی نهایت است. حتی سیاهچاله ها که طولانی ترین عمر را در میان اجرام کیهانی دارند نیز در نهایت به انرژی تبدیل خواهند شد. شتاب دهنده بزرگ هادرونی ممکن است قادر به تولید یک سیاهچاله میکروسکوپی در کثری از ثانیه و ناپدید کردن آن با یک انفجار از تابش هاوکینگ باشد. اگر محققان آن را پیدا کنند، هاوکینگ خوش اقبال ترین فیزیکدان جهان می شود. هیچ چیز ابدی نیست، حتی سیاهچاله، بعد از طولانی ترین زمان مطمئن باشید که سیاهچاله ها تبخیر می شوند و تنها راه نشستن و نظاره کردن آنهاست و شاید هم این تنها راه نباشد. شما هم نظر علمی تان را پیرامون این اجرام شگفت انگیز کیهانی بیان نمایید؟

توضیحات مترجم: بنا به نظریه ی تابش هاوکینگ یک سیاهچاله می تواند به علت تبخیر کوانتومی کوچکتر و کوچکتر شده و در نهایت از بین برود، تابش هاوکینگ جزء معدود ایده های پیشنهاد شده درباره ی مرگ سیاهچاله ها است که توسط استیون هاوکینگ بزرگترین فیزیکدان زنده جهان پیشنهاد شده است و در صورتی که در زمان حیات یا پس از مرگ هاوکینگ اثبات شود، استیون هاوکینگ موفق به دریافت جایزه نوبل فیزیک خواهد شد، اما بعلت اینکه هنوز اثبات نشده، بعنوان یک فرضیه باقی مانده است. استیون هاوکینگ با استفاده از فرمول معروف اینشتین، E=MC2 این ایده را پیشنهاد می کند که هنگامی که انرژی سیاهچاله کمتر می شود، در نتیجه به تبع جرم آن نیز کمتر و کمتر می شود و در نهایت از بین می رود.

فاصله اجرام کیهانی چطور تعیین می شوند

zimg_001_693756main_pia15818_full

اخیرا سر و صدای زیادی در خصوص این کشف انجام شده است که روش ابرنواختری بطور کامل با روشنایی مشاهد شده سازگار نیست و دو مقدار متفاوت را بدست می دهد. یکی از آنها در طول موجهای مایل به قرمز مقداری روشن تر می باشد

کیهان شناسی در طول دهه های گذشته اطلاعات خود در خصوص کیهان را افزایش داده اند. در گذشته زمانی بود که فاصله اجرام به خوبی شناخته شده نبود یا طول عمر کیهان حدودا چند میلیارد سال تخمین زده می شد، دلیلش این بود که اندازه گیری های کیهانی و پارامترهای هابل به درستی شناخته نشده بودند. امروزه ما می توانیم بگوییم که عمر کیهان حدودا ۱۳٫۸ میلیارد سال می باشد و از روش هایی فاصله ی اجرام را نیز تعیین کنیم، اما این سطح از دقت به سادگی و بدون جنجال به دست نیامده است.

ابعاد کیهانی از طریق شیوه هایی که در فواصل مفیدشان با یکدیگر هم پوشانی دارند اندازه گیری می شوند که به عنوان نردبان فاصله کیهانی شناخته می شود. سه روش اصلی به این ترتیب هستند: ۱- روش پارالاکس(Parallax) برای ستاره های نزدیک ۲- روش ستارگان متغیر قیقاووسی(Cepheid variable stars) برای خوشه های کروی و کهکشان های نزدیک۳- روش ابرنواختر Ia برای کهکشان های دور.

دو روش آخر با عنوان شمع های استاندارد شناخته می شوند، زیرا ما میتوانیم بصورت غیر مستقیم مقدار واقعی روشنایی اجرام را تعیین و سپس توسط مقایسه آن با روشنایی مشاهده شده و فاصله آنها را تخمین بزنیم. پاشنه آشیل شمع های استاندارد این است که اگر روشنایی واقعی فرض شده اشتباه باشد، اندازه گیری فاصله نیز اشتباه خواهد بود.

اخیرا سر و صدای زیادی در خصوص این کشف انجام شده است که روش ابرنواختری بطور کامل با روشنایی مشاهد شده سازگار نیست و دو مقدار متفاوت را بدست می دهد. یکی از آنها در طول موجهای مایل به قرمز مقداری روشن تر می باشد و دیگری در طول موج های مایل به آبی مقداری روشن تر می باشد. ما بطور کلی از یک روش منفرد برای تعیین مقدار روشنایی مطلق استفاده کرده ایم و این دو متغیر دو پاسخ مختلف را نتیجه می دهند. این موضوع باعث این حدس و گمان شده که شاید انرژی تاریک و انبساط رو به افزایش کیهان در واقع نیاز به بازنگری دارد. اگر ابرنواخترهای دورتر کم نورتر از چیزی که ما گمان می کردیم باشند، احتمال دارد که انرژی تاریک وجود نداشته باشد.

