دنباله‌دار: تفاوت بین نسخه‌ها

نسخهٔ ‏۳ ژانویهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۱۰:۵۵

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.

واژه انگلیسی comets (دنباله دارها) از اصطلاح لاتینی stella cometea به معنی "ستاره های گیسو دراز" مشتق شده است. [2]

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.

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 CO₂، متان CH₄، آمونیاک NH₃، و فرمالدئید H₂CO .

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.

تصویر دنباله دار شومیکر لوی 9 توسط 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 10¹² دنباله‌‌‌دار، ده‌‌‌ها برابر زمین باشد.

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.

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. [1]

پیدایش دنباله دار ها

بنابر فرضیه پیش سیاره دنباله دار در حلقه نزدیک به لبه قرص پخ شده گاز و غبار تشکیل شدند.مدار این دنباله دار ها در اثر نیروی گرانشی پلوتو یکی یکی یا چند تا چند تا دستخوش تغییرات عمده ای شد.با گذشت زمان چنان شد که دنباله دار ها حجم وسیعی از فضای دور خورشید را اشغال کردند که وسعت ان تا فواصل 100000 واحد نجومی نیز می رسید.

در حال حاضر فرض می شود که بیش از یک هزار بیلیون دنباله دار در فضا وجود داشته باشد که جرم کل انها بالغ بر چند صد برابر جرم زمین است.

همچنین فرض می شود که گه گاه ستاره ای که از نزدیکی ما می گذرد مدار دنباله داری را می پریشد و موجب می شود که سفری را اغاز کند که سرانجام ان را به خورشید نزدیکتر می کند و ان وقت است که به شیئی برای رصد های نجومی مبدل می شود.[2]

منابع

1.  کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی [۱] [۲]

2. کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده:مایر دگانی / مترجم:محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی