در حال ویرایش دنباله‌دار

دنباله‌‌‌دارها توده‌‌‌هایی از یخ، برف و غبار هستند. قطر آن‌ها معمولاً از مرتبه‌‌‌ی 10Km یا کم‌تر است. هستة آن‌ها را تکه‌‌‌های یخ و گاز منجمد، آمیخته با سنگ و غبار، می‌سازد. در مرکز آن‌ها، احتمالاً یک هسته‌‌‌ی صخره‌‌‌ای وجود دارد.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز </ref>

واژه انگلیسی '''comets''' (دنباله دارها) از اصطلاح لاتینی '''stella cometea''' به معنی "ستاره های گیسو دراز" مشتق شده است. <ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref> 

دنباله‌‌‌دار، زمانی که دور از خورشید قرار دارد، نامرئی است. نزدیک‌‌‌تر، در فاصله‌‌‌ی 2AU، گرمای خورشید شروع به ذوب کردن یخ و برف می‌‌‌کند. گاز و غبارِ برخاسته، پوشی را موسوم به گیسو (Coma ) اطراف هسته می‌‌‌سازد. فشار تابشی و باد خورشیدی، گاز یونیده و غبار را از خورشید دور می‌‌‌کند و دنباله‌‌‌ای را برای دنباله‌‌‌دار به‌‌‌وجود می‌‌‌آورد.

[[پرونده:Markos comet.png|قاب|وسط| بالا: دنباله دار مارکوس در سال 1957. پایین سمت چپ: در ژوئیه 2005 فضاپیمای Deep Impact  قطعه‌‌‌ای را به‌‌‌اندازه‌‌‌ی یک یخچال و با جرم پنج برابر انسان به هسته‌‌‌ی دنباله‌‌‌دار Tempel 1 پرتاب کرد. قطر هسته‌‌‌ دنباله‌‌‌دار (پایین سمت راست) پنج کیلومتر است. پایین وسط: تصویر هسته‌‌‌ی دنباله‌‌‌دار هالی که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی فضاپیمای گیوتو (Giotto) در سال 1986 گرفته شد. اندازه‌‌‌ی تقریبی هسته 13 در 7 کیلومتر است. فوران‌‌‌های غبار از دو ناحیه‌‌‌ی هسته سرچشمه می‌‌‌گیرند. ]]

دنباله همواره به‌‌‌سمت دور از خورشید نشانه رفته است، و این موضوعی بود که در قرن شانزدهم مورد توجه قرار گرفت. معمولاً دو دنباله وجود دارد، یک دنباله‌‌‌ی یونی (Ion Tail ) (دنباله‌‌‌ی گازی) و یک دنباله‌‌‌ی غباری (Dust Tail ). گاز نسبتاً یونیده و ذرات بسیار ریز غبار در دنباله‌‌‌ی یونی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی باد خورشیدی رانده می‌‌‌شوند. کمی از نور این دنباله ناشی از نور بازتابیده‌‌‌ی خورشید است، اما بیش‌تر نور دنباله‌‌‌ی یونی از گسیل اتم‌‌‌های برانگیخته سرچشمه می‌‌‌گیرد. فشار تابشی باعث دنباله‌‌‌ی غباری می‌‌‌شود. از آنجا که سرعت ذرات در این دنباله کم‌تر از دنباله‌‌‌ی یونی است، دنباله‌‌‌ی غباری اغلب از انحنای بیش‌تری نسبت به دنباله‌‌‌ی یونی برخوردار می‌‌‌باشد.