در حالیکه ما از ابرنواخترها جهت تعیین وجود انرژی تاریک استفاده می کنیم، روش های دیگری نیز از جمله روش کهکشان های خوشه ای بسیار بزرگ و روش نوسانات در پس زمینه کیهانی نیز جهت اندازی گیری وجود دارند. این کشف جدید ممکن است این معنی را بدهد که مقدار انرژی تاریک کمتر از چیزی بوده که ما فکر می کردیم اما مقدار انرژی تاریک ثابت خواهد ماند زیرا ما شواهد و روش های محکمی جهت تایید آن داریم. اندازه گیری های ما اکنون بسیار پیچیده هستند و ما فقط نکات ظریفی را جهت بهتر شدنش به آن اضافه می کنیم.

این اتفاق قبلا نیز افتاده است. در روزهای نحستین کیهان شناسی مدرن، تمرکز اصلی بر روی روش ستارگان متغیر قیقاووسی بود. بعد از استفاده از آن جهت اثبات اینکه کهکشان ما در کیهان تنها نیست، این روش جهت تعیین فاصله کهکشان هایی که میلیون ها سال نوری از ما فاصله دارند استفاده می شدند. همین روش ستارگان متغیر قیقاووسی بود که به ادوین هابل اجازه داد برای اولین بار نشان دهد که کیهان در حال انبساط می باشد.

اما وقتی که ما ستارگان متغیر قیقاووسی بیشتری را مشاهده کردیم، مشخص شده که آنها دو مقدار متفاوت را نشان میدهند. وقتی این موضوع فهمیده شد تخمین عمر کیهان از چند میلیارد سال به ۱۰ الی ۲۰ میلیارد سال تغییر پیدا کرد. چیزی که به عنوان مشکل شروع شد به اندازی گیری های بهتر عمر کیهان یعنی ۱۳٫۸۲ میلیارد سال منتهی گردید. و نشان دهنده این بود که انرژی تاریک یک ایده سحر آمیز نبوده که ما برای مدل هایمان درست کرده باشیم. مدل ما در حال حاضر به قدری خوب است که می توانیم خطاهای نا محسوس را پیدا کرده و آنها را اصلاح کنیم.

چطور یک تلسکوپ خوب و مناسب بخریم

telescopes

مهم ترین مشخصه ی هر تلسکوپ قطر روزنه لنز آن یا همان aperture یعنی قطر لنز و یا آینه ی جذب کننده نور آن است که عموما آن را objective خطاب می کنند. بر روی متمرکز کننده و یا جلو لوله آن و یا بر روی جعبه به دنبال مشخصات تلسکوپ بگردید

هنگامی که برای اولین بار می خواهید یک تلسکوپ بخرید هیجان زیادی برایتان دارد. اما اگر تنها چند موضوع اساسی بسیار ساده که در این مقاله برایتان تشریح می شود را بدانید می توانید تلسکوپی مناسب با علایق نجومی، سبک زندگی و صد البته بودجه مالی تان خریداری کنید.

تلسکوپ هدیه ای بسیار معروف است، مخصوصا هنگام تعطیلات. این وسیله دریچه ای به جهان است و می تواند یک عمر لذت به همراه داشته باشد.

اما چیزی به نام “تلسکوپ” کامل وجود ندارد درست مثل اینکه خودروی کاملی وجود ندارد. در عوض می بایست بر اساس اینکه دوست دارید چه چیزی را رصد کنید، سبک زندگی و بودجه تان تلسکوپ مد نظر تان را انتخاب کنید. بسیاری از تلسکوپ های خوب برای آماتور ها قیمتی نزدیک ۴۰۰ دلار و یا بیشتر دارند اما مورد های بسیار خوبی با قیمت زیر ۲۵۰ دلار نیز یافت می شوند.

در این آموزش ما قصد داریم شما را با مدل های تلسکوپ کنونی آشنا کنیم. اگر با چند مسئله اساسی آشنا باشید به راحتی می توانید هنگام گشت و گذار در بازار تلسکوپی که مد نظر دارید را خریداری کنید.

