http://wiki.avastarco.com/api.php?action=feedcontributions&user=Soroush.s&feedformat=atomویکی نجوم - مشارکتهای کاربر [fa]2024-03-29T10:02:43Zمشارکتهای کاربرMediaWiki 1.29.2http://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14376شهاب سنگ2013-03-30T13:05:27Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== شهاب سنگی که ممکن است عصر دایناسور ها را به پایان رسانده باشد ==<br />
ما مدارکی از فسیل ها در دست داریم که در حدود 65 میلیون سال پیش نسل دایناسور ها تقریبا به طور ناگهانی منقرض شده است.یک نظریه عمومی برای توضیح این فاجعه،مدعی است که دنباله داری با زمین برخورد کرده است و موجی شوکی آن ابر غباری بزرگی را به وجود آورده است که بخش قابل توجهی از زمین را پوشانیده است.چنین رویدادی ممکن است تا حد زیادی از رسیدن تابش خورشید به زمین جلوگیری و دست کم به طور موقتی تغییری در اقلیم زمین ایجاد کرده باشد.احتمالا،دایناسور ها از این تغییر ناگهانی اقلیم به دلایل متعدد،از جمله فقدان ذخیره غذایی کافی،جان سالم به در نبرده اند.<br />
<br />
== تکتیتها ==<br />
هیچ موضوعی بیشتر از منشا تکتیتها سبب بروز آرای گوناگون نشده است.پیش از آن که دو نظر از این نظر های گوناگون را ارايه کنیم،بهتر است به نکاتی بپردازیم که احتمالا توافق کامل در مورد آنها وجود دارد.تکتیتها اشیای شیشه ای،کوچک و تیره رنگی اند که در نواحی خشک و دریایی محدودی یافت شده اند.بیشترین تعداد آنها در جنوب شرقی اقیانوس آرام،از جمله در استرلیا،اندونزی،هند و چین و فیلیپین بوده اند.تعداد کمتری هم در امتداد ساحل عاج افریقا و در آلمان،چک اسلواکی،ایالات متحده و شوروی کشف شده اند.همه تکتیتها شواهدی نشان می دهند حاکی از اینکه زمانی گرم شده و به حالت مذاب در آمدند.این گرم شدن ممکن است در آغاز تشکیل آنها و یا به هنگام عبور از جو زمین صورت گرفته باشد.یک تکتیت وقتی به صورت ورقه نازکی بریده شود،به رنگ سبز یا قهوه ای نیم شفاف به نظر می رسد.تکتیتها نوعا ساختار هایی همگن هستند که به نظر می رسد با سرعت زیادی سرد شده باشند.در آنها آب وجود ندارد،حاوی سیلیسیم بسیار زیادی اند،مانند شیشه های معمولی در و پنجره ها.نمونه های قطره اشکی یا دمبلی شکل خاص تکتیتهای تایلند را ملاحظه می کنید.گاهی این نمونه ها را انواع ترشحی می نامند.این نام حاکی از این معنی است که آنها با پرتاب شدن با از یک تصادم شهاب سنگی یا یک اتشفشان،در حین حرکت سرد شده اند.آثار روی سطح این نمونه ها نشانه گرمایش اصطکاکی حاصل از عبور آنها از میان جو زمین است.بی تردید بخشی از ماده سطحی این نمونه ها در جریان حرکت پرتابی،از طریق فرایندی،به نام سایش،از بین رفته است.در همه سطوح ایندوچرینیتهای تایلند این اثر بارز است.اما شکل استرالیتها به خلاف آن هاست.این تکتیتها که غالبا دکمه نامیده می شوند،مانند همه تکتیتها از یک منبع مذاب ناشی شده اند،اما دکمه ها شواهدی از یک دوره دوم گرم شدن نشان می دهند که در جریان یک حرکت پرتابی کنترل شده و بدون غلتیدن از میان جو زمین صورت گرفته است.آثار سایش تنها در سمتی از این تکتیتها دیده می شود که در حین حرکت،به زمین نزدیک می شده است.دانشمندان ناسا با قرار دادن یک کره شیشه ای در تونل باد و دمیدن گرما از یک طرف با مشعلی شبیه به مشعل لحیم کاری،آن را ساخته اند.این کار به منظور تعیین بهترین شکل وسیله تقلیه فضایی که باید به هنگام ورود مجدد به جو فضانوردان را سالم به زمین بازگرداند،انجام شده است.این مدل های مصنوعی به استرلیت های واقعی چندان شبیه اند که تشخیص آن ها از یکدیگر کار آسانی نیست.<br />
<br />
عمر انواع تکتیتها با عمرسنجی رادیواکتیوی تقریبا به خوبی تعیین شده است:عمر گروه عمومی تر آن ها که تکتیتهای استرالیزایی نامیده می شود،تقریبا 700000 سال؛عمر تکتیتهای ساحل عاج تقریبا 1.2 میلیون سال،عمر مولداویت ها تقریبا ــــ میلیون سال؛و عمر تکتیتهای امریکای شمالی تقریبا 3ـــ میلیون سال است.بنابراین منشا تکتیتها یک رویداد منحصر به فرد نبوده است.<br />
<br />
اختلاف بینش ها وقتی بروز کرد که می خواستند خاستگاه تکتیتها و مکانیسم پرتاب شدن و به پرواز در آمدن آن ها را تعیین کنند.پژوهشگران اظهار نظر کرده اند که ممکن است تکتیتها از فاصله ای دورتر از ماه نیامده باشند.مثلا،اگر آن ها از فاصله مریخ آمده بودند،پراکندگیشان بر سطح زمین بیشتر می شد.تکتیتها ممکن است در نتیجه برخورد شهاب سنگ ها یا فعالیت آتشفشانی از ماه پرتاب شده باشند.از سوی دیگر،ممکن است آن ها با هر یک از همان دو نیرو از زمین پرتاب شده باشند.در اینجا می خواهیم این چهار منشا مشخصا متفاوت را بررسی کنیم.شما می توانید درباره احتمالات دیگری هم بیندیشید.<br />
<br />
یک گروه از پژوهشگران دشوار ترین مسآله مطرح شده درباره دو نظریه مربوط به منشا زمینی تکتیتها را مکانیسمی می دانند که باید سرعت کافی به این قطره های شیشه ای بدهد تا به مدت کافی در پرواز بمانند و همه آثار مشاهده شده،از جمله ذوب شدن اولیه و یا آثار ساییدگی بر سطح آن ها ایجاد شود.این مسآله درباره دو نظریه ای که ماه را منشا تکتیتها را می داند مشکلات کمتری پیش می آورد،زیرا گرانش ماه کمتر است و وقتی قطره ها شتاب بگیرند،از میدان گرانشی ماه آسانتر می گریزند.از سوی دیگر،اگر تکتیتها از برخورد شهاب سنگ ها با زمین ایجاد شده باشند،باید شواهدی از دهانه های حاصل از برخورد آن ها وجود داشته باشد.در این مورد یافته ها مغشوش است.حتی برای جوان ترین تکتیتها که از استرلیا به دست آمده اند هیچ نشانه ای از وجود دهانه مشهود نیست.اما در نزدیکی محل سقوط تکتیتها در آلمان و در ساحل عاج دهانه هایی یافت شده اند.عمر دهانه های موجود در آلمان و ساحل عاج و عمر تکتیتهای مربوط به آن ها،توافق نسبتا خوبی دارند.به نظر می رسد این امر امکان وجود منشا زمینی تکتیتها را تقویت می کند،اما تحقیق بیشتری در این زمینه لازم است.<br />
<br />
از مقایسه ترکیب درصد تکتیتها با ترکیب درصد سنگ ها و خاک های زمین،اختلاف قابل ملاحظه ای از لحاظ مقدار سیلیسیم و آب در آن ها بدست آمده است.سنگ های زمینی نوعا سیلیسیم بیشتر و آب کمتری از تکتیتها دارند.اما آب بر اثر فرایند گرمایش به آسانی از دست می رود.وقتی سر نشینان آپولو نمونه هایی از سنگ ماه را به زمین آوردند،به نظر نرسید که هیچ یک از آن ها با ترکیب درصد تکتیتی ارتباط داشته باشندواما ساخت بخشهای شیشه ای برگرفته از خاک ماه،شباهت بسیاری با ترکیب های درصدی تکتیتها نشان می دهند.گروهی از ناظران این امر را مدارک محکمی می دانند برای اینکه منشا تکتیتها ماه است،در حالی که تعبیر گروهی دیگر این است که یافت شدن دهانه ها در آلمان و ساحل عاج به همان قدر مدرک معتبری برای منشا زمینی آنهاست.قطعا مسآله منشا تکتیتها را به آسانی نمیتوان حل کرد.<br />
<br />
== ریز شهابسنگ ها ==<br />
علاوه بر شهابسنگ ها و تکتیتها،روزانه تقریبا 3000 تن مواد دیگر از منابع خارج از زمین بر سطح زمین می بارند.غالب این مواد را می توان ریزشهاب نامید، زیرا تک تک این مواد چندان کوچک اند که به هنگام عبور از جو زمین گرم نمی شوند و بنابراین رگه های روشن مریی ایجاد نمی کنند.نهشته های این نوع مواد ممکن است برای تقویت خاک بعضی از نواحی نامرغوب سطح زمین مفید باشد، اما، درصد ماده ای که به جرم زمین افزوده می شو، حتی در میلیون ها سال ناچیز است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/نوشته:پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14375شهاب سنگ2013-03-30T11:04:15Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== شهاب سنگی که ممکن است عصر دایناسور ها را به پایان رسانده باشد ==<br />
ما مدارکی از فسیل ها در دست داریم که در حدود 65 میلیون سال پیش نسل دایناسور ها تقریبا به طور ناگهانی منقرض شده است.یک نظریه عمومی برای توضیح این فاجعه،مدعی است که دنباله داری با زمین برخورد کرده است و موجی شوکی آن ابر غباری بزرگی را به وجود آورده است که بخش قابل توجهی از زمین را پوشانیده است.چنین رویدادی ممکن است تا حد زیادی از رسیدن تابش خورشید به زمین جلوگیری و دست کم به طور موقتی تغییری در اقلیم زمین ایجاد کرده باشد.احتمالا،دایناسور ها از این تغییر ناگهانی اقلیم به دلایل متعدد،از جمله فقدان ذخیره غذایی کافی،جان سالم به در نبرده اند.<br />
<br />
== تکتیتها ==<br />
هیچ موضوعی بیشتر از منشا تکتیتها سبب بروز آرای گوناگون نشده است.پیش از آن که دو نظر از این نظر های گوناگون را ارايه کنیم،بهتر است به نکاتی بپردازیم که احتمالا توافق کامل در مورد آنها وجود دارد.تکتیتها اشیای شیشه ای،کوچک و تیره رنگی اند که در نواحی خشک و دریایی محدودی یافت شده اند.بیشترین تعداد آنها در جنوب شرقی اقیانوس آرام،از جمله در استرلیا،اندونزی،هند و چین و فیلیپین بوده اند.تعداد کمتری هم در امتداد ساحل عاج افریقا و در آلمان،چک اسلواکی،ایالات متحده و شوروی کشف شده اند.همه تکتیتها شواهدی نشان می دهند حاکی از اینکه زمانی گرم شده و به حالت مذاب در آمدند.این گرم شدن ممکن است در آغاز تشکیل آنها و یا به هنگام عبور از جو زمین صورت گرفته باشد.یک تکتیت وقتی به صورت ورقه نازکی بریده شود،به رنگ سبز یا قهوه ای نیم شفاف به نظر می رسد.تکتیتها نوعا ساختار هایی همگن هستند که به نظر می رسد با سرعت زیادی سرد شده باشند.در آنها آب وجود ندارد،حاوی سیلیسیم بسیار زیادی اند،مانند شیشه های معمولی در و پنجره ها.نمونه های قطره اشکی یا دمبلی شکل خاص تکتیتهای تایلند را ملاحظه می کنید.گاهی این نمونه ها را انواع ترشحی می نامند.این نام حاکی از این معنی است که آنها با پرتاب شدن با از یک تصادم شهاب سنگی یا یک اتشفشان،در حین حرکت سرد شده اند.آثار روی سطح این نمونه ها نشانه گرمایش اصطکاکی حاصل از عبور آنها از میان جو زمین است.بی تردید بخشی از ماده سطحی این نمونه ها در جریان حرکت پرتابی،از طریق فرایندی،به نام سایش،از بین رفته است.در همه سطوح ایندوچرینیتهای تایلند این اثر بارز است.اما شکل استرالیتها به خلاف آن هاست.این تکتیتها که غالبا دکمه نامیده می شوند،مانند همه تکتیتها از یک منبع مذاب ناشی شده اند،اما دکمه ها شواهدی از یک دوره دوم گرم شدن نشان می دهند که در جریان یک حرکت پرتابی کنترل شده و بدون غلتیدن از میان جو زمین صورت گرفته است.آثار سایش تنها در سمتی از این تکتیتها دیده می شود که در حین حرکت،به زمین نزدیک می شده است.دانشمندان ناسا با قرار دادن یک کره شیشه ای در تونل باد و دمیدن گرما از یک طرف با مشعلی شبیه به مشعل لحیم کاری،آن را ساخته اند.این کار به منظور تعیین بهترین شکل وسیله تقلیه فضایی که باید به هنگام ورود مجدد به جو فضانوردان را سالم به زمین بازگرداند،انجام شده است.این مدل های مصنوعی به استرلیت های واقعی چندان شبیه اند که تشخیص آن ها از یکدیگر کار آسانی نیست.<br />
<br />
عمر انواع تکتیتها با عمرسنجی رادیواکتیوی تقریبا به خوبی تعیین شده است:عمر گروه عمومی تر آن ها که تکتیتهای استرالیزایی نامیده می شود،تقریبا 700000 سال؛عمر تکتیتهای ساحل عاج تقریبا 1.2 میلیون سال،عمر مولداویت ها تقریبا ــــ میلیون سال؛و عمر تکتیتهای امریکای شمالی تقریبا 3ـــ میلیون سال است.بنابراین منشا تکتیتها یک رویداد منحصر به فرد نبوده است.<br />
<br />
اختلاف بینش ها وقتی بروز کرد که می خواستند خاستگاه تکتیتها و مکانیسم پرتاب شدن و به پرواز در آمدن آن ها را تعیین کنند.پژوهشگران اظهار نظر کرده اند که ممکن است تکتیتها از فاصله ای دورتر از ماه نیامده باشند.مثلا،اگر آن ها از فاصله مریخ آمده بودند،پراکندگیشان بر سطح زمین بیشتر می شد.تکتیتها ممکن است در نتیجه برخورد شهاب سنگ ها یا فعالیت آتشفشانی از ماه پرتاب شده باشند.از سوی دیگر،ممکن است آن ها با هر یک از همان دو نیرو از زمین پرتاب شده باشند.در اینجا می خواهیم این چهار منشا مشخصا متفاوت را بررسی کنیم.شما می توانید درباره احتمالات دیگری هم بیندیشید.<br />
<br />
یک گروه از پژوهشگران دشوار ترین مسآله مطرح شده درباره دو نظریه مربوط به منشا زمینی تکتیتها را مکانیسمی می دانند که باید سرعت کافی به این قطره های شیشه ای بدهد تا به مدت کافی در پرواز بمانند و همه آثار مشاهده شده،از جمله ذوب شدن اولیه و یا آثار ساییدگی بر سطح آن ها ایجاد شود.این مسآله درباره دو نظریه ای که ماه را منشا تکتیتها را می داند مشکلات کمتری پیش می آورد،زیرا گرانش ماه کمتر است و وقتی قطره ها شتاب بگیرند،از میدان گرانشی ماه آسانتر می گریزند.از سوی دیگر،اگر تکتیتها از برخورد شهاب سنگ ها با زمین ایجاد شده باشند،باید شواهدی از دهانه های حاصل از برخورد آن ها وجود داشته باشد.در این مورد یافته ها مغشوش است.حتی برای جوان ترین تکتیتها که از استرلیا به دست آمده اند هیچ نشانه ای از وجود دهانه مشهود نیست.اما در نزدیکی محل سقوط تکتیتها در آلمان و در ساحل عاج دهانه هایی یافت شده اند.عمر دهانه های موجود در آلمان و ساحل عاج و عمر تکتیتهای مربوط به آن ها،توافق نسبتا خوبی دارند.به نظر می رسد این امر امکان وجود منشا زمینی تکتیتها را تقویت می کند،اما تحقیق بیشتری در این زمینه لازم است.<br />
<br />
از مقایسه ترکیب درصد تکتیتها با ترکیب درصد سنگ ها و خاک های زمین،اختلاف قابل ملاحظه ای از لحاظ مقدار سیلیسیم و آب در آن ها بدست آمده است.سنگ های زمینی نوعا سیلیسیم بیشتر و آب کمتری از تکتیتها دارند.اما آب بر اثر فرایند گرمایش به آسانی از دست می رود.وقتی سر نشینان آپولو نمونه هایی از سنگ ماه را به زمین آوردند،به نظر نرسید که هیچ یک از آن ها با ترکیب درصد تکتیتی ارتباط داشته باشندواما ساخت بخشهای شیشه ای برگرفته از خاک ماه،شباهت بسیاری با ترکیب های درصدی تکتیتها نشان می دهند.گروهی از ناظران این امر را مدارک محکمی می دانند برای اینکه منشا تکتیتها ماه است،در حالی که تعبیر گروهی دیگر این است که یافت شدن دهانه ها در آلمان و ساحل عاج به همان قدر مدرک معتبری برای منشا زمینی آنهاست.قطعا مسآله منشا تکتیتها را به آسانی نمیتوان حل کرد.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/نوشته:پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14373شهاب سنگ2013-03-29T11:29:51Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== شهاب سنگی که ممکن است عصر دایناسور ها را به پایان رسانده باشد ==<br />
ما مدارکی از فسیل ها در دست داریم که در حدود 65 میلیون سال پیش نسل دایناسور ها تقریبا به طور ناگهانی منقرض شده است.یک نظریه عمومی برای توضیح این فاجعه،مدعی است که دنباله داری با زمین برخورد کرده است و موجی شوکی آن ابر غباری بزرگی را به وجود آورده است که بخش قابل توجهی از زمین را پوشانیده است.چنین رویدادی ممکن است تا حد زیادی از رسیدن تابش خورشید به زمین جلوگیری و دست کم به طور موقتی تغییری در اقلیم زمین ایجاد کرده باشد.احتمالا،دایناسور ها از این تغییر ناگهانی اقلیم به دلایل متعدد،از جمله فقدان ذخیره غذایی کافی،جان سالم به در نبرده اند.<br />
<br />
== تکتیتها ==<br />
هیچ موضوعی بیشتر از منشا تکتیتها سبب بروز آرای گوناگون نشده است.پیش از آن که دو نظر از این نظر های گوناگون را ارايه کنیم،بهتر است به نکاتی بپردازیم که احتمالا توافق کامل در مورد آنها وجود دارد.تکتیتها اشیای شیشه ای،کوچک و تیره رنگی اند که در نواحی خشک و دریایی محدودی یافت شده اند.بیشترین تعداد آنها در جنوب شرقی اقیانوس آرام،از جمله در استرلیا،اندونزی،هند و چین و فیلیپین بوده اند.تعداد کمتری هم در امتداد ساحل عاج افریقا و در آلمان،چک اسلواکی،ایالات متحده و شوروی کشف شده اند.همه تکتیتها شواهدی نشان می دهند حاکی از اینکه زمانی گرم شده و به حالت مذاب در آمدند.این گرم شدن ممکن است در آغاز تشکیل آنها و یا به هنگام عبور از جو زمین صورت گرفته باشد.یک تکتیت وقتی به صورت ورقه نازکی بریده شود،به رنگ سبز یا قهوه ای نیم شفاف به نظر می رسد.تکتیتها نوعا ساختار هایی همگن هستند که به نظر می رسد با سرعت زیادی سرد شده باشند.در آنها آب وجود ندارد،حاوی سیلیسیم بسیار زیادی اند،مانند شیشه های معمولی در و پنجره ها.نمونه های قطره اشکی یا دمبلی شکل خاص تکتیتهای تایلند را ملاحظه می کنید.گاهی این نمونه ها را انواع ترشحی می نامند.این نام حاکی از این معنی است که آنها با پرتاب شدن با از یک تصادم شهاب سنگی یا یک اتشفشان،در حین حرکت سرد شده اند.آثار روی سطح این نمونه ها نشانه گرمایش اصطکاکی حاصل از عبور آنها از میان جو زمین است.بی تردید بخشی از ماده سطحی این نمونه ها در جریان حرکت پرتابی،از طریق فرایندی،به نام سایش،از بین رفته است.در همه سطوح ایندوچرینیتهای تایلند این اثر بارز است.اما شکل استرالیتها به خلاف آن هاست.این تکتیتها که غالبا دکمه نامیده می شوند،مانند همه تکتیتها از یک منبع مذاب ناشی شده اند،<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14372شهاب سنگ2013-03-29T10:45:53Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== شهاب سنگی که ممکن است عصر دایناسور ها را به پایان رسانده باشد ==<br />
ما مدارکی از فسیل ها در دست داریم که در حدود 65 میلیون سال پیش نسل دایناسور ها تقریبا به طور ناگهانی منقرض شده است.یک نظریه عمومی برای توضیح این فاجعه،مدعی است که دنباله داری با زمین برخورد کرده است و موجی شوکی آن ابر غباری بزرگی را به وجود آورده است که بخش قابل توجهی از زمین را پوشانیده است.چنین رویدادی ممکن است تا حد زیادی از رسیدن تابش خورشید به زمین جلوگیری و دست کم به طور موقتی تغییری در اقلیم زمین ایجاد کرده باشد.احتمالا،دایناسور ها از این تغییر ناگهانی اقلیم به دلایل متعدد،از جمله فقدان ذخیره غذایی کافی،جان سالم به در نبرده اند.<br />
<br />
== تکتیتها ==<br />
هیچ موضوعی بیشتر از منشا تکتیتها سبب بروز آرای گوناگون نشده است.پیش از آن که دو نظر از این نظر های گوناگون را ارايه کنیم،بهتر است به نکاتی بپردازیم که احتمالا توافق کامل در مورد آنها وجود دارد.تکتیتها اشیای شیشه ای،کوچک و تیره رنگی اند که در نواحی خشک و دریایی محدودی یافت شده اند.بیشترین تعداد آنها در جنوب شرقی اقیانوس آرام،از جمله در استرلیا،اندونزی،هند و چین و فیلیپین بوده اند.تعداد کمتری هم در امتداد ساحل عاج افریقا و در آلمان،چک اسلواکی،ایالات متحده و شوروی کشف شده اند.همه تکتیتها شواهدی نشان می دهند حاکی از اینکه زمانی گرم شده و به حالت مذاب در آمدند.این گرم شدن ممکن است در آغاز تشکیل آنها و یا به هنگام عبور از جو زمین صورت گرفته باشد.یک تکتیت وقتی به صورت ورقه نازکی بریده شود،به رنگ سبز یا قهوه ای نیم شفاف به نظر می رسد.تکتیتها نوعا ساختار هایی همگن هستند که به نظر می رسد با سرعت زیادی سرد شده باشند.در آنها آب وجود ندارد،حاوی سیلیسیم بسیار زیادی اند،مانند شیشه های معمولی در و پنجره ها.نمونه های قطره اشکی یا دمبلی شکل خاص تکتیتهای تایلند را ملاحظه می کنید.گاهی این نمونه ها را انواع ترشحی می نامند.این نام حاکی از این معنی است که آنها با پرتاب شدن با از یک تصادم شهاب سنگی یا یک اتشفشان،در حین حرکت سرد شده اند.آثار روی سطح این نمونه ها نشانه گرمایش اصطکاکی حاصل از عبور آنها از میان جو زمین است.بی تردید بخشی از ماده سطحی این نمونه ها در جریان حرکت پرتابی،از طریق فرایندی،به نام سایش،از بین رفته است.در همه سطوح ایندوچرینیتهای تایلند این اثر بارز است.اما شکل استرالیتها <br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14371شهاب سنگ2013-03-29T10:09:37Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== شهاب سنگی که ممکن است عصر دایناسور ها را به پایان رسانده باشد ==<br />
ما مدارکی از فسیل ها در دست داریم که در حدود 65 میلیون سال پیش نسل دایناسور ها تقریبا به طور ناگهانی منقرض شده است.یک نظریه عمومی برای توضیح این فاجعه،مدعی است که دنباله داری با زمین برخورد کرده است و موجی شوکی آن ابر غباری بزرگی را به وجود آورده است که بخش قابل توجهی از زمین را پوشانیده است.چنین رویدادی ممکن است تا حد زیادی از رسیدن تابش خورشید به زمین جلوگیری و دست کم به طور موقتی تغییری در اقلیم زمین ایجاد کرده باشد.احتمالا،دایناسور ها از این تغییر ناگهانی اقلیم به دلایل متعدد،از جمله فقدان ذخیره غذایی کافی،جان سالم به در نبرده اند.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%87%D8%A7%D8%A8_%D8%B3%D9%86%DA%AF&diff=14369شهاب سنگ2013-03-29T09:10:54Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== مقدمه ==<br />
شهابوارها،نوعی اجرامی کوچک و متخلخل اند که به آسانی خرد و به هنگام پرواز متلاشی می شوند.چگالی شهابوار متوسطی که به کمک دوربین فیلمبرداری محاسبه شده،در حدود ـــــــ است،که تا حدی مانند چگالی سنگ پاست،شهابواره های نادری که به زمین می رسند معمولا چگالتر،با چگالی حدود ـــــ تا ـــــ است.این گونه شهابسنگ ها به صورت سه گروه اصلی و چند گروه فرعی مشخص شده اند.گروه سنگ ها که 92 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند؛این گروه بسیار شبیه سنگهای معمولی زمینی،شامل آهن،سیلیسیم،کربن،منیزیم،آلومینیم و فلزات دیگرند.گروه سنگی آهنی ها که 1 تا 2 درصد کل شهابسنگ به شمار می آیند،مقطعی صیقلی از این شهابسنگ که کالبدی از سنگ و آهن را نشان می دهد،کانی الیوین در اجزای سنگی آن یافت می شود.<br />
<br />
گروه آهن که 5 تا 6 درصد کل شهابسنگ ها را تشکیل می دهند،عمدتا از آهن با مقادیر متفاوتی نیکل ترکیب بافته اند.چرا موزه ها و افلاک نما ها معمولا شهابسنگ های آهنی و سنگی آهنی را بیشتر به نمایش می گذارند؟پاسخ این است که وقتی کسی برای جستجوی شهابسنگ ها به خارج از شهر می رود،این دو نوع شهابسنگ را آسانتر می تواند تشخیص دهد.نمای خارجی شهابسنگهای سنگی چندان به سنگ معمولی شبیه است که غالبا مورد توجه واقع نمی شود.از سوی دیگر،شهابسنگ های آهنی،به علت چگالی بیشتر،به عنوان چیزی که ممکن است شهابسنگ باشد،اسانتر به چنگ می آید؛البته چگالی بیشتر صرفا دلیل کافی بر شهابسنگ بودن نیست.شهابسنگ های آهنی واقعی وقتی بریده،صیقلی و با اسید رقیق کنده کاری شود،بر سطحش الگوی بسیار جالبی از خطوط و طرحهای هندسی پدید می آید.این طرح ها را خطوط ویتمانشتاتن(Widmannstatten Lines) می مانند.هیچ کانی سنگ مانند طبیعی با چنین طرحی بر روی زمین یافت نمی شود.ابعاد بلور هایی که در چنین شهابسنگ هایی آهنی دیده می شود،حاکی از آن است که فرایند سرد شدن آن بسیار کند بوده است،شاید به این دلیل که هسته یک شی بزرگتر را نشان می دهند.اگر شهابسنگ های آهنی به صورت اشیای کوچک جدا از هم سرد می شدند،این بلور های بزرگ،برای تشکیل شدن وقت کافی نمی داشتند.شهابسنگ های آهنی حاوی یک تا 20 درصد نیکل هم هستند.در مواد زمینی،نیکل با این نسبت همراه با آهن دیده نمی شود.<br />
<br />
یک گروه فرعی از شهابسنگ های سنگی که کندریتهای کربن دار نامیده می شوند،موید حدس عمر قدیمی ترین شهابسنگ هاست؛از این لحاظ که تعین عمر پرتوزایی بعضی از کندریتها نشان می دهد عمر آن ها در حدود 4.6 میلیارد سال است.بخش صیقلی شده وجود کندولهای مدوری را نشان می دهد که به همین سبب آن ها را شهاب های کندریتی نامیده اند.وجود چنین دانه های بارزی حاکی از آن است که این نوع شهابسنگ خاص هرگز بیش از دمای 500K گرم نشده است.<br />
<br />
== مدار و منشا شهابسنگ ها ==<br />
واقیعت هایی که تاکنون به آنها اشاره کردیم حاکی از این است که منشا شهابسنگ ها خارج از زمین است،اما شهابسنگ های آهنی برای آن که موادی آشکارا جدا از هم با چگالی متفاوت پدید آورند باید به دمایی رسیده باشند که بیشتر از دمای حاصل از عبورشان از داخل جو زمین،یا بر سطح زمین بوده است.بحث ما درباره رگبار های شهابی حاکی از این بود که رابطه ای میان شهاب ها و دنباله دار ها برقرار است.اما محتملتر آن است که اشیای بزرگتری که در حین عبور از جو زمین باقی می مانند از سیارکها ناشی شده باشد. به نظر برخی پژوهشگران در همان حول و حوش زمان پیدایش سیارات،اشیا دیگری،با ابعاد کوچکتر،تشکیل شدند.مرکز این اشیا دستخوش دماهای بسیار زیادی بوده،که شاید پرتوزایی کوتاه مدت،یک هسته مذاب ایجاد کرده است.مواد چگال تر به طرف مرکز این هسته گرایش یافته،به تدریج سرد شده و برای همیشه به حالت مجزا باقی مانده است.چنین جسمی ممکن است بر اثر یک برخورد به قطعات کوچکتری شکسته شده باشد.در این صورت هسته،شهابسنگ های آهنی،بخش خارجی شهابسنگ های سنگی و لایه های میانی شهابسنگ های سنگی آهنی را ایجاد کرده است.<br />
<br />
== دهانه های شهاب سنگی ==<br />
هر کس یک بار در حاشیه دهانه بارینجر،نزدیک وینسلوی آریزونا ایستاده باشد بی تردید به حیرت افتاده است که چه رویداد فاجعه آمیزی توانسته است به ایجاد چنین گودال طبیعی عظیمی در سطح زمین منجر شود.چه شواهدی درباره منشا آن در دست داریم؟آیا پاسخ این پرسش سرنخی از منشا عوارض مشابهی که در ماه دیده می شود،به دست می دهد؟اگر بپذیریم که دهانه بارینجر حاصل برخورد یک جسم پر جرم باشد که با سرعت زیاد بر زمین فرود آمده است،در این صورت انتظار داریم که خود این جسم بر اثر برخورد دچار اسیب شده باشد.انرژی جنبشی آن باید در ظرف چند ثانیه به شکلهای دیگری از انرژی تبدیل یافته باشد.مثلا،مقداری از انرژی آن به گرما،مقداری صرف انفجار و ایجاد حفره و سرانجام مقداری صرف خرد شدن و احتمالا تبخیر خود جسم شده باشد.در حالی که وزن جسم ایجاد کننده دهانه بارینجر در مرتبه 100000 تن برآورد می شود،تنها 30 تن ماده در پیرامون این دهانه یافت شده است.اما،قطعا بازیافت همین مقدار ماده حاکی از آن است که منشا این دهانه نوعا تصادم و جسم مفقود شده احتمالا سیارکی پرجرم بوده است.برای ایجاد چنین حفره ای با مواد منفجره،لازم است که بیش از 10 تن ماده ـــــ در عمق حدود 100 متری زیر زمین منفجر شود.<br />
انتظار ما این است که شواهدی از دمای زیاد و فشار زیاد را که ملازم چنین برخوردی بوده است،مشاهده کنیم.تعدادی از دهانه ها با نوعی سیلیس به نام کویزیت بسیار چگال احاطه شده اند.سیلیسی با این چگالی معمولا یافت نمی شود.گمان ما این است که این گونه سیلیس بر اثر شوک موجی فوق العاده ای که همراه با برخورد یک جسم بزرگ با زمین است،حاصل می شود.بر اثر این افزایش فشار ناگهانی،صخره ها همیشه در امتداد خطوط عادی ترکیدگیشان از هم نمی پاشد و ساختار از هم پاشیدگی مواد پوسته ای که ناحیه برخورد را احاطه می کند،غالبا شکل خاصی را نشان می دهد.نشانه دمای زیاد نیز ممکن است در تشکیل اجسام شبه شیشه ای حاصل از اجزای خاک دیده شود.<br />
با در نظر گرفتن این ایده ها،باید نظریه های درباره عوارض شهابسنگ ها اراعه شود،به همین دلیل دانشمندان در صدد جستجوی چنین عوارضی هستند.زمین،بر خلاف ماه،فقط جاهای بسیار محدودی دارد که به یک ساختار دهانه ای شبیه باشد.بارزترین مکانها بررسی شده است و بسیاری از آنها دست کم از دو عارضه ممیزه یاد شده در بالا برخوردارند.جاهای کمتر آشکاری گاهی از طریق عکاسی به وسیله ماهواره یا با مطالعه بسیار دقیق نقشه های توپوگرافی که خطوط تراز ناحیه معینی را نشان می دهند،آشکار می شود.امروزه ممکن است جای معینی مسطح به نظر آید،در حالی که قبلا شکل دهانه آن کاملا بارز بوده است.این تغییر به تدریج در نتیجه فرسایش،تغییرات جوی در باد،باران و دما که عوارض آشکارتر را محو کرده،صورت گرفته است،اما دهانه های ماه تقریبا دستخوش فرسایش نشده اند،زیرا ماه فاقد جو است و بنابراین طی هزاران سال تقریبا بدون تغییر مانده است.<br />
عمر یک دهانه را به طور تقریبی میتوان از سیمای ظاهری آن استنتاج کرد.عمر دهانه بارینجر که رویدادی نسبتا جدید است،احتمالا بیش از 30000 سال است.اما،عمر دهانه وردفورت در افریقای جنوبی که امروزه تقریبا غیر قابل تشخیص است،احتمالا به ــــــــــ میلیون سال می رسد.برخوردی که دهانه 10 کیلومتری وردفورت را ایجاد کرده ـــــــــــــ برابر برخوردی که دهانه بارینجر را به وجود اورده است،براورد می شود.<br />
در این قرن دو سقوط بزرگ صورت گرفته که هر دو در سیبری بوده است.یکی در سال 1908 و دیگری در سال 1947.حتی با تخمین محافظه کارانه که یک سقوط بزرگ در هر 1000 سال صورت گرفته باشد.زمین باید در یک میلیون سال گذشته،در معرض 1000 رویداد سقوط قرار گرفته باشد.با وجود این،تعدادی دهانه های شناخته شده به هیچ روی چنین تعدادی را نشان نمی دهد.شاید بسیاری از دهانه های فرسایش یافته کشف نشده اند<br />
<br />
== رویداد سیبری ==<br />
در بامداد 30 ژوین سال 1908 رویدادی در دره تونگوسکای سیبری به وقوع پیوست که هنوز هم دانشمندان در خصوص آن به حدس و گمان مشغولند.شاهدان عینی در چند صد کیلومتری محل این رویداد گوی اتشینی دیده اند که مقدار زیادی از اسمان را فرا گرفته و گرمای حاصل از آن را احساس کرده اند.صدای وحشتناکی این گوی اتشین را همراهی می کرده و انفجاری با چندین نیرو صورت گرفته که حتی در آن فاصله زمین به لرزش در آمده و شیشه پنجره ها شکسته است.وقتی دانشمندان از محل وقوع حادثه دیدار کردند دهانه ای نیافتند.در عوض،وزش انفجار همه چیز را تا فاصله ده ها کیلومتر،در هر جهت صاف کرده است.تنها عارضه دست نخورده ای که به جا مانده محوطه کوچکی از درختان در مرکز ویرانی است.چنین الگویی یک انفجار هوایی با قدرت چند صد بمب اتمی را نشان می دهد.<br />
این ویرانی همانند معیار های مربوط به اثر شهابسنگ آهنی عظیم با برخورد سیارک با زمین نیست،زیرا در این صورت هر دو آنها احتمالا به ایجاد دهانه عظیمی بزرگتر از بارینجر می انجامید.در واقع هرگز اثری از یک دهانه یا خرده پاره های شهابسنگی،در نزدیکی تونگوسکا یافت نشد.توضیح ممکن دیگر،می تواند احتمال برخورد جسمی بسیار پر جرم و در عین حال بسیار کم چگال تر از شهابسنگی آهنی باشد،که پس از برخورد به سرعت تخریب شده است،بدون آن که اثاری از خود به جای بگذارد.اگر شی تونگوسکا مرکب از برف فشرده شل بود،از همه این شرایط برخوردار بود،و در این صورت احتمال کلی می رفت که هسته یک دنباله دار باشد.دنباله دار ها عموما با نزدیک شدن به خورشید نوعی غبار از خود رها می کنند.درست پیش از رویداد سیبری،چند شب نور هایی با درخشندگی غیر عادی در اروپا مشاهده شد که علت را وجود غبار در جو دانستند.یک موج فشار جوی نیز در ایستگاه های متعدد هواشناسی اطراف زمین آشکار سازی شد که نشان می داد این موج بیشتر از یک بار به دور زمین سیر کرده است.چنان جسمی با نزدیک شدن به زمین یک موج شوک بر پا می کند که سرعت سیر آن بیشتر از سرعت سیر صوت است،و پیشاپیش خود دمای بسیار زیادی در جو به وجود می آورد.این دمای زیاد می تواند توجیهی برای درختان نیمسوخته در تونگوسکا باشد.با توجه به انرژی جنبشی که این جسم لازم دارد تا جنگلی را در هم فرو کوبد و این موج شوکی را راه اندازد،قطر آن در حدود 100 و جنبش چند میلیون تن برآورد می شود.<br />
عنصر ایریدیم،در ماده پوسته زمین بسیار کمیاب است،با وجوداین دانشمندان شوروی در لایه های زغالی این ناحیه مقداری ایریدیم کشف کرده اند که می پندارد در حول و حوش زمان رویداد بر جا مانده باشد.این نظر تایید محکمی است بر این که شی تونگوسکا منشا خارج از زمینی داشته است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/پاتریک مور<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]][[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87%DA%86%D8%A7%D9%84%D9%87&diff=14328سیاهچاله2013-03-27T10:59:45Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[رده: کیهانشناسی]]<br />
[[رده: اخترفیزیک]]<br />
سیاهچاله ناحیهای از فضا-زمان است که هیچ چیز، حتی نور نمیتواند از میدان گرانشی آن بگریزد. وجود سیاهچالهها در نظریه [[نسبیت عام]] [[آلبرت اینشتین]] پیش بینی میشود. این نظریه پیش بینی میکند که یک جرم به اندازه کافی فشرده میتواند سبب تغییر شکل و خمیدگی فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله رویهای ریاضی به نام [[افق رویداد]] تعریف میشود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمیتواند به بیرون برگردد و نقطه بدون بازگشت است. صفت «سیاه» در نام سیاهچاله به این دلیل است که همه نوری که به افق رویداد آن راه مییابد را به دام میاندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک میباشد. مکانیک کوانتوم پیشبینی میکند که سیاهچالهها مانند یک جسم سیاه با دمای متناهی از خود تابشهای گرمایی گسیل میکنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچالههای [[ستاره]] ای و بزرگتر دشوار است.<br />
<br />
اجسامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمیدهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مورد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف مینمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد کشف شد. هر چند که تعبیر آن به صورت ناحیهای از فضا که هیچ چیز نمیتواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دورهای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهشهای نظری نشان داد که سیاهچالهها به راستی یکی از پیش بینیهای ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد. اینگونه پنداشته میشود که سیاهچالههای ستاره ای در جریان فروپاشی ستاره های بزرگ در یک انفجار ابرنواختری درپایان چرخه زندگیشان بوجود میآیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری میتواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچالههای گوناگون، سیاهچالههای کلان جرم با جرمی میلیونها برابر خورشید تشکیل میشوند.<br />
یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمیگردد نادیدنی است اما میتواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستاره های دوتایی با همدم نامرئیشان، اخترشناسان نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاهچاله بودن در این منظومهها شناسایی کردهاند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر [[کهکشان]]ها یک سیاهچاله کلانجرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز [[کهکشان راه شیری]] ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم [[خورشید]] وجود دارد.<br />
<br />
[[پرونده:BH.png|نمایی شبیه سازی شده از یک سیاه چاله در برابر ابر ماژلانی بزرگ|چپ|قاب]]<br />
<br />
<br />
<br />
== تاریخچه ==<br />
<br />
ابداع واژه «کرمچاله» و «سیاهچاله فضایی» به جان ویلر نسبت داده شدهاست. با اینحال، این مفهوم از مدتها قبل به صورتهای متفاوتی مطرح بودهاست.<br />
<br />
مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمیتواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی زمینشناسی به نام جان میشل درسال ۱۷۸۳ در نامهای که برای هنری کاوندیش از انجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع [[خورشید]] و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:<br />
<br />
اگر شعاع کرهای مشابه [[خورشید]] قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر باشد جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط میکند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست میآورد و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت [[ستاره]] کشیده شود آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع میشود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود [[ستاره]] بازمی گردد.<br />
<br />
[[پرونده:BlackHole.jpg|400px]]<br />
<br />
نگارهای تخیلی از صفحه تجمع پلاسمای داغ بر گِرد یک سیاهچاله (برگرفته از ناسا).<br />
<br />
در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضیدان فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایشهای بعدی کتاب حذف شد. مفهوم این ستاره های تاریک در سده ۱۹ (میلادی) توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمیتوانستند درک کنند که نور که یک موج و بدون جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.<br />
<br />
<br />
== نسبیت عام ==<br />
درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که پیشتر نشان داده بود که گرانش، نور را تحت تاثیر قرار میدهد، نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد. چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد پاسخی برای معادلات میدانی انیشتین ارائه نمود که میدان گرانشی ذرات نقطهای و کروی را توصیف میکرد. چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطهای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگیهای آن نمود. این پاسخ در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده میشود رفتاری غیر عادی نمایش میداد زیرا در این شعاع، معادله تکینه میشود و برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که با تغییر مختصات میتوان تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی است و جنبه فیزیکی ندارد. این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته میشود.<br />
<br />
در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد. ادعای وی از سوی هم دورهایهای وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا میکردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری میکند. ادعای آنها تا حدودی درست بود زیرا یک کوتوله سفید که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک ستاره نوترونی تبدیل میشود که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، روبرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستاره های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی میشوند و نتیجه گیری کردند که هیچ ساز و کار فیزیکی نمیتواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید.<br />
<br />
<br />
== عصر طلایی ==<br />
در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تاثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور میکنند.» این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش میدهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شود.<br />
<br />
این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچالهها رونق فراوان یافت. کشف تپ اخترها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند، به این فرایند کمک کرد. تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچالهها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشردهای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود. کشف اختروش (کوازار)ها که انرژی خروجی بسیار بزرگی آنها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم بوجود آورنده این انرژی، رمبش گرانشی باشد.<br />
<br />
در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کِر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچالهای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود. در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل، براندون کارتر و دیوید رابینسون نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویهای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.<br />
<br />
<br />
== ویژگیها و ساختار ==<br />
نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان میکند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچالهها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویهای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی) دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگیهای خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهدهاند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع میکند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کرهای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای. دی. ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود. به همین ترتیب تکانه زاویهای یک سیاهچاله را نیز میتوان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.<br />
<br />
وقتی جسمی به درون سیاهچالهای سقوط میکند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع میشود و از دید ناظر خارجی گم میشود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده میشود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ میدهد شباهت بسیار دارد. این تفاوت از آن دسته نظریههای میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار میرسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدانهای گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاهچاله شدهاست میدهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله میتوان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازهای گیج کنندهاست که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد میشود.<br />
<br />
<br />
== خواص فیزیکی ==<br />
ساده ترین نوع سیاهچالهها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویهای ندارند. این سیاهچالهها را اغلب با نام سیاهچالههای شوارتزشیلد مینامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود. بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاهچاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد. بنابراین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون میکشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار میکند.<br />
<br />
راه حلهایی برای معادلات انیشتین که سیاهچالههای کلی تری را توصیف میکنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچالههای باردار و متریک کر سیاهچالههای چرخان را توصیف میکنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچالههای ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچالههایی را توصیف میکند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویهای دارند.<br />
<br />
در حالیکه جرم سیاهچاله میتواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویهای آن توسط جرم محدود میشوند. سیاهچالههایی که نابرابری فوق را اشباع میکنند، سیاهچالههای اکسترمال نامیده میشوند. جوابهایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض میکنند اما این جوابها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگیهای برهنه مینامند که از بیرون قابل مشاهدهاند و در نتیجه نمیتوانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگیهایی را در جریان رمبش نامحتمل میشمرد.<br />
<br />
به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچالههایی که از رمبش ستارگان تشکیل میشوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار میرود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جیآراس ۱۹۱۵+۱۰۵ به نظر میرسد که تکانه زاویهای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.<br />
<br />
== افق رویداد ==<br />
مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف میکند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچالهاست. این کره ناحیهای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده میشود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده میشود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور میکند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن میگذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط میکند. افق رویداد را از این رو به این نام میخوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمیرسد ومشاهده کننده نمیتواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ دادهاست.<br />
<br />
آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی میشود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان میشود به گونهای که مسیرهایی که ذرات طی میکنند به سمت جرم خمیده میشوند. در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازهای قوی میشود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.<br />
<br />
از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت. این پدیده به نام اتساع زمان نامیده میشود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر میگردد از سرعت آن کاسته میشود و زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد. و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر میشود، نوری که منتشر میکند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده میشود. سرانجام در نقطهای که به افق رویداد میرسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده میشود.<br />
<br />
ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط میکند در زمانی که افق رویداد را رد میکند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد میکند اگرچه هرگز نمیتواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شدهاست زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.<br />
<br />
افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمیشود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچالهاست که حدود سیاهچاله را مشخص میکند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمیتواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق میافتد از دید دیگران پنهان نگه میدارد.<br />
<br />
شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریبا کروی است. برای سیاهچالههای ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچالههای چرخان کمی بیضوی است.<br />
<br />
[[پرونده:BH-no-escape-1.svg|400px]]<br />
<br />
در نواحی دور از یک سیاهچاله یک ذره میتواند در هرجهتی حرکت کند و تنها محدود به سرعت نور است.<br />
<br />
[[پرونده:BH-no-escape-2.svg|400px]]<br />
<br />
در فواصل نزدیکتر به سیاهچاله فضا-زمان شروع به خمش میکند. مسیرهایی که به سیاهچاله ختم میشوند از مسیرهایی که از آن دور میشوند بیشترند.<br />
<br />
[[پرونده:BH-no-escape-3.svg|400px]]<br />
<br />
در داخل افق رویداد تمام مسیرها ذره را به سمت مرکز سیاهچاله سوق میدهند. ذره دیگر امکان گریز نخواهد داشت.<br />
<br />
== تکینگی ==<br />
براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیهای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت میشود. برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود. در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است. به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.<br />
<br />
ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط میکند(یعنی بدون بار و تکانه زاویهای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمیتواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر میتواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد. زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد میکند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده میشود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته میشود.<br />
<br />
در مورد یک سیاهچاله باردار(راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) میتوان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جوابها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان میسازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرمچاله عمل میکند. اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه میماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین میبرد. همچنین این فرضیه مطرح میشود که منحنیهای زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند پارادوکس پدربزرگ میانجامد.<br />
<br />
پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانهای از شکست این نظریه میپندارند؛ اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ میدهد که بخواهیم این کنشها را با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشدهاست که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچالهها را بدون تکینگی بیان کند.<br />
<br />
== کره فوتونی ==<br />
کره فوتونی محدودهای است کروی با ضخامت صفر و فوتونهایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانتها) بر این کره حرکت میکنند در مداری دایرهای گرد آن به دام میافتند. در سیاهچالههای غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش مییابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد میگذرد.<br />
<br />
در حالیکه نور هنوز میتواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده میشود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما میرسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیدهاند.<br />
<br />
سایر اجرام فشرده همچون ستاره های نوترونی نیز میتوانند کرههای فوتونی داشته باشند. این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد میتواند کره فوتونی داشته باشد.<br />
<br />
[[پرونده:Ergosphere.svg|400px]]<br />
<br />
ارگوسفر ناحیهای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمیتوانند در آن ثابت بمانند.<br />
<br />
== ارگوسفر ==<br />
سیاهچالههای چرخان در درون ناحیهای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر مینامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی میکند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازهای قدرتمند میشود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.<br />
<br />
ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد میرسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس میشود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمتها است پایان مییابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو مینامد.<br />
<br />
اجسام و تابش میتوانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج میشوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته میشود و باعث کند تر شدن سرعت آن میشود.<br />
<br />
== شکل گیری و تکامل ==<br />
با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچالهها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی میتوانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جوابهای پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان میکرد که سیاهچالهها نمیتوانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویهای ذرات در حال سقوط حرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار مینمود. این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدتها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچالهها اجسام فیزیکی واقعی هستند و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.<br />
<br />
زمانی که یک افق رویداد تشکیل میشود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطهای درون آن بوجود میآید.مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حلهای کیهان شناسی که مهبانگ را توصیف میکنند نقاط تکینهای بدون میدانهای اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچالهها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچالهها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی ترین فرایندی که انتظار میرود به تشکیل سیاهچالهها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچالهها بینجامد.<br />
<br />
== رمبش گرانشی ==<br />
رمبش گرانشی زمانی رخ میدهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق میافتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هستهای قادر به حفظ دمای خود نباشد و یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافهای دریافت کند به گونهای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح میدهد).<br />
<br />
این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به مادهای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیارهنما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایههای خارجی به فضای اطراف پرتاب میکند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بودهاست.<br />
<br />
اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافهای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شدهای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره های کوارکی) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده میشود.<br />
<br />
گمان میرود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچالههای ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیدهاست که در هنگام رمبش سیاهچالههایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آوردهاند. این سیاهچاله میتوانند بذرهایی برای سیاهچالههای کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشانها یافت میشوند.<br />
<br />
درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش میشود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمیبیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت میگیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر میشود و در بالای افق رویداد متوفق میشود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول میکشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر میشود با تاخیر بی نهایت به ناظر میرسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر میشود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو میشود.<br />
<br />
== سیاهچالههای نخستین در مهبانگ ==<br />
رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالیهای بالا تنها در ستارگان یافت میشود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالیها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم مینمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمیدهد برای اینکه سیاهچالههای نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگیهای اولیهای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدلهای مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازهای که برای این آشفتگیها پیش بینی کردهاند با هم بسیار متفاوتند. این مدلهای متفاوت جرم سیاهچالههای نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کردهاند. سیاهچالههای نخستین عامل پیدایش همه سیاهچالههای دیگر شمرده میشوند.<br />
<br />
== برخوردهای پرانرژی ==<br />
رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود میآورد. در اصل سیاهچالهها میتوانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد میکنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایشهای شتاب دهنده ذرات، کشف نشدهاست. این واقعیت پیشنهاد میکند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچالهها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار میرود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند. این امر سبب میشود که ایجاد سیاهچالهها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ میدهد، دور باشد. اما برخی از توسعهها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد میدهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر میگیرند. این امر امکان ایجاد ریزسیاهچالهها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعههای کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان پذیر میسازد. هر چند که این نظریهها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچالهها در چنین برخوردهای نامحتمل میآید. حتی اگر ریز سیاهچالهها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار میرود که در۱۰۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمیآیند.<br />
<br />
== رشد ==<br />
وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد میتواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچالهای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب میکند. این فرایند اولیهای است که به نظر میرسد سیاهچالههای کلان جرم طی آن شکل میگیرند. فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچالههای جرم متوسط در خوشههای ستاره ای کروی پیشنهاد شدهاست.<br />
<br />
امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچالههای کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بودهاند اهمیت پیدا میکند. این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچالههای با جرم متوسط پیشنهاد شدهاست.<br />
<br />
== تبخیر ==<br />
در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاهچالهها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدانهای کوانتومی در یک زمینه سیاهچالهای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچالهها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شدهاست. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را از روشهای مختلف سنجیدهاند.. چنانچه این نظریه تابش سیاهچالهها درست باشد انتظار میرود که سیاهچالهها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها میشود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتونها و ذراتی است که تابیده میشوند. سیاهچالهها در طول زمان تبخیر میشوند و کوچکتر میگردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچالههای شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچالههای بزرگتر تابش کمتری از سیاهچالههای کوچکتر دارند.<br />
<br />
یک سیاهچاله [[ستاره]] وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچالههای [[ستاره]]ای و سیاهچالههای بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست میآورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد میکنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که میبایست از [[ماه]] سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.<br />
<br />
از سوی دیگر اگر سیاهچالهای کوچک باشد انتظار میرود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچالهای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچالههای کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر میشوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا میکنند وممکن است (هرچند که از دانستههای فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمیرسد) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.<br />
<br />
== طبقه بندی بر اساس جرم ==<br />
سیاهچالهها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویهای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچالهها را میتوان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده میشود که با جرم آن متناسب است.<br />
<br />
این تناسب تنها در مورد سیاهچالههایی با تکانه زاویهای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچالههای کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است<br />
<br />
== سیاه چالههای کلان جرم ==<br />
جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم [[خورشید]] دارند و پیش بینی میشود که در مرکز همه کهکشانها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.<br />
<br />
کهکشان نزدیک زن برزنجیر در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰۸×(۲٫۳-۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است. به نظر میرسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفتهاست. بزرگترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شدهاست و جرم آن ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید است.<br />
<br />
== سیاهچالههای جرم متوسط ==<br />
شکاف بین جرم سیاهچالههای معمولی و سیاهچالههای کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاهچالههایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برایند. یکی از روشهای مشاهدهٔ این گونه سیاهچالهها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشانهای نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل گیری ستاره ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شدهاست و به نظر میرسد که با خوشههای ستاره ای جوانی که در آن نواحی یافت میشوند مرتبط اند. روش دیگر تشخیص آنها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقیماندهای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط میگردد. رابطه ام-سیگما نیز وجود سیاهچالههایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم خورشیدی را در کهکشانهای کم نور پیش بینی میکند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشدهاست اما گمان میرود این نوع از برخورد سیاهچالههای با جرم کمتر شکل میگیرد. نطریه دیگری نیز آنها را سیاهچالههای نخستینی میداند که در مه بانگ شکل گرفتهاند. نطریه سومی نیز آنها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشههای ستاره ای متراکم میدانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش میکند<br />
<br />
== سیاهچالههای ستارهوار ==<br />
این سیاهچالهها از رمبش گرانشی ستاره های بزرگ بوجود میآیند. این سیاهچالهها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند. بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچالهها، منظومههای دوتایی گسیل کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومهها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله میریزد و پرتو ایکس تابش میکند.<br />
<br />
نمونهای از این منظومههای دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد میشود ولی به دلیل سرعت زاویهای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده میشود.<br />
<br />
== شواهد تجربی ==<br />
سیاهچالهها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمیکنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیاز ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیما از روی زمین سیاهچالههای اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچالههای کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابشهایی در گذشته ناموفق بودهاست و این موضوع محدودیتهایی بر امکان وجود سیاهچالههای نخستین با جرم کم وارد میکند. تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانهها ادامه خواهد داد.<br />
<br />
از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاهچالهها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاهچاله را گاهی میتوان از برهمکنشهای گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.<br />
<br />
== بر افزایش ماده ==<br />
قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچالهها است. به خاطر حفظ تکانه زاویهای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط میکنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد میکنند. اصطکاک درون قرص سبب میشود تا تکانه زاویهای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط میکند و انرژی پتانسیلی آزاد میکند که دمای گاز را افزایش میدهد. در مورد اجرام فشرده همچون کوتولههای سفید، ستاره های نوترونی و سیاهچالهها، گاز در نواحی داخلی به اندازهای داغ میشود که تابش بسیاری (عمدتا پرتو ایکس) از خود گسیل میکند که توسط تلسکوپها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کارا ترین فرایندهای تولید انرژی است که تاکنون شناخته شدهاست. تا ۴۰٪ باقیمانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود(در یک شکافت هستهای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر میشود). در بسیاری از موارد این قرص با فوارههای نسبیتی همراه است که در امتداد قطبها منتشر میشوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فوارهها هنوز به درستی فهمیده نشدهاست.<br />
<br />
بسیاری از پدیدههای پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچالهها نسبت داده میشود. به طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروشها گمان میشود که قرصهای بر افزایشی سیاهچالههای کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان میرود که دوتاییهای پرتو ایکس منظومههای دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشردهاست که ماده را از ستاره ندیم برافزایش میکند. همچنین پیشنهاد شدهاست که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرصهای برافزایشی سیاهچالههای جرم متوسط باشند.<br />
<br />
[[پرونده:Black_hole_jet_diagram.jpg|400px]]<br />
<br />
شکل گیری جتهای برون کهکشانی درقرص برافزایشی یک سیاهچاله<br />
<br />
== دوتاییهای پرتو ایکس ==<br />
دوتاییهای پرتو ایکس یا ستاره های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابشهای پرتو ایکس گمان میرود که توسط یکی از ستاره ها ایجاد میشود که جسمی فشردهاست و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش میکند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومههای دوتایی موقعیتی منحصر به فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار میگذارد.<br />
<br />
[[پرونده:Accretion_Disk_Binary_System.jpg|400px]]<br />
<br />
برداشتی هنری از یک منظومه دوتایی با یک قرص برافزایشی که از ماده ستاره ندیم تغذیه میشود.<br />
<br />
اگر چنین منظومهای سیگنالهایی منتشر کند که رد آن مستقیما به جسم فشرده برسد، این جسم نمیتواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمیبرد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب میتوان پارمترهای مداری منظومه را بدست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمیتواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.<br />
<br />
ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاهچاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد. هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است. اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتاییهای پرتو ایکس شناخته شدهاند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده میشوند. در این منظومهها [[ستاره]] ندیم نسبتا کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله میدهد. افزون بر این، این منظومهها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم میسازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدهاسیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.<br />
<br />
== نوسانهای نیمه متناوب ==<br />
انتشار پرتو ایکس از قرصهای برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن میشود. این سیگنالها را نوسانهای نیمه متناوب مینامند. گمان میرود که این سیگنالها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند(درونی ترین مدار دایرهای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچالههای احتمالی به کار میروند.<br />
<br />
== هسته کهکشانی ==<br />
اخترشناسان برای توصیف کهکشانهایی که ویژگیهای غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی و یا تابشهای رادیوی بسیار قوی دارند، از واژه [[کهکشان]] فعال استفاده میکنند. مطالعات نظری و تجربی نشان دادهاند که فعالیت این هستههای کهکشانی فعال(AGN) را میتوان با استفاده از سیاهچالههای کلان جرم توضیح داد. این گونه مدلهای هستههای کهکشانی فعال از یک سیاهچاله کلانجرم، یک قرص برافزایشی و دو فواره عمود بر قرص برافزایشی تشکیل میشوند.<br />
<br />
<br />
اگرچه انتظار میرود که سیاهچالههای کلان جرم در مرکز همه هستههای کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هستههای کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفتهاند. برخی از مهمترین کهکشانها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، انجیسی ۳۱۱۵، انجیسی ۳۳۷۷، نجیسی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاهمکزیکی.<br />
<br />
<br />
امروزه به گستردگی پذیرفته شدهاست که در مرکز همه(تفریبا) [[کهکشان]] ها (نه تنها کهکشانهای فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفتهاست. همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد میکند که ارتباطی بین شکل گیری سیاهچاله و شکل گیری خود کهکشان وجود دارد.<br />
<br />
در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست میآید. از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیهای به نام کمان ای* ردیابی نمودهاند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند. از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیمودهاست. آنها موفق شدند از روی دادههای مداری، محدودیتهای مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* میشود- وضع کنند. آنها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیهای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفتهاست. اگرچه این شعاع تقریبا ۳۰۰۰ بربار شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.<br />
<br />
[[پرونده:M87_jet.jpg|400px]]<br />
<br />
فوارههای برآمده از مرکز مسیه ۸۷ در این تصویر نشات گرفته از یک هسته کهکشانی فعال است که ممکن است در بر گیرندهٔ یک سیاهچاله کلانجرم باشد. منبع: تلسکوپ فضایی هابل/ناسا/سازمان فضایی اروپا.<br />
<br />
== همگرایی گرانشی ==<br />
تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب میشود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ میدهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده میشود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفتهاست که فوتونها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم میکند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیما برای یک سیاهچاله مشاهده نشدهاست. یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله میتواند مشاهده ستاره ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.<br />
<br />
[[پرونده:Black_hole_lensing_web.gif|300px]]<br />
<br />
شبیه سازی همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله که سبب کجنمایی (اعوجاج) تصویر کهکشان پس زمینه شدهاست.<br />
<br />
== امواج گرانشی ==<br />
یکی از راههای کشف سیاهچالهها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل میدارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کردهاست که نمایانگر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتنهای آلومینیومی، ابزاری که بهوسیله سیمهایی در داخل اتاقهای حفاظداری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاهچالهاست، اما این کار را نمیتواند به دقت انجام دهد.<br />
<br />
== امکانهای دیگر ==<br />
شاهد تجربی سیاهچالههای ستاره ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شدهاند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند. فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره های کوارکی چگال را بدهد و برخی مدلهای ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش بینی میکنند. برخی از گسترشهای مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارکها و لپتونها هستند که به طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره های پرئونی را بدهند. این مدلهای فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچالههای ستاره ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان میدهد که هر گونهای از این ستاره های فرضی نیز جرم بیشینهای خواهند داشت.<br />
<br />
ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاهچالههای کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچالههای ستاره ای است (چگالی متوسط سیاهچالهای به جرم ۱۰۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسهاست). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شدهاست و گاهی از مدلهای جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچالههای کلان جرم استفاده میشود که دنیوی تر هستند. برای نمونه میتوان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دستهای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدلهای توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچالههای کلان جرم را توضیح دهند.<br />
<br />
شواهد موجود در مورد سیاهچالههای ستاره ای و کلان جرم نشانگر آن هستند که برای اینکه سیاهچالهها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگیهای پیش بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچالهای وجود نخواهد داشت). در سالهای اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نمودهاست. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط بخصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد میشود که وضعیتهای منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیتهای منفرد همچون سیاهچالهای معمولی در نسبیت عام به نظر میرسد.<br />
<br />
== انتروپی و ترمودینامیک ==<br />
در سال ۱۹۷۱ [[استیفن هاوکینگ]] نشان داد که در شرایط عمومی مساحت کل افقهای رویداد هر مجموعهای از سیاهچالهها هرگز نمیتواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند. این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچالهها شناخته میشود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان میکند که انتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمییابد. تصور میشد که سیاهچالهها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، انتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک میشود زیرا با ورود ماده دارای انتروپی به سیاهچاله بدون انتروپی، انتروپی کل در جهان به اندازه انتروپی مادهای که جذب سیاهچاله شده کاهش مییابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید انتروپی داشته باشد و انتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.<br />
<br />
پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدانهای کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر میرسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچالهها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله میگیرد و باعث انقباض آن میشود. هرچند که این تابش مقداری از انتروپی را نیز به بیرون منتقل میکند و زیر شرایط کلی میتوان اثبات نمود که مجموع انتروپی مادهای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفتهاست دائما رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچالهها را میدهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، جرم؛ به جای دما، گرانش سطحی و به جای انتروپی، مساحت قرار میگیرد.<br />
<br />
یکی از ویژگیهای گیج کننده این است که انتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر میکند تا حجم آن، حال آنکه انتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر میکند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد میکند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ میدهد را میتوان با دادههای روی مرز آن حجم توصیف نمود.<br />
<br />
اگرچه میتوان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک انتروپی سیاهچالهها اسفتاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری انتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و...) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچالهها امکانپذیر نیست. پیشرفتهایی در برخی دیدگاهها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفتهاست. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاهچاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان میتوان فرمول انتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد. از آن زمان تاکنون نتایج مشابهی برای سیاهچالههای متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاهها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شدهاند.<br />
<br />
[[پرونده:Bekenstein–Hawking_entropy_formula.png|150px]]<br />
<br />
فرمول انتروپی(S) هاوکینگ-بکنشتین برای سیاهچاله, که به مساحت(A) سیاهچاله بستگی دارد. ثابتها عبارتند از سرعت نور (c), the ثابت بولتزمان (k), ثابت نیوتن (G), و ثابت پلانک (h).<br />
<br />
== یگانگی سیاهچالهها ==<br />
یکی از پرسشهای باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده و یا پارادوکس یگانگی سیاهچالهاست. به طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل میکنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که میتوان از آن به نگهداری اطلاعات تعبیر نمود - ضروری میداند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را میتوان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف میشوند نیز در نظر گرفت.<br />
<br />
== شمار سیاهچالهها در جهان ==<br />
شمار سیاهچالهها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آنها امکانپذیر نیست. [[کهکشان راه شیری]] به تنهایی در حدود صد میلیارد [[ستاره]] دارد که از هر هزار [[ستاره]] تقریبا یکی به اندازهای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس [[کهکشان]] ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره ای داشته باشد. اما تاکنون تنها یک دوجین از آنها شناسایی شدهاند. از آنجا که در محدودهای از جهان که از [[زمین]] قابل مشاهدهاست در حدود صد میلیارد [[کهکشان]] وجود دارد و سیاهچالههای کلان جرم نیز در مرکز این [[کهکشان]] ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاهچاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.<br />
<br />
== نظریه جهانهای درون سیاهچالگان ==<br />
نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کردهاست که ممکن است جهان ما درون سیاهچالهای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شدهاست. نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه میدهد. پاپلاوسکی پیشنهاد میکند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل میشود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشردهای که به آن فشار وارد شدهاست باز میشود. او عنوان نمودهاست که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.<br />
<br />
علاوه بر این این نظریه پیشنهاد میدهد که هر سیاهچالهای یک کرمچاله میشود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله بوجود آمدهاست. بنابراین سیاهچالههای مرکز [[کهکشان]] ها ممکن است پلهایی به جهانهای دیگر باشند. بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچالهای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفتهاست که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.<br />
== سیاهچاله های چرخان ==<br />
بیشتر [[ستاره]] ها می چرخند [[خورشید]] حدود هر 29 روز یک بار به دور خودش می چرخد و چرخش برخی از ستارگان از چرخش [[خورشید]] هم سریع تر است.اگر [[ستاره]] پرجرمی به یک سیاهچاله برمبد سیاهچاله نیز خواهد چرخید زیرا در خلال رمبش چندان فرصتی برای رهایی از [[اندازه حرکت زاویه ای]] نیست.اگر جسم به آرامی یک [[ستاره]] بچرخد به سبب بقای [[اندازه حرکت زاویه ای]] [[سرعت]] آن هنگام رمبش بسیار زیاد خواهد بود.از این رو ممکن است که سیاهچاله تا زمانی که در [[شعاع شوارتزشیلد]] ناپدید شود با سرعتی باور نکردنی بچرخد.اما نتایج این چرخش چیست؟<br />
<br />
فیزیک دانان با وارد کردن چرخش به معادلات مربوط به سیاهچاله ها به نتایج شگفت آوری می رسند.چرخش به عوض اینکه ماده را به تکینگی تحویل دهد آن را در بیرون از این موقعیت می جنباند.گویی این ماده پیش از آنکه در آن [[چگالی]] نامحدود له شود به عقب می جهد و روبه بیرون می گذارد انگار که رمبش معکوس شده است.افرادی که در فضاپیما گرفتار سیاهچاله شده اند میبینید که زندان نسبیتی انها گشوده شده است و انها به بیرون پرتاب شده اند.اسمان که با ورود انها به شعاع شوارتسشیلد بسته شده بود و دیده نمیشد و دوباره باز شده و ستارگان به تدریج اشکار گشته اند.<br />
<br />
اما دوستان و بستگان انها در بیرون به عبث انتظارشان را می کشند ظاهرا معادلات می گویند که این فضانوردان نمی توانند به جهان ما بیایند.بلکه به سوی جهان دیگری می روند.ستارگانی هم که انها می بینند دسته ای از ستارگان دیگر است.<br />
<br />
فوران نور و ماده که ناگهان در این جهان دیگر جرقه می زند سفید چاله نام گرفته است و ارتباط میان این جهان و ان جهان به شوخی مارپیچ چاله نامیده می شود.این چاله ها می توانند جهان ما را با جهانی دیگر مرتبط کنند یا شاید دو بخش کاملا جدای جهان را به هم مربوط می سازند اگر چه تنها یک جهان دستیافتنی باشد.البته برای دیدن این سناریو در ریاضیات باید به تخیل و تصور متوسل شد و چیز هایی را دید که به داستان های علمی تخیلی شبیه است تا پیشگویی علمی .گاه برای مجموعه ای از معادلات راه حلهای گوناگونی وجود دارد که الزاما همه انها راه حلهای واقعی که نشانگر چیزی در طبیعت باشد نیستند.<br />
<br />
در نیمه دهه 1970 نشان داده شد که سفیدچاله ها احتمالا در صورتی میتوانند وجود داشته باشند که از اغاز جهان پدید امده باشند.پس سیاهچاله ها نیز می بایست دقیقا در جایی که یک تکینگی در اغاز جهان به وجود امد رمبیده باشند.این نوع تطابق اجتناب ناپذیر مینماید و از این رو اندیشه مارپیچ چاله نامحتمل به نظر می رسد اگر چه نمیتواند ناممکن باشد.[2]<br />
<br />
== سیاهچاله های ریز ==<br />
هر [[ستاره]] ای که می رمبد و سیاهچاله می شود می باید پر[[جرم]] بوده و دست کم سه بار یا بیشتر پر[[جرم]] تر از [[خورشید]] باشد در غیر این صورت فقط به [[ستاره نوترونی]] یا [[کوتوله سفید]] تبدیل می شوند.اما هاوکینگ نشان داد که در آغاز [[انبساط عالم|انبساط جهان]] درست پس از [[انفجار بزرگ]] [[فشار]] باور نکردنی و [[چگالی]] بسیار زیاد [[ماده]] چنان بوده است که اجسام بسیار کوچک توانسته اند برمبند وسیاهچاله های ریز را تشکیل دهند.برای نمونه [[جرم]] چنین سیاهچاله هایی ممکن است[[پرونده:Jerm.gif]] گرم (1میلیارد تن) و شعاعشان تنها [[پرونده:Shoa.gif]] سانتی متر یعنی تقریبا به اندازه یک [[پروتون]] باشد.این سیاهچاله ها به خاطر اندازه بسیار کوچکشان نمی توانند تاثیر زیادی بر محیط اطراف خود داشته باشند و آشکار ساختن آنها نیز حتی از فاصله چند ده متری دشوار خواهد بود.ممکن است تعدادی از آنها در [[منظومه شمسی]] وجود داشته باشد و در [[کهکشان]] ما نیز شاید بیش از 10 عدد از این سیاهچاله ها موجود باشد بی آنکه ما بتوانیم آنها را کشف کنیم.<br />
<br />
[[ پرونده:News287.jpg|چپ|قاب]]<br />
<br />
اگر چنین سیاهچاله هایی در آغاز پیدایش زمان پدید آمده باشند احتمالا کسر بزرگی از [[جرم]] جهان را در خود بلعیده اند.شاید [[چگالی]] جهان بیشتر از آن مقداری است که اکنون اندازه می گیریم زیرا مقدار زیادی از [[جرم]] به این سیاهچاله های ریز نامرئی پیوند خورده است.اخترشناسان غالبا نگران آن هستند که آنچه در جهان می توان دید ممکن است همه آن چیزی نباشد که در جهان هست.سن شکل و آینده جهان از اندازه گیری [[چگالی]] تعیین می شود.اما اگر آنچه می بینیم تنها بخشی از جهان باشد پس [[چگالی]] جهان را به نادرست اندازه می گیریم.از این رو مهم است بدانیم که آیا بخشی از جهان گم شده است یا نه ما هنوز نمی دانیم که [[جرم]] گمشده به صورت سیاهچاله های ریز در آمده یا نه.<br />
<br />
برخی از کیهانشناسان بر این باورند که اگر سیاهچاله های ریز هاووکینگ وجود داشته باشند شاید بتوان آنها را آشکار کرد.زمان لازم برای انفجار جسمی به جرم یک میلیارد تن که هاووکینگ محاسبه کرده است تنها در حدود 10 میلیارد سال یعنی تقریبا به اندازه سن جهان است.پس اگر این اجرام درست پس از تولد جهان شکل گرفته باشند اکنون زمان انفجار آنها فرا رسیده است.شاید مدت زیادی طول نکشد که تابش حاصل از انفجار آنها را که عمدتا به شکل پرتو های گاماست به کمک [[ماهواره]] ها آشکار کنیم.هاوکینگ میزان روشنایی این تابش ها را نیز پیشگویی کرده است و حال تلاش ما باید آن باشد که با آشکار کردن این تابش ها سیاهچاله های ریز را اندازه گیری کنیم.هر چند که نتایج نظری زیادی در این فصل مورد بحث قرار گرفته اما باز نظریه های زیاد دیگری نیز فرمولبندی می شوند که هنوز درباره درست بودن آنها یقین نداریم.اثبات نظریه هنگامی حاصل می شود که بتوانیم پیشگویی های آنها را محک بزنیم.درست بودن پیشگویی های [[آلبرت اینشتین|انیشتین]] درباره [[گرانش]] و [[نور]] به رغم اینکه ظاهرا موافق با عقل سلیم نبود به مقبولیت [[نسبیت]] انجامید.شاید در آینده نزدیک پیشگویی های مربوط به سیاهچاله ها و ارتباطشان با جهان به اثبات رسد و این اجسام که غیر واقعی می نمایند واقیعت یابند و جزو مفاهیم مهم جهان فیزیکی شوند. [2]<br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
== انفجار سیاهچاله ها ==<br />
<br />
تفربیا از همان آغاز،گرایش نظریه پردازان به پذیرش این امر بوده که هیچ چیز نمی تواند از درون یک سیاهچاله بگریزد.روی هم رفته،اگر نور نتواند بگریزد و اگر چیزی نتواند سریعتر از نور سیر کند،در این صورت چیزی نمی تواند از سیاهچاله بگریزد.این الگوی فکری دوام یافت تا آن که کوششهایی به عمل آمد برای سازگار کردن چند نظریه از بنیادی ترین نظریه های فیزیک:<br />
<br />
نظریه نسبیت خاص انیشتین(1905)،نظریه نسبیت عام انیشتین(1915) و نظریه کوانتمی(1926).<br />
<br />
نظریه نسبیت عام رمبش ستارگان پرجرم را به آنچه امروزه اساسا به صورت سیاهچاله ها تایید شده است،پیشگویی می کند.همین نظریه گرانش را به شیوه ای بسیار متفاوت با شیوه کلاسیک نیوتون توصیف می کند.اما هنوز کسی نتوانسته است وحدتی میان مفهوم گرانی و مکانیک کوانتمی برقرار کند.مکانیک کوانتمی اصولا رفتار ذرات و انرژی ها را در مقیاس اتمی و ریز اتمی،یعنی عالم فوق العاده کوچک،توصیف می کند.چگونگی نظریه ای درباره عالم خرد می تواند با نظریه عالم کبیر اجسامی مانند سیاهچاله ارتباط داشته باشد؟<br />
<br />
یک جوان بریتانیایی به نام استوین هاوکینگ که فعالیت وی در زمینه اخترفیزیک نظری است چنین ارتباطی برقرار کرده است.استدلال او این بود که چون عالم امروزی دانه دانه است،احتمالا در رویداد مهابنگ به صورت داته دانه ای تشکیل شده است.اظهار نظر هاوکینگ این بود که فشار بی حد مربوط به تولد عالم به آسانی می توانسته است سیاهچاله هایی به کوچکی 0.00001 گرم جرم و شعاع شوارتزشیلد ــــــ ایجاد کرده باشد.اما ابعاد عادیتر شامل جرم ــــــ (یک میلیارد تن) و شعاع ــــــ،یعنی اندازه پروتون خواهد بود.قطعا این ابعاد مقیاس ابعادی را نشان می دهد که معمولا مکانیک کوانتمی بکار می گیرد.<br />
<br />
هاوکینگ معادلات نسبیت عام را برای این سیاهچاله ـــــــ گرمی حل کرد.او با شگفتی تمام ملاحظه کرد که حل معادلات او نیز خلق و گسیل ذرات و تابش از چنین شیعی را پیش بینی می کند.در واقع،همان طیف از ذرات و تابش را پیش بینی می کند که ممکن است از شی داغی با 120 میلیارد کلوین صادر شود.بنابراین،به نظر می رسد که دو اصل مدتها معتبر،در مورد سیاهچاله ها نقض شده است:اینکه چیزی از هسته سیاهچاله ها نمی گریزد و دمای آنها تقریبا صفر کلوین است.تناقض آشکار بود؛با همه این ها؛همان معادلات برای سیاهچاله ای با 3 جرم خورشیدی دمای 0.000001K و گریز ناپذیری ذرات از چنین ستاره ای را پیشگویی می کرد.موفقیت،با بازشناسی این امر که سیاهچاله های کوچک متفاوتند،حاصل شد.<br />
<br />
اگر سیاهچاله های کوچکی وجود داشته باشند و اگر آنها ذرات و تابش آن طور که پیش بینی شده گسیل کنند،در این صورت آنها به تدریج تضعیف و محو می شوند.اما این تضعیف شدن فقط این فرایند را تسریع خواهد کرد،زیرا دما ها رو به افزایش خواهند داشت،که سرانجام به انفجاری معادل 10 میلیون میلیون بمب هیدروژنی می انجامد.قطعا چنین رویدادی به سهولت مشاهده پذیر خواهد شد؛اما توضیع این اشیا ممکن است آشکار سازی آنها را دشوار تر کند.برنامه شاتل فضایی ممکن است در آینده نزدیک این مشکل را حل کند.<br />
<br />
== منبع ==<br />
1. ویکیپدیا فارسی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87%E2%80%8C%DA%86%D8%A7%D9%84%D9%87]<br />
<br />
2. کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها<br />
<br />
3.کتاب نجوم دینامیکی/نوشته:رابرت تی دیکسون/مترجم:احمد خواجه نصیر طوسی</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%87%DB%8C%D9%BE%D8%B1%DB%8C%D9%88%D9%86&diff=14191هیپریون2013-03-19T10:15:36Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'هیپریون از جمله کوچکترین قمر های زحل است.مدار بیضی شکل این قمر بین تیتان و [[...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>هیپریون از جمله کوچکترین قمر های [[زحل]] است.مدار بیضی شکل این قمر بین [[تیتان]] و [[پاپتوس]] و در فاصله 1.483.000 کیلومتری زحل قرار دارد.شناسایی کامل هیپرویون به وسیله ویجر 1 که از فاصله 880.000 کیلومتری آن عبور کرده بود میسر نگردید.اما از سفر ویجر 2 که از فاصله 470.000 کیلومتری آن گذشت نتایج بهتری بدست آمد.هیپرویون دارای شکل نا منظمی است و ابعاد آن حدود 400x250x240 کیلومتر است.شکل نا منظم هیپریون این گمان را مطرح می سازد که قمر مزبور روزگاری نه چندان دور،ظاهرا با یک جرم فضایی برخورد کرده است.فاصله بسیار دور هیپریون از زحل آن را از اثرات کشندگی سیاره مادر تقریبا در امان داشته و تعادل مداری آن را مدت ها به تاخیر انداخته است.نسبت بازتاب ضعیف هیپریون نشانه آن است که روی آن را غباری از مواد سرد پوشانیده و نسبت بازتاب سراسری آن را بین 10 تا 20 درصد متغیر ساخته است.در سطح هیپریون چندین گود نسبتا بزرگ دیده می شود که یکی از آنها دارای قطری حدود 120 کیلومتر و ژرفای حدود 10 کیلومتر است و چگالی کم آن نشانه می دهد که عامل یخبندان خلل و فرج بسیاری در آن پدید آورده و بالطبع از چگالی آن کاسته است.آزمایش های طیفی نشانه هایی از وجود یخ آب را در گوشه و کنار آن نشان می دهد.<br />
<br />
یک دور گردش کامل هیپریون 21 روز و 6 ساعت و 34 دقیقه به درازا می کشد و در مورد این قمر مزبور یک قمر همزمان است و یا دارای چرخش محوری است،هنوز تردید هایی وجود دارد.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%DB%8C%D8%AA%D8%A7%D9%86&diff=14189تیتان2013-03-18T18:00:41Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== تیتان(تایتان) ==<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
<br />
تیتان بزرگترین قمر زحل و بعد از گانیمد (قمر مشتری) بزرگترین قمر منظومه شمسی است.قطر تیتان 5150 کیلومتر و چگالی متوسط آن دو برابر آب است.به همین دلیل تصور می شود که نیمی از سنگ و نیمی از یخ آب تشکیل یافته باشد.سرعت گریز از تیتان حدود 2.5 کیلومتر در ثانیه است.جوی را در پیرامون آن نگاه داشته که نخستین نشانه های آن در سال 1903 به وسیله جی.ماس سولا J.Comas Sola ستاره شناس اسپانیایی احساس گردیده و طی سال های 1944 و 1943 به کمک دستگاه های طیف نگار آن را آزمایش و تایید نمود.<br />
<br />
کاوش های کیهانی که به یاری ویجر 1 انجام یافته است،نشان داد که جو تیتان کلا از نیتروژن و کمی متان ترکیب یافته و تراکم نسبتا زیاد آن دیدار سطح قمر مزبور را مانع گردیده است.آزمایش های انجام شده به وسیله ویجر ها فشار جو تیتان را 1.6 برابر فشار جو زیمن نشان می دهد و دمای سطحی آن را برابر 92 کلوین بیان می دارد.در جو تیتان علاوه بر نیتروژن و متان گاز های دیگری چون هلیوم،اتان،استیلین،پروپان و هیدرژن نیز یافت می گردد.شرایط حاکم بر جو تیتان وجود گونه ای حیات را در قمر مزبور ایجاد مینماید،اما از انجایی که دمای تیتان بسیار کم است،این تصور بسیار نا متحمل خواهد بود.<br />
<br />
با وجود این که دو نیم کره تیتان از نظر رنگ متفاوت اند،ولی رنگ کلی قمر مزبور مایل به نارنجی است.نیم کره جنوبی روشن تر و درخشان تر و نیم کره شمالی تقریبا قرمز و تیره است.<br />
<br />
اطلاعات بدست آمده گویای آن است که ترکیبات جو تیتان در قطب شمال و عرض متوسط و همچنین عرض های پایین نیم کره شمالی متفاوت است و مقدار استیلن نواحی اخیر از نواحی قطبی بیشتر است.<br />
<br />
تیتان یک قمر همزمان است و میل محور چرخش آن نسبت به قایم بر سطح مدارش حدود 5 درجه است.فاصله تیتان از زحل 1.221.600 کیلومتر است و یک دور گردش کامل آن 15 روز و 22 ساعت و 42 دقیقه به درازا می کشد.<br />
<br />
[[پرونده:Titan22.jpg|تیتان|چپ|قاب]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D8%AA%D9%85%D8%B3%D9%81%D8%B1&diff=14133اتمسفر2013-03-16T16:04:11Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>اتمسفر یا جَو که از ترکیب دو واژه یونانی atmos به معنای بخار (هوا) و sphere به معنای کره ساخته شده، نامی کلی است که به هوا (گازهایی) که سطح یک [[سیاره]] را احاطه کردهاند اطلاق میشود. در [[منظومه شمسی]]، سیارات از نظر وجود اتمسفر تنوع زیادی دارند. <br />
<br />
نکته قابل اشاره در مورد اتمسفر سیارات این است که هر چه نیروی گرانش وارده از طرف جرم مرکزی به این لایههای گازی بیشتر باشد، توان نگاه داشتن گازهای فرار بیشتری در جو فراهم میآید. مثلا [[مشتری]] با [[گرانش]] قوی خود میتواند گازهای فراری همچون [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] را در جو خود نگاه دارد. <br />
از طرف دیگر فاصله سیارات از خورشید نیز در ترکیب جو موثر است. به این ترتیب که انرژیی که از طرف [[خورشید]] به گازهای موجود در جو سیارات میرسد، موجب بیشتر شدن سرعت حرکت گرمایی آنها از [[سرعت گریز]] از [[گرانش]] [[سیاره]] میشود.<br />
به همین دلیل [[تیتان]]، تریتون و [[پلوتو]] با وجود [[گرانش]] کم میتوانند جو خود را حفظ کنند.<br />
<br />
[[عطارد]] به دلیل نزدیکی به [[خورشید]] تقریبآ جو ندارد. بر خلاف [[عطارد]]، [[سیاره]] ی [[زهره]] جو بسیار غلیظی دارد که حتی دیدن سطح [[سیاره]] را برای ما غیر ممکن میکند و همیشه فقط میتوانیم جو و ابرهای بالای سطح آن را مشاهده کنیم. <br />
<br />
[[سیاره]] [[مریخ]] جو دارد، اما از جو [[زمین]] رقیقتر است و درصد [[اکسیژن]] کمتری از جو [[زمین]] دارد. <br />
<br />
[[سیارات گازی]] هم کم و بیش جو دارند، اما به دلیل گازی بودن سطح آنها، تفکیک دقیق جو از سطح سیاره در لایههای زیرین مشکل است. به همین دلیل در مورد ضخامت جو این سیارات نظرات مختلفی وجود دارد. <br />
<br />
اما [[جو زمین]] شاید اساسیترین دلیل وجود حیات بر روی این سیاره باشد. بر خلاف تصور اکثر افراد [[جو زمین]] ضخامت چندانی ندارد. <br />
<br />
البته در بعضی منابع ضخامت [[جو زمین]] تا 1000 کیلومتر نیز ذکر شده است. اما 90 درصد جو زمین در ارتفاع کمتر از 16 کیلومتری قرار دارد و در ارتفاعات بالا تر رقیق و رقیقتر میشود و در واقع نمیتوان مرز دقیقی بین آخرین لایهی جو زمین و فضای بیرون از جو مشخص کرد. جو زمین شامل 78% [[نیتروژن]]، 21% [[اکسیژن]] و درصد کمی [[دی اکسید کربن]]، آرگون و سایر گازها است.<br />
<br />
[[جو زمین]] عامل ایجاد پدیدههای مختلف نجومی هم هست: <br />
<br />
[[بارش شهابی]] به دلیل برخورد [[شهاب]] ها با[[ جو زمین]] به وجود میآید. <br />
<br />
چشمک زدن ستارگان هم به دلیل وجود جو زمین و شکست پیاپی نور در آن است. در خارج از جو نور ستارگان ممتد و بدون چشمک زدن دیده میشود. <br />
<br />
همچنین وجود جو مقدار قابل توجهی از دید ما نسبت به جهان را تغییر میدهد و تا حدودی تاثیر نامطلوبی بر روی کیفیت تصویر تلسکوپهای مرئی میگذارد. <br />
<br />
به همین دلیل از 2 دهه قبل نسل جدیدی از [[تلسکوپ]] ها به نام " تلسکوپ های فضایی " ایجاد شدند تا با استقرار در خارج از جو، بدون مزاحمت تلاطمات جوی، تصویر بهتر و دقیقتری به کیهانشناسان ارائه کنند.<br />
<br />
<br />
== تعریف جو یا اتمسفر (Atmosphere) ==<br />
<br />
<br />
بر اساس نظریههایجدید کرهی زمین در ابتدا بدون هیچ گونه جوی، از تجمع تدریجی ذرات سفت و سرد شده در اندازههای گوناگون به وجود آمده است. این ذرات بر اساس نظریههای گوناگون، حاصل انقباض خورشید بزرگ که روزیبه اندازهی کل منظومه شمسی بوده است، میباشد. «به طور کلیاتمسفر مخلوطی از گازها میباشد و اگرچه جو زمین ظاهرا به دلیل ماهیت گازیکه دارد بی وزن به نظر میرسد، اما دارای جرمی به مقدار 6/5×1014 تن میباشد. حدود 99% از حجم اتمسفر زمین را دو گاز ازت و اکسیژن تشکیل میدهد که ازت با 87% پیکرهی اصلیاتمسفر زمین را شکل میدهد و بعد از آن اکسیژن قرار دارد و دیگر گازها فقط در حدود 1% میباشند. علاوه بر ترکیبات دائمی جو، اتمسفر زمین حاوی مواد معلق و گوناگونی است که شامل ذرات نمک، گرد و غبار و قطرات بسیار کوچک آب نیز میباشد، که البته نباید آنها را در قالب ترکیبات گازی جو به حساب آورد.»<br />
<br />
جدول زیر گازهایتشکیل دهنده جو را در یک هوایخشک (بدون بخار آب و آلایندهها) به صورت حجمیو جرمینشان میدهد .<br />
نوع گاز در صد حجمی درصد جرمی<br />
ازت 78/084 75/51 <br />
اکسیژن 20/946 23/15 <br />
آرگون 0/934 1/28 <br />
دیاکسید کربن 0/033 0/046 <br />
<br />
برای جو نمیتوان حدی مشخص قائل شد؛ زیرا هرچه از سطح زمین دور میشویم از غلظت گازهای تشکیلدهنده، کاسته میشود؛ تا جاییکه ذرات و اتمهای گاز به فاصلههای بسیار زیاد از هم قرار میگیرند. بر مبنای تجربه میتوان گفت که تا ارتفاع 1000 کیلومتری نیز آثار وجود گاز مشاهده شده است.<br />
<br />
«علاوه بر گازهای موجود در جدول فوق مقدار زیادی بخار آب نیز در جو وجود دارد و همچنین گازهایی مانند هیدروژن و گازهایرادیواکتیویته مانند رادن (Radon) در جو دیده شده است. همچنین همیشه ذرات دیگری مانند گرد و خاک و دود کارخانجات و نمکهای مختلف را میتوان در هوا یافت.»<br />
<br />
<br />
== فیزیک فضا و اتمسفر ==<br />
<br />
<br />
فیزیک فضا یکی از شاخههای علم فیزیک است که تا اندازهای پاسخگوی هزاران سؤال موجود در ذهن بشر در مورد فضا میباشد. بخشی از فیزیک فضا که در آن اجرام آسمانی مورد مطالعه قرار میگیرد، مکانیک سماوی است. در این بخش نیروهای مؤثر بر حرکت اجسامی نظیر سیارات، ماهوارهها و پروپهای مصنوعی مورد مطالعه قرار میگیرد. در سال 1619 میلادی کوپلر در مورد حرکت سیارات سه قانون اساسی خود را با استفاده از مشاهدات تیکو براهه بیان کرد. قوانین کپلر که پایه و اساس قوانین نیوتن و مکانیک کلاسیک برای حرکت سیارات است، عبارتند از:<br />
1-حرکت سیارات به دور خورشید در یک مدار بیضویانجام میگیرد که خورشید در یکی از کانونهای آن بیضی قرار دارد.<br />
2-مدار یک سیاره به دور خورشید، سطحی را تشکیل میدهد که این سطح جاروب شده توسط خط واصل بین سیاره و خوشید، با زمان حرکت سیاره نسبت مستقیم دارد.<br />
3-نسبت بین مربع دورهی تناوب گردش هر سیاره و مکعب نصف محور بزرگ مدار بیضوی، در مورد هر سیارهی منظومه شمسی عدد یکسانی است.<br />
فیزیک فضا علمی بسیار جدید است. با وجود این یک تکنولوژی مهم سبب حل بسیاری از نا شناختههای قبلی بوده است. در فیزیک اتمسفر، پارامترهای مهم معین در هر نقطه از اتمسفر مانند فشار، چگالی، دما، میدان مغناطیسی زمین، میدان الکتریکی، تابش الکترومغناطیسی موجود در اتمسفر، ذرات باردار و شهاب سنگها مورد مطالعه قرار میگیرد. در اثر برهمکنش فوتون (که تشکیلدهندهی امواج الکترو معناطیسی است) با گازهای موجود در جو زمین، این گازها یونیزه میشوند. اتمهای یونیزه دوباره بر اثر برخورد با الکترونهای موجود در اتمسفر، در فرآیند ترکیب مجدد شرکت میکنند. که این فرایند در جو زمین انجام میشود.<br />
<br />
<br />
== اتمسفر زمین ==<br />
<br />
<br />
<br />
فضای بین اتمسفر زمین و سیارات منظومهی شمسی، خلاء کامل نیست. اگرچه چگالی مواد بین سیارات کم است، این فضا مقادیری گازهای داغ و ذرات گرد و غبار در بر دارد. مواد گازی موجود در این نواحی را گاز بین سیارات مینامند. زیرا این گازها بین سیارات قرار دارند و اغلب از پروتونها و الکترونها تشکیل شدهاند و چگالی ملکولی آن بسیار کم است.<br />
مدار حرکت زمین به دور خورشید از فضای بین سیارات میگذرد و به همین دلیل با گازهای بسیار رقیق بین سیارات ادغام میشود. جو از نظر عمودی ممکن است بنا به ترکیبات، واکنشهای شیمیایی، یونیزه شدن، دما، فشار و ... بر حسب ارتفاع طبقهبندی شود. اما یونیزه شدن از اهمیت فوقالعادهای برخوردار است.<br />
آنچه بر روی این کرهی خاکی حیات را مقدور ساخته است، ارتباط بسیار منظم تنگاتنگی میان اعضای این پوشش با طبقات مختلف است. طبقاتی که هر لایهی آن وظیفه بسیار مهم تعیینکنندهای در تشکیل و ادامهی حیات دارا است . به نحوی که با حذف مجازی هر لایه و محاسبه مربوط به آن دگرگونی ژرفیدر سایر طبقات و طبع آن، تغییر کامل مکانیسم فعلی را سبب میشود. در دید اغلب افراد اهمیت جو در لایهی مجاور زمین است که دارای اکسیژن کافی برای تنفس میباشد. برای شکلگیری این لایه که موجودات در تماس مستقیم با آن میباشند، طبقات دیگر طبق چینش خاص خود با خصوصیات خاص دخالت دارند، که در این مشارکت با حذف هر کدام قطعاً حیات به خطر جدی خواهد افتاد. گرچه جو به معنای واقعی یک سیال کامل است و هیچ جای خالی در آن نمیتوان یافت و کاملاً فضا را به یک نسبت و یک شکل پوشش میدهد، اما در هر لایه ترکیبات خاص از عناصر و ملکولها با توجه به خصوصیات آن لایه قرار دارد.<br />
<br />
<br />
== ترکیبات اتمسفر ==<br />
<br />
<br />
ترکیبات اتمسفر را طی جدولی در بخش تعریف جو یا اتمسفر در ابتدا به خوانندگان عزیز ارائه کردیم؛ اما با توجه به موارد مندرج در جدول یاد شده اگر سهم بخار آب موجود در اتمسفر را نیز در این تقسیمبندی دخالت دهیم، این نسبتها ثابت نخواهد بود؛ زیرا دمای لایههای پائین جو همیشه در حال تغییر بوده و با رسیدن دما به نقطهی میعان و تبدیل بخار به مایع، درصد حجمی بخار آب در جو تغییر خواهد کرد. در مقیاس جهانی، به طور متوسط 1% حجم اتمسفر زمین را بخار آب تشکیل میدهد، اما عملاً ممکن است در یک مکان، هوا فاقد بخار آب و در نقطهای دیگر تا 4% بخار آب وجود داشته باشد. گرچه وزن مولکولی بخار آب از وزن سایر عناصر تشکیل دهندهی جو کمتر است، با این وجود بخار آب بیشتر در لایههای پائین جو متمرکز میباشد.<br />
<br />