در دهه‌‌‌ی 1950، فرد ویپل (Fred Whipple ) نظریه‌‌‌ی گلوله برفی کثیف (Dirty Snowball Theory ) را در تشریح ساختار دنباله‌‌‌دارها ارائه کرد. بر اساس این مدل، هسته‌‌‌ی دنباله‌‌‌دارها از یخ آمیخته با شن و غبار درست شده است. مشاهدات نشان داده است که مدل کلاسیک گلوله‌‌‌ی برفی کثیف کاملاً صحیح نیست و حداقل در سطح دنباله‌‌‌دار، غبار بیش‌تر از برف است. ضمن اینکه ترکیبات آلی نیز در سطح وجود دارد. چندین ترکیب شیمیایی مشاهده شده است، از جمله یخِ آب، که احتمالاً 75 تا 80% ماده‌‌‌ی فرّار را می‌‌‌سازد. دیگر ترکیبات رایج عبارت‌اند از: کربن منواکسید CO، کربن دی‌‌‌اکسید CO<sub>2</sub>، متان CH<sub>4</sub>، آمونیاک NH<sub>3</sub>، و فرمالدئید H<sub>2</sub>CO .

معروف‌‌‌ترین و آشناترین دنباله‌‌‌دار دوره‌‌‌ای، دنباله‌‌‌دار هالی است. این دنباله‌‌‌دار، با دوره تناوب مداری حدود 76 سال، آخرین بار در سال 1986 در حضیض مداری خود قرار داشت. در آن سال، دنباله‌‌‌دار را با فضاپیما نیز مورد رصد قرار دادند که به آشکار شدن هسته‌‌‌ی جامد دنباله‌‌‌دار انجامید. هالی، با ابعاد 13 در 7 کیلومتر، شکلی شبیه به بادام‌‌‌زمینی دارد. سطح آن‌‌‌را یک لایه‌‌‌ی فوق‌‌‌العاده سیاه، احتمالاً یک ماده‌‌‌ی آلی قیر مانند یا ماده‌‌‌ی مشابه دیگر، پوشانده است. طغیان‌‌‌های شدید گاز و غبار، پیش‌‌‌بینی دقیق روشنایی آن‌‌‌را غیر ممکن می‌‌‌سازد. در نزدیکی حضیض، در هر ثانیه چندین تن گاز و غبار به بیرون فوران می‌‌‌کند.

ماده‌‌‌ی دنباله‌‌‌دارها خیلی سست است. کاهش یخ و غبار، تغییرات زیاد دما، و نیروهای کشندی، گاهی اوقات به خرد شدن کامل دنباله‌‌‌دار می‌‌‌انجامد. دنباله‌‌‌دار شومِیکر-لِوی9 (Shoemaker–Levy 9 ) که در سال 1994 به مشتری برخورد کرد، دو سال پیش از آن و در هنگام عبور از کنار سیاره از فاصله‌‌‌ی 21000 کیلومتری، به چند تکه تقسیم شده بود. برخورد شومِیکر-لِوی9 نشان داد که ممکن است تغییرات چگالی (و همچنین شاید تغییرات در ترکیب) درون جسم اصلی دنباله‌‌‌دار وجود داشته باشد.

[[پرونده:Shoemaker-levy9.png|قاب|وسط|تصویر دنباله دار شومیکر لوی 9 توسط [[تلسکوپ فضایی هابل|تلسکوپ هابل]]، که پنج ماه قبل از برخورد آن به مشتری گرفته شد.]]

دنباله‌‌‌دارها پدیده‌‌‌هایی نسبتاً زودگذر هستند و حداکثر پس از چند هزار بار گردش به‌‌‌دور خورشید، یا کم‌تر، نابود می‌‌‌شوند. دنباله‌‌‌دارهای کوتاه‌‌‌دوره (Short-Period Comets) ، همه تازه‌‌‌واردهایی هستند که می‌‌‌توانند تنها مدت کوتاهی در اینجا، یعنی قسمت مرکزی [[منظومه شمسی]]، دوام آورند.