تلسکوپ مد نظر شما دو بخش مهم و اصلی دارد: اپتیک های با کیفیت و پایه ای مستحکم و نرم. بقیه چیز ها همگی برابر اند، دوربین های بزرگتر در تلسکوپ دامنه دید و سهولت کار بهتری نسبت به کوچکتر ها دارند همانطور که در ادامه متوجه خواهید شد. کارایی و آسان بودن حمل نقل را از یاد نبرید، بهترین تلسکوپ آن است که بتوانید از آن به خوبی استفاده کنید.

types-of-telescopes4

روزنه لنز: مهم ترین مشخصه هر تلسکوپ

مهم ترین مشخصه ی هر تلسکوپ قطر روزنه لنز آن یا همان aperture یعنی قطر لنز و یا آینه ی جذب کننده نور آن است که عموما آن را objective خطاب می کنند. بر روی متمرکز کننده و یا جلو لوله آن و یا بر روی جعبه به دنبال مشخصات تلسکوپ بگردید. قطر روزنه (D) به میلیمتر و به ندرت به اینچ نشان داده می شود (۱ اینچ معادل ۲۵٫۴ میلیمتر است). به عنوان یک قانون عمومی باید بدانید که تلسکوپ شما باید حد اقل روزنه ای به قطر ۲٫۸ اینچ (۷۰ میلیمتر) و ترجیها بیشتر داشته باشد.

روزنه وسیع تر امکان دیدن اشیائ کم نور تر و جزییات دقیق تری نسبت به روزنه های کوچک تر فراهم می کنند. اما یک تلسکوپ کوچک خوب هم می تواند چیز های بسیاری را به شما نشان دهد مخصوصا اگر به دور از نور شهری زندکی می کنید. به عنوان مثال، در مکانی نسبتا تاریک می توانید با تلسکوپی با روزنه ۳٫۱ اینچی (۸۰ میلیمتری) کهکشان هایی در ورای کهکشان شیری را رصد کنید. اما اگر می خواهید همان کهکشان ها را با جزیات بیشتری ببینید احتمالا به تلسکوپی با روزنه ۶ یا ۸ اینچی مانند تصویر سمت راست نیاز خواهید داشت. صرف نظر از نور پیرامون رصد کردن با تلسکوپی که روزنه وسیع تری دارد بسیار بهتر و جذاب تر از دیدن همان چیز با تلسکوپی کوچکتر خواهد بود.

از تلسکوپ هایی که با میزان بزرگنمایی شان تبلیغ و به فروش می رسند دوری کنید مخصوصا آن دسته که قدرت بزرگنمایی غیر محتمل ۶۰۰ برابری دارند. برای بیشتر فعالیت های نجومی حداکثر بزرگنمایی مفید یک تلسکوپ ۵۰ برابر میزان قطر روزنه اش در اینچ است ( و یا دو برابر در میلیمتر) .اگر می خواهید در بزرگنمایی ۶۰۰ برابر تصویر خوبی داشته باشید به لنزی با روزنه ۱۲ اینچی نیاز خواهید داشت. حتی در این صورت هم باید منتظر تاریکی شب بمانید تا شرایط رصد کردن کاملا مناسب باشد.

types-of-telescopes

انواع مختلف تلسکوپ

سه نوع اصلی تلسکوپ وجود دارد:

عدسی نور شکن: در جلو لوله یک لنز دارند. این مدل تلسکوپ مدلیست که قطعا همه شما با آن آشنایی دارید. در حالی نگه داری از این مدل ها عموما ارزان است ولی با افزایش سایز روزنه قیمت شان به شدت بالا می رود. از میان تلسکوپ های عدسی نور شکن مدل aprochromat کیفیت اپتیکال بسیار بهتری (و قیمت بالاتری) نسبت به دیگر achromat ها عرضه می کند.

بازتابنده: این نوع تلسکوپ ها نور را در آینه ای در انتهای لوله ی اصلی متمرکز می کنند. در بازه ای از سایز روزنه این نوع تلسکوپ ها ارزان ترین در بازار هستند اما باید هر از گاهی جایگیری و تنظیم اپتیک ها را دست کاری کنید مخصوصا اگر زیاد تلسکوپ را جا به جا می کنید اما تنظیم آن کاری نسبتا ساده و سر راست است.

ترکیبی: (یا catadioptric) تلسکوپ های این چنینی که ترکیبی از آینه و لنز دارند لوله های جمع و جور و کم وزن دارند. دو طراحی معروف از این تلسکوپ ها Schmidt-Cassegrains و Maksutov-Cassegrains هستند.

طول کانونی (F یا FL) objective یا هدف کلید فهمیدن میزان بزرگنمایی تلسکوپ است. این هم تنها همان فاصله کانونی هدف با چشمی تلسکوپ که در اول لوله قرار گرفته است می باشد. به عنوان مثال، اگر تلسکوپی فاصله کانونی ۵۰۰ میلیمتری و چشمی ۲۵ میلیمتری داشته باشد پس بزرگنمایی آن ۲۵/۵۰۰ یا ۲۰ برابر می باشد. بیشتر انواع تلسکوپ ها چندین چشمی جدا دارند و می توانید میزان بزرگنمایی را با تعویض چشمی های دارای فاصله کانونی مختلف تغییر دهید.

types-of-telescopes3

پایه: یکی از اجزای تلسکوپ که کمترین توجه به آن می شود

تلسکوپ به یک پایه مناسب برای ثابت ماندن نیاز دارد. اغلب تلسکوپ ها در بسته ای که عرضه می شوند دارای سه پایه هستند اما بسیاری از تلسکوپ های کوچکتر تنها یک پایه اتصال دارند تا بتوان آن ها را تنها با یک پیچ به سه پایه های عکاسی متصل کرد. (به خاطر داشته باشید که پایه ای که با آن تصاویر خانوادگی میگیرید ممکن است برای ثابت نگه داشتن تلسکوپ مناسب نباشد). پایه های مخصوص تلسکوپ دیگر اتصال های تک پیچی آسان ندارند اما در عوض مستحکم تر و مقاوم تر هستند.

در برخی از پایه ها تلسکوپ به جهات چپ، راست، بالا و پایین می چرخد درست مانند سه پایه عکاسی ، این پایه ها را به اختصار altitude-azimuth یا (alt-az) می نامند. برخی از تلسکوپ های بازتابنده با پلتفورمی چوبی ساده و زیبا عرضه می شوند که dobsonian نام دارند. این پایه از انواع alt-az می باشد. مکانیزم جدید تری که برای دنبال کردن حرکات ستاره ها بر روی یک محور طراحی شده است پایه استوایی یا equatorial نام دارد. این نوع پایه ها معمولا بزرگ تر و سنگین تر از alt-az هستند. برای اینکه بتوانید به درستی از این پایه استفاده کنید باید آن را به سمت ستاره قطبی شمالی تنظیم کنید.

types-of-telescopes2

برخی از تلسکوپ ها موتور های کوچکی برای چرخیدن دارند که این کار را می توان با فشردن یک کلید بر روی کنترل انجام داد. در مدل های پیشرفته تر از این مدل ها که عموما تلسکوپ های “Go To” نام دارند یک کامپیوتر بسیار ریز درون کنترل قرار دارد. هنگامی که تاریخ و زمان درست و موقعیت جغرافیایی تان را وارد کردید (مدل های جدید حتی به این هم نیازی ندارند) تلسکوپ به صورت خودکار اشیائ نجومی را ردیابی و رصد می کند.در برخی از این نوع تلسکوپ ها به شما اجازه انجام یک تور راهنما داده می شود که در آن بهترین نمایش از اشیائ فضایی به همراه نوشته های دیجیتالی از اطلاعات کنونی در خصوص آن اشیاء به شما نشان داده خواهد شد.

اما تلسکوپ های Go To برای همه مناسب نیستند. فرآیند راه اندازی شان برای افرادی که از آن سر در نمی آورند و نمی دانند که باید بر اساس کدام ستاره ها تلسکوپ را تنظیم کنند بسیار گیج کننده است. و تلسکوپ های Go To ارزان روزنه های کوچک تری نسبت به مدل های معمولی و ابتدایی تر با قیمت برابر دارند.

به خاطر داشته باشید

تقریبا هر تلسکوپی که می خرید می تواند بینش شما نسبت به جهان لذت بخش نجومی را بیشتر کند. با کمی دقت در انتخاب درست تلسکوپ مورد نظر تان می توانید برای مدتی طولانی از گشت و گذار در آسمان ها لذت ببرید.

آیا تاکنون برایتان پیش آمده که بخواهید یک تلسکوپ خریداری کنید یا اینکه بخواهید به کسی برای خرید تلکسوپ مشورت بدهید؟ تجربیات واقعی خود را در این باره با ما در میان بگذارید و در ادامه این مطلب ارزشمند را روی شبکه های اجتماعی منتشر کنید.

نکاتی درباره کهکشان آندرومدا

کهکشان آندرومدا یکی از جمله کهکشانی است که بسیار پیچده و مرموز است اما ما برای شما نکاتی درباره ی کهکشان آندرومدا نیز قرار داده ایم.این جمله که بخشی از گزارش جدید ناسا درباره اندرومداست بیان می کند که اولین کسی که توانسته نزدیک ترین کهکشان مارپیچی به راه شیری را بررسی و رصد نماید

یک ایرانی ملقب به عبدالرحمن صوفی بوده است. از آن پس این کهکشان به دفعات بسیاری مورد بررسی قرار گرفت است و دلیل این موضوع نیز شباهت بیش از حد آن به کهکشان راه شیری است. به دلیل وجود پدیده ای به نام غبار ستاره ای ما به طور کامل قادر به رصد نمودن کهکشان راه شیری نیستیم از این رو با بررسی آندرومدا می توانیم