بیشترین مقدار بخارآب در لایه مجاور سطح زمین بوده و با افزایش ارتفاع، به شدت از میزان آن کاسته میشود. بالا بودن مقدار بخار آب در نزدیکی سطح زمین به دو علت است: یکی به دلیل وجود اقیانوسها که منبع اصلی تأمین بخار آب است؛ و دیگری سرد بودن لایههای فوقانی جو که مانع از نفوذ و نگه داشت بخار آب میشوند.<br />
<br />
<br />
== اکسیژن در جو ==<br />
<br />
<br />
«اکسیژن به سه صورت در جو وجود دارد»<br />
1- اکسیژن معمولی( O2)<br />
2- اکسیژن به صورت اتم (O) که مقدار بسیار جزئیاز اکسیژن جو را تشکیل میدهد و در قسمتهای فوقانی جو یعنی از 100 کیلومتر به بالا وجود دارد.<br />
3- اکسیژن به صورت ازن (o3) که قسمت عمدهی اکسیژن جو را تشکیل میدهد و در ارتفاعات بین 35 الی80 کیلومتری جو موجود است.»<br />
<br />
<br />
== ارتفاع و ساختار اتمسفر ==<br />
<br />
هر میزان از سطح زمین دور شویم، از غلظت هوا کاسته میشود. به طوریکه غلظت هوا درلایههای انتهایی آنقدر کم میشود که به طور غیر محسوس با جو خورشید در هم میآمیزد. ساختار اتمسفر را میتوان از دیدگاههای مختلف مورد بررسی قرار داد: یکی از معیارهایی که بر اساس آن لایههای جو طبقهبندی میشوند، دمای هواست. لایهبندی حرارتی(thermal stratification) از نظر تغییرات هوا و اثرات مستقیم گرما بسیار با اهمیت میباشد. لایهبندی دیگری نیز در ارتباط با یونیزاسیون(Ionization) یا وجود ذرات باردار اتمی در جو انجام میگیرد که به نوبهی خود دارای اهمیت میباشد. اما آنچه به عنوان مبنا پذیرفته شده، همان لایهبندی حرارتی است.<br />
با توجه به محدود بودن اطلاعات ما از خصوصیات جو در لایههای فوقانی و به این دلیل که سطوح بالایی هنوز تحت بررسی و تحقیق میباشد، هیچگونه تعریف مشخص جامعی از ساختار جو در این قسمت وجود ندارد. پایینترین لایهی جو که در برگیرندهی بیشترین جو هواست، و همچنین بزرگترین ویژگی آن، کاهش تدریجی دمای هوا نسبت به ارتفاع میباشد، لایهی تروپوسفر (troposphere) نام دارد. بیشترین تغییرات جوی که کاهش دما نسبت به ارتفاع، مهمترین آنهاست، دراین لایه اتفاق میافتد. ضخامت متوسط لایهی تروپوسفر حدود 11 کیلومتر است. ضخامت این لایه در قطب حداقل و در استوا به بالاترین مقدار خود میرسد.<br />
<br />
روی لایهی تروپوسفر، طبقهی استراتوسفر (stratosphere) قرار دارد که ضخامت متوسط آن حدود 23 کیلومتر است. در 3 کیلومتر اول استراتوسفر، دمای هوا ثابت است؛ اما در قسمتهای بالاتر، دمای هوا با ارتفاع افزایش مییابد. لایهی مزوسفر (mesosphere) در بالای طبقه استراتوسفر واقع شده و به صورتی است که در آن دمای هوا نسبت به افزایش ارتفاع به طور سریع کاهش پیدا میکند. ترموسفر (thermosphere) انتهایی ترین لایهی جو میباشد که در آن بار دیگر دمای هوا با ارتفاع به شدت زیاد میشود. این لایه از ارتفاع تقریبی80 کیلومتری زمین شروع و تا 190 کیلومتری سطح زمین ادامه دارد. بدین ترتیب جو زمین از نظر حرارتی به چهار لایهی متمایز: تروپوسفر، استراتوسفر، مزوسفر و ترموسفر تقسیم میشود. مرز بین لایهی اول و دوم، تروپوپاز (tropopause)؛ مرز لایهی دوم و سوم، استراتوپاز (stratopause)؛ و مرز بین لایهی سوم چهارم، مزوپاز (mesopause) نام گرفته است. مزوپاز محلی است که پایینترین دما را داراست.<br />
<br />
در برخی دیگر از منابع دو طبقهی دیگر به جو اضافه کردند: «یونوسفر، که تقریباً در 80 تا 800 کیلومتری سطح زمین واقع شده است و اتمهای این طبقه به علت برخورد با اشعهی خورشید و اشعهی کیهانی به شدت یونیزه میشود و موجب انتشار امواج رادیویی میگردند. به علت فاصلهی زیاد این طبقه با سطح زمین، تعداد ذرات هوا در هر سانتیمتر مکعب (توده ویژه) کم و فاصلهی ذرات گاز در آن زیاد میباشد. ولی به هر حال فاصله این ذرات به اندازهای است که سنگهای آسمانی که جذب زمین میشوند در اثر تماس و اصطکاک با این ذرات به حدی گرم میگردند که به حالت گداخته و درخشان درآمده و به شکل شهاب ثاقب دیده میشوند.<br />
«دیگری طبقه اگزوسفر که در قسمت فوقانی جو و در حقیقت آستانه یا سر حد فضاست که در آن ذرات هوا حرکات پرتابی دارند میباشد. چون این طبقه از سطح زمین دور است، نیروی جاذبهی زمین کاهش یافته و ذرات جو از هم دور و با داشتن میدان فعالیت بیشتری با سرعت زیادتری حرکت کرده تا جاییکه نیروی گریز از مرکز بر نیروی جاذبه غلبه میکند. بعضی از این ذرات در اثر همین حرکات پرتابی از جو زمین خارج میگردند و بعضیدیگر به علت برخورد با ذرات دیگر دو مرتبه به داخل جو زمین بر میگردند.»<br />
<br />
<br />
== ایزوترمال ==<br />
<br />
در طبقهی استراتوسفر از سطح تراپاپاز به بالا ابتدا درجهی حرارت با ارتفاع تغییر نکرده و ثابت میماند. از این رو است که قسمت های زیرین این طبقه را که دارای چنین خاصیتی است با درجه حرارت ثابت یا «همدرجهی حرارت» (Isothermal layer) مینامند. ارتفاع ایزوترمال معمولاً 35 کیلومتر میباشد. از ارتفاع 35 تا 80 کیلومتری وجود ازن اثبات شده است. عمل ازن در این طبقه جذب زیاد اشعه حرارتی خورشید و به وجود آوردن یک طبقه از هوای گرم در جو بالا است. وجود اوزون در این منطقه ناشی از وجود اشعهی ماورای بنفش است. زیرا که توسط این اشعه فعل و انفعالات شیمیایی انجام گردیده و اکسیژن معمولی با اتم اکسیژن ترکیب شده و اوزون به وجود میآید.<br />
<br />
<br />
== اوزون ==<br />
<br />
« اوزون نامی است که به مولکول سه اتمی اکسیژن دادهاند. مولکولهای اکسیژن در اثر تابش ماورای بنفش خورشید به دو اتم اکسیژن تجزیه میشوند.این اتمهای آزاد شده میتوانند با دیگر مولکولهای اکسیژن ترکیب شده وازن را تشکیل دهند. به دلیل اینکه ازن نسبت به مولکولهای معمولی اکسیژن از پایداری کمی برخوردار است، در اثر تابش خورشیدی به اتم و مولکول اکسیژن تجزیه میشود.»<br />
این فعل و انفعالات توسط انرژی ماورای بنفش انجام شده و در نتیجه، باعث نرسیدن این تابش خطر ناک به زمین میشود. از طرف دیگر به هنگام تجزیه اوزون مقداری انرژی به صورت انرژی حرارتی آزاد شده و جذب اتمسفر میشود که این امر باعث افزایش دمای اتمسفر میگردد. با توجه به این که تابش ماورای بنفش آثار تخری بی شدیدی بر روی سلولهای زنده دارد، اهمیت لایهی اوزون برای ادامهی بقای موجودات زنده در سطح زمین انکار ناپذیر است.<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:زمین]]<br />
== منبع ==<br />
<br />
http://www.bandarfly.com/<br />
<br />
<br />
== اتمسفر 2 ==<br />
به ترتیب به معنای کره و بخار(هوا) ساخته شده. Atomo,sphereاتمسفر از ترکیب دو واژه یونانی<br />
مطالعه وبررسی اتمسفر و ویژگی هاوتاثیرات آن در رشته هایی چون هواشناسی و بخشی از فیزیک فضا از زیر شاخه ها ی ژئوفیزیک انجام می پذیرد.<br />
*در فیزیک اتمسفر، پارامترهای مهم معین در هر نقطه از اتمسفر مانند فشار، چگالی، دما، میدان مغناطیسی زمین، میدان الکتریکی، تابش الکترومغناطیسی موجود در اتمسفر، ذرات باردار و شهاب سنگها مورد مطالعه قرار میگیرد. در اثر برهمکنش فوتون (که تشکیلدهندهی امواج الکترو معناطیسی است) با گازهای موجود در جو زمین، این گازها یونیزه میشوند. اتمهای یونیزه دوباره بر اثر برخورد با الکترونهای موجود در اتمسفر، در فرآیند ترکیب مجدد شرکت میکنند. که این فرایند در جو زمین انجام میشود.<br />
<br />
== پیدایش ==<br />
شاید بهتر باشد برای پی بردن به چگونگی پیدایش اتمسفر نیم نگاهی هم به پیدایش جهان وعناصر موجود در ان زمان (13.73میلیارد سال پیش) هیچ خبری از عناصری چون اکسیژن-کربن و.... وجود نداشته وتنها عناصر موجودهیدروژن وهلیم بود.اما با انفجار ستاره های موجود در ان زمان عناصر سنگین پدید آمدند.<br />
حدود 4.54 میلیارد سال پیش زمین ما یک سیاره بسیار گرم ومذاب و بدون وجود هیچ گونه حیاتی .طبق یک نظریه با بر خورد یک دنباله دار بر سطح زمین عناصر سازنده حیات وارد زمین شدند<br />
<br />
== چرا همه سیارات جو(اتمسفر)ندارند؟ ==<br />
وجود جودرسیاره به دوعامل بسیار مهم بستگی دارد:1- نیروی جاذبه .2- دمای سیاره<br />
سیاراتی که در زمان پیدایش منظومه شمسی بزرگ وحجیم بودند,نیروی جاذبه بیشتری داشتندوگاز های پیرامون خود را حفظ کردند.ولی اجرام کوچک وکم حجمی مانند تیر(عطارد)وماه گازهای پیرامون خود را در مرحله اولیه پیدایش از دست دادند.آنها پس از مدتی سرد شدند وبه شکل جامد در آمدند.همه ذرات با یک سرعت خاص می توانند بر نیروی جاذبه سیارات غلبه کنندواز آنها بگریزند. این سرعت در سیارات مختلف متفاوت است.برای مثال در کره زمین سرعتی معادل 11,2کیلومتر در ثانیه برای گریز از پیرامون زمین نیاز است.<br />
سرعت یک ذره گاز به چگالی آن ودمای اطرافش بستگی دارد.هیدروژن وهلیم بسیار سبک هستند بنابراین نخستین گاز هایی اند که از محیط یک سیاره می گریزند. برخلاف آنها <br />
دی اکسید کربن وآرگون که گاز های سنگینی هستند پس از سایر گازها از اطراف سیارات دور می شوند. به همین دلیل بود که ماه وتیر جود خود را سالیان پیش از دست دادند.<br />
مطالعات نشان داده است که سیاراتی مانند زهره,زمین,مشتری,زحل,اورانوس ونپتون جوضخیمی دارند.تیر نزدیکترین سیاره به خورشید است ودمای بسیار زیادی دارد,بنابراین جو بسیار رقیقی داردبه نوعی که می توان گفت جو ندارد. جو سیاره زهره بسیار ضخیم است وغالبا از دی اکسید کربن تشکیل شده است وفشار جو در این سیاره صد برابر فشار جو زمین است.فشارجودر مریخ کمتر از0,01فشار جو زمین است.<br />
<br />
== جو (اتمسفر)زمین چیست؟ ==<br />
گرداگرسطح زمین را پوششی از هوا احاطه کرده است. این پوشش آدمی را از تابش فرابنفش خورشید محفوظ می دارد و موجب اعتدال دما های بسیار متفاوت سطح زمین می شود.<br />
هوا مخلوطی از چند گاز است نه ترکیب شیمیایی. هفتادوهشت درصد حجمی این مخلوط نیتروژن و21 درصد آن اکسیژن وکمتر از یک درصد آن آرگون است ومقدار بسیار کمی گاز کربنیک وبخار آب دارد.<br />
احتمالا این درصدها در بخش فوقانی جو متفاوت است ودر ارتفاعا ت 50 تا 70 کیلومتراز سطح زمین هیدروژن وهلیوم اهمیت خاصی پیدا می کنند.<br />
فشار متوسطی که این جو در سطح دریا وارد می آورد برابر با 101,325 نیتون بر متر مربع یا 2ر1,013 میلی بار است .[میلی بار واحدی است که در هوا شناسی به کار می رود] البته این مقدار یک مقدار متوسط است ,مقدار واقعی فشار جو با زمان تغییر میکند. معمولا فشار های زیاد- مثلا1,030 میلی بار- با وضعیت جوی خوب همراه است وفشار های کم- مثلا980 میلی بار- با بارندگی.<br />
فشار در سطح دریا را وزن هوایی موجب می شود که روی آن قرار دارد.چون از سطح دریا بالاتر رویم فشار کم می شود.درارتفاع 5,5 کیلومترفشار نصف 1,013 میلی با ر است ودر ارتفاع 11 کیلومتری یک چهارم آن. هر 5,5 کیلومتر،فشار به نصف مقدار قبلی کاهش پیدا می کند.<br />
چگالی هوا نیز از همان قاعده فشار تبعیت می کند. در ارتفاع 5,5 کیلومتر از سطح دریا ،چگالی 50 درصد مقدار آن در سطح دریا است.در 160 کیلومتری،چگالی هوا کمتر از چگالی بهترین خلاء ایی است که در آزمایشگاه می توان به دست آورد.اطلا عاتی که از ماهواره های ونگارد(1958) و اکسپلور9 (1961) به دست آمده به وضوح تمام نشان می دهد که چگالی در هر ارتفاع معین از روزی به روز دیگر کاملا تغییر می کند وعلت عمده این تغییر، تغییرات فعالیت خورشیدی است.<br />
جو زمین دارای لایه ای فوقانی نیست که کاملا مشخص ومجزا باشد .مطالعه نقشه های هوایی دال ر وجود هوا تا حدود 160 کیلومتری سطح زمین است؛مطالعه شفق های قطبی از وجود هوا ، دست کم در ارتفاع 700 کیلومتر از سطح دریا حکایت می کند.<br />
جو زمین را می توان به چهار لایه تقسیم کرد:1 – گشت کره 2 –پوش کره 3- یون کره 4- بیرون کره<br />
<br />
1 - گشت کره(تروپوسفر): یکی ازکار هار کارهای گشت کره تنظیم دما در سطح زمین است . انرژی خورشیدی معمولا به مقدار زیاد در عرض های جغرافیایی کم وبه مقداری کمتردر عرض های جغرافیایی شمالی تامین می شود. گردش هوا میان عرض های جغرافیایی مختلف قسمتی از این گرمای اضافی را همراه با توده های عظیم هوا به نواحی سردتر(ویا به عکس) منتقل می کند. توده های هوای گرم مقادیر زیادی گرما را با خود به شمال می برند وتوده های هوای سرد به جنوب منتقل می شوند تا<br />
عرض های جغرافیایی جنوبی را سرد کنند. مرزهای میان این توده های وسیع هوا را جبهه گویند.<br />
در این مرزهای میان توده ای هوا ، یعنی در این جبهه ها است که قسمت عمده شرایط جوی سخت وطوفانی - ابر و مه وانواع بارندگی – واقع می شود.<br />
ارتفاعات گشت کره با عرض جغرافیایی تغییر می کند واز 16کیلومتر از سطح دریا در استوا به کمتر از8 کیلومتر در قطب ها می رسد. <br />
دمای گشت کره از مقدار متوسط 13درجه سلسیوس در سطح دریا به مقدار 50- درجه سلسیوس در راس این لایه کاهش پیدا می کند .<br />
گشت مرز :مرز فاصل میان گشت کره ولایه بعدی است.<br />
2 – پوش کره (استراتوسفر): پوش کره تا65 کیلومتر فراتر از گشت کره ادامه می یابد. دما در 15 کیلومتر اول این لایه در مقدار متوسط 50- درجه سلسیوس است ثابت می ماند ؛ سپس در 15 کیلومتری بعدی به 0 درجه سلسیوس می رسد وبلا خره در 30 کیلومتر بالایی این لایه به 110- درجه سلسیوس نزول می کند.<br />
جریان های هوا در پوش کره بیشتر افقی یعنی به موازات سطح زمین است. از نظر شیمیایی ، پوش کره جز در دو مورد زیر شبیه نواحی پایینی جو است :<br />
1 – بخار آب آن کمتر است<br />
2- ازن آن بسیار بیشتر است <br />
ازن 03 تاثیر تابش فرابنفش خورشید بر ملکول های اکسیژن 02 در پایین تر بخش (15 کیلومتری) پوش کره به وجود می آید . ازن که مرکب از ملکول هایی با سه اتم اکسیژن است نسبت به تابش فرابنفش بسیار کوتاه خورشید کدر است .جذب تابش فرابنفش به وسیله ازن بسیار مهم است ، زیرا این تابش برای همه انواع حیات بر روی زمین فوق العاده زیان آور است.<br />
پوش کره در حدود یک پنجم جرم کل جو را شامل می شود.<br />
3 – یون کره(یونسفر): ضخامت این لایه از 80 تا 500 کیلومتر تغییر می کند .عده اتم های یونید ه در آن قابل ملاحظه است. یونش ، معلول یا نتیجه تابش فرابنفش وپرتو ایکس خورشید است.<br />
در یون کره سه لایه متمایز از یکدیگر را می توان تشخیص داد که به لایه های :<br />
E,D,F<br />
معروف اند و هر لایه ویژگی های خود را دارد اما هر سه لایه از نظر مخابره رادیویی بلند برد واجد اهمیت بسیار است . انعکاس های متوالی امواج میان این لایه ها وزمین ارسال پیام های رادیویی را به دور زمین امکان پذیر می سازد.<br />
: به ارتفاع حدود 100کیلومتر از سطح دریا برای بازتا <br />
:در 140 کیلومتری سطح دریا در بازتاب امواج رادیویی با طول موج متوسط از همه کارآتر است Eلایه <br />
:در ارتفاع 240 کیلومتری,مخابرات رادیویی با طول موج کوتاه را باز می تابدFلایه <br />
اشعه ای که از شراره های خورشیدی گسیل می شود ،در طی مدتی که این شرار ها ی فام سپهری دوام دارند،به شدت مخابرات رادیویی را مختل می کنند.<br />
4 – بیرون کره(ماگنتوسفر): لایه ای است که بالاتر از یون کره جای داردوتا فضای خارج ادامه می یابد.دراین ناحیه است که فرار ملکولی واتمی از جو زمین قابل ملاحظه می گردد.<br />
اتم ها وملکول های سبکتر حتی اگر در قاعده بیرون کره باشند می توانند بگریزند ولی ذرات سنگین تر تنها از ارتفاعات بالاتر می گریزند. میدان مغناطیسی زمین مانع فرار ذرات یونیده می شود .<br />
*تقسیم بندی تفضیلی تر لایه های جو به شرح زیر است:<br />
گشت کره, میان کره, گرما کره(ترموسفر), وبیرون کره.<br />
میان کره بعد از گشت کره جای دارد . در این لایه دما نزول می کند و به 100- درجه سلسیوس <br />
می رسد. <br />
مرز فوقانی میان کره مزوپاز نام دارد. از مزوپازبه بالا دما افزایش می یابد.<br />
یون کره بخش تحتانی گرما کره است ؛ در گرماکره دما با ارتفاع زیاد می شود وبه 2000 درجه سلسیوس می رسد.<br />
<br />
<br />
<br />
== جو در نجوم ==<br />
<br />
جوزمین به چند طریق بر تابش ورودی تاثیر می گذارد.<br />
1 – بازتاب 2- جذب 3- پراکندگی 4- شکست نور<br />
1- بازتاب: پدیده فلق وشفق نتیجه مستقیم انعکاس نور از ذرات غبارو دود است. اشعه خورشید پس از غروب یا پیش از طلوع آن ، از این ذرات به سمت زمین باز می تابد وبدین طریق بر طول روز افزوده می شود. شفق یا فلق نجومی تا زمانی که مرکز خورشید 18 درجه در افق فرو رود دوام می آورد.ز آن پس حتی کمسو ترین ستاره ها را می توان دید.<br />
2- جذب:جو زمین جذب کننده ای گزینشی است؛ برخی از طول موج های نور را تقریبا صددرصد وطول موج های دیگر را فقط تا اندازه ای، جذب می کند.<br />
تابش فرابنفش کوتاه یکسره در جو جذب می شود .در مورد امواج نور فقط بخشی از آن ها جذب<br />
می گردد.جذب گزینشی کار منجم را دشوار می سازد. نوری که به چشم ناظر می رسد تفاوتی عمده با نوری دارد که ستاره را ترک گفته است. این تفاوتباید در مطالعه طیف ستارگان بررسی شود.<br />
3- پراکندگی: این اثر معلول پرا کنش نور از ملکول های هوا است ومیزان آن به رنگ نور بستگی دارد . نور آبی به سهولت بیشتری از نور سرخ پخش یا پراکنده می شود .این پراکندگی گزینشی هم علت رنگ آبی آسمان است وهم موجب رنگ سرخ ونارنجی غروب است . رنگ آبی آسمان معلول ارجحیتی لست که ملکول های طبقات فوقانی جو برای پراکندگی این رنگ قایل می شوند ونور آبی را در همه جهات پراکنده می کنند. رنگ سرخ ونارنجی غروب از آن رو است که اشعه مستقیم به هنگام غروب بخش عمده نور آبی خود را از دست می دهد ورنگ سرخ به جا می ماند.<br />
4- شکست نور:نور چون از فضای میان ستاره ای وارد جو می شود ، می شکند وهرچه بیشتر به لایه های چگال تر نزدیک سطح زمین نفوذ کند، بیشتر می شکند.<br />
درنتیجه همه ی اجرام آسمانی بالاتر از آنچه واقعا هستند به نظر می رسند. میزان این افزایش در ارتفاع در نزدیکی افق از همه جا بیشتر است و هر چه به سمت الراس(آسمان بالای سر ناظر) نزدیکتر شویم کمتر می شود .در نزدیکی افق، مقدار این شکست بالغ بر 5/0 درجه است.<br />
در ارتفاع 10 درجه ا ز افق مقدار آن به 1/ 0 دجه کاهش پیدا می کندوالبته در سمت الراس صفر است.<br />
شکست نور موجب می شود که ستاره هاوخورشید را بتوان اندک زمانی پیش از طلوع ومدت کوتاهی پس از آن که غروب کرده اند ، دیدونیز شکست نور باعث چشمک زدن ستارگان می شود.<br />
چگالی هوا در سطوح مختلف بر اثر بادهای موجود در آن سطوح، نسبتا به سرعت تغییر می کند.<br />
شکست نور ستارگان در عبور از هوا ، از یک لایه به لایه دیگر فرق می کند واین علت«چشمک زدن ستارگان» است.</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%DB%8C_%D9%85%D8%A7%D8%B3&diff=13988می ماس2013-03-15T10:12:56Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'نخستین قمر از مجموعه قمر های عمده زحل،''می ماس'' نام دارد که به زحل نزدیک تر از دی...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>نخستین قمر از مجموعه قمر های عمده زحل،''می ماس'' نام دارد که به زحل نزدیک تر از دیگران است.این قمر که از درون تلسکوپ بسیار ضعیف و کم نور می نماید،دارای قطری حدود 390 کیلومتر است.کلیه آگاهی های ما از سطح این قمر علاوه بر مشاهدات تلسکوپی،به وسیله ویجر1 که از فاصله 88.400 کیلومتری آن عبور کرد و همچنین ویجر2 که تا 300000 کیلومتری به آن نزدیک گردید،بدست آمده است.می ماس همانند دیگر اقمار به دام افتاده یک قمر همزمان است و همواره یک نیمکره ثابت آن رو به زحل قرار دارد و مدت گردش آن برابر 22 ساعات و 34 دقیقه است.<br />
<br />
بزرگترین و چشمگیر ترین عارضه سطح این قمر گود پهناوری است به نام هرشل که 130 کیلومتر قطر دارد.ارتفاع دیواره های این گود نسبت به کف آن حدود 4 کیلومتر است و پاره ای از نقاط آن نسبت به سطح متوسط قمر حدود 10 کیلومتر ژرفا دارد و یک قله که دقیقا روی خط نیمگان قمر جای گرفته به ابعاد 30x20 کیلومتر در مرکز آن واقع است و ارتفاع آن نسبت به کف گود به شش کیلومتر بالغ می گردد.دیگر گود های این قمر که تقریبا بطور یکسان در سطح آن پراکنده اند در مقایسه با گود هرشل کوچکترند و اندازه آن ها حداکثر از 40 کیلومتر تجاوز نمی کند.ژرفای نسبتا زیاد گود های مزبور را با کمبود نیروی ثقل می ماس در ارتباط می داند.<br />
<br />
علاوه بر گود های می ماس،عوارض دیگری نیز به شکل دره در سطح این قمر دیده می شوند که طول آن ها به طور متوسط حدود 90 کیلومتر و عرض آن ها 10 گیلومتر و ژرفای آن ها 1 تا 2 کیلومتر است.<br />
<br />
چگالی می ماس 1.2 برابر آب،و سراسر آن را یخ فرا گرفته است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DB%8C%D8%A7%D9%BE%D8%AA%D9%88%D8%B3&diff=13840یاپتوس2013-03-12T11:13:59Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'پاپتوس که یکی از بیرونی ترین اقمار زحل است،در فاصله برابر 3 کیلومتری به دور سیا...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>پاپتوس که یکی از بیرونی ترین اقمار زحل است،در فاصله برابر 3 کیلومتری به دور سیاره مادر گردش می کند و یک دور گردش کامل آن 79 روز و 7 ساعت و 47 دقیقه طول میکشد.<br />
<br />
قطر این قمر 1440 کیلومتر است و چگالی آن اندکی از آب بیشتر است.ویجر2 برخلاف ویجر1 که هیچگاه موفق به نزدیک شدن به قمر مزبور نشد از فاصله 909000 کیلومتری آن عبور کرد و تصویر های نسبتا روشن و قابل توجهی از سطح آن تهیه کرد.<br />
<br />
پاپتوس در سال 1671 به وسیله سفینه کاسینی کشف گردید و از همان زمان معلوم شد که درخشندگی آن متغیر است.<br />
نتایج بدست امده از ماموریت های ویجرها نشان داد که این اختلاف به تفاوت رنگ دو نیم کره پاپتوس که نسبت بازتاب یکی به 0.05 و دیگری به 0.5 می رسد،مربوط می باشد.دو نیم کره قمر مزبور فاقد مرز مشخصی بوده و هر دوی آنها از گودهای شهابی آبله گون هستند.<br />
<br />
چگونگی و علت اختلاف رنگ این دو نیم کره هنوز روشن نیست و جایی برای بررسی های گذشته باز گذارده است.پاپتوس یک قمر یخی است و احتمال می رود که نیم کره رو به زحل آن به وسیله لایه ای از خردزه های پرتاب شده از سیاره مادر پوشیده شده و رنگ آن را تیره و تار کرده باشد و با این که مواد تیره کننده از درون قمر به بیرون تراویده و بخشی از سطح آن را زیر پوشش قرار داده باشد.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AF%DB%8C%D9%88%D9%86&diff=13835دیون2013-03-11T20:10:39Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'دیون از بسیاری جهات قمری است استثنایی،قطر آن 1120 کیلومتر و نسبت بازتاب آن بطور م...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>دیون از بسیاری جهات قمری است استثنایی،قطر آن 1120 کیلومتر و نسبت بازتاب آن بطور محسوسی کم است.چگالی این قمر 1.4 برابر آب و متاثر از امواج رادیویی گسیل شده از [[زحل]] است.سراسر دیون به ویژه به وسیله ویجر1 نقشه برداری گردیده و قسمت قابل ملاحظه ای از سطح آن مطالعه شده است.دیون با قمرک S6 که به آن دیون ب میگویند هم مدار است و اخیرا نشانه هایی بدست آمده که وجود قمرک هم مدار دیگری را حکایت می کند.<br />
<br />
از جمله ویژگی های دیون آن است که نیم کره ای از آن روشن و نیم کره ای از آن تیره و تاریک است.نسبت بازتاب نیم کره روشن حدود 0.6 و نسبت بازتاب نیم کره تیره فقط 0.3 است.از جمله عوارض چشمگیر و قابل ملاحظه سطح دیون خط شیار مانندی است به نام اماتا به طول حدود 240 کیلومتر که به صورت خطی روشن از نیم کره تاریک شروع شده و به نیم کره روشن پایان می یابد.وجود چنین عارضه ای را احتمالا به انجماد درونی قمر مربوط می دانند.سطح نیم کره روشن دیون احتمالا از یخ آب زیر پوشش قرار داده است.در سطح این قمر گود های شهابی مهمی که قطرشان از 30 تا 40 کیلومتر تجاوز کند به چشم نمی خورد.<br />
<br />
فاصله دیون از زحل بطور متوسط 377000 کیلومتر است و یک دور گردش آن 2 روز و 17 ساعت و 41 دقیقه طول می کشد.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D8%AA%DB%8C%D8%B3&diff=13833تتیس2013-03-11T19:38:44Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'تتیس با قطری حدود 10 کیلومتر و چگالی چیزی برابر آب،سراسر از یخ خالص تشکیل یافته و...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>تتیس با قطری حدود 10 کیلومتر و چگالی چیزی برابر آب،سراسر از یخ خالص تشکیل یافته و نسبت بازتاب آن به 0.8 می رسد،به همین جهت غیر از [[انسلادوس]] از دیگر قمر های [[زحل]] روشن تر است.ویجر2 از 93000 کیلومتری تتیس عبور کرد و سراسر آن را نقشه برداری نمود.این قمر از [[زحل]]،294700 کیلومتر فاصله دارد و یک دور گردش آن 1 روز و 21 ساعت و 36 دقیقه به درازا می کشد.<br />
<br />
فضاناو های ویجر دو قمرک هم مدار را که یکی 60 درجه جلوتر و دیگری 60 درجه عقب تر از تتیس قرار گرفته اند روی مدار این قمر آشکار ساخت و در سطح آن دو عارضه مهم را مشحض نمود.نخستین عارضه شیار عظیمی است که از نواحی قطب شمال آغاز شده و پس از گذشتن از نواحی نیمگانی تا حدود قطب جنوب ادامه می یابد.عرض متوسط این شیار 100 کیلومتر و ژرفای آن به 4 تا 5 کیلومتر می رسد.در مورد چگونگی پیدایش این شیار تصویر چنان است که تتیس در آغاز آبکره ای بوده که پوسته ای نازک سراسر آن را می پوشانیده،با انجماد آب زیر پوسته،بر حجم کره افزوده گردیده و به پیدایش چنین شیاری انجامیده است.البته در برابر این پرسش که چرا ازدیاد حجم فقط به پیدایش یک شیار انجامیده است؟هنوز پاسخی ارایه نگردیده.عوارض نوع دوم،گودهایی هستند که قطر بزرگترین آنها به حدود 400 کیلومتر می رسد و از بمباران شهابی شدید روزگاران گذشته حکایت می کنند.<br />
<br />