با توجه به اینکه دنباله‌‌‌دارها در قسمت مرکزی منظومه شمسی، به‌‌‌سرعت نابود می‌‌‌شوند، باید منبعی برای دنباله‌‌‌دارهای کوتاه‌‌‌دوره‌‌‌ی جدید وجود داشته باشد. در سال 1950، جان اورت (Jan Oort) یک قله‌‌‌ تیز برای نقطه‌‌‌ی اوج دنباله‌‌‌دارهای بلند‌‌‌دوره (Long Period Comets ) در فاصله‌‌‌ 50000AU کشف کرد؛ و همچنین دریافت که هیچ جهت خاصی که دنباله‌‌‌دارها از آن به‌‌‌سمت ما بیایند، وجود ندارد. وی اظهار داشت که یک ابر گسترده از دنباله‌‌‌دارها در اقصی نقاط بیرونی منظومه‌‌‌ شمسی وجود دارد، چیزی که امروزه آن‌‌‌را به ابر اورت می‌‌‌شناسند. برآورد می‌‌‌شود که جرم کلی این ابر، شامل بیش از 10<sup>12</sup> دنباله‌‌‌دار، ده‌‌‌ها برابر زمین باشد.

[[پرونده:Short-period comets.png|قاب|وسط|مدار دنباله دارهای کوتاه دوره بر روی دایره البروج]]

یک سال بعد، جرارد کویپر نشان داد که جمعیت جداگانه‌‌‌ای از دنباله‌‌‌دارها وجود دارد. میل مداری بسیاری از دنباله‌‌‌دارهای کوتاه‌‌‌دوره، با دوره تناوبی کوتاه‌‌‌تر از 200 سال، کم‌تر از 40 درجه است؛ و آن‌ها در همان جهت زمین به‌‌‌دور خورشید می‌‌‌چرخند. این در حالی است که میل مداری دنباله‌‌‌دارهای بلند‌‌‌دوره، اطراف صفحه‌‌‌ی دایرة‌البروج متمرکز نشده و تصادفی‌‌‌تر است. کویپر عقیده داشت دنباله‌‌‌دارهای کوتاه دوره، از جمعیتی جداگانه که در ابری به شکل قرص و در ورای نپتون واقع شده است، سرچشمه می‌‌‌گیرند. این ناحیه را امروزه به کمربند کویپر می‌‌‌شناسند.

[[پرونده:Diagram.png|قاب|وسط|نمودار توزیع نیم قطر بزرگ دنباله دارهای بلند دوره. محور افقی بر حسب معکوس اندازه نیم قطر بزرگ است. ابر اورت به صورت یک قله تیز، در مقادیر کوچک و مثبت دیده می شود. مدارهایی که در اینجا نشان داده شده اند، مدارهای اصلی هستند، به عبارت دیگر در زمان عقب رفته اند تا تمام اختلالات شناخته شده حذف شود.]]

هر از گاهی، اختلالات ناشی از ستاره‌‌های عبوری، برخی از دنباله‌‌‌دارهای ابر اورت را وارد مدارهایی می‌‌‌کند که آن‌ها را به بخش‌‌‌های مرکزی منظومه شمسی می‌‌‌آورد. در اینجا، آن‌ها به صورت دنباله‌‌‌دارهای بلند‌‌‌دوره دیده می‌‌‌شوند. هر ساله حدود ده دنباله‌‌‌دار جدید را کشف می‌‌‌کنند. بیش‌تر این دنباله‌‌‌دارها را تنها با تلسکوپ می‌‌‌توان دید؛ و در هر دهه تنها دو مرتبه می‌‌‌توان دنباله‌‌‌دارهای روشن را با چشم غیر مسلح به نظاره نشست.

تحت تأثیر اختلالات ناشی از مشتری و زحل، تعدادی از دنباله‌‌‌دارهای بلند مدت در مدارهای کوتاه‌‌‌دوره قرار می‌‌‌گیرند؛ این در حالی است که برخی نیز ممکن است به بیرون از منظومه شمسی پرتاب شوند. با وجود این، هنوز دنباله‌‌‌داری که از فضای بین‌‌‌ستاره‌‌ای آمده باشد به اثبات نرسیده است، و فراوانی نسبی ایزوتوپ‌‌‌های موجود در دنباله‌‌‌دارها شبیه به چیزی است که در دیگر اجسام منظومه شمسی دیده می‌‌‌شود.