به جواب برخی از سوالات خود دست یابیم.برخی از ویژگی هایی که به سبب این رصدها رویت شده اند عبارتند از : ساختار مارپیچی، خوشه های کروی و باز ستاره ای، ماده میان ستاره ای، سحابی های سیاره نما، بقایای انفجارهای ابرنواختری، هسته کهکشان، کهکشان های همراه و بسیاری دیگر.نخستین شرح از آندرومدا،

که آن را به عنوان ابری از گاز معرفی کرده، در کتاب صورالکواکب، نوشته اخترشناس ایرانی، عبدالرحمن صوفی، در سال ۹۶۴ میلادی آمده است.پس از آن و در سال ۱۶۲۱ میلادی یک اختر شناس دیگر به نام سیمون ماریوس ‏این کهکشان را به صورتی تلسکوپی رصد نمود و پس از آن نیز سیمون ماریوس ‏ بی خبر از رصد های پیشین صوفی و ماریوس این کهکشان را در فهرست بزرگ سحابی هایش با نام ‏ ‏M‏۳۱ جای داد.سال ها به غلط تصور می شد

که (( سحابی بزرگ آندرومدا)) یکی از نزدیکترین سحابی ها به کهکشان راه شیری است. البته، اخترشناس شهیر انگلیسی، سر ویلیام هرشل،( کاشف سیاره اورانوس)، نخستین بار به درستی آندرومدا را نزدیکترین ((جهان جزیره ای))، همچون راه شیری، لقب داد. اما به اشتباه تخمین زد که فاصله آندرومدا

(( نباید بیش از ۲۰۰۰ برابر فاصله ستاره شباهنگ (۱۷۰۰ سال نوری) باشد))؛ و قطرش را ۸۵۰ برابر فاصله شباهنگ و ضخامتش را ۱۵۵ برابر این فاصله تخمین زد. این ابعاد بسیار بیشتر از ابعاد واقعی اند، البته دلیل این موضوع امروز واضح است و ما می دانیم که هرشل به دلیل تخمین غلط فاصله ای نتوانسته است

ابعاد صحیحی از این سحابی ارائه دهد.اما حالا با پیشرفت تکنولوژی می توان به طور دقیق بیان نمود که فاصله آندرومدا از ما حدود ۹/۲ میلیون سال نوری، قطرش حدود ۲۰۰ هزار سال نوری و ضخامتش برابر ۱۰۰۰ سال نوری است.در سال ۱۹۱۲، وی.ام.سلیفر، از رصد خانه لاول، سرعت شعاعی ((سحابی))

آندرومدا را اندازه گرفت و متوجه شد که این سرعت برابر ۲۶۶ کیلومتر بر ثانیه است و این سحابی با سرعت مورد ذکر در حال نزدیکتر شدن به ماست. این میزان بیشترین سرعتی است که تا به حال برای این سحابی اندازه گیری شده بود. همین، نشانه ای از ماهیت فراکهکشانی آندرومدا بود.

اما ویلیام هاگینس، پیشگام طیف سنجی، بود که متوجه تفاوت طیفی سحابی های گازی و کهکشان ها شد؛ طیف سحابی ها دارای خطوط جذبی و طیف کهکشان ها پیوسته است.در سال ۱۹۲۳ یک اخترشناس دیگر با نام ادوین هابل با بررسی اندرومدا توانست ستاره متغییر قیفاووسی را رصد نماید.

بنا براین هابل توانست فاصله بین کهکشانی و همچنین ماهیت کهکشانی ۳۱M را مشخص نماید. البته نا گفته نماند که این محاسبه با ضریبی در حدود ۲ خطا مواجه بود که تا سال ۱۹۵۳ کشف نشده بود.دو کهکشان راه شیری و آندرومدا وقتی در کنار هم قرار می گیرند و با هم بررسی می شوند به عنوان یک جفت کهکشان مارپیچی فوق العاده هستند

که از با شکوه ترین و خاص ترین مخلوقات پروردگار به حساب می آیند.بسیاری از مارپیچهای این ۲ سحابی جفت هستند و البته نامتقارن! به این معنی که یکی خیلی بزرگ تر از دیگری است و این نکته نیز جالب توجه است که یکی از این دو کهکشان در جهت عقربه های ساعت می چرخد و دیگری در خلاف جهت عقربه های ساعت.

