اکلیل شمالی «صورت فلکی»

 

اکلیل شمالی (CrB) فکه ، تاج شمالی - افسر شمالی

مقدمه

اکلیل شمالی از جمله صورتهای فلکی کوچک می‌باشد که به لحاظ شکل زیبایش یاد آور تاج است. این دایره نیمه تمام از ستارگان قدر سوم و چهارم ، توسط بسیاری از فرهنگها در سراسر جهان ، شناسایی شده است. در اساطیر کلاسیک به عنوان تاج آریادن دختر پادشاه کرت است. در بین بومیان آمریکایی قبیله شاونی ، آن را دایره رقص ستارگان باکره می‌دانستند. زمان رسیدن به نصف النهار 9تیر و مساحت آن 179 درجه م مرع میمباشد.

ستاره‌ها

ستاره آلفا به نام گما ، گوهر گرانبها یا الفکه ، در عربی به معنای درخشنده‌ترین است. این ستاره در حقیقت یک دوتایی گرفتی واقعی می‌باشد. هر دو ستاره از لحاظ طیف ، A0 V و 5 V هستند و چنان به هم نزدیک هستند که مجموع آنها به صورت یک ستاره تکی با قدر 2.2 و کم نور ، در مواقع گرفتگی به نظر می‌آیند. فاصله آن تا ما 78 سال نوری است.

اجرام عمقی آسمان

هر چند که در گوشه جنوب شرقی گیسوی برنیکه 400 کهکشان به صورت خوشه‌ای وجود دارد، اما هیچ کدام حتی در تلسکوپهای جدید و نوین هم ددیده نمی‌شوند، زیرا درخشنده‌ترین آنها نیز دارای قدر شانزدهم است. می‌توان حدس زد که فاصله آنها تا کهکشان ما در حدود میلیاردها سال نوری باشد.

اکلیل جنوبی صورت فلکی

 

نام دیگر: افسر

موقعیت: نیمه جنوبی کره آسمان

قابل رویت از: نیمکره جنوبی زمین

اجرام درخشان: ندارد.

گوناگون: یک صورت فلکی باستانی ؛ یونانیان این صورت فلکی را به شکل یک حلقه گل تصور می کردند نه یک تاج.

منبع

• DK Multimedia

ابوسیف «صورت فلکی»

 

نام دیگر:ماهی طلایی

موقعیت:نیمه جنوبی کره آسمان

قابل رویت از: نیمکره جنوبی زمین

اجرام درخشان:ابر ماژلانی بزرگ در محدوده این صورت فلکی قرار دارد و با چشم غیر مسلح قابل رویت است.

گوناگون:این صورت فلکی برای اولین بار در سال 1598 در آسمان مشاهده شد.

منبع:

• DK multi media

آفتاب پرست «صورت فلکی»

نام دیگر:حربا

موقعیت:نیمه جنوبی کره آسمان

قابل رویت از: نیمکره جنوبی زمین

اجرام درخشان: ندارد.

گوناگون: این صورت فلکی برای اولین بار در سال 1598 مشاهده و نامگذاری گردید.

منبع:

• DK multi media

دجاجه «صورت فلکی»

دجاجه (ماکیان یا قو)

مقدمه

دجاجه صورت فلکی روشن و وسیع است که هم یادآور نام سنتی خود یعنی قو بوده و هم اسم غیر رسمی‌اش ، صلیب شمالی را دارد. این صورت فلکی که پهنه‌ای از راه شیری را در تابستان پوشش می‌دهد دارای خوشه‌های ستاره یا فراوان به همراه سحابیهای زیادی می‌باشد. این صورت فلکی صلیب گونه در میانه راه شیری واقع است. نورانی‌ترین ستاره دجاجه که در دم قرار دارد ردف یا دمچه ماکیان نامیده می‌شود. در کنار این ستاره ، شکاف تاریکی در راه شیری دیده می‌شود که به گونی ذغال مشهور است.

ستاره‌ها

آلفای این صورت فلکی دنب است که در عربی معنای دم را می‌دهد. ستاره دنب بسیار نورانی و یک ستاره ابر غول است که با ما 1500 سال نوری فاصله دارد و قدر ظاهری آن 1.3 است. ستاره بتا یک دوتایی زیبا به نام منقار دجاجه با فاصله 390 سال نوری می‌باشد. منقار دجاجه با چشم غیر مسلح همانند یک ستاره تکی با قدر 3.1 به نظر می‌رسد در حالی که با تلسکوپی کوچک می‌توان آن را به رنگ طلایی از نوع K3III می‌باشد به اتفاق همدم آبی ضعیفش در طیف B9V مشاهده کرد.

رصد با چشم غیر مسلح

با مشخص کردن ستاره‌های آلفا و بتا - دجاجه می‌توانید صلیبی رسم کنید. اومیکرون - دجاجه را بیابید. آیا ستاره‌ای تاریک در کنار آن می‌بینید؟

رصد با دوربین دو چشمی

بتا - دجاجه ، یکی از بهترین ستاره‌های دوگانه برای مطالعه است و دوربینهای قوی ، بخوبی مؤلفه‌های آنرا مشخص می‌کند. این ستاره‌ها با تلسکوپ بهتر دیده می شود. ستاره ای که با عدد 61 نشان داده شده است، نخستین ستاره‌ای است که فاصله آن تا زمین اندازه گیری شد. این ستاره 11 سال نوری از ما فاصله دارد (حدود 000/650 بار دورتر از خورشید). حوزه‌های متراکم در امتداد راه شیری و در اطراف آلفا - دجاجه را مطالعه کنید. گونی و زغال و ستاره‌های O1 , O2 دجاجه را رصد کنید.

رصد با تلسکوپ

ستاره دو گانه بتا - دجاجه با قدرهای 3 و 5 و جدائی "34 به رنگهای طلائی و آبی دیده می‌شود. 61- دجاجه نیز دوگانه است. با قدرهای 5 و 6 و جدائی "23. هر دو مؤلفه برنگ قرمز طلائی هستند. 61- دجاجه ، یکی از نزدیکترین ستاره‌های دوگانه به زمین است. در این سیستم ، مؤلفه دیگری نیز وجود دارد و با تلسکوپهای بزرگ دیده می‌شود که ممکن است چیزی همانند سیاره مشتری باشد، ستاره‌های O1 , O2- دجاجه و همچنین سحابی 39M را مطالعه کنید.

آتلانتیس با موفقیت پرتاب شد

ناسا موفق شد پس از چندین ماموریت، شاتل آتلانتیس را بی هیچ تاخیری پرتاب کند و و پانزده تن قطعات یدکی و تجهیزات برای ایستگاه فضایی بین‌المللی بفرستد.

شاتل فضایی آتلانتیس برای به‌روزرسانی و تکمیل ایستگاه فضایی بین‌المللی به فضا پرتاب شد. این پرتاب ساعت 19:28 دوشنبه 16 نوامبر به وقت جهانی (23:58 بیست‌وپنج آبان به وقت ایران، 2:28 بعدازظهر به وقت شرقی ایالات متحده) از مرکز فضایی کندی انجام شد و دقایقی بعد، آتلانتیس با موفقیت در مدار زمین قرار گرفت.

هدف اصلی آتلانتیس، بازگرداندن نیکول استات، مهندس پرواز ایستگاه فضایی به زمین پس از سه ماه حضور وی در فضا است. علاوه بر این، آتلانتیس در این ماموریت، پانزده تن تجهیزات و قطعات یدکی را به ایستگاه فضایی بین‌المللی منتقل خواهد کرد.

از آن‌جا که قرار است شاتل‌ها در سال آینده بازنشسته شوند، انتقال این حجم عظیم از تجهیزات با ابزاری غیر از شاتل فضایی عملا غیرممکن است. تنها شش ماموریت دیگر تا بازنشستگی شاتل‌ها باقی مانده و محموله آتلانتیس، نیمی از تجهیزاتی است که باید به ایستگاه فضایی منتقل شود. ایستگاه فضایی بین‌المللی قرار بود تا سال 2015 / 1394 فعالیت کند، اما با توافقات انجام شده بین کشورهای سازنده، عمر آن تا سال 2020 / 1399 تمدید خواهد شد.

فضانوردان طی دو روز آینده بدنه شاتل را بازرسی خواهند کرد تا از ایمنی و سلامت پوشش عایق حرارتی اطمینان حاصل کنند و پس از آن با اتصال به ایستگاه فضایی، ماموریت انتقال بار را انجام خواهند داد.

آشنايي با تلسكوپ

به نظر شما، آیا برای لذت بردن از تماشای آسمان نياز به تلسکوپ داريد؟

جواب به سوالی که در بالا پرسيدم، خيلی مهم و اساسی است. نکته مهم اين است، که برای لذت بردن از تماشای آسمان، نيازی به تلسکوپ نداريد. زيبايي های آسمان با چشمان غيرمسلح بهتر ديده می شوند، تا با استفاده از تلسکوپ. حتی استفاده از دوربين دوچشمی لذت بخش تر از تلسکوپ است. يکی از دلايلم برای این  حرف اين است که وقتی ابزار شما برای رصد قدرتمند شود، ميدان ديد شما کمتر خواهد بود. با استفاده از تلسکوپ های بسيار قوی شما تنها می توانيد بخش خيلی خيلی کوچکی از آسمان را مشاهده کنيد.

اگر با اين توضيحات شما هنوز مصمم به خريد تلسکوپ هستيد، پس بايد نکات زير را در نظر بگيريد :

اگر حتماً می خواهيد تلسکوپ بخريد و تصميم قطعی خود را در اين زمينه گرفته ايد، بگذاريد ابتدا پيشنهادهايي در اين باره خدمت شما بدهم. قبلاً از اينکه جعبه تلسکوپ جديد خود را باز کنيد، بايد مطمئن باشيد که درباره صورتهای فلکی به قدر کافی اطلاعات داريد، در غير اين صورت شما نمی توانيد چيزی در آسمان پيدا کنيد و تلاشتان برای استفاده از تلسکوپ بيهوده خواهد بود و پس از مدتی با سرخوردگی تلسکوپتان را درون جعبه اش بر می گردانيد و آن را درگوشه ای از انباری قرار می دهید.

اعداد :

چندين عدد درباره هر تلسکوپ وجود دارد، که بعضی از خصوصيات آن را مشخص میکنند، که شما با آگاهی از آنها می توانيد تصميم بگيريد که چه تلسکوپی مورد نياز شما است و می توانيد آن را بخريد.

اولين عدد فاصله کانونی (Focal Length) است، که نشان دهنده فاصله آيينه يا عدسی شیئی تا چشمی (عدسی چشمی) تلسکوپ است.