کارشناسان بر این گمانند که شدت بمباران های مزبور به حدی بوده که قمر مزبور نخست به دو پاره تقسیم گردیده و با پیوستن مجدد آن ها به یکدیگر،قمر کنونی پدید آمده است.این گمان بحث فراوانی را به دنبال خود مطرح ساخته است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D8%B1%DB%8C%D8%AA%D9%88%D9%86&diff=13291تریتون2013-02-28T17:54:18Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg|300px|بندانگشتی|نیمکره جنوبی بزرگنرین قمر نپتون، به نام تریتون، در تصویر ویجر 2 در سال 1989.]]<br />
<br />
این قمر که در سال 1846 به وسیله ویلیام راسل کشف گردیده و از ماه زمین کمی کوچکتر است،سیمایی بس پیچیده و بغرنج دارد.سطح آن که از برف و یخ پوشیده شده،از زمان پیدایش تاکنون ظاهرا دستخوش دگرگونی نشده است،تریتون قمر شگفتی است،زیرا برعکس دیگر قمر های منظومه شمسی حرکت پس رونده دارد و بر خلاف جهت چرخش نپتون گردش می کند و مدار آن نسبت به سطح نیمگان نپتون متمایل است.<br />
<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%AF%D8%A7%D9%86%DB%8C%D9%85%D8%AF&diff=13285گانیمد2013-02-28T15:57:39Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'قمر گانیمد که میان قمر های اروپا و کالیستو قرار گرفته،بزرگترین قمر مشتری ا...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>قمر گانیمد که میان قمر های [[اروپا]] و [[کالیستو]] قرار گرفته،بزرگترین قمر مشتری است.این قمر با دارا بودن نسبت بازتابی برابر 0.4 و شعاعی معادل 2700 کیلومتر یکی از بزرگترین قمر های [[منظومه شمسی]] است که بوسیله [[تلسکوپ]] بخوبی دیده می شود.چگالی سراسر گانیمد تقریبا دو برابر آب است و از این رو می توان استنباط نمود که نیمی از سنگ و نیمی از یخ آب تشکیل یافته است و پوسته ای از یخ و مواد سنگی پیرامون توده سیلیکاته درون آن را فرا گرفته است.گانیمد درون مغناطکره برجیس گردش می کند و نشانه ای از جو در پیرامون آن دیده نمی شود.<br />
<br />
ویجر 1 از فاصله 112.030 کیلومتری گانیمد عبور نمود و ویجر 2 با فاصله برابر59.530 کیلومتر از هشتاد درصد سطح آن عکسبرداری کرد.گانیمد در نخستین نگاه به ماه می ماند،زیرا چهره آن را گودال های فراوانی آبله گون ساخته است.اگر گودال های قمر مزبور را از گونه شهابی فرض کنیم،ناگزیر باید بپذیریم که سطح گانیمد که عمدتا از یخ تشکیل یافته،در روزگار گذشته بشدت زیر بمباران های شهابی قرار داشته است.<br />
<br />
آزمایش ها و بررسی ها نشان می دهند که سطح گانیمد در برابر وزن زیاد از استقامت کافی برخوردار نیست و میزان آب آن احتمالا از آب قمر [[اروپا]] بیشتر است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه خورشید/نوشته:پاتریک مور و گری هانت</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D8%A7%D8%B1%D8%A8%D8%B1:Soroush.s&diff=12289کاربر:Soroush.s2013-02-24T12:03:36Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{امروز}}<br />
<br />
{{الگو:کاربر مهر}}<br />
{{الگو:عضو آوا استار}}<br />
{{الگو:عضو باشگاه نجوم ساری}}<br />
<br />
<br />
سلام.من سروش صمدی هستم دانش آموز سال اول دبیرستان از ساری.<br />
<br />
امیدوارم با کمک شما دوستان بتونیم یه روز ویکی نجوم کاملی داشته باشیم.<br />
<br />
ID:Soroushsamadi18<br />
<br />
Email:Soroushsamadi18@yahoo.com</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D8%A7%D8%B1%D8%A8%D8%B1:Soroush.s&diff=12287کاربر:Soroush.s2013-02-24T11:55:23Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'سلام.من سروش صمدی هستم دانش آموز سال اول دبیرستان از ساری. امیدوارم با کمک شما د...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>سلام.من سروش صمدی هستم دانش آموز سال اول دبیرستان از ساری.<br />
<br />
امیدوارم با کمک شما دوستان بتونیم یه روز ویکی نجوم کاملی داشته باشیم.</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%AF%D9%84%D9%81%DB%8C%D9%86&diff=12286صورت فلکی دلفین2013-02-24T11:51:15Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:13169707022.jpg|صورت فلکی دلفین|چپ|قاب]]<br />
<br />
دلفین از کوچک ترین صورت های فلکی آسمان است که به لحاظ شکل مشخص آن،از دیرزمان مورد شناسایی قرار گرفته است.در اساطیر خیلی کهن حیوانات،دلفین به عنوان دوست و نجات دهنده خدایان و انسان ها معرفی شده است.برای یافتن صورت فلکی دلفین در آسمان،می توان ابتدا ستاره آلفای دجاجه (دنب) را پیدا کنید و سپس در 30 درجه ای جنوب آن و بین ستاره های آلفای عقاب و چهار گوش بزرگ اسب بالدار آن را یافت.با کمی تامل می توان بدن کمانی شکل دلفین را با بخش بادکنکی ریز و همچنین دم آن را به سادگی تشخیص داد.<br />
<br />
== ستاره ها ==<br />
از ستاره آلفا به نام ذنب الدلفین و بتا به نام ثانی الدلفین در کاتالوگ منتشره در سال 1814 در رصدخانه پالرمو نام برده شده است.طیف ستاره الفا از نوع B9 V،قدر 3.8 و به فاصله 170 سال نوری از ما قرار گرفته است.<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
NGC6934 یک خوشه کروی با قدر 9 در پهنه ای به قطر 1.5 دقیقه قوسی و فاصله54000 سال نوری است.<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب صورت های فلکی<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%AF%D8%A8_%D8%A7%DA%A9%D8%A8%D8%B1&diff=12284صورت فلکی دب اکبر2013-02-24T10:43:15Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== اطلاعات اساسی ==<br />
{{الگو:جعبه اطلاعات صورت فلکی دب اکبر}}<br />
یکی از بزرگترین صورت های فلکی است وشکل آن در اسناد قدیمی [[ستارهشناسی]] به صورت یک خرس بزرگ ترسیم شده است. هفت [[ستاره]] پرنور آن که در میان مردم شناخته شده است به شکل یک ملاقه یا آب گردان بزرگ است ودر قسمت پشت و دم خرس بزرگ قرار دارد.این صورت فلکی در اواخر فروردین ماه به بهترین وضعیت رصدی می رسد.<br />
<br />
این هفت ستاره با نام هفت برادران نیز درمیان مردم شناخته می شود (گرچه بسیاری نیز بطور اشتباه آن را با نام بادبادکی می شناسند). امتداد دو ستاره جلویی وپرنور با نامهای دبه و مراق به ستاره قطبی میرسد.ستاره دوم ازسمت دسته ملاقه عناق نام دارد ودارای یک همدم نزدیک بانام سها (soha)می باشد.از زمانهای قدیم دیده شدن این ستاره همدم معیاری بوده است برای وضعیت دید افراد. کهکشانهای بسیاری از جمله دو کهکشان معروف با شماره های m81 وm82 در محدوده آن قرار دارد.<br />
<br />
در یونان و بابل قدیم ، همچنین در هندوستان و آمریکای شمالی ، مردم در مشهورترین [[صورت فلکی]] ، که ما ستارگان اصلی آن را اغلب " ارابه بزرگ " می نامیم ، تصویر خرسی نر یا ماده را می دیدند .<br />
<br />
==افسانه ها ==<br />
<br />
معروفترین افسانه یونانی خرسها ، که به گونه های مختلفی روایت می شود ، افسانه زئوس و کالیستوی زیباست . پدر خدایان ، زنوس ، عاشق این دختر زیبا شده بود ، که البته امر پیامدهایی را در بر داشت . کالیستو از زئوس پسری به نام " آرکاس " به دنیا آورد که بعدها شکارچی ممتازی شد . چون " هرا " ، همسر زئوس ، از داستان عشق و عاشقی آن دو خبردار شد ، بسیار خشمگین شد و کالیستو را به صورت خرس ماده را دید و می خواست آن را شکار کند . او خبر نداشت که این خرس در واقع مادر خود اوست . زئوس در آخرین لحظه موفق شد ، تیر آرکاس را از مسیرش منحرف کند . او برای این که در آینده از کالیستو محافظت کند ، آرکاس را به خرس نر جوانی تبدیل کرد و مادر و پسرش را به آسمان به شکل صورتهای دب اکبر و دب اصغر به آسمان انتقال داد .<br />
[[پرونده:8dd00px-Ursa Major2.jpg|شکلی که از این صورت فلکی برداشت میشود معمولا مانند یک خرس میباشد|چپ|قاب]]<br />
بر اساس افسانه ای دیگر ، می گویند خود ، کالیستو را به شکل خرس ماده ای ، و پسر کالیستو یعنی آرکاس در این افسانه صورت فلکی محافظ خرس یا عوا شمرده می شود . از آنجایی که صورت فلکی دب اکبر هرگز غروب نمی کند ، مردم بر این باور بودند که خدایان ممنوع کرده اند که خرس ماده ، در اقیانوس ، یعنی در جایی که او هرگز غرق نمی شود ، شنا کند .<br />
<br />
رومیان قدیم در ستارهای نورانی دب اکبر ، هفت گاومیش کشنده گاو آن را می دیدند ،که گاو چران ، یعنی صورت فلکی عوا آنها را تعقیب می کند .<br />
<br />
رومیان به هر حال صورت فلکی عوا را قبل از هر چیز ، شبانی می دانستند که خیش یا گاوآهنی را که توسط گاومیشها کشیده می شد ، اختراع کرده بود . به این ترتیب این صورت فلکی نمودار سیر تکاملی زندگی بشر از زندگی کوچ نشینی به جامعه ساکن در یک منطقه نیز به حساب می آید . در انگلستان قدیم مردم در نورانی ترین ستارگان دب اکبر ، ارابه شاه " آرتو " ( king Arthur : قهرمان افسانه ای انگلستان که می گویند شاه بریتانیایی ها در قرن ششم میلادی بوده است) را می دیدند . این صورت فلکی را مردم انگلستان " ارابه چارلز " نیز می خواندند و به این صورت " چارلز کبیر " ( charles the great : شارلمان ، معروف به چارلز کبیر ، چارلز اول پادشاه فرانسه و انگلستان در سال های 768 تا 814 میلادی) را به خاطر می آوردند . به این ترتیب بود که صورت فلکی " ارابه بزرگ " به طریق مختلف و به آرامی در تاریخ اقوام گوناگون شکل گرفت .<br />
<br />
اقوام زیادی نیز در این صورت فلکی نقش خیش یا گاوآهنی را می دیدند ، که یک کشاورز ، مثلا صورت فلکی عوا آن را دنبال می کرد . آمریکایی ها دب اکبر را " ملاقه بزرگ " ( big dipper )نیز می خوانند .<br />
<br />
<br />
== ستارگان ==<br />
<br />
الفای دب اکبر به نام دوبه در عربی به معنای خرس است.طیف آن از نوع KO III،با قدر 1.8 و فاصله 70 سال نوری می باشد.دوبه و مراق به نام ستاره های راهنما،برای یافتن ستاره قطبی هستند.ستاره زتا و ستاره 80 خرس بزرگ یا سها به نظر جفتی می رسند،در حالی که هیچ ارتباطی با هم ندارند.مشاهده ستاره سهای کم فروغ،به وسیله اعراب و بومی های امریکا،به عنوان آزمایش قدرت چشم انسان شناخته گردیده است و عناق دارای طیف A2 V،قدر 2.3 دارد.سها با قدر 4 در فاصله 82 سال نوری قرار گرفته است.<br />
<br />
== ستاره دوگانه ==<br />
[[پرونده:Dob.jpg|اجرام عمقی و ستاره دوگانه این صورت فلکی |چپ|قاب]]<br />
<br />
ستاره عناق در وسط آبگردان ستارهای دوگانه است: قدر ظاهری عضو پرنورتر(۲٫۱) و از آن عضو کمسوتر(۴٫۲) است. این [[ستاره]] نخستین ستاره دوگانه است که در ۱۶۵۰ کسف شد. زاویهای که به چشم ناظر این دو را از هم جدا میکند ۱۵ ثانیه قوس است. پژوهشهای[[ طیف]] نمودی بعدی نشان داده است که ستاره روشنتر این منظومه دوتایی، خود ستارهای دوتایی است که عناق را ستارهای سه گانه میسازد.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== اجرام عمق آسمان ==<br />
<br />
<br />
<br />
در صورت فلکی خرس بزرگ[[ کهکشان]] های بسیاری وجود دارند . در فاصله 12 میلیون [[سال نوری]] از ما کهکشان مارپیچی M81 ،یکی از درخشان ترین کهکشان های آسمان با در 7 قرار گرفته است و M82 کهکشانی خاص با قدر 8 است که ظاهرا انفجاری غول آسا در مرکز آن در شرف انجام است . M101 یک کهکشان مار پیچی دوست داشتنی با قدر 8 است .<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
[[پرونده:25d0px-M82 HST ACS 2006-14-a-large web.jpg|کهکشان [[ M82]]||راست|قاب]]<br />
<br />
[[پرونده:2d50px-Messier 81 HST.jpg|کهکشان مارپیچی[[ M81]]| |چپ|قاب]]<br />
<br />
[[پرونده:30d0px-M101 hires STScI-PRC2006-10a.jpg|کهکشان مارپیچی [[ M101]]||وسط|قاب]]<br />
<br />
<br />
==منابع==<br />
<br />
کتاب صورت های فلکی ، احمد دالکی <br />
<br />
کتاب صورتهای فلکی دکتر اوبلاکر ترجمه بهروز بیضایی<br />
<br />
ویکی پدیا فارسی و انگلیسی <br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:صور فلکی ]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%AD%D9%88%D8%AA_%D8%AC%D9%86%D9%88%D8%A8%DB%8C&diff=12283صورت فلکی حوت جنوبی2013-02-24T10:27:52Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{الگو:جعبه اطلاعات صورت فلکی حوت جنوبی}}<br />
<br />
صورت فلکی حوت جنوبی (Piscis Australis) یکی از صورت های فلکی نیمکره ی جنوبی آسمان است. این صورت فلکی را نباید با دو ماهی در صورت فلکی حوت اشتباه بگیرید.<br />
<br />
این صورت فلکی معمولا بصورت یک ماهی نشان داده میشود که در حال نوشیدن آبی است که از کوزه ی صورت فلکی دلو می ریزد. بجز ستاره ی فم الحوت قدر ستاره های این صورت فلکی از 4 کم نور تر است. حوت جنوبی در لیستی که بطلمیوس از 42 صورت فلکی تهیه کرده بود موجود است و همچنین یکی از 88 صورت فلکی امروزی میباشد. در اساطیر یونانی این صورت فلکی معمولا بصورت یک ماهی بزرگ نشان داده میشود که در حال نوشیدن آبی است که از کوزه ی صورت فلکی دلو می ریزد.همچنین گفته میشود دو ماهی در صورت فلکی حوت نیز فرزند ماهی بزرگ هستند. این ماهی جان الهه مصریان ایسیس را نجات داد او آب سیل را نوشید و زمین را نجات داد؛ به همین دلیل ایسیس او و فرزندانش را در آسمان ها به عنوان صورت فلکی قرار داد. <br />
<br />
[[تصویر:حوت جنوبی.jpg|قاب|چپ|صورت فلکی حوت جنوبی]]<br />
<br />
حوت جنوبی در لیستی که بطلمیوس از 42 صورت فلکی تهیه کرده بود موجود است و همچنین یکی از 88 صورت فلکی امروزی میباشد.<br />
<br />
صورت فلکی های دوران کلاسیک یونانی و رومی شناخته شده بوده، ولی به نظر میرسد که قبل از آن هم در صورتهای فلکی سوریهی باستان به عنوان الهه داگرون از آن یاد شده باشد.<br />
<br />
حوت جنوبی به ندرت به صورت دو ماهی و در اکثر اوقات یک ماهی نشان داده میشود که مشغول نوشیدن آب از نهری است که از کوزه در دست [[صورت فلکی دلو]] که در شمال آن قرار گرفته جاری میشود.<br />
<br />
همچنین گفته میشود دو ماهی در [[صورت فلکی حوت]] نیز فرزند ماهی بزرگ هستند.<br />
<br />
این ماهی جان الهه مصریان ایسیس را نجات داد، او آب سیل را نوشید و زمین را نجات داد؛ به همین دلیل ایسیس او و فرزندانش را در آسمانها به عنوان صورت فلکی قرار داد.<br />
<br />
<br />
== ستارهها==<br />
این صورت فلکی دارای یک ستاره قدر اول به نام فمالحوت است که باعث میگردد این صورت فلکی را در جنوب صورتهای فلکی دلو و جدی بتوان به سادگی تشخیص داد. بقیه ستارههای حوت جنوبی فقط از قدر چهارم هستند.<br />
<br />
آلفای حوت جنوبی به نام فمالحوت است که از لغت عربی آن به معنای دهان ماهی گرفته شده است. طیف آن از نوع A3 V و قدر آن 2ر1 است. فمالحوت تنها ستارهی قدر اول در این قسمت از آسمان میباشد؛ لذا پیدا کردنش کار سادهای ست. فاصلهی آن تا ما 22 سال نوری برآورد میگردد؛ لذا یکی از ستارگان نزدیک به منظومهی شمسی محسوب میشود.<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
<br />
در این صورت فلکی هیچ جرمی که به سادگی قابل مشاهده شود وجود ندارد.<br />
<br />
{{صور فلکی}}<br />
==منابع==<br />
*سایت Constellations of Words<br />
*ویکیپدیای انگلیسی<br />
*دانشنامهی هفت آسمان<br />
*کتاب صورتهایفلکی<br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%AD%D9%88%D8%AA_%D8%AC%D9%86%D9%88%D8%A8%DB%8C&diff=12282صورت فلکی حوت جنوبی2013-02-24T10:22:02Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{الگو:جعبه اطلاعات صورت فلکی حوت جنوبی}}<br />
<br />
صورت فلکی حوت جنوبی (Piscis Australis) یکی از صورت های فلکی نیمکره ی جنوبی آسمان است. این صورت فلکی را نباید با دو ماهی در صورت فلکی حوت اشتباه بگیرید.<br />
<br />
این صورت فلکی معمولا بصورت یک ماهی نشان داده میشود که در حال نوشیدن آبی است که از کوزه ی صورت فلکی دلو می ریزد. بجز ستاره ی فم الحوت قدر ستاره های این صورت فلکی از 4 کم نور تر است. حوت جنوبی در لیستی که بطلمیوس از 42 صورت فلکی تهیه کرده بود موجود است و همچنین یکی از 88 صورت فلکی امروزی میباشد. در اساطیر یونانی این صورت فلکی معمولا بصورت یک ماهی بزرگ نشان داده میشود که در حال نوشیدن آبی است که از کوزه ی صورت فلکی دلو می ریزد.همچنین گفته میشود دو ماهی در صورت فلکی حوت نیز فرزند ماهی بزرگ هستند. این ماهی جان الهه مصریان ایسیس را نجات داد او آب سیل را نوشید و زمین را نجات داد؛ به همین دلیل ایسیس او و فرزندانش را در آسمان ها به عنوان صورت فلکی قرار داد. <br />
<br />
[[تصویر:حوت جنوبی.jpg|قاب|چپ|صورت فلکی حوت جنوبی]]<br />
<br />
حوت جنوبی در لیستی که بطلمیوس از 42 صورت فلکی تهیه کرده بود موجود است و همچنین یکی از 88 صورت فلکی امروزی میباشد.<br />
<br />
صورت فلکی های دوران کلاسیک یونانی و رومیشناخته شده بوده، ولیبه نظر میرسد که قبل از آن هم در صورتهایفلکیسوریهی باستان به عنوان الهه داگرون از آن یاد شده باشد.<br />
<br />
حوت جنوبیبه ندرت به صورت دو ماهیو در اکثر اوقات یک ماهینشان داده میشود که مشغول نوشیدن آب از نهریاست که از کوزه در دست [[صورت فلکی دلو]] که در شمال آن قرار گرفته جاریمیشود.<br />
<br />
همچنین گفته میشود دو ماهی در [[صورت فلکی حوت]] نیز فرزند ماهی بزرگ هستند.<br />
<br />
این ماهی جان الهه مصریان ایسیس را نجات داد، او آب سیل را نوشید و زمین را نجات داد؛ به همین دلیل ایسیس او و فرزندانش را در آسمانها به عنوان صورت فلکی قرار داد.<br />
<br />
<br />
== ستارهها==<br />
این صورت فلکی دارای یک ستاره قدر اول به نام فمالحوت است که باعث میگردد این صورت فلکی را در جنوب صورتهای فلکی دلو و جدی بتوان به سادگی تشخیص داد. بقیه ستارههای حوت جنوبی فقط از قدر چهارم هستند.<br />
<br />
آلفای حوت جنوبی به نام فمالحوت است که از لغت عربی آن به معنای دهان ماهیگرفته شده است. طیف آن از نوع A3 V و قدر آن 2ر1 است. فمالحوت تنها ستارهی قدر اول در این قسمت از آسمان میباشد؛ لذا پیدا کردنش کار سادهای ست. فاصلهی آن تا ما 22 سال نوری برآورد میگردد؛ لذا یکیاز ستارگان نزدیک به منظومهی شمسی محسوب میشود.<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
<br />
در این صورت فلکی هیچ جرمی که به سادگی قابل مشاهده شود وجود ندارد.<br />
<br />
{{صور فلکی}}<br />
==منابع==<br />
*سایت Constellations of Words<br />
*ویکیپدیای انگلیسی<br />
*دانشنامهی هفت آسمان<br />
*کتاب صورتهایفلکی<br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%A7%D8%AA_%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86&diff=12030حرکات زمین2013-02-14T09:30:35Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>زمین دارای سه نوع حرکت است:<br />
<br />
*حرکت وضعی حول محور فرضی<br />
*حرکت انتقالی در مداری به دور خورشید<br />
*حرکت در راه شیری به همراه خورشید و دیگر اجرام منظومه شمسی<br />
<br />
24 ساعت زمان لازم است تا زمین یک دور وضعی خود را تکمیل کند.این زمان را ''[[روز خورشیدی]]'' می گویند.در طی یک روز خورشیدی،زمین مقداری نیز در مدار خود حرکت می کند بنابراین مکان ستارگان در آسمان هر شب دچار اندکی تغییر می شود.مدت زمان واقعی یک دور حرکت وضعی زمین معادل 23 ساعت و 56 دقیقه و 4.09 ثانیه می باشد.این زمان را ''[[روز نجومی]]'' زمین مینامند.روز نجومی از روز خورشیدی کوتاه تر است بنابراین [[ستارگان]] هر روز 4 دقیقه زود تر در آسمان دیده می شوند.<br />
<br />
گردش زمین به دور خورشید 365 روز و 6 ساعت و 9.54 ثانیه به طول می انجامد.این دوره زمانی ''[[سال نجومی]]'' خوانده می شود.از انجاییکه حرکت وضعی زمین در انتهای هر سال به یک عدد کامل نمی رسد،ترتیب تقویم هر سال معادل 6 ساعت نسبت به ترتیب فصول متفاوت می شود.برای هماهنگی تقویم و فصول،هر چهار سال یکبار 1 روز به تقویم اضافه می شود تا عدم تناسب بر طرف گردد.سال هایی که یک روز اضافی دارند ''سال کبیسه'' نامیده می شوند.در تقویم میلادی یک روز اضافه در آخر دومین ماه سال یعنی فوریه قرار می گیرد و در تقویم خورشیدی یک روز به آخر اسفند اضافه می شود.<br />
<br />
مسافت مدار زمین به دور خورشید 940 میلیون کیلومتر است و زمین این مسافت را با سرعت 107.000 کیلومتر در ساعت و یا 30 کیلومتر در ثانیه طی می کند.محور طولی زمین به شکل عمودی،صفحه مداری را قطع نمی کند بلکه نسبت به آن زاویه ای حدود 23.5 درجه دارد.این شیب و حرکت زمین به دور خورشید باعث پدیدار گشتن فصول می شوند.در دی ماه،نیمکره شمالی زمین،به دلیل شیب محور طولی دورتر از خورشید قرار می گیرد.نور خورشید با شدت کمتری به نیمکره شمالی می رسد و در این هنگام این بخش از زمین،زمستان را پشت سر می گذراند.<br />
<br />
زمین و منظومه شمسی عضو یک صفحه ستاره ای وسیع به نام کهکشان راه شیری می باشند.درست همانگونه که ماه به دور زمین و سیارات به گرد خورشید در چرخشند،خورشید و دیگر ستارگان به دور مرکز راه شیری در گردش می باشند.منطومه شمسی حدودا در فاصله دو پنجم از مرکز راه شیری قرار گرفته و با سرعتی حدود 249 کیلومتر در ثانیه حول مرکز آن در گردش است.منظومه شمسی در هر 220 میلیون سال یکبار حول مرکز کهکشان گردش می کند.<br />
<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/مترجم:الهام سجادیفر</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D9%86%D8%B3%D9%84%D8%A7%D8%AF%D9%88%D8%B3&diff=12003انسلادوس2013-02-13T12:53:13Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div><br />
انسلادوس دومین قمر از مجموعه قمر های عمده زحل است.قطر این قمر فقط 500 کیلومتر و چگالی آن کمی بیشتر از آب است.تصاویر ارسالی از ویجر 1 که از فاصله حدود 200 هزار کیلومتری قمر مزبور تهیه شده نشان می دهد که سطح انسلادوس نسبت به سطح دیگر قمر هایی که از یخ پوشیده شده اند دگرگون است.ویجر 2 از فاصله 87.140 کیلومتری قمر مزبور عبور کرد و به روشنی نشان داد که انسلادوس قمری است روشن و با نسبت بازتابی که از صد درصد چندان دور نیست بهترین منعکس کننده در خانواده خورشیدی به شمار می آید.بخشی از سطح انسلادوس به وسیله خردیزه هایی که در مدار پیرامون زحل در گردش اند به شدت بمباران شده و در بخشی دیگر عوارضی شبیه دره یا رشته ارتفاعات به چشم می خورد که ژرفا یا بلندی پاره ای از آنها به حدود یک کیلومتر می رسد.علاوه بر عوارض بالا دشت پهناوری نیز در انسلادوس وجود دارد که نشانه از گودهای شهابی در آن دیده نمی شود.<br />
<br />
انسلادوس بر خلاف قمر های یخ بسته کره ای است احتمالا فعال.بدیهی است فعال بودن قمری به این کوچکی خود عجیب و شگفت انگیز خواهد بود.<br />
<br />
مدار انسلادوس در فاصله ای به میانگین 238.900 کیلومتری زحل جای دارد و یک دور گردش آن 1روز و 8 ساعت و 33 دقیقه طول می کشد.<br />
<br />
<br/>[[File:انسلادوس.jpg|frame|center|انسلادوس]] [[File:Titan and Enceladus.jpg|thumb|left|گذر انسلادوس از مقابل تایتان، تصویر از کاوشگر کاسینی]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
[[File:Enceladus from Voyager.jpg|thumb|right|تصویر گرفته شده از انسلادوس به وسیله وویجر2 در سال 1981]] [[File:Enceladus Earth Comparison at 29 km per px.png|thumb|center|مقایسه اندازه انسلادوس و زمین]] <br />
<br />
[[File:Untitled.png|frame|left|راست:ممکن است انسلادوس دارای اقیانوسی از آب شور در زیر پوسته یخی خود باشد. چپ:دیواره های شکاف های یخی تصعید یا ذوب شوند و یخ از طریق این منافذ به فضای بیرون راه پیدا کند.]]<br />
<br />
{{-}} {{-}}<br />
<pre></pre><br />
== منابع ==<br />
<br />
کتاب اطلس منظومه شمسی/نویسنده:پاتریک مور/ترجمه:عباس جعفری<br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:قمر]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D9%86%D8%B3%D9%84%D8%A7%D8%AF%D9%88%D8%B3&diff=12002انسلادوس2013-02-13T12:33:48Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== انسلادوس ==<br />
<br />
انسلادوس دومین قمر از مجموعه قمر های عمده زحل است.قطر این قمر فقط 500 کیلومتر و چگالی آن کمی بیشتر از آب است.تصاویر ارسالی از ویجر 1 که از فاصله حدود 200 هزار کیلومتری قمر مزبور تهیه شده نشان می دهد که سطح انسلادوس نسبت به سطح دیگر قمر هایی که از یخ پوشیده شده اند دگرگون است.ویجر 2 از فاصله 87.140 کیلومتری قمر مزبور عبور کرد و به روشنی نشان داد که انسلادوس قمری است روشن و با نسبت بازتابی که از صد درصد چندان دور نیست بهترین منعکس کننده در خانواده خورشیدی به شمار می آید.بخشی از سطح انسلادوس به وسیله خردیزه هایی که در مدار پیرامون زحل در گردش اند به شدت بمباران شده و در بخشی دیگر عوارضی شبیه دره یا رشته ارتفاعات به چشم می خورد که ژرفا یا بلندی پاره ای از آنها به حدود یک کیلومتر می رسد.علاوه بر عوارض بالا دشت پهناوری نیز در انسلادوس وجود دارد که نشانه از گودهای شهابی در آن دیده نمی شود.<br />
<br />
انسلادوس بر خلاف قمر های یخ بسته کره ای است احتمالا فعال.بدیهی است فعال بودن قمری به این کوچکی خود عجیب و شگفت انگیز خواهد بود.<br />
<br />
مدار انسلادوس در فاصله ای به میانگین 238.900 کیلومتری زحل جای دارد و یک دور گردش آن 1روز و 8 ساعت و 33 دقیقه طول می کشد.<br />
<br />
<br/>[[File:انسلادوس.jpg|frame|center|انسلادوس]] [[File:Titan and Enceladus.jpg|thumb|left|گذر انسلادوس از مقابل تایتان، تصویر از کاوشگر کاسینی]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
[[File:Enceladus from Voyager.jpg|thumb|right|تصویر گرفته شده از انسلادوس به وسیله وویجر2 در سال 1981]] [[File:Enceladus Earth Comparison at 29 km per px.png|thumb|center|مقایسه اندازه انسلادوس و زمین]] <br />
<br />
[[File:Untitled.png|frame|left|راست:ممکن است انسلادوس دارای اقیانوسی از آب شور در زیر پوسته یخی خود باشد. چپ:دیواره های شکاف های یخی تصعید یا ذوب شوند و یخ از طریق این منافذ به فضای بیرون راه پیدا کند.]]<br />
<br />
{{-}} {{-}}<br />
<pre>== منابع ==</pre><br />