این چرخش نشان دهنده این حقیقت است که آنها تقریبا هم زمان با هم از دو گرداب گاز اولیه بسیار نزدیک هم متولد شده اند؛ نه اینکه به صورت جداگانه شکل گرفته و در مسیرشان اتفاقی به هم برخورده باشند.وجوه اشتراک وشباهت های بسیاری بین این دو کهکشان مشاهده می شود.

به طور مثال هر دو بازوهایی دارند که مملو از غبار است که از نور میلیاردها ستاره تازه متولد شده، از جمله خورشید ما، روشن شده اند. بازوها به صفحه ای متصل می باشند که از میلیاردها ستاره، از انواع گوناگون، تشکیل شده است. در مرکز هردو سحابی یک برجستگی درخشان مشاهده می شود

که شامل یک سیاهچاله ، هاله ای از ستاره های ریز نقش سفید پیر ( بقایای ستاره هایی چون خورشید که اکنون مرده اند) ، و ازدحامی از ستاره های تازه کشف شده ریز نقش قهوه ای (ستاره هایی که قدرت کافی برای ایجاد انفجار های هسته ای را ندارند) است. در اطراف هردو کهکشان دو کهکشان کوچکتر اما مهم،

به اضافه چندین کهکشان کم اهمیت تر ، به صورت قمر در گردش اند. حتی زاویه تمایل صفحه هردو کهکشان نسبت به دیگری یکسان است؛ به گونه ای که ساکنان آندرومدا از راه شیری همان تصویری را مشاهده می کنند که ما از آندرومدا می بینیم.با وجود تمامی این شباهات تلسکوپ هابل به تازگی تصویری از آندرومدا دریافت نموده

که بیانگر ویژگی خاصی است که تا کنون مشابه آن در راه شیری کشف نشده است. این ویژگی مربوط به وجود ۲ هسته در مرکز این سحابی است که به نظر می رسد آندرومدا ، در گذشته، کهکشان کوچکی را، که با آن برخورد کرده جذب نموده (بلعیده) است. این نشانه ای از وقوع برخوردها در نخستین روزهای شکل گیری گروه محلی کهکشان ها می باشد؛

گروه محلی از ۲۱ کهکشان ؛ شامل راه شیری و آندرومدا، تشکیل شده است. شاید هم اصلا چنین شُبهه ای به خاطر وجود ابری از غبار تیره باشد که در میان هسته آندرومدا قرار دارد و باعث شده ما بخشی از آن را نبینیم.۲ کهکشان آندرومدا و راه شیری با سرعتی برابر ۸۰ کیلومتر بر ثانیه در حال نزدیک شدن به یکدیگر هستند

و این به آن معناست که در حدود ۱۲ میلیارد سال دیگر این ۲ کهکشان با یکدیگر برخورد خواهند نمود و یک کهکشان بیضوی را به وجود می آورند. اما نکته ای که بی نهایت جذاب به نظر می رسد تصویر قابل مشاهده در آن زمان از قرارگیری این دو سحابی عظیم در آسمان آنهاست زیرا با نزدیک تر شدن به هم تصویر قابل مشاهده روشن تر و درخشان تر از پیش خواهد بود.

دانستنی هایی درباره بزرگی جهان

همان طور که می دانید جان بسیار بزرگ می باشد اما جهان همین نیست که می بینید جهان ده ها برابر ار آنچه که می بینید هست.ستاره شناسان دانشگاه ناتینگهام سرشماری جدیدی از تعداد کهکشان های جهان انجام دادند و به این نتیجه رسیدند کهیک تفاوت ۲۰ درصدی میان آمار قبلی تعداد کهکشان ها و آمار فعلی آنها وجود دارد،

بر اساس آمار پیشین تعداد تقریبی کهکشان در جهان در حدود ۲۰۰ میلیارد تخمین زده شده بود.برای درک چگونگی انجام این کار توسط دانشمندان، نخست بایست مفهموم “قسمت قابل مشاهده جهان” را فهمید. از آن جایی که سرعت نور ثابت است، ما نمی توانیم تصویر واقعی از وضعیت کنونی کهکشان بدست آوریم.

هنگامی که ما به جلو و جلو تر نگاه می کنیم، ضروریست که به عقب و عقب تر در زمان نیز نگاهی بیاندازیم.در کشف تعداد کهکشان های موجود در بخش قابل مشاهده جهان، محققان ناتینگام نتوانستند بفهمند که هم اکنون چه تعداد کهکشان وجود، آن ها تنها توانستند بفهمند که اگر ابزار های رصد کردن ما به اندازه کافی خوب باشند

ما قادر به دیدن چه تعداد کهکشان هستیم. شاید این حرف بیشتر شبیه یک زنگ خطر به نظر برسد، اما تنها راهیست که می توان جهان عظیم را با آن دید. با این حال، دیدن در پیش زمان مزایای خودش را دارد.آن ها متوجه این موضوع شدند که با گذر زمان کهکشان ها با هم دیگر تشکیل توده می دهند

که در همین حین منجر به کاهش تعداد کهکشان های موجود کنونی می شوند. با عقب بردن این نرخ تشکیل و قیاس کردن آن در ورای چیزی که اکنون می بینیم، محققان به این نتیجه رسیدند که ۹۰ در صدر از کهکشان های موجود یا خیلی کم نور و یا خیلی دور هستند و نمی توانیم با تلسکوپ های امروزی آن ها را رصد کنیم.