هر چه فاصله کانونی در يک تلسکوپ بيشتر باشد، به همان اندازه قدرت آن بيشتر خواهد بود، اما اين را هم در نظر بگيريد که اين قدرت زياد تصاوير شما را تارتر می کند و همين طور برعکس، هر چه فاصله کانونی در يک تلسکوپ کمتر باشد، قدرت آن کمتر است ولی تصاوير آن باوضوح و روشنايي بيشتر است. نمی توانم به طور مشخص به شما بگويم که چه فاصله کانونی برای شما خوب است، زيرا اين کاملاً به سايز آيينه يا عدسی شیئی تلسکوپتان و نيز هدفی که شما از خريدن تلسکوپ داريد بستگی دارد.

عدد بعدی که در هر تلسکوپ از آن استفاده می شود، نسبت کانونی (Focal Ratio) نام دارد. نسبت کانونی زياد نشان دهنده اين است که فاصله کانونی تلسکوپ شما زياد است. اين نسبت را به صورت f/4 يا f/6 يا f تقسيم بر هر عددی نشان می دهند. به عنوان مثال  f/8 نسبت کانونی زيادی است و در اصطلاح آن را "کُند" می خوانيم.، اگر شما به دنبال داشتن يک تلسکوپ با قدرت بزرگنمايي بالا می باشيد، تلسکوپی با نسبت کانونی f/8 برای شما مناسب خواهد بود. در مقابل نسبت کانونی F/4 بسيار پايين است و آن را در اصطلاح "سريع" می خوانيم، اگر هدف شما از خريد تلسکوپ عکاسی از آسمان شب است و يا نياز به داشتن تصاويری روشن و واضح داريد، تلسکوپی با اين نسبت کانونی مناسب شما خواهد بود.

آخرين عدد مهمی که بايد در مورد تلسکوپها از آن آگاهی داشته باشيد، قطر آيينه يا عدسی شیئی تلسکوپ است. هر چه قطر آيينه يا عدسی شیئی تلسکوپتان بيشتر باشد، توان جمع آوری نور آن بالا خواهد رفت و در نتيجه اجرام کم نورتر را بهتر می توانيد رصد کنيد. اين عدد معمولاً با واحد اينچ یا میلیمتر بيان می شود و در گفتگوهای معمولی وقتی می گويند "فلان تلسکوپ اينقدر اينچ است" منظور همين قطر آييئه يا عدسی شیئی تلسکوپ می باشد.

تلسکوپ 4 اينچ برای شروع مناسب است و همين طور ارزان قيمت تر از تلسکوپ های اينچ بالاتر است. با اين تلسکوپ می توانيد اجرامی مانند حلقه های زحل و ابرهای مشتری را رصد کنيد.

بزرگنمايي :

بزرگنمايي، يکی ديگر از اعدادی است که در مورد تلسکوپ ها به کار می رود. ولی آن را از 3 عدد قبلی جدا کردم و اهميت آن از اعداد قبلی کمتر است و نيازی نيست که در هنگام خريد تلسکوپ به آن دقت کنيد. به خاطر اينکه يک تلسکوپ می تواند چندين بزرگنمایی داشته باشد.

وقتی تلسکوپی را می خريد، به احتمال زياد همراه با آن چندين "چشمی" (عدسی چشمی) به شما خواهند داد. هر کدام از اين چشمی ها دارای عددی هستند که بر روی آن نوشته شده است. اين عدد فاصله کانونی عدسی چشمی است. برای به دست آوردن قدرت بزرگنمايي تلسکوپتان کافی است که فاصله کانونی تلسکوپ را بر فاصله کانونی چشمی تقسيم کنيد.

به عنوان مثال اگر تلسکوپی دارای فاصله کانونی 910 میلیمتر و چشمی آن دارای فاصله کانونی 25 میلمتر باشد، بزرگنمايي اين تلسکوپ به همراه چنين چشمی برابر است با حاصل تقسيم 910 بر 25 که تقريباً برابر 36 خواهد بود. به اين ترتيب قدرت بزرگنمايي اين تلسکوپ 36 است و يا به عبارتی ديگر اجرام توسط اين تلسکوپ 36 برابر می شوند.

شما می توانيد از لنزهای معروف به بارلو (Barlow lens) نیز استفاده کنيد. اين لنزها بسته به نوعشان قدرت بزرگنمايي تلسکوپ را 2 برابر يا 3 برابر خواهند کرد.

يک مثال ديگر در اين زمينه موضوع را برای شما بيشتر روشن خواهد کرد. فرض کنيد تلسکوپی با فاصله کانونی 910 میلیمتر داريم که فاصله کانونی چشمی آن 4 میلمتر است. به اين ترتيب بزرگنمايي اين تلسکوپ از تقسيم 910 بر 4 به دست خواهد آمد که تقريباً برابر است با 227. يعنی اجرام توسط اين تلسکوپ 227 برابر ديده می شوند. اگر در اين تلسکوپ با اين شرايط از لنز بارلويي با قدرت بزرگنمايي 2 برابر استفاده کنيد، قدرت بزرگنمايي تلسکوپ شما درمجموع برابر 454 خواهد شد. بايد توجه داشته باشيد که اگر قطر آيينه يا عدسی شیئی تلسکوپتان به قدر کافی بزرگ نباشد، برای اجرامی که در فواصل دور قرار دارند با چنين بزرگنمايي تصويری ناواضح و تار خواهيد داشت.

انواع تلسکوپ ها :

سه نوع اصلی تلسکوپ وجود دارد. تلسکوپهای سنتی از دو عدسی ساخته شده اند که در دو انتهای يک لوله قرار دارند. در اين نوع تلسکوپها، عدسی که از چشم شما دورتر است را عدسی شیئی می خوانند، دليل اين نامگذاری به اين خاطر است که اين عدسی به طرف شيئی است که می خواهيد آن را رصد کنيد. اين تلسکوپ ها را شکستی می نامند. به خاطر قدرت زياد آنها انواع کوچک اين نوع تلسکوپها مفيدتر از تلسکوپهای ديگر است ولی در عوض تلسکوپهای شکستی بزرگتر، سنگين و زمخت هستند و استفاده از آنها کمی سخت خواهد بود.

نوع ديگری از تلسکوپ نيز وجود دارد، که معمولاً تلسکوپهای با سايز بالا از اين نوع هستند. که به تلسکوپهای بازتابی معروفند و در اين نوع از تلسکوپ به جای عدسی شیئی از آيينه ای استفاده می شود. اين تلسکوپها ظاهری شبيه به يک سطل دارند که انتهای اين سطل، آيينه ای قرار دارد. اگر شما تمايل به داشتن تلسکوپی بزرگ داريد، اين نوع از تلسکوپها انتخاب خوبی هستند.

نوع سوم تلسکوپ، تلسکوپهای کاتادیوپتریک است، که ترکيبی است از تلسکوپهای بازتابی و شکستی. که همين امر باعث شده که خصوصيات مثبت دو نوع قبلی از تلسکوپها را دارا باشد و همچنين اکثر نقاط منفی آنها را اصلاح کرده است ولی در عوض قيمت بسيار بالايي دارند. اگر قدرت خريد همچنين تلسکوپی را داريد، مطمئن باشيد که انتخاب خوبی کرده ايد. اين نوع از تلسکوپها بر خلاف انتظار اکثر مردم دارای لوله های بلند و کشيده ای نيستند و در آنها هم از آيينه و هم از عدسی استفاده شده است.

در مورد تلسکوپها طی دو مقاله در سایت تبیان توضیحات بیشتری وجود دارد. برای مطالعه این مطالب کافی است به اینجا و اینجا مراجعه نمایید.

شبیه ساز تلسکوپ

برای درک و آشنایی بیشتر با اين درس اين جلسه بهتر است از شبيه سازی که در اينجا قرار دارد استفاده نماييد. ولی قبل از آن بهتر است که ترجمه کلمات انگليسی اين شبيه ساز را در زير ببينيد.

Telescope = تلسکوپ

Focal Length = فاصله کانونی

Aperture = قطر آیینه اصلی

Eyepiece = چشمی

Apparent FOV = میدان دید ظاهری

NO Barlow = بدون استفاده از لنز بارلو

2X Barlow = با استفاده از لنز بارلو 2 برابر

Object Date= جسم مورد رصد

Moon = ماه

Half Moon = ماه نيمه

Mars = مریخ

Jupiter = مشتری

Saturn = زحل

Size = سایز

Percent FOV = درصد میدان دید

Magnification= قدرت بزرگنمایی

Focal Ratio = نسبت کانونی

True Field = میدان دید حقیقی

Effective Focal Length = فاصله کانونی موثر

Exit Pupil = مردمک خروجی

Field Stop = میدان بند

پیدا کردن صورت فلکی دب اصغر و ستاره قطبی در آسمان

همان طور که می دانید نام دیگر دب اکبر، «خرس بزرگ» است، به نظر شما نام دیگری برای دب اصغر وجود دارد؟ اگر در جواب به این سوال گفته باشید «خرس کوچک»، پاسخ شما صحیح است. ستاره قطبی یکی از ستاره های سازنده صورت فلکی دب اصغر است.

یکی از فواید یافتن دب اکبر در آسمان، پیدا کردن دب اصغر و ستاره قطبی است. اگر در صورت فلکی دب اکبر دو ستاره موجود در کاسه آبگردان (ستاره دبه و مراق) را تقریباً به اندازه 5 برابر فاصله شان امتداد دهید، به ستاره قطبی خواهید رسید. با یافتن این ستاره که اولین ستاره صورت فلکی دب اصغر است می توانید به راحتی این صورت فلکی را پیدا کنید. در شکل زیر این موضوع به خوبی نشان داده شده است. Ursa Major صورت فلکی دب اکبر و Ursa Minor صورت فلکی دب اصغر می باشد.

توجه داشته باشید که ستاره ها در آسمان بالای سر ما می چرخند و تغییر مکان می دهند، لذا دب اصغر همیشه در یک جا آسمان قرار ندارد و هر بار برای یافتن آن باید دوباره دب اکبر را بیابید و ستاره های دبه و مراق را به اندازه 5 برابر فاصله شان امتداد دهید تا به ستاره قطبی برسید و آنگاه دب اصغر را مشاهده کنید.

 صورت فلکی دب اصغر نیز دارای 7 ستاره پرنور است که اسامی این ستاره های عبارت است از :

1ـ Polaris : آلفای دب اصغر ـ ستاره قطبی (α) ـ به دلیل اینکه این ستاره بسیار نزدیک به قطب شمال کره آسمان می باشد، آن را ستاره قطبی می نامند. در واقع شما با یافتن این ستاره در آسمان، قطب شمال کره آسمان را یافته اید.

2ـ Kochab : بتای دب اصغر (β)

3ـ Pherkad : گامای دب اصغر (γ)

به ستاره های بتا و گامای دب اصغر مشترکاً فرقدان یا فرقدین نیز می گویند.