ابر اورت و کمربند کویپر دارای دو منشأ جداگانه هستند. اجسام ابر اورت، نزدیک به سیاره‌‌‌های غول به‌‌‌وجود آمدند، و اندکی پس از تشکیل منظومه شمسی و بر اثر اختلالات گرانشی، به لبة بیرونی منظومه شمسی پرتاب شدند. اجسام کوچک در ورای مدار نپتون وارد چنین برهم‌‌‌کنش‌‌‌هایی نشدند و نزدیک به قرص برافزایشی باقی ماندند. <ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/ هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ انتشارات شاهچراغ شیراز </ref>

== منشأ دنباله دارها ==
 
دنباله دارهایی که ما میبینیم احتمالا اشیای سرگردان میان ستاره ای نیستند که تنها برحسب تصادف در میدان نفوذ گرانشی خورشید وارد شده باشند،بلکه به احتمال بیشتر،عضو هایی از یک "ابر دنباله دار"به شمار می آیند  که بخش مکملی از منظومۀ خورشیدی را تشکیل میدهند.

از میان نظریه هایی که برای توضیح منشأ چنین ابری تدوین شده، نظریه ای که در سال 1950،اورت(J.H.Oort) از رصد خانه ی لیدن در هلند مطرح کرده است،طرفداران بیشتری دارد. بنابر نظر اورت ابری شامل میلیارد ها هستۀ دنباله دار،پیش از تولد خورشید، از جنس همان سحابی که کل منظومۀ شمسی را به وجود آورده، تشکیل شده است.در آن زمان این سحابی بسیار بزرگ و قطر آن دست کم 100000AU بوده است.عبور دنباله دار کهوتک در سال 1973 گرایش به تأیید نظریۀ اورت را قوت  می بخشید. محاسباتی که بر اساس مدار تقریبا سهموری کهوتک به عمل آمده است، نشان میدهد که این دنباله دار از فاصله زیاد-تقریبا چهار هزار واحد نجومی- به خورشید نزدیک شده و دورۀ گردش آن تقریبا 80000 سال است. در 28 دسامبر سال 1973،این دنباله دار از 21 میلیون کیلومتری خورشید عبور کرد. نمونه هایی از دنباله دار های دوره ای که در مدارهایی با این فواصل عظیم خورشید را دور میزنند،عبارت اند از دنباله دار پونز-بروکسل دنباله دار گریگز ملیش(Griggs Mollish)و دنباله دار های دیگری با حضیض 30000AU تا 60000AU گمان دانشمندان این است که اعضای ابر عظیم دنباله دارها با عبور ستارگان دستخوش اختلال میشوند و مدارشان تغییر میکند. بعضی از آنها از منظومۀ شمسی به خارج پرتاب می شوند و مسیر بعضی دیگر منحرف شده،در مدارهایی قرار میگیرند که آنها را به خورشید نزدیکتر میکند. اختلالهای بیشتری ناشی از سیارات بزرگ نیز ممکن است مدار آنها را تغییر دهد و امکان پیشگویی بازگشت آنها را بیشتر میکند.

برخی اختر شناسان معتقدند که دنباله دارها خیلی نزدیکتر به خورشید تشکیل شده اند و سپس بر اثر نفوذ گرانشی یک سیارۀ بزرگ به فواصل دور رانده شده،تنها پس از سال ها سیر و سفر در نواحی سرد ماورای پلوتون باز میگردند.<ref name="multiple2">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref> 