این موضوع به آن ها این امکان را داد تا به ندرت تعداد تخمین زده از کهکشان های قابل رویت را افزایش دهند.محققان مقاله کارشان را منتشر کردند. قرار است به زودی این مقاله در ژورنال فیزیک نجومی منتشر شود.این سرشماری جدید از تعداد کهکشان ها پاسخ سوال چند دهه ای مان که پارادوکس اولبر نام دارد را می دهد.

اگر این همه ستاره و کهکشان وجود دارد، چرا ما نمی توانیم همه شان را ببینیم؟ با وجود تعداد بی شماری از ستاره ها و کهکشان های موجود، آسمان شب باید نورانی و درخشنده باشد.طبق گفته ی محققان پاسخ سوال در فاصله بسیار زیاد بین ما و دیگر کهکشان ها نهفته است. به این دلیل که جهان در حال گسترش است،

نوری که به ما می رسد تحت تاثیر پدیده ای به نام “redshift” قرار می گیرد. این پدیده مشابه اثر داپلر است که صدای به گوش رسیده از یک آمبولانس که از کنارمان می گذرد بسامد آن دچار تغییر می شود، به همین صورت اشیای فضایی ای که درست از کنار ما رد می شود، طول موج نور هایی که از خود منتشر می کنند

دچار کشیدگی و دور شدگی می شود. هرچه دور تر از شی باشیم، نور از محدوده دید چشم انسان بیشتر و بیشتر دور می شود و نهایتا حتی تلسکوپ هم قادر به دیدن آن نخواهد بود. علاوه بر این، کهکشان ها و فاصله بین ستاره ای میان شان پر از ریز ذرات خاکی است که نور را به خود جذب و فیلتر می کنند.برخی از این تشعشعات خود را به عنوان نور پس زمینه که انتشار نور کمرنگی است که به نظر منشا به خصوصی ندارد نشان می دهند.

دیگر نور ها قبل از آن که به ما برسند نا پدید می شوند.تلسکوپ جیمز وب که قرار است در سال ۲۰۱۸ به فضا پرتاب شود ممکن است قادر به دیدن برخی از این ستاره ها باشد. تا قبل از آن موقع ما تنها می توانیم آن ها را باور داشته باشیم.به نظر شما جهان با عظمت اطراف ما چقدر بزرگ تر از چیزیست که ما می توانیم آن را با تلسکوپ های امروزی ببینیم؟

منظومه شمسی و تغییراتی که در آن ایجاد شده

منظومه شمسی خیلی پیچده و اسرار آمیز می باشد اما به تازگی شنیده شده است که تغییراتی در منظومه شمسی ایجاد شده است.چندین شی دیده جدید در حومه ی منظومه شمسی یافت شده اند که دال بر این مسئله دارند که چیز های عجیبی در نزدیکی مان در حال کشف شدن است.

در حالی که برخی از دانشمندان بر این عقیده هستند که شئ های فضایی جدید که کشف شده اند مدرکی بر وجود سیاره فرضی نهم (البته این سیاره هنوز کشف نشده است ولی نام SuperEarth بر آن نهاده شده و گمان می رود در حومه منظومه شمسی وجود دارد) هستند اما همه این باور را قبول ندارند.

اعضای جدید منظومه ما شامل یک سیاره یخ زده که طولانی ترین گردش به دور خورشید را داراست و چندین شئ دیگر که در فاصله بسیار دور از خورشید در کنار یکدیگر جمع شده اند.جدید ترین عضو این شئ های یافت شده L91 نام دارد، یک سیاره ی کاملا یخ زده که در مداری از خورشید به فاصله ۱۴۳۰ واحد اخترشناسی (AU)

و یا به عبارتی ۱,۴۳۰ برابر فاصله زمین تا خورشید، گردش می کند که این خود یکی از طولانی ترین دوره های گردش به دور خورشید تا به امروز است. L91 هرگز بیش از ۵۰ AU به خورشید نزدیکتر نمی شود که این رقم از پلوتو هم دور تر است.