4ـ Yildun : دلتای دب اصغر ـ ییلدز (δ)

5ـ epsilon Ursa Minor : اپسیلون دب اصغر (ε)

6ـ eta Ursa Minor  : اتای دب اصغر (η)

1-7 : zeta  Ursa Minor : زتای دب اصغر (ζ)

2-7 : Theta Ursa Minor : تتای دب اصغر (θ)

ستاره های زتا و تتای دب اصغر در کنار هم دیده می شوند، به همین خاطر این دو ستاره را مشترکاً در مکان هفتم قرار دادیم. البته در نظر داشته باشید، این نزدیکی تنها ظاهری است و از روی زمین این دو ستاره درکنار هم دیده می شوند. به علائمی که بالا در داخل پردانتز آورده شده دقت کنید و آنها را در تصویر بالا در داخل صورت فلکی دب اصغر (نه دب اکبر) بیابید. تا مکان این ستاره ها را در صورت فلکی دب اصغر مشاهده کنید.

همانند صورت فلکی دب اکبر، دب اصغر نیز فراتر از این 7 ستاره می باشد، شکل کلی صورت فلکی دب اصغر به صورت زیر می باشد.

 

و یا تصویر دیگری از این صورت فلکی

در فلش زیر می توانید این صورت فلکی را مشاهده کنید.

شما می توانید قسمتی از آسمان شب که متعلق به صورت فلکی دب اصغر است را در تصویر زیر مشاهده کنید. این بخش توسط خطوط آبی رنگ از دیگر نقاط آسمان تفکیک شده است. همان طور که در شکل زیر نیز مشخص است ستاره قطبی (Polaris) در قطب شمال آسمان قرار دارد.

بعد از مطالع این مطلب بهتر است به زیر آسمان پرستاره بروید و به صورت عملی دب اصغر را پیدا کنید. در زیر نقشه آسمان شب تهران در 12 مرداد ماه 1387 نشان داده شده است.

برای دریافت عکس با اندازه واقعی روی اینجا راست کلیک کنید و بر روی گزینه Save Target As … کلیک کنید.

خوشه های ستاره ای X و H

شب های پاییز اگر به پیکره برساوش نگاه کنیم، تقریبا در مرز این پیکره با پیکره ذات الکرسی متوجه خواهیم شد که خوشه ای دوگانه منطقه ای بیش از قرص ماه را می پو شاند، اما باید دانست که آنها دوقلوهایی همسان نیستند.  ، NGC869 که آن را با H می شناسیم، نسبت به خوشه مجاورش دارای ستاره های بیشتری است، خوشه دیگر که NGC884 نام دارد ، شامل تعدادی ستاره غول است و پیر تر است، برخی از این غول ها با رنگ نارنجی در تصویر نمایان اند، آن را همچنین X هم می نامیم،

 

از نظر فیزیکی می توان گفت که سن دو خوشه تقریبا برابر است چرا که هر دو دارای ستارگانی هم نوع هستند.

هر دوی آنها در بازوی کهکشان ما سکنی دارند، این دو خوشه در فاصله حدود 7000 سال نوری از ما،  قرار دارند ، NGC884 در فاصله 7500 سال نوری از ماست و دیگر خوشه تنها 300 سال نوری از همدمش به ما نزدیک تر است.

این خوشه های باز که به راحتی با دوربین دوچشمی ردیابی می شوند و حتی در آسمان های تاریک می توان با چشم غیر مسلح ناظر آنها بود.

در حقیقت این دو خوشه در سال 130 قبل از میلاد مسیح، در فهرست هیپارخوس، منجم یونانی درج شده بودند.

اکنون نام آنها در بین منجمان با خی - اچ (x-h) شناخته می شود.

خوشه کروی جاثی ،NGC 6205، M13، Hercules

در تب و تاب عبور دنباله هالی در زمستان سال 1364 و بهار 1365، مردم روزانه گزارش هایی مبنی بر دیدار دنباله دار دیگری را در آسمان می دادند. البته این نظریه هم صحیح می باشد که در آن ایام، بیشتر از هر موقع دیگر در طول تمدن بشر بر روی این کره خاکی، تلسکوپ های کوچک و بزرگ به همراه دوربین های دوچشمی به سوی آسمان قراول می رفت. دنباله دار هالی توانست به همه دنباله دارها همانند (( جام مقدس )) تعالی بخشد و جای تعجب نیست که تا زمانی که این دنباله دار در پهنه تاریک فضا ناپدید شد، هنوز هم مردم سر به آسمان، به دنبال آن می گشتند.

در حدود تیرماه 1365 هنوز هم بعضی علاقه مندان گزارش می دادند که توانسته اند آن را در صورت فلکی هرکول و در بالای سر خود ببینند، چون هنوز هم به اندازه کافی درخشندگی داشت که آن را در حاشیه شهرها و در مکان های تاریک با چشم غیر مسلح دیدار کنند. آیا این دنباله دار دیگری بود؟ متاسفانه نه. این جرمی که مورد نظر قرار می گرفت و بعضی آن را ظاهرا کشف کرده بودند، نه یک دنباله دار بلکه یک خوشه کروی در صورت فلکی هرکول (جاثی) بود که در کاتالوگ ها به شماره M13 ثبت شده است.

خوشه کروی بزرگ جاثی مانند جواهری در صورت فلکی جاثی می درخشد . میتوان گفت اهمیت این صورت فلکی به خاطر همین خوشه است . M13 یکی از 150 خوشه کروی است که درهاله پیرامون کهکشان راه شیری قرار دارد .

 یکی از خوشه های کروی پر نور آسمان تابستان خوشه M13یا جاثی (هرکول ) است این  خوشه در صورت فلکی به همین نام قرار گرفته است این خوشه درخشنده ترین خوشه کروی نیمکره شمال است که با قدر5.8 می درخشد . و نسبتا جرم پرنوری است  بطوریکه در آسمان تاریک و بدون غبار میتوان آن رابا چشم غیرمسلح دید  و حتی اگر رصد گر تیز بینی باشید می توانید با  جوینده ی تلسکوپ از درون شهر آن را رصد نمایید . برای رصد این جرم کافیست به سراغ صورت فلکی جاثی بروید  پیدا کردنش بسیار آسان است بین دوستاره اتا و زتا جاثی کمی نزدیکتر به ستاره اتا ، سه ستاره نزدیک هم هستند که ستاره مرکزی درواقع M13 است.

با ‌دوربین دو چشمی یا تلسکوپ خود را روی همین ستاره تنظیم کنید (اگر از تلسکوپ استفاده می کنید توجه داشته باشید که از بزرگنمایی های پایین تلسکوپتان بهره برید) حال با حرکتی بسیارآرام  به اندازه ی  2 درجه به سمت ستاره ی  زتا جاثی حرکت کنید سپس به دقت به آن ناحیه نگاه کرده  و سعی کنید که از گوشه چشم به این جرم نظاره کنید .

اگر موفق شده باشید باید جرم کوچک و  کم نورو  مه آلود را ببینید . برای دیدن جزئیات بیشتر این جرم صبور باشید به طور کلی اجرام غیر ستاره ای خود را به راحتی به شما نشان نمی دهند و برای دیدن جزئیات آن ها باید دقایقی از پشت تلسکوپ یا دروبین دوچشمی به آن نگاه کنید تا برخی از ستاره های بیرونی آن  را از هم تفکیک کنید .

 با دوربین دوچشمی در آسمان تاریک به مانند توپ درخشانی می باشد، با دوربین دوچشمی می توان تشخیص داد که چگونه روشنایی آن به سوی مرکز زیاد میشود که آن هم به خاطر تراکم زیاد مرکز خوشه است حتی در تهران با دوربین دوچشمی کوچک به صورت یک ستاره محو به نظر می آید . با تلسکوپهای کوچک و در بزرگنمایی بالا ستاره های هاله آن تفکیک می شود .

این خوشه حدود 300000ستاره دارد که درخشانترین آنها غولهایی هستند که1000 برابر خورشید نورافشانی می کنند .

فاصله این خوشه از ما حدود22800 سال نوری است .این روزها این خوشه حدود ساعت 23در سمت الراس قراردارد وبنابراین بهترین موقع برای رصد آن است .

مشخصات:

16h41m بعد

+36°26' میل

5.78 قدر مجموع

16.8 درخشندگی سطحی(قدربرثانیه قوسی)

23 اندازه زاویه ای (درجه قوسی)

منبع :راهنمای ماهانه آسمان شب ،انتشارات گیتاشناسی ،مهندس احمد دالکی

m31 كهكشان اندرومدا

كهكشان آندرومدا يكي از زيباترين كهكشانهاي راه‌شيري است دانستن چگونگي رصد اين جرم خالي از لطف نيست اميدوارم كه مفيد باشه

اگر کمی با صور فلکی آشنا باشید می توانید کهکشان آندرومدا - M31 (به فاصله 2,555,000 سال نوری) را بیابید برای رصد آن کافیست ستاره بتا صورت فلکی آندرومدا را به طرف ستاره های میو و نو حرکت بدهید تا این جرم را ببینید. (شما در حال مشاهده 2,555,000 سال پیش هستید)

کهکشان آندرومدا بزرگترین کهکشان در گروه کهکشانهای محلی است و در فهرست مسیه M31 نامگذاری شده است.
گروه کهکشان محلی شاملM31 ،M32 ،M33 ،M110 و کهکشان راه شیری است. این جرم آسمانی با چشم غیرمسلح قابل رویت است.برای اولین بار توسط عبدالرحمن الصوفی به نام ابر کوچک(Little Cloud )شناخته شده بود،در حالی که چارلز مسیه آن را در 13 آگوست سال 1764 در کاتالوگش به ثبت رسانید.تا مدت زیادی تصور می شد که آندرومدا نزدیکترین سحابی به ماست،حتی ویلیام هرشل هم این اشتباه را کرد.در سال 1912 ،اسلیفر(Slipher )از رصدخانه ی لوول(Lowell )سرعت شعاعی سحابی آندرومدا را اندازه گیری کرد و آن را بزرگترین سرعت اندازه گیری شده به دست آورد،300 کیلومتر در ثانیه.برنهم(Burnham) 266 و تولی(Tully )298 کیلومتر بر ثانیه به دست آورد.جرم این کهکشان حدود 300-400 میلیارد برابر جرم خورشید و اندازه ی ظاهری آن 1*3 درجه است. نظریه ها در مورد آندرومدا زمانی تغییر کرد که ادوین هابل ، ستاره شناس معروف، با تلسکوپ 100 اینچی ساخته شده در سال 1917 نزدیک لس انجلس توانست برای اولین بار ستاره ی مشخصی را در بازو های این کهکشان پیدا کند. این ستاره ها مانند ستاره های فراوانی انند که در کهکشان راه شیری می توان پیدا کرد اما آنها بسیار کم نور بودند. هابل همچنین سه ستاره ی متغیر را پیدا کرد که یکی از آنها جزء متغیر های قیفاووسی بود ، متغیر هایی که تغییرات درخشندگی آنها قابل پیش بینی بود. این ستارگان و متغیر های پیدا شده توسط هابل او را به این فکر وا داشت که این سحابی نمی تواند یک خوشه ی ستاره ای در کهکشان ما باشد ، بلکه این یک کهکشان بسیار دور از ما است.