کتاب اطلس منظومه شمسی/پاتریک مور/ترجمه:عباس جعفری<br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:قمر]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%86%D9%88%D8%B1&diff=11572نور2013-01-29T08:06:47Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>'''نور''' دارای تعریف دقیقی نیست و جسم شناخته شده یا مدل مشخص که شبیه آن باشد وجود ندارد. ولی لازم نیست فهم هر چیز بر شباهت مبتنی باشد. نظریه [[الکترومغناطیس]]ی و نظریه کوانتومی با هم ایجاد یک نظریه نامتناقض و بدون ابهام میکنند که تمام پدیدههای نوری را توجیه میکنند. <br />
<br />
نظریه ماکسول درباره انتشار نور بحث میکند، در حالیکه نظریه کوانتومی بر هم کنش نور و ماده یا جذب و نشر آن را شرح میدهد. ازآمیختن این دو نظریه، نظریه جامعی که الکترودینامیک کوانتومی نام دارد، شکل میگیرد. <br />
<br />
چون نظریههای الکترو مغناطیسی و کوانتومی علاوه بر پدیدههای مربوط به تابش بسیاری از پدیدههای دیگر را نیز تشریح میکنند منصفانه میتوان فرض کرد که مشاهدات تجربی امروز را لااقل در قالب ریاضی جوابگو است. سرشت نور کاملاً شناخته شدهاست اما باز هم این پرسش هست که واقعیت نور چیست.<br />
<br />
<br />
<br />
== [[سرعت نور]] ==<br />
سرعت نور در [[خلا]] دقیقا برابر است با ۲۹۹٬۷۹۲٬۴۵۸ متر بر ثانیه (تقریبا ۱۸۶٬۲۸۲ مایل بر ثانیه). چون هم اکنون در [[دستگاه SI]] از یکای متر استفاده میشود، [[سرعت]] دقیق نور نیز با یکای متر تعریف شد.<br />
<br />
در گذشته، فیزیکدانهای بسیاری تلاش کردند تا [[سرعت نور]] را بدست آورند که از میان آنان میتوان به [[گالیله]] اشاره کرد که در قرن ۱۷ میلادی تلاش کرد تا [[سرعت نور]] را بدست آورد. همچنین اوله رومر، فیزیکدان دانمارکی در سال ۱۶۷۶ آزمایشی طراحی کرد تا با کمک یک [[تلسکوپ]] بتواند [[سرعت نور]] را اندازه بگیرد. وی گردش [[مشتری]] و یکی از ماههای آن آیو، را زیر نظر گرفت. او محاسبه کرد که ۲۲ دقیقه طول میکشد تا نور قطر مدار زمین را بپیماید[۱]. شور بختانه در آن زمان دادهها کافی نبود؛ اگر رومه قطر [[مدار]] زمین را داشت، سرعتی که برای نور میتوانست بدست آورد ۲۲۷٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بود.<br />
<br />
اندازهگیری دقیقتری که برای بدست آوردن [[سرعت نور]] انجام شد در سال ۱۸۴۹ از سوی هیپولیت فیزو (به فرانسوی: Hippolyte Fizeau) بود. او پرتوهایی از نور را به سمت آینهای که کیلومترها دورتر بود هدایت کرد. یک چرخدندهٔ در حال گردش نیز در مسیر نور در فاصلهٔ میان منبع تا آینه و مسیر برگشت تا نقطهٔ مبدا قرار داد. او دریافت که با یک نرخ مشخص گردش، نور میتواند در مسیر رفت از میان یکی از [[فضا]]های خالی روی چرخ رد شود و در برگشت از فضای خالی بعدی (سوراخهای متوالی) عبور کند. با داشتن فاصلهٔ آینه، تعداد دندانههای چرخ و نرخ گردش آن، او توانست سرعت نور را ۳۱۳٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بدست آورد.<br />
<br />
در ۱۸۶۲ لئون فوکولت (Léon Foucault) با استفاده از آینههای در حال چرخش سرعت نور را ۲۹۸٬۰۰۰٬۰۰۰ m/s بدست آورد. آلبرت آبراهام مایکلسون از ۱۸۷۷ تا زمان مرگش ۱۹۳۱ آزمایشهای بسیاری را برای بدست آوردن سرعت نور طراحی کرد. او بر روی آزمایشهای فوکولت بیشتر کار کرد و روش آینههای در گردش را پیش بُرد و تلاش کرد مدتی را که طول میکشد تا نور مسیر رفت و برگشت میان کوه ویلسون تا کوه سن آنتونیو در کالیفرنیا را بپیماید بدست آورد.<br />
<br />
'''مقدار دقیق سرعت نور ۲۹۹٬۷۹۶٬۰۰۰ متر بر ثانیه است.'''<br />
<br />
== گستره طول موجی نور ==<br />
<br />
نور گستره [[طول موج]]ی وسیعی دارد. ناحیه نور مرئی از حدود ۴۰۰ نانومتر (آبی) تا ۷۰۰ نانومتر (قرمز) است که در وسط آن طول موج ۵۵۵ نانومتر (نور زرد) که چشم انسان بیشترین حساسیت را نسبت به آن دارد یک ناحیه پیوسته که ناحیه مرئی را در بر میگیرد و تا فروسرخ دور گسترش مییابد. خواص نور و نحوه تولید [[سرعت نور]] در محیطهای مختلف متفاوت است که بیشترین آن در [[خلا]] و یا بطور تقریبی در هوا است در داخل ماده به پارامترهای متفاوتی بر حسب حالت و خواص الکترومغناطیسی ماده وابستهاست. بهوسیله کاواک [[جسم سیاه]] میتوان تمام ناحیه [[طول موج]]ی نور را تولید نمود. در طبیعت در [[طول موج]]های مختلف مشاهده شده امّا مشهورترین آن نور سفید است که یک نور مرکبی از سایر طول موج هاست. تک طول موجها آن را بهوسیله لامپهای تخلیه الکتریکی که معرف طیفهای اتمی موادی هستند که داخلشان تعبیه شده میتوان تولید کرد.<br />
<br />
== ماهیتهای متفاوت نور ==<br />
<br />
=== ماهیت ذرهای ===<br />
<br />
ایزاک [[نیوتن]] در کتاب خود در رسالهای درباره نور نوشت: پرتوهای نور ذرات کوچکی هستند که از یک جسم نورانی نشر میشوند. <br />
<br />
احتمالاً نیوتن نور را به این دلیل بصورت ذره در نظر گرفت که در محیطهای [[همگن]] به نظر میرسد در امتداد خط مستقیم منتشر میشوند که این امر را قانون مینامند و یکی از مثالهای خوب برای توضیح آن بوجود آمدن سایه است. برخی دیگر از دانشمندان نیز اظهار داشتهاند که نوز از ذرات در ارتعاش شدید تشکیل یافتهاست. نیوتن معتقد بود نور از درون واسطهای به نام اتر گذر میکند که غیر مادّی است و دیده نمیشود. بر اساس نظریه اتر، [[فضا]] آکنده است از این واسطه. هم اکنون این نظریه باطل شده است و معتبر نمیباشد.<br />
<br />
=== ماهیت موجی ===<br />
<br />
همه ما با الگوي موج كه با انداختن سنگي در يك بركة آرام آب ايجاد مي شود، آشناييم. در اين عمل انرژي حاصل از سقوط سنگ به آب منتقل مي شود، در سطح آب تغير شكل ايجاد مي كند، و اين تغيير شكل به صورت موج در تمام جهات به بيرون (كناره هاي بركه)منتشر مي شود. مولكول هاي آب متناوباً و به نحو بسيار بارز و قابل پيشگويي، بالا و پايين مي روند، به اين ترتيب مقداري از انرژي سقوط سنگ به جسم كوچكي مانند يك قايق كوچك اسباب بازي كه در حاشيه اي از سطح آب قرار گرفته است مي رسد، و سبب بالا و پايين رفتن آن مي شود. اين عمل نشان مي دهد كه چگونه انرژي به وسيله امواج از نقطه اي به نقطه ي ديگر منتقل مي شود. نور هم كميتي است كه بر اثر نوسان (بالا و پايين رفتن) ذرات باردار ايجاد مي شود، اما انتقال آن از نقطه اي به نقطه ي ديگر سبب بالا و پايين رفتن ذرات نمي شود. اين امر بديهي است، زيرا نور در خلأ هم سير مي كند كه در آنجا ذراتي وجود ندارد. <br />
<br />
بنابراين، وقتي كه از ماهيت موجي نور سخن مي گوييم، منظورمان توالي تغييرات مغناطيسي و الكتريكي و نمايش منحني اين تغييرات است كه به صورت نور جلوه مي كند.<br />
<br />
شايد پديدة باردار شدن الكتريكي را در وقتي كه روي يك فرش راه مي رويد تجربه كرده باشيد. جسم كوچكي را در نظر بگيريد كه باردار شده و در حال سكون است، فضاي اطراف اين جسم باردار ("منطقه نفوذ" آن) را مي توان به صورت يك ميدان تلقي كرد. هرگاه ذره (آزمون) بار ديگري به اين ميدان وارد شود، نيروي ثابتي بر آن وارد مي آيد. اگر بار ذره آزمون مانند بار ذرات ثابت باشد، مثلاً هر دو مثبت باشند، بر ذره آزمون نيروي، دافعه ( رانش) وارد مي آيد و اگر بار ذره آزمون مخالف (ناهمنام) بار ذره ثابت باشد، بر آن نيروي جاذبه (ربايشي) وارد خواهد آمد. حال اگر ذره اول، نوسان كند، ذره آزمون دستخوش يك ميدان متغير مي شود و با به نوسان درآمدن به اين تاثير پاسخ مي دهد. <br />
<br />
به اين ترتيب قسمتي از انرژي ذره اي در حال نوسان به ذره ديگر منتقل مي شود، بدون آن كه ماده اي مابين آن دو وجود داشته باشد. اين مدل ناقصي است از سير نور در فضاي خالي. براي كامل شدن اين مدل بايد بدانيم كه وقتي يك ميدان الكتريكي متغير ايجاد مي شود، يك ميدان مغناطيسي متغير به همراه دارد. اين دو ميدان هميشه لازم و ملزوم يكديگرند. براي تجسم ميدان مغناطيسي متغير، يك ميلة مغناطيسي را با يك دست بگيريد و يك قطبنما را به آن نزديك كنيد. در اين حال ميلة مغناطيسي را به جلو و عقب بچرخانيد. با اين كار يك ميدان مغناطيسي متغير برقرار مي شود كه حركت عقربه قطبنما آثار آن را معلوم مي كند. در اينجا نيز مي بينيم كه مقداري از انرژي مغناطيسي در حال نوسان به قطبنما منتقل مي شود. حتي اگر ماده اي مابين آن دو وجود نداشته باشد. اكنون تصوير كامل تري از نور داريم، يعني نور را به صورت يك آشفتگي الكترومغناطيسي تجسم مي كنيم. اين آشفتگي الكترومغناطيسي با يك بار در حال نوسان ايجاد مي شود كه به طور همزمان يك ميدان الكتريكي متغير و يك ميدان مغناطيسي متغير به وجود ميآورد. چون مؤلفة الكتريكي موج عامل همة آثار نوري است، و چون مؤلفة مغناطيسي همواره با ميدان متغير الكتريكي توأم است، از اين پس ما فقط از مؤلفة الكتريكي سخن مي گوييم.<br />
<br />
در يك قايق چگونه مي شود متوجه شد كه سنگي در آب افتاده است؟ از انرژي دريافتي كه آن را بالا و پايين مي برد. ما چگونه مي دانيم كه ستاره اي وجود دارد؟ با دريافت انرژي از ستاره و برهم كنشي كه با چشم ما دارد. اين انرژي در قالب امواج الكترومغاطيسي از ستاره به چشم ما انقال مي يابد. چشم ما سيگنالي به مغز مي فرستد و ما مي گوييم "ستاره را مي بينيم."<br />
<br />
بار ديگر يادآور مي شويم كه نور تنها بخش كوچكي از طيف الكترومغناطيس به شمار مي آيد، كه شامل تابش راديويي، گرمايي (فروسرخ)، فرابنفش، پرتوهاي ايكس، و پرتوهاي گاماست.عامل اختلاف اين تابش ها چيست؟ اين عامل طول موج آن هاست. مي توانيم كه طول موج در ميدان الكتريكي متغير را به صورت فاصلة آشفتگي تلقي كنيم كه يك نوسان كامل، مثلاً قلة يك موج به قلة ديگر، طي مي كند. همچنين يادآور مي شويم كه همة انواع آشفتگي الكترومغناطيسي در فضاي خالي با سرعت تقريباً 300000 كيلومتر بر ثانيه سير مي كنند؛ از اين رو، اگر يك موج راديويي در يك سيكل فاصله 1000 متر را طي ميكند، سيكل و فاصله 300,000,000 متر را در يك ثانيه طي كند، تعداد سيكل هاي آن در هر ثانيه 1000/300,000,000 يعني ثانيه/سيكل 300000 خواهد بود كه آن را بسامد (فركانس) آشفتگي موج مي نامند. بنابراين، هر جا كه بحثي از طول موج به ميان مي آيد، مي توانيد از تقسيم سرعت نور بر طول موج (البته، با واحد هاي يكسان) بسامد موج را محاسبه كنيد.<br />
<br />
طول موج هاي سيگنال هايي را كه روي امواج راديوييAM دريافت مي كنيم، در گسترة 200 تا 500 متر قرار دارند، در حالي كه راديو آماتور، نوعاً از طول موج هاي 2 تا 160 متر استفاده مي كند. راديو اخترشناسان به خصوص به امواج راديويي ما بين 0.001 متر (1ميليمتر) و ا متر علاقه مندند.طول موج نورهاي مرئي بسيار كوتاه و در گستره 10-7×4 تا 10-7×7 قرار دارد و طول موج تابش هاي فرابنفش، پرتوهاي ايكس و گاما از اين هم كوتاه ترند. [1]<br />
<br />
<br />
=== ماهیت الکترومغناطیس ===<br />
<br />
بیشتر به خاطر نبوغ جیمز کلارک ماکسول (James Clerk Maxwell) (۱۸۷۹-۱۸۳۱) است که ما امروزه میدانیم نور نوعی [[انرژی]] [[الکترومغناطیس]]ی است که معمولاً به عنوان امواج الکترومغناطیسی توصیف میشود. <br />
گسترده کامل امواج الکتروو مغناطیسی شامل: موج رادیویی، تابش [[فروسرخ]] نور مرئی از قرمز تا بنفش، تابش [[فرابنفش]]، پرتو ایکس و [[پرتو گاما]] میباشد.<br />
<br />
=== ماهیت کوانتومی نور ===<br />
<br />
طبق نظریه مکانیک کوانتومی نور، که در دو دهه اول سده بیستم به وسیله پلانک و آلبرت [[انیشتین]] و بور برای اولین بار پیشنهاد شد، انرژی الکترو مغناطیسی کوانتیده است. یعنی جذب یا نشر انرژی میدان الکترو مغناطیسی به مقدارهای گسستهای به نام «[[فوتون]]» انجام میگیرد.<br />
E=hν که در آن ν بسامد و E انرژی است.<br />
<br />
== نظریه مکملی ==<br />
<br />
نظریه جدید نور شامل اصولی از تعاریف نیوتون و هویگنس است. بنابرین گفته میشود که نور خاصیت دو گانهای دارد بر خی از پدیدهها مثل تداخل و پراش خاصیت موجی آن را نشان میدهد و برخی دیکر مانند پدیده [[فتوالکتریک]]، پدیده کامپتون و ... با خاصیت ذرهای نور قابل توضیح هستند.<br />
<br />
== پرتوهای دیگر ==<br />
<br />
[[فروسرخ]]: پرتو فروسرخ یا مادون قرمز تابشی است الکترومغناطیسی با طول موجی طولانیتر از نور مرئی اما کوتاهتر از تابش ریزموج. از آنجا که سرخ، رنگ نور مرئی با درازترین طول موج را تشکیل میدهد به این پرتو، فروسرخ یعنی پایین تر از سرخ میگویند. تابش فروسرخ طول موجی میان ۷۰۰ nm و ۱ mm دارد.<br />
<br />
گاما: با توجه به اینکه اشعه گاما دارای تشعشع الکترومغناطیسی است، فاقد بار و جرم سکون است. اشعه گاما موجب برهمکنشهای کولنی نمیگردد و لذا آنها برخلاف ذرات باردار بطور پیوسته انرژی از دست نمیدهند. معمولاً اشعه گاما تنها یک یا چند برهمکنش اتفاقی با الکترونها یا هستههای اتمهای ماده جذب کننده احساس میکند. در این برهمکنشها اشعه گاما یا بطور کامل ناپدید میگردد یا انرژی آن بطور قابل ملاحظهای تغییر مییابد. اشعه گاما دارای بردهای مجزا نیست. به جای آن، شدت یک باری که اشعه گاما بطور پیوسته با عبور آن از میان ماده مطابق قانون نمایی جذب کاهش مییابد.<br />
<br />
'''فروپاشی گاما''': در فروپاشی گاما، هنگامی که یک هسته تحت گذارهایی از حالات برانگیخته بالاتر به حالات برانگیخته پایینتر یا حالت پایه آن میرود، تشعشع الکترومغناطیسی منتشر میگردد. معادله عمومی فروپاشی گاما بصورت زیر است:<br />
<br />
AZX*-------->AZX + γ<br />
<br />
که در آنX و X* به ترتیب نشاندهنده حالت پایه (غیر برانگیخته) و حالت با انرژی بالاتر است. قابل ذکر است که این فروپاشی با هیچ گونه تغییر در عدد جرمی (A) و عدد اتمی (Z) همراه نیست.<br />
<br />
حالت برانگیخته هسته و حالت با انرژی پایین حاصل شده در اثر نشر پرتو [[گاما]]، فقط زمانی به عنوان ایزومر هستهای در نظر گرفته میشود که نیمه عمر حالت برانگیخته به اندازهای طولانی باشد که بتوان آن را به سادگی اندازه گیری نمود. زمانی که این حالت وجود داشته باشد، فروپاشی گاما به عنوان یک گذار ایزومری توصیف میگردد. اصطلاحات حالت نیمه پایدار یا حالت برانگیخته برای توصیف گونهها در حالات انرژی بالاتر از حالت پایه نیز به کار میرود.<br />
<br />
حالتهای فروپاشی گاما نشر اشعه گامای خالص: در این حالت فروپاشی گاما، اشعه گامای منتشر شده بهوسیله یک هسته از یک فرآیند فروپاشی گاما برای کلیه گذارها بین ترازهای انرژی که محدوده انرژی آن معمولاً از ۲ کیلو الکترون ولت تا ۷ میلیون الکترون ولت است، تک انرژی است. این انرژیهای گذارها بین حالت کوانتومی هسته بسیار نزدیک هستند. مقدار کمی از انرژی پسزنی هسته با هسته دختر (هسته نهایی) همراه است، ولی این انرژی معمولاً نسبت به انرژی اشعه گاما بسیار کوچک بوده و میتوان از آن صرف نظر کرد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت تبدیل داخلی: در این حالت فروپاشی، هسته برانگیخته با انتقال انرژی خود به یک الکترون اربیتال برانگیخته میگردد، که سپس آن الکترون از اتم دفع میشود. اشعه گاما منتشر نمیشود. بلکه محصولات این فروپاشی هسته در حالت انرژی پایین یا پایه، الکترونهای اوژه، اشعه ایکس و الکترونهای تبدیل داخلی است. الکترونهای تبدیل داخلی تک انرژی هستند. انرژی آنها معادل انرژی گذار ترازهای هستهای درگیر منهای انرژی پیوندی الکترون اتمی است.<br />
<br />
با توجه به اینکه فروپاشی تبدیل داخلی منجر به ایجاد یک محل خالی در اربیتال اتمی میشود، در نتیجه فرآیندهای نشر اشعه ایکس و نشر الکترون اوژه نیز رخ خواهد داد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت جفت: برای گذارهای هستهای با انرژیهای بزرگتر از ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت تولید جفت اگر چه غیر معمول است اما یک حالت فروپاشی محسوب میشود. در این فرآیند، انرژی گذرا ابتدا برای بوجود آمدن یک جفت الکترون – پوزیترون و سپس برای دفع آنها از هسته بکار میرود.<br />
<br />
انرژی جنبشی کل داده شده به جفت معادل اختلاف بین انرژی گذار و ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت مورد نیاز برای تولید جفت است. پوزیترون تولید شده در این فرآیند نابود خواهد شد.<br />
<br />
== قطبش نور ==<br />
تغییر مولفه الکتریکی یک موج الکترومغناطیسی را با سمتگیری قائم؛که به بالا و پایین تغییر می کند،مشاهده کنید.اما،نور نوعا به وسیله اتمهایی گسیل می شوند که در جهتهای بسیار متفاوتی نوسان می کند و ما چنین نوری را نا قطبیده می گوییم.اگر می توانستید نوسان های الکتریکی چنین باریکه ای از نور را،در حال نزدیک شدن به چشمتان ببینید،شاهد سمتگیریهای گوناگونی می شدید.هرگاه نور نا قطبیده از میان پالایه های خاصی بگذرد قطبیده می شود.این پالایه ها از بلورهای دراز و سوزنی شکلی ساخته شده اند که به طور منظم در یک جهت قرار گرفته اند و بنابراین تنها نوسان هایی که با طول بلور ها موازی باشند آزادانه از آنها عبور می کنند.به این ترتیب نور قطبیده می شود.عمل این پالایه ها شبیه به دره های نرده ای است.فضا های باریک و طویل ما بین نرده ها به حرکت موجی یک طناب امکان می دهد که فقط در جهت عمودی از آنها بگذرد،و بنابراین می گوییم که دروازه اول موج را قطبی میکند.اگر سمتگیری دروازه دوم در همان جهت دروازه اول باشد،موج قطبی شده بدون مانع از آن می گذرد اما،اگر دروازه دوم 90 درجه بچرخد در این صورت عبور موج قطبی شده سد می شود.وقتی که آفتاب به یک سطح تخت مانند سطح دریاچه یا کاپوت اتوموبیل برخورد می کند پرتو های بازتابیده گرایش دارند در جهت افقی قطبیده می شوند زیرا چنین سطحی نوسان هایی را که بر آن عمودند جذب کند اما پرتو های موازی با خود را باز می تاباند.چنین نور بازتابیده ای را تابش شدید می گویند،چون به طور افقی قطبیده شده است می توان با استفاده از عینک های آفتابی که نرده های عمودی دارند مانع رسیدن آن به چشم شد.ارزش عینک های افتابی در این است که از عبور نور شدید و ورود آن به چشم جلوگیری می کنند.<br />
اخترشناسان به قطبش نور ستاره ها توجه خاصی دارند زیرا درباره ویژگی های موادی که این نور در سر راه خود به چشم رصد کننده از آنها عبور می کند اطلاعات پر ارزشی کسب می کنند.مثلا ذرات غباری که بر اثر میدان مغناطیسی هم خط شده اند؛نور ستاره را قطبیده می کنند و از این رو می توان با اندازه گیری میزان تابش نور ستاره ای که به زمین می رسد،مقدار غباری را که نور از آن گذشته است؛تخمین زد.<br />
<br />
== آبا نور به خط مستقیم سیر می کند؟ ==<br />
نیوتون این ایده را به وضوح بیان کرد که جسم متحرک مادامی که تحت تاثیر یک نیروی خارجی قرار نگیرد به خط مستقیم به حرکت خود ادامه خواهد داد؛از این رو چون گمان ما این است که امواج الکترومغناطیسی در تمام جهات از منبع نور خارج می شوند.منطقی است که تجسم کنیم که یک پرتو نور در فضای خالی به خط مستقیم سیر می کند.ولی ما در فضای خالی زندگی نمیکنیم،بنابراین باید انتظار داشت که نور به چندین دلیل خم شود.نور در اثر برخورد با سطح ایینه باز میتابد،وقتی از ماده ای به ماده دیگر وارد می شود،می شکند با بر اثر نیروی گرانشی مثلا به هنگام عبور از کنار جسمی با جرم زیاد خم می شود.نخست به بازتاب نور می پردازیم.<br />
<br />
== بازتاب نور ==<br />
<br />
برای آن که پدیده بازتاب را با دقت بیشتری تشریح کنیم نخست باید بدانیم که منظور از عبارت عمود بر سطح خطی است که در نقطه معینی بر سطحی عمود باشد.تیر پرچمی که بر سطح زمین عمود باشد نمونه ای از خط عمود بر سطح است.زاویه بین پرتو نور فرودی و خط عمود بر سطح را زاویه فرود و زاویه بین پرتو بازتابیده نور و خط عمود بر سطح را زاویه بازتابش می گوییند.قانون بازتابش به صورت زیر بیان می شود.<br />
زاویه فرود با زاویه بازتابش برابر است.<br />
<br />
چون این قانون برای هر نقطه ای از سطح ایینه حتی اگر اینه منحنی باشد صادق است می توانیم پیش گویی کنیم که پرتو بازتابیده به کجا خواهد رفت.بدین ترتیب قانون بازتابش مبنایی برای طراحی تلسکوپ های بازتابی است.<br />
<br />
قانون بازتابش نور را نخست درباره یک فرایند ساده نگاه کردن به خودمان در آینه به کار می گیریم.وقتی که صورت خودتان را در آینه نگاه می کنید،نوک بینی خود را در پشت آیینه و در فاصله ای می بینید که با فاصله واقعی نوک بینی شما در جلو آینه برابر است.این امر ناشی از این واقیت است که به نظر می رسد منشا نور نوک بینی شما در پشت آینه است در حالی که منشا واقعی ان نوک بینی شما در جلو آینه است.زاویه بازتابش با زاویه فرود برابر است.به این ترتیب به نظر می رسد که فاصله کل تصویر در آن طرف آینه با فاصله واقعی شما از جلوی آینه برابر باشد.در واقع،هیچ نوری از آینه نمی گذرد،از این رو هیچ عکسی از محل تصویر نمی توان گرفت.چنین تصویری را تصویر مجازی می نامیم.،<br />
<br />
[[رده:فیزیک]]<br />
== جستارهای دیگر ==<br />
* [[سرعت نور]]<br />
* [[امواج الکترومغناطیس]]<br />
== منبع ==<br />
1. کتاب نجوم دینامیکی/نوشته رابرت تی. دیکس.ن / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی<br />
<br />
2.ویکی پدیا فارسی</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%86%D9%88%D8%B1&diff=11571نور2013-01-29T07:33:41Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>'''نور''' دارای تعریف دقیقی نیست و جسم شناخته شده یا مدل مشخص که شبیه آن باشد وجود ندارد. ولی لازم نیست فهم هر چیز بر شباهت مبتنی باشد. نظریه [[الکترومغناطیس]]ی و نظریه کوانتومی با هم ایجاد یک نظریه نامتناقض و بدون ابهام میکنند که تمام پدیدههای نوری را توجیه میکنند. <br />
<br />
نظریه ماکسول درباره انتشار نور بحث میکند، در حالیکه نظریه کوانتومی بر هم کنش نور و ماده یا جذب و نشر آن را شرح میدهد. ازآمیختن این دو نظریه، نظریه جامعی که الکترودینامیک کوانتومی نام دارد، شکل میگیرد. <br />
<br />
چون نظریههای الکترو مغناطیسی و کوانتومی علاوه بر پدیدههای مربوط به تابش بسیاری از پدیدههای دیگر را نیز تشریح میکنند منصفانه میتوان فرض کرد که مشاهدات تجربی امروز را لااقل در قالب ریاضی جوابگو است. سرشت نور کاملاً شناخته شدهاست اما باز هم این پرسش هست که واقعیت نور چیست.<br />
<br />
<br />
<br />
== [[سرعت نور]] ==<br />
سرعت نور در [[خلا]] دقیقا برابر است با ۲۹۹٬۷۹۲٬۴۵۸ متر بر ثانیه (تقریبا ۱۸۶٬۲۸۲ مایل بر ثانیه). چون هم اکنون در [[دستگاه SI]] از یکای متر استفاده میشود، [[سرعت]] دقیق نور نیز با یکای متر تعریف شد.<br />
<br />
در گذشته، فیزیکدانهای بسیاری تلاش کردند تا [[سرعت نور]] را بدست آورند که از میان آنان میتوان به [[گالیله]] اشاره کرد که در قرن ۱۷ میلادی تلاش کرد تا [[سرعت نور]] را بدست آورد. همچنین اوله رومر، فیزیکدان دانمارکی در سال ۱۶۷۶ آزمایشی طراحی کرد تا با کمک یک [[تلسکوپ]] بتواند [[سرعت نور]] را اندازه بگیرد. وی گردش [[مشتری]] و یکی از ماههای آن آیو، را زیر نظر گرفت. او محاسبه کرد که ۲۲ دقیقه طول میکشد تا نور قطر مدار زمین را بپیماید[۱]. شور بختانه در آن زمان دادهها کافی نبود؛ اگر رومه قطر [[مدار]] زمین را داشت، سرعتی که برای نور میتوانست بدست آورد ۲۲۷٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بود.<br />
<br />
اندازهگیری دقیقتری که برای بدست آوردن [[سرعت نور]] انجام شد در سال ۱۸۴۹ از سوی هیپولیت فیزو (به فرانسوی: Hippolyte Fizeau) بود. او پرتوهایی از نور را به سمت آینهای که کیلومترها دورتر بود هدایت کرد. یک چرخدندهٔ در حال گردش نیز در مسیر نور در فاصلهٔ میان منبع تا آینه و مسیر برگشت تا نقطهٔ مبدا قرار داد. او دریافت که با یک نرخ مشخص گردش، نور میتواند در مسیر رفت از میان یکی از [[فضا]]های خالی روی چرخ رد شود و در برگشت از فضای خالی بعدی (سوراخهای متوالی) عبور کند. با داشتن فاصلهٔ آینه، تعداد دندانههای چرخ و نرخ گردش آن، او توانست سرعت نور را ۳۱۳٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بدست آورد.<br />
<br />
در ۱۸۶۲ لئون فوکولت (Léon Foucault) با استفاده از آینههای در حال چرخش سرعت نور را ۲۹۸٬۰۰۰٬۰۰۰ m/s بدست آورد. آلبرت آبراهام مایکلسون از ۱۸۷۷ تا زمان مرگش ۱۹۳۱ آزمایشهای بسیاری را برای بدست آوردن سرعت نور طراحی کرد. او بر روی آزمایشهای فوکولت بیشتر کار کرد و روش آینههای در گردش را پیش بُرد و تلاش کرد مدتی را که طول میکشد تا نور مسیر رفت و برگشت میان کوه ویلسون تا کوه سن آنتونیو در کالیفرنیا را بپیماید بدست آورد.<br />
<br />
'''مقدار دقیق سرعت نور ۲۹۹٬۷۹۶٬۰۰۰ متر بر ثانیه است.'''<br />
<br />
== گستره طول موجی نور ==<br />
<br />
نور گستره [[طول موج]]ی وسیعی دارد. ناحیه نور مرئی از حدود ۴۰۰ نانومتر (آبی) تا ۷۰۰ نانومتر (قرمز) است که در وسط آن طول موج ۵۵۵ نانومتر (نور زرد) که چشم انسان بیشترین حساسیت را نسبت به آن دارد یک ناحیه پیوسته که ناحیه مرئی را در بر میگیرد و تا فروسرخ دور گسترش مییابد. خواص نور و نحوه تولید [[سرعت نور]] در محیطهای مختلف متفاوت است که بیشترین آن در [[خلا]] و یا بطور تقریبی در هوا است در داخل ماده به پارامترهای متفاوتی بر حسب حالت و خواص الکترومغناطیسی ماده وابستهاست. بهوسیله کاواک [[جسم سیاه]] میتوان تمام ناحیه [[طول موج]]ی نور را تولید نمود. در طبیعت در [[طول موج]]های مختلف مشاهده شده امّا مشهورترین آن نور سفید است که یک نور مرکبی از سایر طول موج هاست. تک طول موجها آن را بهوسیله لامپهای تخلیه الکتریکی که معرف طیفهای اتمی موادی هستند که داخلشان تعبیه شده میتوان تولید کرد.<br />
<br />
== ماهیتهای متفاوت نور ==<br />
<br />
=== ماهیت ذرهای ===<br />
<br />
ایزاک [[نیوتن]] در کتاب خود در رسالهای درباره نور نوشت: پرتوهای نور ذرات کوچکی هستند که از یک جسم نورانی نشر میشوند. <br />
<br />