متخصص فیزیک نجومی میشل بنیستر در نشست بخش مجمع اخترشناسی آمریکا در خصوص دانش های سیاره ای که در شهر پسدینا کالیفرنیا برگذار شد به دانشمندان اذعان داشت ” محور گردش این سیاره به طور خارق العاده ای در حال تغییر است” خانم بنیستر،

که یک متخصص فیزیک نجومی فارق التحصیل دانشگاه کویین بلفاست است متوجه تغییرات جزیی در مدار این شئ شد که این احتمالا ناشی از نیرو ی جاذبه ی ستاره های در حال حرکت و یا تعامل آن با سیاره فرضی نهم بوده است. طی شبیه سازی های انجام شده توسط دانشمندان احتمال بر این می رود که حرکات این شئ منشا خارج منظومه شمسی دارند،

حال چه از ستاره های دوردست و یا باد های کهکشانی حاصل شده اند.کنستانتین باتیگین، اختر شناسی در انستیتو تکنولوژی کالیفرنیا می گوید ” به نظر من این قضیه غیر محتمل نیست ولی به آن نیازی هم نداریم” او ماه ژانویه سال گذشته وجود سیاره نهم را اعلام کرد

و بر این باور است که حرکت مداری عجیب L91 و دیگر شئ های فضایی تازه کشف شده را می توان توسط سیاره ی فرضی نهم توجیه کرد.بنیستر و تیم اش طی Outer Solar System Origins Survey (بررسی ریشه های خارج از منظومه شمسی) که یک برنامه ۴ ساله با هدف پیدا کردن اشیائ فضای دوردست توسط تلسکوپ کانادایی-فرانسوی و هاوایی است

موفق به کشف L91 شدند. جرم و سایز این سیاره هنوز در هاله ای از ابهام به سر می برد.اتفاقی در حال روی دادن است ال 91 تنها شئ آسمانی نیست. تیم دیگری از اخترشناسان تعدادی شئ یخی دیگر در که ورای نپتون در حرکت هستند را نیز گزارش کردند. تشابه نوع مدار این شئ های فضایی منجر به ایجاد نظریه سیاره نهم شده است.

اسکات شپرد از انستیتو کارنگی علوم واشنگتن می گوید: “اتفاقات زیادی در دوردست های منظومه شمسی در حال روی دادن است” شپرد عضوی از تیمی است که در حال انجام بزرگترین و عمیق ترین بررسی اجزای فرا نپتونی که مدار شان آن ها به دور تر از نپتون می کشد هستند.

یکی از شئ هایی که این تیم موفق به یافتن آن شدند، ۲۰۱۴ FE72 است که یکی از اولین شئ های فضاییست که از درون ابر ،Oort ، پوشش یخی که حول منظومه ما را پوشانده است، بیرون آمده است. این سیارک دارای مداری ۳,۰۰۰ AU است و هم چنین ممکن است تحت تاثیر نیرو ی جاذبه ستاره هایی که در مجاور آن حرکت می کنند قرار بگیرد.

اما همه دانشمندان بر سر اینکه افزایش تعداد مدار های عجیب دال بر وجود سیاره نهم دارد اتفاق نظر ندارند.کاترین ولک می گوید : “ما بخش هایی از فضا را بیشتر و با دقت بیشتر بررسی کرده ایم” ولک، یک دانشمند سیاره شناس در دانشگاه آریزونا است.او به تشابهات مدار ها و نحوه قرارگیری اشیائ فضایی اشاره کرده است

و گفته است که این امر ممکن است به دلیل مکان قرارگیری مشابه شان در فضا باشد.در یک کنفرانس مشابه، باتیگین اعلام کرد که ممکن است سیاره نهم مسئول حرکت عقب رو و یا پس رفتن مدار برخی از سنتوار های منظومه باشد. هنگام گردش به دور سیارات دوردست، سنتوار ها ممکن است در مسیر مدار همزاد های بزرگتر خویش قرار بگیرند.

از این رو ممکن است قرار گیری برخی سیارک ها در مدار سیاره ۹ منجر به تغییر مدار آن ها شده باشد، همانطور که الیزابت بیلی، فارغ التحصیل دانشگاه کالتک و یکی از همکاران باتیگین بر آن اذعان داشت.اما همچنان ولک باور دارد که تحقیقات کنونی مدرکی بر وجود سیاره نهم نیستند حتی با اینکه نتایج موجود بسیار منطقی به نظر می رسند.

او گفته است که ” این اشیاء همگی باهم متفاوت و در نوع خود عجیب اند، هیچ مدرکی به اندازه کافی مرا قانع نمی کند که با واقع یک سیاره دیگر در فضا وجود دارد، اما حقیقت این است که اتفاقات چندی در حال روی دادن است که این احتمال می دهند که در منظومه ما خبر هایی است!”