صورت فلکلی آندرومدا

کهکشان آندرومدا - M31

. این کهکشان همچنین تنها کهکشانی است که با چشم غیر مسلح در نیمکره شمالی زمین دیده می شود.

کهکشان آندرومدا بیشتر از این جهت برای ستاره شناسان مهم است که بسیار شبیه کهکشان راه شیری است. تا موقعی که ما نمی توانیم کهکشان خود را از بیرون مشاهده کنیم، می توانیم به مطالعه و مشاهده ی خواهر کهکشان راه شیری بپردازیم.

علیرغم دانسته های زیادی که ما اکنون در مورد کهکشان آندرومدا داریم ، فاصله ی این کهکشان از ما هنوز به طور دقیق مشخص نشده است. در واقع اندازه گیری های بین کهکشانی ما هنوز متغیر است. فاصله ای که معمولا برای این کهکشان بیان می کنند بین 2.4 و 2.9 میلیون سال نوری است. البته فاصله میان ما زیاد مهم نیست چون به هر حال سفر به این کهکشان غیر ممکن به نظر می رسد. متاسفانه ، با وجود تئوری نسبیت ، که سفر با سرعت بیشتر از نور را غیر ممکن می داند، عملا سفر ما به این کهکشان غیر ممکن به نظر می رسد حتی اگر ما تکنولوژی لازم برای این کار را هم داشته باشیم.

باران شهابی شب‌های پاییز

 

شهاب‌ها خیال‌انگیزند؛ همان خطوط رخشنده و خاموشی که هر از گاه از فرش مشکین و پر نقش آسمان شب می‌گذرند و چشمان ما را به شوق تماشای غوغای شگرف ستارگان، تا سلام صبح آفتاب گشاده نگه می‌دارند. برخی از شب‌های سال اما آتش‌بازی بزرگی برپاست. یکی از آن‌ها در پیش است؛ شب باران بی‌ابر شهاب‌های اسدی.

 

تصویری با نوردهی طولانی از شهاب‌های اسدی که از صورت فلکی اسد سرچشمه می گیرند / عکس از : جی سی کاسادو

شهاب‌ها، نور حاصل از سوختن سنگ‌ریزه‌های سرگردان آسمانی‌اند که با گذر از جو ضخیم زمین و برخورد با لایه‌های در هم فشرده آن، ظرف کسری از ثانیه سوخته و تنها خاکسترشان به زمین می‌رسد.اگر چنان‌چه سنگ مربوطه اندکی بزرگ‌تر باشد و در حین گذر از جو، همچنان نواحی داخلی آن از شلاق‌های متوالی و گدازان نیروی اصطکاک لایه های پی در پی جو جان سالم به در برده و به زمین سقوط کند؛ آن‌گاه آن‌ها را «شهاب‌سنگ» می‌گوییم.

شهاب‌ها پدیده هایی معمول و آشنا هستند که هر از گاه آن‌ها را می‌توان در آسمان‌های تاریک نقاط دور از نور مزاحم شهرها شکار کرد؛ اما برخی شب‌ها نرخ شهاب‌ها به طرز فزاینده‌ای تا یک شب خاص افزایش می‌یابد و از آن شب به بعد نیز آرام آرام شکوه این آتش بازی آسمانی فروکش می‌کند.به این پدیده «بارش شهابی» اطلاق می‌شود و دلیل آن عبور زمین از توده‌های پراکنده غبار و سنگ‌ریزه در حین حرکت مداری‌اش به دور خورشید است. این توده‌ها، بازمانده عبور کوه‌های سنگی عظیم و فراوانی‌اند که با نزدیک‌تر شدن به خورشید و افزایش دمای سطحی‌شان، دنباله‌های باشکوهی از ذرات سنگی و یخی در خلاف جهت بادهای بی امان خورشیدی تشکیل می‌دهند و به آن‌ها «دنباله‌دار» می‌گوییم.در بارش‌های شهابی نمی‌توان انتظار ظهور یکباره هزاران شهاب سرگردان را داشت؛ بلکه در سنگین‌ترین بارش‌ها و زیر تاریک‌ترین آسمان‌ها نیز هر ساعت قریب به ۲۰۰ شهاب می‌توان رصد کرد. شهاب‌های یک بارش شهابی، پراکنده و نامنظم نیستند؛ بلکه به دلیل حرکت سریع زمین در میان توده‌های غبار که ما زمینیان این حرکت را همچون شیرجه‌ای به درون ابر غبار می‌بینیم.از این‌رو با امتداد مسیر دم شهاب‌ها در خواهیم یافت که همه به یک نقطه خاص آسمان ختم می‌شوند که به آن نقطه «کانون بارش» گفته می‌شود. از این رو هر بارش شهابی را بسته به قرارگیری نقطه کانون آن در میان صور فلکی مختلف آسمان، به نام همان صورت فلکی نام‌گذاری می‌کنند. مثلاً «بارش شهابی جباری» یا «بارش شهابی برساوشی».

جدیدترین بارش پیش رو، «بارش شهابی اسدی» نام دارد که از معروف‌ترین و هیجان‌انگیزترین نمایش‌های شهابی آسمان شب است که اوج بارش امسال، در ساعت یک و ۱۰ دقیقه بامداد چهارشنبه ۲۷ آبان ماه (۱۸ نوامبر) به وقت تهران برای ساکنان آسیا و چهار و ۲۹ دقیقه بامداد به وقت آمستردام برای ساکنان اروپا و آفریقا رخ خواهد داد.نرخ فراوانی شهاب‌های اسدی متغیر است؛ به‌طوری‌که در سال‌های ۱۸۳۳ و ۱۹۶۶، تعداد شهاب‌ها به ده‌ها هزار در ساعت رسید و هول و هراس بسیاری را برانگیخت که حتی بسیاری از شاهدان آن را نشانه پایان جهان خواندند! نمونه‌های اخیر و ضعیف‌تر آن نیز در سال‌های ۱۹۹۹، ۲۰۰۱ و ۲۰۰۲ مشاهده شد.طبق برآورد عده‌ای از متخصصین، حداکثر تعداد شهاب‌های امسال در حدود ۱۳۰ تا ۳۰۰ شهاب در ساعت خواهد بود. دلیل تغییرات شدید سال به سال بارش اسدی، وجود توده‌های متعدد و متغیر غبار در مسیر زمین است.

نقاشی از طوفان شهابی اسدی در سال 1833 که بسیاری آن را نشانه پایان جهان خواندند / طراحی از آدولف وولمی

عامل ایجاد کننده شهاب‌های اسدی، دنباله‌داری موسوم به «تپمل-تاتل» است که هر ۳۳ سال یک‌بار به دور خورشید می‌چرخد و با هر بار چرخشش، حجم ابرهای سنگریزه را بارورتر می‌کند. البته نباید از شهاب‌های گذران اسدی ترسید؛ چراکه حتی قلوه سنگ‌هایی به ابعاد یک توپ بسکتبال نیز تماماً در جو زمین می‌سوزند؛ چه برسد به سنگ‌ریزه‌های اسدی.به دلیل چرخش ساعت‌گرد تمپل-تاتل به گرد خورشید، توده سنگ‌ریزه‌های اسدی بر خلاف دیگر بارش‌های شهابی با سرعت بسیار زیاد ۷۲ کیلومتر بر ثانیه به سمت زمین شیرجه می‌روند که این در حدود ۷۰ برابر سرعت یک گلوله است.همین سرعت زیاد موجب می‌شود تا یک سنگ‌ریزه ۰.۶ میلیمتری به مدت ۲ تا ۳ ثانیه به اندازه یک لامپ ۱۰۰ وات نور تولید کند. سنگ‌ریزه‌ای به ابعاد یک تیله معولی، نیرویی معادل یک اتومبیل کوچک که با سرعت ۱۰۰ کیلومتر بر ساعت حرکت می‌کند خواهد داشت و سوختن آن در حدود یک میلیون ژول انرژی آزاد می‌کند که با تابش نور فوق‌العاده شدیدی در پهنه آسمان همراه است. به این نوع از شهاب‌ها اصطلاحاً «آذرگوی» گفته می‌شود.برای مشاهده شهاب‌ها هر چه از نور مزاحم شهر دورتر شوید، شانس مشاهده شهاب‌های بیشتری را خواهید داشت. برای مشاهده آن‌ها نیز نیازی به یافتن صورت فلکی اسد نیست چراکه شهاب‌ها در همه جای آسمان دیده می‌شوند و فقط انتهای‌شان به این نقطه از آسمان گره می‌خورد.پس اگر رهسپار تماشای اسدی‌ها شدید، با مشاهده هر شهاب به یاد بیاورید که این سنگ‌ریزه در ارتفاع حدود ۱۰۰ کیلومتری زمین با دمایی در حدود ۱۶۵۰ درجه سانتیگراد می‌سوزد و اگر موفق به مشاهده رنگ‌های آن شدید، بدانید که این رنگ‌ها، امضای خاص مولکول‌های جو زمین ماست.

شاتل آتلانتیس دوشنبه پرتاب می‌شود

احتمال آغاز ماموریت جدید شاتل آتلانتیس به همراه فضانوردانش به سوی ایستگاه فضایی بین المللی در ۱۶ نوامبر بسیار بالا است و مقامات ناسا درباره پرتاب موفقیت آمیز این شاتل در زمان تعیین شده بسیار خوشبین هستند.

سازمان ناسا شاتل آتلانتیس را برای اجرای ماموریت انتقال تجهیزاتش به ایستگاه فضایی بین المللی آماده اعلام کرده است و این شاتل در صورت مناسب بودن شرایط جوی روز دوشنبه ۱۶ نوامبر ۲۰۰۹ زمین را به مقصد این ایستگاه ترک خواهد کرد.

آتلانتیس ساعت ۲:۲۸ دقیقه روز دوشنبه از سکوی پرتاب ۳۹A در پایگاه فضایی کندی در فلوریدا به همراه ۶ فضانورد و دو بسته بزرگ از قطعات یدکی ایستگاه به مدار پرتاب خواهد شد.

شرایط آب و هوایی برای روز دوشنبه مساعد به نظر می رسد و بر این اساس احتمال پرواز آتلانتیس در روز دوشنبه بسیار زیاد است.