== چرخش و اختلال دنباله دار ها ==

ما از مشاهداتی که در سال 1986 از دنباله دار هالی به عمل آمد،پی برده ایم که هسته های برخی دنباله دارها در حال چرخش اند.از این رو وقتی چنین دنباله داری به خورشید نزدیک میشود، سمتی از هسته   آن که رو به خورشید است گرم میشود؛در این حال مادۀ درون کما تبخیر شده، نیروی جت مانند حاصل از آن ،دنباله دار را به سوی خارج از خورشید میراند. سپس چرخش خود هسته این نیرو را، به طریقی هدایت میکند که یا به دنباله دار شتاب میدهد(اگر چرخش آن در جهت مدارش باشد).یا حرکت دنباله دار را کند میکند(اگر چرخش ان خلاف جهت مدارش باشد).چون مدار دنباله دار بدین گونه با نیروی غیر گرانشی دستخوش اختلال میشود، بازگشت هر دنباله دار معین زودتر یا دیرتر از دورۀ مداری پیشگویی شدۀ آن خواهد بود:اکنون به نظر میرسد که توضیحی برای اختلالهای دنباله دار هالی دادیم، دنباله داری که برادی(Brady)می پنداشت سیاره ی دیگری در منظومه ی شمسی است.<ref name="multiple2">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref> 

== دنباله دارها چگونه کشف و ثبت شده اند؟ ==

ثبت دنباله دارها، مربوط به سال 1967 است،اما برای هر سال آنها را تقریبا به همین گونه ثبت میکنند. از فهرست این جدول معلوم میشود نام افراد بسیاری که دنباله داری را کشف کرده اند،جاودانه شده است. دنباله دارهای نویافته در هر سال به ترتیب کشف با تخصیص حروف d,c,b,a و غیره فهرست میشوند. بنابراین،دنباله داری که به صورت (1967d) فهرست شده، چهارمین دنباله داری به شمار می آید که در سال 1967 کشف شده است. در فهرست نامها، نمادی مانند   p/Tempel II  مشخص می کند که این دنباله دار به طور دوره ای (Periodic) به سوی خورشید برمیگردد و این دومین (II) دنباله داری است که شخصی به نام تمپل آن را کشف کرده است.نمادی که p ندارد به این معنی است که این دنباله دار جدیدا در سال 1967 کشف شده است.

آیا نام دنباله دارها از نام اختر شناسان حرفه ای گرفته می شود؟خیر چنین نیست!دنباله دار  به نام کسی که آن را برای نخستین بار شناسایی کرده، نامگذاری میشود. دنباله دارها غالبا با مشاهدۀ بصری ساده، به خصوص در نواحی "تاریک" آسمان که اختر شناسان از آن نواحی عکسی نمیگیرند،یافت میشوند. یاد آور میشویم  که دنباله دارها  در هر نقطه آسمان ظاهر میشوند و دایرةالبروج را دنبال نمی کنند. اگر کسی به یک مکان تاریک،دور از نور چراغهای شهر دسترسی داشته باشد،و روش منظمی برای روبش(اسکن کردن) نواحی آسمان اتخاذ کرده باشد،بدون شک پاداش خود را در قالب یافتن چند دنباله دار دریافت خواهد کرد. جستجوی یک دنباله دار را تنها با تلسکوپی که فاصله کانونی کوتاه (مثلا با نسبت کانونی f/4 )و چشمی کم توانی داشته باشد،میتوان به انجام رساند.از دوربین دوچشمی با دیافراگم نسبتا بزرگ، مثلا 80mm نیز میتوان بهره گرفت. هر دو وسیله میدان دید وسیع و روشنی فراهم میکنند و به ناظر این امکان را میدهد تاتصویر نسبتا ضعیف و پخش ششده ای را که دنباله دار در مراحل اولیه ی آشکار شدن ارائه می کند،تشخیص دهد.چون تصویر دنباله دار غالبا شبیه سحابی یا کهکشان دور است،در اختیار داشتن نقشه ی آسمان مناسب کاملا ضروری است. اشیای کاملا شناخته شدۀ آسمان مانند سحابیها ، ستارگان ستارگان خوشه ای و کهکشانها در چنین نقشه ای مششخص شده است،در حالی که ظهور یک دنباله دار جدید در آن نشان داده نشده است. همین نیاز برای  امکان شناسایی انواع گوناگون اشیای آسمان بود که شارل  مِسیه اختر شناس فرانسوی را ، که دلبستگی و توجه خاصی به دنباله دار ها داشت، به تألیف کاتولوگی از سحابی ها ،ستارگان خوشه ای و کهکشانهای شناخته شده،کشانید.مثلا کهکشان بزرگ در صورت فلکی امراةالمسلسله هنوز شماره  31 Mرا در کاتولوگ او دارد.مسیه گرچه دنباله دارهای متعددی یافت، با وجود این شهرت او بیشتر به خاطر تعیین هویت اشیای سحابی(مه آلود) آسمان است. امروزه کاتالوگ مسیه همراه با کاتالوگهای جدیدتر با عنوان  NGC)New General Catalogue) و IC)Index Catalogue) ابزار سازی جویندگان دنباله دار به شمار می آید.