تیم مدیریت این ماموریت در ناسا از روز جمعه شمارش معکوس برای پرواز را آغاز کرده و تمامی شواهد حاکی از این است که شاتل آتلانتیس متفاوت از شاتلهای دیگر در ماموریتهای پیشین، طبق برنامه ارائه شده و بدون تاخیر به مدار پرتاب خواهد شد.

از ماموریتهای اصلی آتلانتیس بازگرداندن سیستم آسیب دیده تصفیه آب ایستگاه به زمین است، این دستگاه در ایستگاه فضایی از پسماندهای آب آشامیدنی به وجود می آورد اما اکنون به دلیل نقص فنی از کار افتاده است.

چارلی هابو فرمانده فضانوردان در این ماموریت فرماندهی ۶ فضانورد را طی ماموریتی ۱۱ روزه که سه راهپیمایی فضایی در آن انجام خواهد گرفت، به عهده خواهد داشت.

 

بندرگاه ماه به چشمه رسید

بحث اینكه ماه یك مكان مخروبه، خشك و بدون آب است برای همیشه پایان یافت.

اسرار ماه كه شاید برای میلیون‌ها سال ناشناخته مانده‌بود امروز برای دانشمندان فاش شد و گویی گیتی هم در شادی آنان سهیم شد.

ناسا امروز فصل جدیدی را از ماه به روی ما گشود. اطلاعات اولیه دریافتی از مشاهدات Crater و ماهواره‌های حسگر از ماه یا LCROSS، بیان می‌كند با انفجارهای متعددی كه از نهم اكتبر تاكنون در دهانه همیشه سایه حفره Cabeus در مجاورت قطب جنوب ماه، ادامه داشته است، این مأموریت توانسته است با موفقیت، آب یخ زده را مشاهده كند.

مایكل وارگو، رییس كارشناسان ماه در ناسا می‌گوید: «ما اسرار نزدیك‌ترین همسایه خود، و با اندكی تعمیم منظومه شمسی را رمزگشایی كردیم. واقعیت وجود آب بسیاری از اسرار بندرگاه ماه را برملا می‌كند. LCROSS لایه جدیدی بر فهم ما اضافه كرد»

برای اطلاع بیشتر از اخبار مربوطه می‌توانید به سایت رسمی ناسا در آدرس زیر مراجعه كنید.

http://www.nasa.gov/mission_pages/LCROSS/main/index.html

پديده‌هاي آسمان آذر 1388

پديده‌هاي آسمان آذر 1388

تاريخ	زمان	رخداد
1شنبه 1 آذر	22:37	ماه در اوج مداري با فاصله 404744هزاركيلومتر زمين
2شنبه 2 آذر	22.20	مقارنه ماه با مشتري با جدايي 6/3 درجه
4شنبه 4 آذر	1:09	تربيع اول ماه
3شنبه 10 آذر	5:55	مقارنه ماه و خوشه پروين«m45»
4شنبه 11 آذر	23:00	ماه كامل
جمعه 13آذر	17:42	ماه در حفيض مداري با مشتري 363461 هزار كيلومتر
شنبه 14 آذر	1:42	اختفاي خراشان دلتا55- جوزا با ماه ، قدر ستاره 5/3 درجه قابل مشاهده در شرق شمال و شمال غربي ايران
1شنبه 15 آذر	5:37	مقارنه ماه و خوشه كندوي عسل«m44» با جدايي 8/3 درجه
1شنبه 15 آذر	13:00	اوج بارش شهابي مرغي ZHR متغيير بين 3تا100
2شنبه 16 آذر	22:46	مقارنه ماه و قلب‌الاسد با جدايي 4 درجه
4شنبه 18 آذر	3:42	تربيع دوم ماه
2شنبه 23 آذر	8:40	اوج بارش شهابي جوزايي ZHR حدود 120
3شنبه 24 آذر	5:59	پايان اختفاي ستاره سيگما عقرب با ماه قدر ستاره 9/2 درجه قابل مشاهده در نيمه شرق و جنوب ايران
3شنبه 24 آذر	6:06	هلال صبحگاهي ذي‌حجه
3شنبه 24 آذر	6:26	مقارنه ماه و قلب‌العقرب با جدايي5/1 درجه
4شنبه 25 آذر	15:32	ماه نو
5شنبه 26 آذر	16:52	مشاهده هلال شامگاهي محرم 1431 با چشم برهنه
جمعه 27 آذر	17:50	مقارنه ماه و عطارد با جدايي1/2 درجه
جمعه 27 آذر	21:09	عطارد در بيشترين كشيدگي شرق با جدايي23 درجه از خورشيد
1شنبه 29 آذر	18:24	ماه در اوج مداري با فاصله 405731هزاركيلومتر زمين
2شنبه 30 آذر	17:25	مقارنه ماه با مشتري با جدايي 5/3 درجه
2شنبه 30 آذر	18:45	مقارنه ماه با نپتون با جدايي 3 درجه
2شنبه 30 آذر	18:45	مقارنه مشتري و نپتون با جدايي 5/0 درجه
2شنبه 30 آذر	21:17	خورشيد به انقلاب زمستاني ميرسد

 

 

 

22 کهکشان با قدمت 13 ميليارد سال نامرئي کشف شد

ستاره شناسان موفق شدند با کمک تلسکوپ فضايي هابل 22 کهکشان نامرئي را کشف کنند که حدود 13 ميليارد سال از قدمت آنها مي گذرد.

ستاره شناسان ژاپني و آمريکايي در رصدخانه کارنگي موفق شدند با کمک رصدهاي دستگاه «دوربين سوم زمينه عريض» تلسکوپ فضايي هابل 22 کهکشان نامرئي را کشف کنند که قديمي ترين کهکشانهايي هستند که تاکنون شناسايي شده اند.

اين کهکشانها در 787 ميليون سال پس از بيگ بنگ زماني که جهان هنوز بسيار جوان بود متولد شده اند و بنابراين سن اين توده هاي کيهاني در حدود 13 ميليارد سال است.

به دليل نامرئي بودن اين 22 کهکشان، پرتوهاي نوري که از آنها ساطع مي شوند نمي توانند در هيچ طول موجي ديده شوند و بنابراين درک آنها غيرممکن است.

اين اولين باري است که سن اين کهکشانهاي تا اين حد قديمي محاسبه شده و ستاره شناسان توانسته اند ردپاي هيدروژن حاصل از لحظه بيگ بنگ را براي کشف آنها دنبال کنند.

به گفته اين دانشمندان، هيدروژن مهمترين شاهد براي کشف منشاي جهان است اين عنصر در حدود 400 هزار سال پس از بيگ بنگ تشکيل شده است، در آن زمان دما شروع به سرد شدن کرده است و الکترونها و پروتونها با هم ترکيب شده و اين عنصر را ايجاد کرده اند.

در حدود يک ميليارد سال پس از بيگ بنگ هيدروژن شروع به تشکيل ستاره ها در کهکشانهاي اوليه مي کند.

براساس گزارش ساينس نيوز ، اين ستاره شناسان با استفاده از يک نوع متفاوت فيلترها توانستند طول موج اين 22 کهکشان جهان جوان را پيدا کنند و موفق شوند پرتوهاي بسيار ضعيف اين کهکشان هاي نامرئي را رديابي کنند.

آا دیوار چین از فضا دیده میشود

آا دیوار چین از فضا دیده میشود!؟

این یک تصور عامیانه است که گفته می شود: دیوار بزرگ چین، تنها بنای ساخته ی دست بشر است که از فضا دیده می شود.

حقیقت این است که شما نمی توانید دیوار چین را به آسانی با چشم غیر مسلح از فضا مشاهده کنید. در واقع زمانی که اولین فضا نورد چینی، یانگ لی وی به فضا اعزام شد، او در آنجا اعلام کرد که نمی تواند ساختار این دیوار را تشیص دهد.

Leroy Chiao نیز که یکی از فضا نوردان مستقر در ایستگاه فضایی بین المللی است، در مدت اقامت خود در ایستگاه، برای عکسبرداری از دیوار بزرگ چین تلاش کرد. عکسی که او گرفت منطقه ای در 200 مایلی شمال پکن واقع در مغولستان را نشان می دهد.

او و ناسا اعتقاد دارند که توانسته اند بخشی از دیوار بزرگ چین را در عکسی که تهیه شده، شناسایی کنند. اما با این حال تشخیص بخشی از دیوار در این تصویر خیلی دشوار است.

با این وجود تشخیص اهرام بزرگ مصر از فضا و ایستگاه بین المللی فضایی امکان پذیر است.

ابعاد این باور عمومی که دیوار بزرگ چین از فضا قابل مشاهده است بسیار فراتر از اینهاست. بطوریکه این باور هم وجود دارد که دیوار چین از سطح ماه هم دیده می شود. اما فضا نوردان پروژه آپولو که قدم بر ماه نهادند ثابت کردند که شما نمی توانید دیوار بزرگ چین را از سطح ماه ببینید. در واقع در ماه بهترین منظره ای که شما از زمین می توانید ببینید، یک گوی زیبای سفید و آبی است. در میان همه ی سازه های بشری، ساختمان ها و سازه های زیادی وجود دارد که از فضا دیده می شوند اما شما نمی توانید دیوار بزرگ چین را از فضا ببینید.

منبع: www.universetoday.com

بيگ بنگ چیست ؟

علم امروزي بشر تا به دان جا رسيده كه قادر باشد در مورد جهان هستي توضيحاتي را ارائه كند . جهان هستي بيكران و غير قابل تصور.

علم امروزي بشر تا به دان جا رسيده كه قادر باشد در مورد جهان هستي توضيحاتي را ارائه كند . جهان هستي بيكران و غير قابل تصور. ستاره هاي بيشماري را كه در آسمان شب مي بينيد تنها سه هزار ستاره از سیصد میلیارد ستاره در كهكشان راه شيريند . در جهان چيزي حدود صد میلیارد كهكشان وجود دارد .بشريت همواره با اين سئوال مواجه بوده است كه : آيا اين جهان از ابتدا بدين صورت بوده يا اين كه همه چيز از جايي و به طور ناگهاني به وجود آمده است ؟ كشف اين مطلب كه جهان در حال انبساط است موجب شگفتي بسيار در اوايل قرن گذشته شد. بر اساس اين يافته فيزيكدان ها حدس زدند كه جهان مي باستي در گذشته و از اندازه بسيار كوچك متولد شده باشد . اين مطلب كه جهان آغازي دارد همچنين هيبت ابعاد و خلق آن ، انسان را با اين سئوال روبرو ساخت كه جهان چگونه آغاز شده است . اكنون بس از رصد ها و تفكرهاي بسيار به پاسخي رسيده ايم كه بيگ بنگ نام گرفته است .

 

بيگ بنگ چیست ؟

 

بر اساس نظریه بيگ بنگ جهان از انفجار حجم بسیار کوچک - ابعادی کوچکتر از حفره های روی پوست - ، با دما و چگالی بسیار زیاد آغاز شده است .بر اساس این نظریه شکل گیری  فضا همانند کش آوردن سطح   یک بادکنک است – مواد، دردرون و سطح بيروني فضای در حال انبساط می یاشند، همانند ذرات غبار روی  شطح یک بادکنک-  این انفجار همانند انفجار ماده در یک فضای خالی نیست بلکه خود  فضا به همراه این انفجار متولد شده است و ماده را همچنان که منبسط میشود به همراه خود حمل می کند . فیزیکدان ها حتی بر این عقيده هستند که زمان نيز با بيگ بنگ آغاز شده است . امروزه ، اکثر دانشمند ها نظریه يگ بنگ را قبول دارند . شواهد موجود به قدر کافی محکم بودند که در سال 1951 دفتر کلیسای کاتولیک اعلام کرد نظریه بيگ بنگ با کتب مقدس مطابقت دارد .

 

 

 

تا اوایل قرن 19 مردم می پنداشتند که جهان پايدار و ثابت است . در سال 1915 با نظریه نسبیت عام اینشتین که به ماهیت فضا ، زمان و جاذبه  می پردازد حالت های  محتمل دیگری نیز ارائه شد . با ارائه نظریه نسبیت ساحتار فضا قادر بود که منبسط یا منقبض شود . در سال 1917 ستاره شناسی به نام ویلم دسیتر با به کار گیری نسبیت در مورد جهان نشان داد که جهان قادر است منبسط شود . (Willem de Sitter)

 

در سال 1922 ریاضیدانی به اسم الکساندر فريدمن (Aleksandr  Friedmann) با استفاده از روش های ساده تر به همین نتیجه رسید .  نتیجه بدست آمده توسط  جرج لمایتر (Georges Lemaitre) کیهان شناس در سال 1927 نیز همین بود . این گام ، تحولی بزرگ در مورد دیدگاه پذیرفته شده جهان-ثابت بود . جرج لمایتر بر اين عقيده بود  که با سفر به کذشته كيهان ، ماده جهان می بایستی در ابعادی کوچک جمع شود و در آنجا انفجاري  رخ داده باشد . اگرچه این احتمال حالت شگفت آور جدیدی برای جهان در نظر می گرفت ولی مبتنی بر رصد های وقت نبود .

 

 

چرا بر این تفکریم که  بيگ بنگ  اتفاق افتاده است ؟

 

نتایج 3 رصد مهم طی قرن گذشته به ستاره شناسان کمک کرد تا اطمینان حاصل کنند که جهان با بيگ بنگ آغاز شده است . اولین آنها این است که جهان در حال انبساط است – بدین معنی که فضای ميان کهکشان ها در حال بزرگ و بزرگتر شدن است -  این مشاهده منجر به این حدس شد که قبل ازانبساط همه چیز در جایی کنار هم قرار داشته است . دوم اینکه این نظریه به خوبی قادر به توضیح فراواني هلیم و دتریم ( ایزوتوب هیدروژن ) در جهان است . دما و چگالی و محیط منبسط شونده جهان اولیه شرایط  خوبی برای تولید این هسته ها با فراوانی که امروز شاهد آن هستیم می باشد . دلیل سوم اینکه ستاره شان موفق به رصد تابش پس زمینه کیهانی  – نابش بس از انفجار اولیه - از هر سمت کیهان  شده اند .  تابش پس زمینه کیهانی دلیل قاطعی بر تایید آغازی اين چنين – با يك انفجار-  برای جهان است . آفای استفان هاوكينگ در این مورد می گوید : این اکتشاف بی نظیر ، اکتشاف قرن است .  

 

انبساط جهان

 

همزمان با اين ايده كه جهان در حال انبساط است ، ستاره  شناسي يه اسم  وستو سليفر (Vesto Slipher) متذكر شد كه تعداد كهكشان هايي كه از ما دور مي شوند بيشتر از آنهايي هستند كه به ما نزديك مي شوند .ستاره شناسان با استفاده از نور دريافتي از يك كهكشان قادرند دريابند كه يك كهكشان به ما نزديك يا از ما دور مي شود . اگر طيف نوري كهكشان به سمت طول موج كوتاه تر اتقال يابد - انتقال به آبي – كهكشان در حال نزديك شدن به ماست ، مثال معروف اين مطلب تغيير طول موج صداي يك آمبولانس در حال نزديك شدن به ما است . اگر طيف نوري كهكشان به سمت طول موج بلند تر انتقال يابد - انتقال به سرخ – كهكشان در حال دور شدن از ماست ، همان طور كه طول موج صداي يك آمبولانس كه در حال دور شدن از ما است افزايش مي يابد . ميزان اتقال به سرخ يا آبي بستگي به سرعت دور شدن يا نزديك شدن كهكشان دارد . بنابراين وستو سليفر مشاهده كرد كه بيشتر كهكشان ها داراي انتقال به سرخ هستند تا اتقال به آبي .

 

درسال 1929 ، ادوين هابل (Edwin Hubble) كشف كرد كهكشان هايي كه در فاصله ي بيشتري از ما قرار دارند با سرعت بيشتري از ما دور مي شوند ، اين سرعت متناسب با فاصله است . به عبارت ديگر كهكشان هايي كه در فاصله دورتري نسبت به ما هستند داراي اتقال به سرخ بيشتري نيز مي باشند . كهكشان هاي دور دست فاصله اي در ابعاد ميليون و ميليارد سال نوري با ما دارند و اين به اين معناست كه ما به گذشته اي در ابعاد ميليون يا ميليارد سال نوري نگاه مي كنيم . در حين سفر نور كهكشان ها به سمت ما طيف نور ازطول موج هاي كوتا هتر به سمت طول موج هاي بلند تر - انتقال به سرخ – اتقال مي يابد . اين انتقال به سرخ در اثر انبساط ساختار فضا است. اگر طول موج دو برابر شود ، جهان مي بايد با ضريب 2 منبسط شود. بنابراين كشف هابل اين بود كه عامل انبساط به نحوي با مسير طي شده توسط نور در ارتباط است ، معادل با اينكه شما به چه ميزان به گذشته نگاه مي كنيد . اين مطلب بيان گر اين است كه هر چه در زمان به  عقب و عقب تر برگرديم جهان كوچك و كوچكتر است . با سفر به گذشته ي يك جهان منبسط شونده خواهيم ديد كه فاصله ي ميان كهكشان ها در حال كاهش و چگالي جهان در حال افزايش است .

 

اين روند تا جايي ادامه  پيدا مي كند كه تمامي ماده جهان در حجمي بسيار كوچك متراكم مي شود ، كه نتيجه اين روند چگالي باور نكردني جهان اوليه - لحظه بيگ بنگ – است . با تقسيم فاصله ي كهكشان بر سرعت ذاتي آن قادر به تخمين طول عمر جهان خواهيم بود . با اين روش مي توانيم  تخمين بزنيم كه در چه زماني فاصله ي ما تا ديگر كهكشان ها صفر بوده است . محاسبات نشان مي دهند كه بيگ بنگ در حدود 10 تا 15 ميليون سال قبل - 3 برابر عمر زمين – اتفاق افتاده است .

 

يكي از راه هاي تست كردن اين تخمين اين است كه به ذنبال كهن ترين جسم در كيهان باشيم اين جسم مي بايد سني در حدود 10 تا 15 ميليارد سال داشته باشد نه بيشتر . روش ديگر بررسي فعاليت هاي راديو اكتيوي ايزوتپ هاي اورانيوم است . مي دانيم كه كهن ترين ايزوتوپ هاي تشكيل شده توسط فعاليت هاي هسته اي ابر –نو اخترها 10 ميليارد سال سن دارند . با استفاده از مدل هاي امروزي تحول ستاره اي مي دانيم كه كهن ترين ستارهاي موجود در كهكشان را شيري در حدود 10 ميليارد سال سن دارند . سنين به دست آمده با تخمين -هاي ما مطابقت دارند

 

فراواني هليم و دتريم در كيهان

 

با توجه به اين كه در ابتداي كيهان دما بسيار زياد بوده است مي تواند دليل خوبي برتائيد  اين مطلب باشد كه هليم و دتريم پيش از تشكيل هر ستاره اي در جهان بوجود آمده اند  .  اين عناصر در همجوشي هاي هسته اي توليد مي شوند. همجوشي يك پروتون با يك نترون منجر به توليد دتريم - هيدروژن سنگين - مي شود . اين فرايند تنها در دماهاي بسياربالا مثل دماي هسته ي ستاره ها امكان پذير است . در سال 1946 ، جورج گاموو

 

 (George Gamow) يكي ازدانشجويان فريدمن  پيشنهاد داد كه همجوشي هسته اي مي بايست در كيهان اوليه زماني كه دما بسيار بالا بود اتفاق افتاده باشد . اين فرآيند سنتز هسته اي نام دارد ، كه منجر به توليد هليم و دتريم (همچنن مقداري ليتيم و بريليوم) از درياي انبوه پروتون ها و نترون هاي پر انرژي كيهان اوليه  شده است .در اوايل دهه ي 1960 طيف سنجي ستاره هاي محلي نشان داد كه هليم 20 تا 30 در صد از جرم ستاره ها را تشكيل مي دهد . و بقيه جرم ستاره را غالبا ازهيدروژن تشكيل شده است . تنها دو منبع در جهان حاضر فادر به توليد هليم هستند كه يكي ستاره هاي آسمانند و ديگري بمب هاي اتمي . هر دو اين ها با استفاده از همجوشي هسته اي و در آميختن هسته هاي هيدروژن ، هليم توليد مي كنند كه انرژي فراواني نيز از اين فرايند توليد مي شود .ستاره شناسان بر اين اعتقادنند كه اگر تمامي هليم موجود در جهان توسط ستاره ها توليد شده است درنتيجه روشنايي آسمان بايد بيشتر از حال حاضر باشد . بنابراين هليوم موجود مي بايد قبل از ستاره ها توليد شده باشد .

 

برپايه تئوري سنتز هسته اي مدل بيگ بنگ فيزيكدان ها در اواسط دهه ي 1960 تخمين زدند كه در حدود يك چهام جرم كيهان در ابتدا به هليم تبديل شده است ، در حالي كه باقيمانده جرم به هيدروژن تبديل شده. اين مقدار با اندازه  گيري هاي اوليه 20 تا 30 درصد فراواني هليم ، كه امروزه مشاهده مي كنيم - كه توسط بيگ بنگ ، قبل از اينكه در ستاره اي توليد شود، توليد شده است -  سازگار است . در اوايل دهه ي 1970 با مطالعه طيف ديگر كهكشان ها مشخص شد كه اكثريت هليم مشاهده شده  قبل از شكل گيري ستاره اي در كيهان وجود داشته است .