اگر جرم  پخشیده ای (مه آلودی) را در آسمان دیدید که به منزلۀ یک شیء سحابی کاتولوگ نشده است،حرکت ظاهری آن را در برابر زمینه ستارگان بررسی کنید.دنباله دارها حرکت میکنند،اما حرکت آنها آشکار نمیشود مگر آن که ساعت ها یا حتی روزها آن را با حوصله رصد کنید.با ترسیم و نشانه گذاری موضع آن را در میان ستارگان نزدیک مشخص کنید.بعد و میل صحیح آن را با استفاده از یک جدول سماوی یاد داشت کنید.اگر واقعا شیء مورد نظر شما حرکت میکند و سیمای پخشیده دارد (سیارکها هم حرکت میکنند اما پخشیده نیستند)احتمالا دنباله داری را که کشف کرده اید.بعد چه باید بکنید؟ برای ثبت کشف خودتان تلگرامی به اتحادیة اختر شناسی بین المللی،ادارۀمر کزی  تلگرامهای اختر شناسی ،کمبرج ماسا چوست به نشانی اتحادیۀ غربی(TWX710-320-68442:ASTROGRAM CAM) بفرستید.در متن تلگرامتان  ،نام خود،تاریخ و زمان رصد ، ماهیت شیء(پخشیده)،بعد و میل،جهت حرکت و قدر(روشنایی)،بر آورد شدۀ آن را قید کنید.اتحادیه ی اختر شناسی روال خاصی برگزار کرده است  که با آن دربارۀ صحت رصد شما تحقیق و مدار آن را محاسبه می کند.اگر نتیجه تحقیق حاکی از آن باشد که شما یک  دنباله دار دوره ای را صرفا کشف مجددا کرده اید،البته به نام شما ثبت نخواهد شد.اما اگر واقعا کشف جدیدی باشد-و تلگرام اعلام رصد شما اول به آنجا رسیده باشد- در این صورت آن دنباله دار به نام شما ثبت خواهد شد.

دنباله دار ها پس از نزدیک شدن به خورشید و گسترش دمشان آسانتر دیده میشوند. اما دیدن دیدن تصویر ضعیفی از یک دنباله دار که در فاصله ای بیشتر از 500 میلیون کیلومتر مرئی میشود ، آسان نیست.یادآوری میکنیم. جایی را برای رصد پیدا کنید که تا حد ممکن دور از چراغهای شهر باشد و به قسمت های تاریک آسمان توجه کنید.شکار خوب آنجا خفته است!
در بخش بعدی این کتاب ارتباط میان دنباله دار ها و شهابسنگ ها  را خواهیم دید.گمان ما این است که دنباله دارها دائما ذرات کوچکی در مسیر های مداری خود تزریق میکنند و وقتی زمین از مسیر یک دنباله دار میگذرد،این ذرات وارد جو زمین میشوند و رگبارهی شهابی ایجاد میکنند.<ref name="multiple2">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

== منابع ==
<references/>

[[Category:علوم سیاره‌ای|علوم_سیاره‌ای]]<br/>[[Category:اجرام کوچک منظومه شمسی|اجرام_کوچک_منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]