 

 مقدار اكسيژن موجود در ستاره ميزان سنتز هسته اي ستاره را نشان مي دهد زيرا اين ستاره ها هستند كه توسط همجوشي هسته اي هيدروژن عناصر سنگين تري مثل : اكسيژن ، نيتروژن ، كربن و هليوم را توليد مي كنند . اگر همانند اكسيژن تمامي هليوم موجود در كيهان توسط ستاره ها توليد شده باشد انتظار نمي رود در كهكشان هايي كه اكسيژن ندارند هليوم يافت شود زيرا كهكشان ها قبل از شكل گيري عناصرسنگين در ستاره ها شكل گرفته اند . براي شكل گيري يك كهكشان مقدار اوليه هليوم  مورد نياز در حدود 24 درصد است و اين مطلب تاييدي بر وجود تئوري سنتز هسته اي بيگ بنگ است . به اين معنا كه بايد در جهان اوليه هليوم توليد شده باشد . نتايج رصدي از اين تئوري - كه در جهان اوليه يك چهارم جرم كيهان توسط سنتز هسته اي به هليوم تبديل شده است - دفاع مي كنند .

 

 شاهد ديگري براي تاييد سنتز هسته اي در كيهان اوليه دتريوم مي باشد . دتريم بر خلاف هليوم هرگز در مركز ستاره ها توليد نمي شود .دتريم توليد شده در ستاره ها در دماي بالا و فشار زياد بلا فاصله يا تجزيه

 

مي شود- در دمايي بالاتر از يك ميليون درجه كلوين دتريم به يك پروتون و يك نترون تجزيه مي شود- و يا اينكه به هليوم تبديل مي شود  . ستاره شناسان در اوايل دهه 1970 پي بردنند كه عاملي نا مشخص در كيهان حاضر منجر به توليد دتريم مي شود . مطالعات انجام گرفته در سال 1973 بر روي طيف جذبي ستاره هاي نزديك  شان داد كه ماده ي ميان ستاره اي حاوي مقدار كمي دتريوم مي باشد . و از آنجا كه ستاره ها قادر به توليد دتريوم نمي باشد ، در نتيجه دتريوم موجود مي بايستي درابتداي شكل گيري كهكشان ها يا حتي قبل از آن توليد شده باشد . با وجود  اينكه در كيهان اوليه دما به شدت بالا بوده است ولي به دليل انبساط عالم چگالي و فشار به سرعت كاهش يافته طي اين مدت دتريوم توليد شده فرصتي براي تجزيه پيدا نكرده است . بر اين اساس فراواني هليوم و دتريوم موجود در جهان شاهد ديگري است بر آغازي با دماي بالا، براي كيهان كه اين انفجار نيرومند با مدل بيگ بنگ سازگاري دارد .

 

تابش پس زمينه ي كيهاني  

 

دليل سوم و نهايي براي مدل بيگ بنگ تابش پس زمينه ي كيهاني است . در سال 1948 آقاي گاموو

 

 پيش بيني كرد كه  تابش حاصل از سنتز هسته اي كيهان اوليه هنوز فابل آشكار سازي است . او دماي لازم براي تشكيل هليوم در كيهان اوليه را محاسبه كرد و بر اساس آن دماي تابش هاي به جا مانده از آن فرآيند را  در جهان امروز حدود 5 درجه ي كلوين تخمين زد . اغلب فيزيكدان هاي تئوري و حتي خود او بر اين باور بودند كه اين دما براي رديابي بسيار ضعيف است.

 

به هر حال در سال 1964 دو ستاره شناس راديويي به نام هاي آرنو پنزياس (Arno Penzias) و رابرت ويلسون (Robert Wilson) مي كوشيدند تا سيگنال هاي مزاحم  پس زمينه را از سيگنال هاي دريافتي آنتن راديويي خود حذف كنند . آنها بر اين باور بودند كه عامل اين نويز مزاحم  پس زمينه فضله ي كبوتراني است كه در آنتن راديويي آنها لانه كرده اند و با پاك كردن اين فضله ها مي توانند اين نويز مزاحم را حذف كنند اما پس از يك سال آنها همچنان اين نويز مزاحم را دريافت مي كردنند ، و قادر به حذف آن نبودند . آن دو متوجه شدن كه اين نويز در تمام جهات به صورت يكسان دريافت مي شود - چه آنتن راديويي آن ها به سمت خورشيد هدفگيري شده باشد يا به سمت مركز كهكشان و يا حتي محدوده هاي خالي آسمان-  اين بدان معنا بود كه اين سيگنال مي بايستي از وراي كهكشان منشاء داشته باشد ، در غير اين صورت نمي توانست در تمام جهات آسمان به صورت يكسان دريافت شود . همگرايي شديد اين سيگنال نشان مي داد كه منبع اين سيگنال در فاصله ي دوري از ما قرار دارد به عبارت ديگر در اوايل عمر كيهان اتفاق افتاده است .همچنين منبع اين سيگنال مي بايستي  پر قدرت باشد كه در حال حاضر ما قادر به آشكار سازي آن هستيم . سرانجام فيزيكدان ها پي بردند كه اين تابش ها از انفجار اوليه كيهان منشاء  گرفته اند - همان طور كه  آقاي گاموو پيش بيني كرده بود - . اما آن ها چگونه مي توانستند مطمئن شوند كه كشف پنزياس و ويلسون همان تابش پس زمينه ي كيهاني است ؟

 

اگر اين تابش حاصل بيگ بنگ باشد بايد از طيف جسم متعارفي كه جسم سياه ناميده مي شود  پيروي كند. جسم سياه جسمي است كه تمام تابش دريافتي را جذب مي كند . بر اساس مدل بيگ بنگ كيهان اوليه تجمعي فشرده شده از ذره و نور بوده است ، و دمايي بسيار بالا داشته است . در يك چنين محيطي ذره دائما با نور در برخورد بوده است ، آن را جذب مي كرده و دوباره آن را تابش مي كرده است . نور در يك چنين شرايطي داراي طيف جسم سياه مي باشد ، و اين مشخصه نور در طول سفرش در فضاي منبسط شونده ثابت مي ماند . در طيف جسم سياه هر طول موج داراي شدت خاصي است . و اين شدت در طول موج هاي مختلف تنها تابع دماي جسم است . بنابراين ستاره شناسان با اندازه گيري شدت تابش در طول موج هاي مختلف ميتوانند نتيجه يگيرند كه اين تابش با تابش جسم سياه مطابقت دارد يا خير.

 

در دهه ي 1970 گروه هاي مختلفي شدت تابش را در امواج ماكرو ويو و فروسرخ اندازه گيري كردند . تمامي اين مشاهدات تاييد كرد كه تابش پس زمينه ي كيهاني يك تابش جسم سياه مي باشد و دماي آن در حدود 3 درجه ي كلوين است . در سال 1991 رصد خانه فضايي COBE  اندازه گيري دقيقي از تابش پس زمينه ي كيهاني انجام داد و نتيجه بسيار شگفت آور بود . در 43 مورد اطلاعات اندازه گيري شده همخواني كاملي با طيف جسم سياه داشتند .  اين اطلاعات چنان با طيف جسم سياه هم خواني داشتند كه نمودار طيف جسم سياه به طور كامل در پس آن ها مهو مي شد . اين مورد ، آخرين نمونه از يكسان بودن فيزيك تئوري و مشاهدات انجام  گرفته شده توسط نجوم بود . 

 

بر اساس اندازه گيري هاي ماهواره COBE  دماي تابش  پس زمينه ي كيهاني مي بايستي  0.010±2.726باشد . اين مقدار اندازه گيري شده به اندازه قابل توجهي از مقدار اصلي تابش كمتر است ودليل اين امر انبساط عالم مي باشد -عالم منيسط شونده  منجر به افزايش  طول موج تابش شده  و انرژي موج را كاهش مي دهد - اين موج به اندازه سن عالم در راه بوده تا به ما برسد . امروزه ستاره شناسان مي دانند كه عالم منبسط شونده طول موج تابش پس زمينه ي كيهاني را با ضريب 1000 افزايش مي دهد . درخش پس از بيگ بنگ در زماني اتفاق افتاده است كه عالم تنها 000/500 هزار سال عمر داشته است در نتيجه تابش پس زمينه ي كيهاني قديمي ترين سوژه رصد شده تا كنون است .در حقيقت ما اتفاقات حاصل از بيگ بنگ را نظاره مي كنيم .

 

نتيجه

 

در قرن بيستم ما نظاره گر جهش بزرگي در درك و شناخت كيهان بوديم . از زماني كه معتقد به جهاني پايدار بوديم چندي نمي گذرد . كهكشان هاي دوردست كه از ما دور مي شوند ما را متوجه ساختند  كه جهان در حال انبساط است .  با سفري به گذشته اين جهان منبسط شونده ما به كيهان اوليه اي چگال و داغ مي رسيم .  در ميانه هاي قرن بيستم به اين مطلب پي برديم كه واكنش هاي هسته اي در كيهان اوليه رخ داده اند دليلي بر فراواني نسبي هليوم و دتريوم مي باشند .  با حركت به جلو توانستيم درخش پس از بيگ بنگ را كه ميليارد ها سال پيش اتفاق افتاده است ،  آشكار سازي كنيم . در نهايت كشف اين كه جهان با بيگ بنگ آغاز شده است ممكن است مانند ساير اكتشافات انسان ثابت و پا بر جا باقي بماند .

 

اگر چه بيگ بنگ به عنوان تنها تصور جهاني از جهان است . اما امروزه فيزيكدان هاي ذره اي در حال تدارك تئوري در مورد تاريخ جهان در چند ترليونيوم ثانيه پس از بيگ بنگ هستند . آنها قادرند كه نظري هاي خود را با استفاده از شتاب دهنده هاي ذرات امتحان كنند و وقايع را ( حتي با انرژي هاي بالا ) همانند جهان اوليه شبيه سازي كنند .  براي درك اينكه جهان چگونه آغاز شده است تئوري بايد تدوين شود كه شامل نظريه نسبيت عام (به دليل جاذبه باور نكردني جهان اوليه) و مكانيك كوانتومي (به دليل چگال  و فشرده بودن جهان اوليه) باشد . هدف فيزيك امروزه ارتقا بخشيدن نظريه كوانتومي جاذبه است تا جايي كه روزي ما به اين حقيقت پي ببريم كه چه چيزي در لحظه ي تولد جهان اتفاق افتاده است .

 

 

 

Uki D. Takahashi  نویسنده ی این مقاله دانشجوي سال سوم موسسه ي فناوري كلتك در رشته فيزيك و نجوم است . 

معمای ابرنواختر سیصد ساله ذات‌الکرسی حل شد

دو اخترفیزیک‌دان مدعی شده‌اند راز جرم اسرارآمیزی را که در میان بقایای ابرنواختر تاریخی ذات‌الکرسی-آ قرار گرفته، آشکار کرده‌اند.

به گزارش نیچر، ‌در حدود 330 سال پیش ستاره‌ای عظیم در صورت‌فلکی ذات‌الکرسی منفجر شد. این انفجار ابرنواختری ‌احتمالا توسط منجم دربار انگستان،‌ جان فلامستید ثبت شد. او در گزارش‌های خود به ظهور ستاره‌ای در این منظومه اشاره کرده که در هیچ‌یک از نقشه‌های معروف امروزی وجود ندارد.

بقایای این ستاره، اولین منبع رادیویی کشف‌شده در صورت‌فلکی ذات‌الکرسی است و به‌همین دلیل ذات‌الکرسی-آ نام گرفته است،‌ اما سالیان درازی است که برای ستاره‌شناسان رازآلود بوده است. قاعدتا این ستاره باید جرم زیاد و فشرده‌ای مانند یک سیاه‌چاله یا ستاره نوترونی را به جای می‌گذاشت، اما ده‌ها سال است که در مرکز ذات‌الکرسی-آ نشانه‌ای از ان اجرامی دیده نشده است.

در نهایت این رصدخانه فضایی پرتوی ایکس چاندرا بود که توانست در سال 1999/ 1378 جرم فشرده‌ای را درون این سحابی شناسایی کند؛ اما به گفته کرگ هینگه از اخترشناسان دانشگاه البرتا در کانادا، این جرم شبیه به آن چه ستاره‌شناسان از یک ستاره نوترونی انتظار دارند،‌ نیست. اغلب ستارگان نوترونی میدان‌های مغناطیسی چرخان و قوی دارند که باعث می‌شود به‌سان یک فانوس دریایی از خود پرتوهای قدرتمند رادیویی و ایکس منتشر کنند؛ اما جرمی که در میان ذات‌الکرسی-آ قرار گرفته، پیوسته و یکنواخت می‌سوزد.هم‌چنین پرتوی ایکس منتشرشده از این جرم با آن چه ستاره‌شناسان انتظار دارند، نمی‌خواند.

اما هینکه و همکارش وین هو از دانشگاه سوت‌هامپتون در انگلستان معتقدند که از این راز پرده برداشته‌اند. به نظر این دو، در ذات‌الکرسی-آ، یک ستاره نوترونی وجود دارد که با جوی از کربن پوشانده شده است. چنین جوی باعث می‌شود که باقیمانده ستاره در طول‌موج‌های مریی، آبی به نظر برسد و هم‌چنین انرژی‌های غیرمعمول پرتوهای ایکسی را که دانشمندان مشاهده کرده‌اند، توضیح بدهد. نتایج این مطالعه این هفته در نشریه نیچر به چاپ می‌رسد.

به اعتقاد هینکه، ظاهر غیرمعمول ذات‌الکرسی-آ به دلیل جوان بودن آن است. به گفته وی این ستاره با گذشت زمان هیدروژن و هلیوم جمع می‌کند و دارای چرخشی قابل تشخیص می‌گردد و بدین ترتیب بیشتر به دیگر ستارگان نوترونی قدیمی‌تر و شناخته شده‌تر شباهت پیدا خواهد کرد.

هروی تنان‌بوم، مدیر مرکز رصدخانه پرتوی ایکس چاندار در مرکز نجوم هاروارد درباره این فرضیه می‌گوید: « من فکر می‌کنم خیلی جالب است. این مقاله هیچ مدرک انکارناپذیری مبنی بر قرار گرفتن یک ستاره نوترونی پوشیده شده با کربن در میان ذات‌الکرسی-آ ارائه نمی‌دهد و با مشاهدات بیشتر می‌توان سرنخ‌های بهتری در مورد طبیعت این جرم به دست آورد. با این حال من بر این باورم که به احتمال زیاد، این مقاله بهترین توضیحی است که تاکنون در این باره منتشر شده است».

سوار بر موج مرگ ستارگان

تصویر هابل از قسمتی از کهکشان M83 تهیه شده بوسیله دوربین جدید WFC3

کهکشان‌های مارپیچی، اجتماعاتی فرفره‌گون از صدها میلیارد ستاره‌اند که آشناترین نمونه‌ی‌شان، کهکشان‌مان راه شیری است . راه شیری، کهکشانی معمولی است که سالیانه در حدود پنج ستاره تولید می‌کند؛ اما برخی از کهکشان‌ها به «فوق ستاره‌ساز» (Starburst) معروف شده‌اند؛ کارخانه‌هایی که سالانه حتی تا هزاران ستاره را نیز تولید می‌کنند.

یکی از نزدیک‌ترین آن‌ها به ما با فاصله‌ی ۱۵ میلیون سال نوری، کهکشان «فرفره‌ای جنوبی» یا M83 نام دارد. چشمان جدید و تیزبین هابل این‌بار گوشه‌ای از دشت آشوبناک ستارگان این کهکشان را نشانه رفته است تا با یک نگاه ساده به این تصویر، بتوان حیات چند میلیون ساله و پُرافت‌وخیر ستارگان پُرجرم را از نظر گذراند.

کهکشان‌های مارپیچی را با بازوهای موزون‌شان می‌شناسیم؛ شاه‌راه‌هایی از گورستان‌ها و زایش‌گاه‌های ستاره‌ای که قلب تپنده‌ی یک کهکشان پویا محسوب می‌شوند. اما جالب است بدانید که بر خلاف تصور عمومی، تعداد ستارگان موجود در یک بازو، تنها ۵ درصد از فضاهای مابین‌شان بیش‌تر است.

در حقیقت این تنها گرمای ستارگان نوزاد است که با تابش شدید پرتوهای ماورای بنفش به اطراف و با برانگیزش ابرهای خاموش میان‌ستاره‌ای، قلمروی پیرامون‌شان را درخشنده می‌سازند. پس با این حساب می‌توان دریافت که یکی از وجوه تمایز بازوها، حضور ستارگان نوزاد در آن‌هاست.

منطقه تحت پوشش دوربین WFC3 از کهکشان تصویر پس زمینه، توسط تلسکوپ 2.2 متری لاسیلا در شیلی تهیه شده است / ESO

زمانی‌که سنگ‌ریزه‌ای را در آب رها می‌کنید، گستره‌ای از امواج متحدالمرکز از محل برخورد به اطراف منتشر می‌شوند. در قرص مسطح یک کهکشان نیز «امواج چگالی» برخاسته از مرکز کهکشان، با پیش‌روی در طول قرص، برخی از نقاط را فشرده ساخته و مواد اولیه‌ی پیدایش یک ستاره را به هم نزدیک‌تر می‌کنند.

۹۹ درصد از این مواد، گازهایی چون هیدروژن، هلیوم و درصد اندکی از عناصر سنگین‌تر است و تنها ۱ درصد از آن را ذرات گرافیتی-سیلیکاتی فوق‌العاده ریزی موسوم به گرد و غبار میان‌ستاره‌ای تشکیل داده که با خاصیت چسبندگی‌شان، هم‌چون کاتالیزوری در پیدایش یک ستاره نقش اساسی دارند.

با وجود فراوانی نسبتا اندک این ذرات در فضای میان‌ستاره‌ای، به‌راحتی می‌توان آن‌ها را در تصویر اخیر هابل مشاهده کرد. توده‌های تیره‌رنگ واقع در امتداد بازو، اجتماعات گرد و غبارند که با جذب نور ستارگان پس‌زمینه و بازتاب آن‌ها به شکل امواج کم‌انرژی‌تر مادون قرمز، حضور خود را به شکل لکه‌های پراکنده در تصاویر مرئی، نشان می‌دهند.

سرعت پیش‌رویِ امواج چگالی، بسیار کم‌تر از سرعت چرخش کهکشان است. از این‌رو، مادامی‌که یک منطقه از قرص کهکشان تحت تاثیر فشردگی حاصل از عبور موج چگالی قرار می‌گیرد، توده‌های گازی و غباری به سمت گودال گرانشی موج سرازیر شده و در اندک‌زمانی به‌واسطه‌ی نرخ افسارگسیخته‌ی رشد غلظت نسبی ماده در این نواحی، سلسله‌ای از ستارگان نوباوه در امتداد انحنای موج تشکیل می‌شود. ستارگان نوزاد به حرکت خود ادامه داده و از حوزه‌ی فشردگی موج چگالی به تدریج دور می‌شوند؛ فرآیندی که میلیون‌ها سال به طول می‌انجامد.

اما همین‌ زمانِ به‌ظاهر اندک کافی است تا یک ستاره پُرجرم، تمامی سوخت هسته‌ای‌اش را سوزانده و در انفجاری مهیب از میان برود. انفجارهای پی‌درپی ستارگان پرجرم، انبوهی از گاز هیدروژن را به اطراف پخش می‌کند و این گاز، زیر بارانی از تابش شدید فرابنفش ستارگان همسایه‌ای که به‌واسطه‌ی جرم کم‌ترشان هنوز در ابتدای حیات خود به سر می‌بردند آغاز به تابش می‌کند.

بخشی از تصویر هابل. توده های سیاه رنگ، گرد و غبار میان ستاره ای و حباب های سرخ رنگ نیز بقایای مرگ ستارگان پرجرمند

نتیجه آن‌که مرزهای یک بازوی کهکشانی به مانند قوسی از نفت، با تماس کوچک‌ترین جرقه‌ای، شعله می‌کشد و نورهای نمایشِ باشکوهِ پیدایش و مرگِ ستارگان تا میلیون‌ها سال نوری آن‌طرف‌تر رخنه کرده و در چشمان تلسکوپ فضایی هابل آرام می‌گیرند.

در تصویر تازه‌-منتشر-شده به‌خوبی می‌توان دریافت که توده‌های قرمزرنگی که بقایای مرگ همان ستارگان پرجرمند با توده‌های سیاه‌رنگی که ستاره از آن‌ها متولد شده است فاصله چندانی ندارند. به‌عبارتی ستارگان سنگین وزن، در یک قدمی زایش‌گاه خود از میان رفته‌اند. طوفان‌های حاصله از این انفجارهای ستاره‌ای، در مقیاسی کوچک‌تر قادرند گازهای پیرامون خود را فشرده ساخته و به بقای زنجیره‌ی ستاره‌سازی یک بازو کمک کنند.

تاکنون سازوکار ایجاد امواج چگالی یک کهکشان در حد گمانه‌زنی است؛ اما بسیاری دلیل گسترش این امواج را چرخش ساختار میله-مانند میانه‌ی کهکشان M83می‌دانند که هم‌چون سنگی در آب، گستره‌ای از امواج مرگ‌بار و زندگی‌بخش را در پهنه‌ی آرام یک کهکشان پراکنده سازند.