احتمالاً نیوتن نور را به این دلیل بصورت ذره در نظر گرفت که در محیطهای [[همگن]] به نظر میرسد در امتداد خط مستقیم منتشر میشوند که این امر را قانون مینامند و یکی از مثالهای خوب برای توضیح آن بوجود آمدن سایه است. برخی دیگر از دانشمندان نیز اظهار داشتهاند که نوز از ذرات در ارتعاش شدید تشکیل یافتهاست. نیوتن معتقد بود نور از درون واسطهای به نام اتر گذر میکند که غیر مادّی است و دیده نمیشود. بر اساس نظریه اتر، [[فضا]] آکنده است از این واسطه. هم اکنون این نظریه باطل شده است و معتبر نمیباشد.<br />
<br />
=== ماهیت موجی ===<br />
<br />
همه ما با الگوي موج كه با انداختن سنگي در يك بركة آرام آب ايجاد مي شود، آشناييم. در اين عمل انرژي حاصل از سقوط سنگ به آب منتقل مي شود، در سطح آب تغير شكل ايجاد مي كند، و اين تغيير شكل به صورت موج در تمام جهات به بيرون (كناره هاي بركه)منتشر مي شود. مولكول هاي آب متناوباً و به نحو بسيار بارز و قابل پيشگويي، بالا و پايين مي روند، به اين ترتيب مقداري از انرژي سقوط سنگ به جسم كوچكي مانند يك قايق كوچك اسباب بازي كه در حاشيه اي از سطح آب قرار گرفته است مي رسد، و سبب بالا و پايين رفتن آن مي شود. اين عمل نشان مي دهد كه چگونه انرژي به وسيله امواج از نقطه اي به نقطه ي ديگر منتقل مي شود. نور هم كميتي است كه بر اثر نوسان (بالا و پايين رفتن) ذرات باردار ايجاد مي شود، اما انتقال آن از نقطه اي به نقطه ي ديگر سبب بالا و پايين رفتن ذرات نمي شود. اين امر بديهي است، زيرا نور در خلأ هم سير مي كند كه در آنجا ذراتي وجود ندارد. <br />
<br />
بنابراين، وقتي كه از ماهيت موجي نور سخن مي گوييم، منظورمان توالي تغييرات مغناطيسي و الكتريكي و نمايش منحني اين تغييرات است كه به صورت نور جلوه مي كند.<br />
<br />
شايد پديدة باردار شدن الكتريكي را در وقتي كه روي يك فرش راه مي رويد تجربه كرده باشيد. جسم كوچكي را در نظر بگيريد كه باردار شده و در حال سكون است، فضاي اطراف اين جسم باردار ("منطقه نفوذ" آن) را مي توان به صورت يك ميدان تلقي كرد. هرگاه ذره (آزمون) بار ديگري به اين ميدان وارد شود، نيروي ثابتي بر آن وارد مي آيد. اگر بار ذره آزمون مانند بار ذرات ثابت باشد، مثلاً هر دو مثبت باشند، بر ذره آزمون نيروي، دافعه ( رانش) وارد مي آيد و اگر بار ذره آزمون مخالف (ناهمنام) بار ذره ثابت باشد، بر آن نيروي جاذبه (ربايشي) وارد خواهد آمد. حال اگر ذره اول، نوسان كند، ذره آزمون دستخوش يك ميدان متغير مي شود و با به نوسان درآمدن به اين تاثير پاسخ مي دهد. <br />
<br />
به اين ترتيب قسمتي از انرژي ذره اي در حال نوسان به ذره ديگر منتقل مي شود، بدون آن كه ماده اي مابين آن دو وجود داشته باشد. اين مدل ناقصي است از سير نور در فضاي خالي. براي كامل شدن اين مدل بايد بدانيم كه وقتي يك ميدان الكتريكي متغير ايجاد مي شود، يك ميدان مغناطيسي متغير به همراه دارد. اين دو ميدان هميشه لازم و ملزوم يكديگرند. براي تجسم ميدان مغناطيسي متغير، يك ميلة مغناطيسي را با يك دست بگيريد و يك قطبنما را به آن نزديك كنيد. در اين حال ميلة مغناطيسي را به جلو و عقب بچرخانيد. با اين كار يك ميدان مغناطيسي متغير برقرار مي شود كه حركت عقربه قطبنما آثار آن را معلوم مي كند. در اينجا نيز مي بينيم كه مقداري از انرژي مغناطيسي در حال نوسان به قطبنما منتقل مي شود. حتي اگر ماده اي مابين آن دو وجود نداشته باشد. اكنون تصوير كامل تري از نور داريم، يعني نور را به صورت يك آشفتگي الكترومغناطيسي تجسم مي كنيم. اين آشفتگي الكترومغناطيسي با يك بار در حال نوسان ايجاد مي شود كه به طور همزمان يك ميدان الكتريكي متغير و يك ميدان مغناطيسي متغير به وجود ميآورد. چون مؤلفة الكتريكي موج عامل همة آثار نوري است، و چون مؤلفة مغناطيسي همواره با ميدان متغير الكتريكي توأم است، از اين پس ما فقط از مؤلفة الكتريكي سخن مي گوييم.<br />
<br />
در يك قايق چگونه مي شود متوجه شد كه سنگي در آب افتاده است؟ از انرژي دريافتي كه آن را بالا و پايين مي برد. ما چگونه مي دانيم كه ستاره اي وجود دارد؟ با دريافت انرژي از ستاره و برهم كنشي كه با چشم ما دارد. اين انرژي در قالب امواج الكترومغاطيسي از ستاره به چشم ما انقال مي يابد. چشم ما سيگنالي به مغز مي فرستد و ما مي گوييم "ستاره را مي بينيم."<br />
<br />
بار ديگر يادآور مي شويم كه نور تنها بخش كوچكي از طيف الكترومغناطيس به شمار مي آيد، كه شامل تابش راديويي، گرمايي (فروسرخ)، فرابنفش، پرتوهاي ايكس، و پرتوهاي گاماست.عامل اختلاف اين تابش ها چيست؟ اين عامل طول موج آن هاست. مي توانيم كه طول موج در ميدان الكتريكي متغير را به صورت فاصلة آشفتگي تلقي كنيم كه يك نوسان كامل، مثلاً قلة يك موج به قلة ديگر، طي مي كند. همچنين يادآور مي شويم كه همة انواع آشفتگي الكترومغناطيسي در فضاي خالي با سرعت تقريباً 300000 كيلومتر بر ثانيه سير مي كنند؛ از اين رو، اگر يك موج راديويي در يك سيكل فاصله 1000 متر را طي ميكند، سيكل و فاصله 300,000,000 متر را در يك ثانيه طي كند، تعداد سيكل هاي آن در هر ثانيه 1000/300,000,000 يعني ثانيه/سيكل 300000 خواهد بود كه آن را بسامد (فركانس) آشفتگي موج مي نامند. بنابراين، هر جا كه بحثي از طول موج به ميان مي آيد، مي توانيد از تقسيم سرعت نور بر طول موج (البته، با واحد هاي يكسان) بسامد موج را محاسبه كنيد.<br />
<br />
طول موج هاي سيگنال هايي را كه روي امواج راديوييAM دريافت مي كنيم، در گسترة 200 تا 500 متر قرار دارند، در حالي كه راديو آماتور، نوعاً از طول موج هاي 2 تا 160 متر استفاده مي كند. راديو اخترشناسان به خصوص به امواج راديويي ما بين 0.001 متر (1ميليمتر) و ا متر علاقه مندند.طول موج نورهاي مرئي بسيار كوتاه و در گستره 10-7×4 تا 10-7×7 قرار دارد و طول موج تابش هاي فرابنفش، پرتوهاي ايكس و گاما از اين هم كوتاه ترند. [1]<br />
<br />
<br />
=== ماهیت الکترومغناطیس ===<br />
<br />
بیشتر به خاطر نبوغ جیمز کلارک ماکسول (James Clerk Maxwell) (۱۸۷۹-۱۸۳۱) است که ما امروزه میدانیم نور نوعی [[انرژی]] [[الکترومغناطیس]]ی است که معمولاً به عنوان امواج الکترومغناطیسی توصیف میشود. <br />
گسترده کامل امواج الکتروو مغناطیسی شامل: موج رادیویی، تابش [[فروسرخ]] نور مرئی از قرمز تا بنفش، تابش [[فرابنفش]]، پرتو ایکس و [[پرتو گاما]] میباشد.<br />
<br />
=== ماهیت کوانتومی نور ===<br />
<br />
طبق نظریه مکانیک کوانتومی نور، که در دو دهه اول سده بیستم به وسیله پلانک و آلبرت [[انیشتین]] و بور برای اولین بار پیشنهاد شد، انرژی الکترو مغناطیسی کوانتیده است. یعنی جذب یا نشر انرژی میدان الکترو مغناطیسی به مقدارهای گسستهای به نام «[[فوتون]]» انجام میگیرد.<br />
E=hν که در آن ν بسامد و E انرژی است.<br />
<br />
== نظریه مکملی ==<br />
<br />
نظریه جدید نور شامل اصولی از تعاریف نیوتون و هویگنس است. بنابرین گفته میشود که نور خاصیت دو گانهای دارد بر خی از پدیدهها مثل تداخل و پراش خاصیت موجی آن را نشان میدهد و برخی دیکر مانند پدیده [[فتوالکتریک]]، پدیده کامپتون و ... با خاصیت ذرهای نور قابل توضیح هستند.<br />
<br />
== پرتوهای دیگر ==<br />
<br />
[[فروسرخ]]: پرتو فروسرخ یا مادون قرمز تابشی است الکترومغناطیسی با طول موجی طولانیتر از نور مرئی اما کوتاهتر از تابش ریزموج. از آنجا که سرخ، رنگ نور مرئی با درازترین طول موج را تشکیل میدهد به این پرتو، فروسرخ یعنی پایین تر از سرخ میگویند. تابش فروسرخ طول موجی میان ۷۰۰ nm و ۱ mm دارد.<br />
<br />
گاما: با توجه به اینکه اشعه گاما دارای تشعشع الکترومغناطیسی است، فاقد بار و جرم سکون است. اشعه گاما موجب برهمکنشهای کولنی نمیگردد و لذا آنها برخلاف ذرات باردار بطور پیوسته انرژی از دست نمیدهند. معمولاً اشعه گاما تنها یک یا چند برهمکنش اتفاقی با الکترونها یا هستههای اتمهای ماده جذب کننده احساس میکند. در این برهمکنشها اشعه گاما یا بطور کامل ناپدید میگردد یا انرژی آن بطور قابل ملاحظهای تغییر مییابد. اشعه گاما دارای بردهای مجزا نیست. به جای آن، شدت یک باری که اشعه گاما بطور پیوسته با عبور آن از میان ماده مطابق قانون نمایی جذب کاهش مییابد.<br />
<br />
'''فروپاشی گاما''': در فروپاشی گاما، هنگامی که یک هسته تحت گذارهایی از حالات برانگیخته بالاتر به حالات برانگیخته پایینتر یا حالت پایه آن میرود، تشعشع الکترومغناطیسی منتشر میگردد. معادله عمومی فروپاشی گاما بصورت زیر است:<br />
<br />
AZX*-------->AZX + γ<br />
<br />
که در آنX و X* به ترتیب نشاندهنده حالت پایه (غیر برانگیخته) و حالت با انرژی بالاتر است. قابل ذکر است که این فروپاشی با هیچ گونه تغییر در عدد جرمی (A) و عدد اتمی (Z) همراه نیست.<br />
<br />
حالت برانگیخته هسته و حالت با انرژی پایین حاصل شده در اثر نشر پرتو [[گاما]]، فقط زمانی به عنوان ایزومر هستهای در نظر گرفته میشود که نیمه عمر حالت برانگیخته به اندازهای طولانی باشد که بتوان آن را به سادگی اندازه گیری نمود. زمانی که این حالت وجود داشته باشد، فروپاشی گاما به عنوان یک گذار ایزومری توصیف میگردد. اصطلاحات حالت نیمه پایدار یا حالت برانگیخته برای توصیف گونهها در حالات انرژی بالاتر از حالت پایه نیز به کار میرود.<br />
<br />
حالتهای فروپاشی گاما نشر اشعه گامای خالص: در این حالت فروپاشی گاما، اشعه گامای منتشر شده بهوسیله یک هسته از یک فرآیند فروپاشی گاما برای کلیه گذارها بین ترازهای انرژی که محدوده انرژی آن معمولاً از ۲ کیلو الکترون ولت تا ۷ میلیون الکترون ولت است، تک انرژی است. این انرژیهای گذارها بین حالت کوانتومی هسته بسیار نزدیک هستند. مقدار کمی از انرژی پسزنی هسته با هسته دختر (هسته نهایی) همراه است، ولی این انرژی معمولاً نسبت به انرژی اشعه گاما بسیار کوچک بوده و میتوان از آن صرف نظر کرد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت تبدیل داخلی: در این حالت فروپاشی، هسته برانگیخته با انتقال انرژی خود به یک الکترون اربیتال برانگیخته میگردد، که سپس آن الکترون از اتم دفع میشود. اشعه گاما منتشر نمیشود. بلکه محصولات این فروپاشی هسته در حالت انرژی پایین یا پایه، الکترونهای اوژه، اشعه ایکس و الکترونهای تبدیل داخلی است. الکترونهای تبدیل داخلی تک انرژی هستند. انرژی آنها معادل انرژی گذار ترازهای هستهای درگیر منهای انرژی پیوندی الکترون اتمی است.<br />
<br />
با توجه به اینکه فروپاشی تبدیل داخلی منجر به ایجاد یک محل خالی در اربیتال اتمی میشود، در نتیجه فرآیندهای نشر اشعه ایکس و نشر الکترون اوژه نیز رخ خواهد داد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت جفت: برای گذارهای هستهای با انرژیهای بزرگتر از ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت تولید جفت اگر چه غیر معمول است اما یک حالت فروپاشی محسوب میشود. در این فرآیند، انرژی گذرا ابتدا برای بوجود آمدن یک جفت الکترون – پوزیترون و سپس برای دفع آنها از هسته بکار میرود.<br />
<br />
انرژی جنبشی کل داده شده به جفت معادل اختلاف بین انرژی گذار و ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت مورد نیاز برای تولید جفت است. پوزیترون تولید شده در این فرآیند نابود خواهد شد.<br />
<br />
== قطبش نور ==<br />
تغییر مولفه الکتریکی یک موج الکترومغناطیسی را با سمتگیری قائم؛که به بالا و پایین تغییر می کند،مشاهده کنید.اما،نور نوعا به وسیله اتمهایی گسیل می شوند که در جهتهای بسیار متفاوتی نوسان می کند و ما چنین نوری را نا قطبیده می گوییم.اگر می توانستید نوسان های الکتریکی چنین باریکه ای از نور را،در حال نزدیک شدن به چشمتان ببینید،شاهد سمتگیریهای گوناگونی می شدید.هرگاه نور نا قطبیده از میان پالایه های خاصی بگذرد قطبیده می شود.این پالایه ها از بلورهای دراز و سوزنی شکلی ساخته شده اند که به طور منظم در یک جهت قرار گرفته اند و بنابراین تنها نوسان هایی که با طول بلور ها موازی باشند آزادانه از آنها عبور می کنند.به این ترتیب نور قطبیده می شود.عمل این پالایه ها شبیه به دره های نرده ای است.فضا های باریک و طویل ما بین نرده ها به حرکت موجی یک طناب امکان می دهد که فقط در جهت عمودی از آنها بگذرد،و بنابراین می گوییم که دروازه اول موج را قطبی میکند.اگر سمتگیری دروازه دوم در همان جهت دروازه اول باشد،موج قطبی شده بدون مانع از آن می گذرد اما،اگر دروازه دوم 90 درجه بچرخد در این صورت عبور موج قطبی شده سد می شود.وقتی که آفتاب به یک سطح تخت مانند سطح دریاچه یا کاپوت اتوموبیل برخورد می کند پرتو های بازتابیده گرایش دارند در جهت افقی قطبیده می شوند زیرا چنین سطحی نوسان هایی را که بر آن عمودند جذب کند اما پرتو های موازی با خود را باز می تاباند.چنین نور بازتابیده ای را تابش شدید می گویند،چون به طور افقی قطبیده شده است می توان با استفاده از عینک های آفتابی که نرده های عمودی دارند مانع رسیدن آن به چشم شد.ارزش عینک های افتابی در این است که از عبور نور شدید و ورود آن به چشم جلوگیری می کنند.<br />
اخترشناسان به قطبش نور ستاره ها توجه خاصی دارند زیرا درباره ویژگی های موادی که این نور در سر راه خود به چشم رصد کننده از آنها عبور می کند اطلاعات پر ارزشی کسب می کنند.مثلا ذرات غباری که بر اثر میدان مغناطیسی هم خط شده اند؛نور ستاره را قطبیده می کنند و از این رو می توان با اندازه گیری میزان تابش نور ستاره ای که به زمین می رسد،مقدار غباری را که نور از آن گذشته است؛تخمین زد.<br />
<br />
== آبا نور به خط مستقیم سیر می کند؟ ==<br />
نیوتون این ایده را به وضوح بیان کرد که جسم متحرک مادامی که تحت تاثیر یک نیروی خارجی قرار نگیرد به خط مستقیم به حرکت خود ادامه خواهد داد؛از این رو چون گمان ما این است که امواج الکترومغناطیسی در تمام جهات از منبع نور خارج می شوند.منطقی است که تجسم کنیم که یک پرتو نور در فضای خالی به خط مستقیم سیر می کند.ولی ما در فضای خالی زندگی نمیکنیم،بنابراین باید انتظار داشت که نور به چندین دلیل خم شود.نور در اثر برخورد با سطح ایینه باز میتابد،وقتی از ماده ای به ماده دیگر وارد می شود،می شکند با بر اثر نیروی گرانشی مثلا به هنگام عبور از کنار جسمی با جرم زیاد خم می شود.نخست به بازتاب نور می پردازیم.<br />
<br />
[[رده:فیزیک]]<br />
== جستارهای دیگر ==<br />
* [[سرعت نور]]<br />
* [[امواج الکترومغناطیس]]<br />
== منبع ==<br />
1. کتاب نجوم دینامیکی/نوشته رابرت تی. دیکس.ن / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی<br />
<br />
2.ویکی پدیا فارسی</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%86%D9%88%D8%B1&diff=11570نور2013-01-29T07:08:04Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>'''نور''' دارای تعریف دقیقی نیست و جسم شناخته شده یا مدل مشخص که شبیه آن باشد وجود ندارد. ولی لازم نیست فهم هر چیز بر شباهت مبتنی باشد. نظریه [[الکترومغناطیس]]ی و نظریه کوانتومی با هم ایجاد یک نظریه نامتناقض و بدون ابهام میکنند که تمام پدیدههای نوری را توجیه میکنند. <br />
<br />
نظریه ماکسول درباره انتشار نور بحث میکند، در حالیکه نظریه کوانتومی بر هم کنش نور و ماده یا جذب و نشر آن را شرح میدهد. ازآمیختن این دو نظریه، نظریه جامعی که الکترودینامیک کوانتومی نام دارد، شکل میگیرد. <br />
<br />
چون نظریههای الکترو مغناطیسی و کوانتومی علاوه بر پدیدههای مربوط به تابش بسیاری از پدیدههای دیگر را نیز تشریح میکنند منصفانه میتوان فرض کرد که مشاهدات تجربی امروز را لااقل در قالب ریاضی جوابگو است. سرشت نور کاملاً شناخته شدهاست اما باز هم این پرسش هست که واقعیت نور چیست.<br />
<br />
<br />
<br />
== [[سرعت نور]] ==<br />
سرعت نور در [[خلا]] دقیقا برابر است با ۲۹۹٬۷۹۲٬۴۵۸ متر بر ثانیه (تقریبا ۱۸۶٬۲۸۲ مایل بر ثانیه). چون هم اکنون در [[دستگاه SI]] از یکای متر استفاده میشود، [[سرعت]] دقیق نور نیز با یکای متر تعریف شد.<br />
<br />
در گذشته، فیزیکدانهای بسیاری تلاش کردند تا [[سرعت نور]] را بدست آورند که از میان آنان میتوان به [[گالیله]] اشاره کرد که در قرن ۱۷ میلادی تلاش کرد تا [[سرعت نور]] را بدست آورد. همچنین اوله رومر، فیزیکدان دانمارکی در سال ۱۶۷۶ آزمایشی طراحی کرد تا با کمک یک [[تلسکوپ]] بتواند [[سرعت نور]] را اندازه بگیرد. وی گردش [[مشتری]] و یکی از ماههای آن آیو، را زیر نظر گرفت. او محاسبه کرد که ۲۲ دقیقه طول میکشد تا نور قطر مدار زمین را بپیماید[۱]. شور بختانه در آن زمان دادهها کافی نبود؛ اگر رومه قطر [[مدار]] زمین را داشت، سرعتی که برای نور میتوانست بدست آورد ۲۲۷٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بود.<br />
<br />
اندازهگیری دقیقتری که برای بدست آوردن [[سرعت نور]] انجام شد در سال ۱۸۴۹ از سوی هیپولیت فیزو (به فرانسوی: Hippolyte Fizeau) بود. او پرتوهایی از نور را به سمت آینهای که کیلومترها دورتر بود هدایت کرد. یک چرخدندهٔ در حال گردش نیز در مسیر نور در فاصلهٔ میان منبع تا آینه و مسیر برگشت تا نقطهٔ مبدا قرار داد. او دریافت که با یک نرخ مشخص گردش، نور میتواند در مسیر رفت از میان یکی از [[فضا]]های خالی روی چرخ رد شود و در برگشت از فضای خالی بعدی (سوراخهای متوالی) عبور کند. با داشتن فاصلهٔ آینه، تعداد دندانههای چرخ و نرخ گردش آن، او توانست سرعت نور را ۳۱۳٬۰۰۰٬۰۰۰ متر بر ثانیه بدست آورد.<br />
<br />
در ۱۸۶۲ لئون فوکولت (Léon Foucault) با استفاده از آینههای در حال چرخش سرعت نور را ۲۹۸٬۰۰۰٬۰۰۰ m/s بدست آورد. آلبرت آبراهام مایکلسون از ۱۸۷۷ تا زمان مرگش ۱۹۳۱ آزمایشهای بسیاری را برای بدست آوردن سرعت نور طراحی کرد. او بر روی آزمایشهای فوکولت بیشتر کار کرد و روش آینههای در گردش را پیش بُرد و تلاش کرد مدتی را که طول میکشد تا نور مسیر رفت و برگشت میان کوه ویلسون تا کوه سن آنتونیو در کالیفرنیا را بپیماید بدست آورد.<br />
<br />
'''مقدار دقیق سرعت نور ۲۹۹٬۷۹۶٬۰۰۰ متر بر ثانیه است.'''<br />
<br />
== گستره طول موجی نور ==<br />
<br />
نور گستره [[طول موج]]ی وسیعی دارد. ناحیه نور مرئی از حدود ۴۰۰ نانومتر (آبی) تا ۷۰۰ نانومتر (قرمز) است که در وسط آن طول موج ۵۵۵ نانومتر (نور زرد) که چشم انسان بیشترین حساسیت را نسبت به آن دارد یک ناحیه پیوسته که ناحیه مرئی را در بر میگیرد و تا فروسرخ دور گسترش مییابد. خواص نور و نحوه تولید [[سرعت نور]] در محیطهای مختلف متفاوت است که بیشترین آن در [[خلا]] و یا بطور تقریبی در هوا است در داخل ماده به پارامترهای متفاوتی بر حسب حالت و خواص الکترومغناطیسی ماده وابستهاست. بهوسیله کاواک [[جسم سیاه]] میتوان تمام ناحیه [[طول موج]]ی نور را تولید نمود. در طبیعت در [[طول موج]]های مختلف مشاهده شده امّا مشهورترین آن نور سفید است که یک نور مرکبی از سایر طول موج هاست. تک طول موجها آن را بهوسیله لامپهای تخلیه الکتریکی که معرف طیفهای اتمی موادی هستند که داخلشان تعبیه شده میتوان تولید کرد.<br />
<br />
== ماهیتهای متفاوت نور ==<br />
<br />
=== ماهیت ذرهای ===<br />
<br />
ایزاک [[نیوتن]] در کتاب خود در رسالهای درباره نور نوشت: پرتوهای نور ذرات کوچکی هستند که از یک جسم نورانی نشر میشوند. <br />
<br />
احتمالاً نیوتن نور را به این دلیل بصورت ذره در نظر گرفت که در محیطهای [[همگن]] به نظر میرسد در امتداد خط مستقیم منتشر میشوند که این امر را قانون مینامند و یکی از مثالهای خوب برای توضیح آن بوجود آمدن سایه است. برخی دیگر از دانشمندان نیز اظهار داشتهاند که نوز از ذرات در ارتعاش شدید تشکیل یافتهاست. نیوتن معتقد بود نور از درون واسطهای به نام اتر گذر میکند که غیر مادّی است و دیده نمیشود. بر اساس نظریه اتر، [[فضا]] آکنده است از این واسطه. هم اکنون این نظریه باطل شده است و معتبر نمیباشد.<br />
<br />
=== ماهیت موجی ===<br />
<br />
همه ما با الگوي موج كه با انداختن سنگي در يك بركة آرام آب ايجاد مي شود، آشناييم. در اين عمل انرژي حاصل از سقوط سنگ به آب منتقل مي شود، در سطح آب تغير شكل ايجاد مي كند، و اين تغيير شكل به صورت موج در تمام جهات به بيرون (كناره هاي بركه)منتشر مي شود. مولكول هاي آب متناوباً و به نحو بسيار بارز و قابل پيشگويي، بالا و پايين مي روند، به اين ترتيب مقداري از انرژي سقوط سنگ به جسم كوچكي مانند يك قايق كوچك اسباب بازي كه در حاشيه اي از سطح آب قرار گرفته است مي رسد، و سبب بالا و پايين رفتن آن مي شود. اين عمل نشان مي دهد كه چگونه انرژي به وسيله امواج از نقطه اي به نقطه ي ديگر منتقل مي شود. نور هم كميتي است كه بر اثر نوسان (بالا و پايين رفتن) ذرات باردار ايجاد مي شود، اما انتقال آن از نقطه اي به نقطه ي ديگر سبب بالا و پايين رفتن ذرات نمي شود. اين امر بديهي است، زيرا نور در خلأ هم سير مي كند كه در آنجا ذراتي وجود ندارد. <br />
<br />
بنابراين، وقتي كه از ماهيت موجي نور سخن مي گوييم، منظورمان توالي تغييرات مغناطيسي و الكتريكي و نمايش منحني اين تغييرات است كه به صورت نور جلوه مي كند.<br />
<br />
شايد پديدة باردار شدن الكتريكي را در وقتي كه روي يك فرش راه مي رويد تجربه كرده باشيد. جسم كوچكي را در نظر بگيريد كه باردار شده و در حال سكون است، فضاي اطراف اين جسم باردار ("منطقه نفوذ" آن) را مي توان به صورت يك ميدان تلقي كرد. هرگاه ذره (آزمون) بار ديگري به اين ميدان وارد شود، نيروي ثابتي بر آن وارد مي آيد. اگر بار ذره آزمون مانند بار ذرات ثابت باشد، مثلاً هر دو مثبت باشند، بر ذره آزمون نيروي، دافعه ( رانش) وارد مي آيد و اگر بار ذره آزمون مخالف (ناهمنام) بار ذره ثابت باشد، بر آن نيروي جاذبه (ربايشي) وارد خواهد آمد. حال اگر ذره اول، نوسان كند، ذره آزمون دستخوش يك ميدان متغير مي شود و با به نوسان درآمدن به اين تاثير پاسخ مي دهد. <br />
<br />
به اين ترتيب قسمتي از انرژي ذره اي در حال نوسان به ذره ديگر منتقل مي شود، بدون آن كه ماده اي مابين آن دو وجود داشته باشد. اين مدل ناقصي است از سير نور در فضاي خالي. براي كامل شدن اين مدل بايد بدانيم كه وقتي يك ميدان الكتريكي متغير ايجاد مي شود، يك ميدان مغناطيسي متغير به همراه دارد. اين دو ميدان هميشه لازم و ملزوم يكديگرند. براي تجسم ميدان مغناطيسي متغير، يك ميلة مغناطيسي را با يك دست بگيريد و يك قطبنما را به آن نزديك كنيد. در اين حال ميلة مغناطيسي را به جلو و عقب بچرخانيد. با اين كار يك ميدان مغناطيسي متغير برقرار مي شود كه حركت عقربه قطبنما آثار آن را معلوم مي كند. در اينجا نيز مي بينيم كه مقداري از انرژي مغناطيسي در حال نوسان به قطبنما منتقل مي شود. حتي اگر ماده اي مابين آن دو وجود نداشته باشد. اكنون تصوير كامل تري از نور داريم، يعني نور را به صورت يك آشفتگي الكترومغناطيسي تجسم مي كنيم. اين آشفتگي الكترومغناطيسي با يك بار در حال نوسان ايجاد مي شود كه به طور همزمان يك ميدان الكتريكي متغير و يك ميدان مغناطيسي متغير به وجود ميآورد. چون مؤلفة الكتريكي موج عامل همة آثار نوري است، و چون مؤلفة مغناطيسي همواره با ميدان متغير الكتريكي توأم است، از اين پس ما فقط از مؤلفة الكتريكي سخن مي گوييم.<br />
<br />
در يك قايق چگونه مي شود متوجه شد كه سنگي در آب افتاده است؟ از انرژي دريافتي كه آن را بالا و پايين مي برد. ما چگونه مي دانيم كه ستاره اي وجود دارد؟ با دريافت انرژي از ستاره و برهم كنشي كه با چشم ما دارد. اين انرژي در قالب امواج الكترومغاطيسي از ستاره به چشم ما انقال مي يابد. چشم ما سيگنالي به مغز مي فرستد و ما مي گوييم "ستاره را مي بينيم."<br />
<br />
بار ديگر يادآور مي شويم كه نور تنها بخش كوچكي از طيف الكترومغناطيس به شمار مي آيد، كه شامل تابش راديويي، گرمايي (فروسرخ)، فرابنفش، پرتوهاي ايكس، و پرتوهاي گاماست.عامل اختلاف اين تابش ها چيست؟ اين عامل طول موج آن هاست. مي توانيم كه طول موج در ميدان الكتريكي متغير را به صورت فاصلة آشفتگي تلقي كنيم كه يك نوسان كامل، مثلاً قلة يك موج به قلة ديگر، طي مي كند. همچنين يادآور مي شويم كه همة انواع آشفتگي الكترومغناطيسي در فضاي خالي با سرعت تقريباً 300000 كيلومتر بر ثانيه سير مي كنند؛ از اين رو، اگر يك موج راديويي در يك سيكل فاصله 1000 متر را طي ميكند، سيكل و فاصله 300,000,000 متر را در يك ثانيه طي كند، تعداد سيكل هاي آن در هر ثانيه 1000/300,000,000 يعني ثانيه/سيكل 300000 خواهد بود كه آن را بسامد (فركانس) آشفتگي موج مي نامند. بنابراين، هر جا كه بحثي از طول موج به ميان مي آيد، مي توانيد از تقسيم سرعت نور بر طول موج (البته، با واحد هاي يكسان) بسامد موج را محاسبه كنيد.<br />
<br />
طول موج هاي سيگنال هايي را كه روي امواج راديوييAM دريافت مي كنيم، در گسترة 200 تا 500 متر قرار دارند، در حالي كه راديو آماتور، نوعاً از طول موج هاي 2 تا 160 متر استفاده مي كند. راديو اخترشناسان به خصوص به امواج راديويي ما بين 0.001 متر (1ميليمتر) و ا متر علاقه مندند.طول موج نورهاي مرئي بسيار كوتاه و در گستره 10-7×4 تا 10-7×7 قرار دارد و طول موج تابش هاي فرابنفش، پرتوهاي ايكس و گاما از اين هم كوتاه ترند. [1]<br />
<br />
<br />
=== ماهیت الکترومغناطیس ===<br />
<br />
بیشتر به خاطر نبوغ جیمز کلارک ماکسول (James Clerk Maxwell) (۱۸۷۹-۱۸۳۱) است که ما امروزه میدانیم نور نوعی [[انرژی]] [[الکترومغناطیس]]ی است که معمولاً به عنوان امواج الکترومغناطیسی توصیف میشود. <br />
گسترده کامل امواج الکتروو مغناطیسی شامل: موج رادیویی، تابش [[فروسرخ]] نور مرئی از قرمز تا بنفش، تابش [[فرابنفش]]، پرتو ایکس و [[پرتو گاما]] میباشد.<br />
<br />
=== ماهیت کوانتومی نور ===<br />
<br />
طبق نظریه مکانیک کوانتومی نور، که در دو دهه اول سده بیستم به وسیله پلانک و آلبرت [[انیشتین]] و بور برای اولین بار پیشنهاد شد، انرژی الکترو مغناطیسی کوانتیده است. یعنی جذب یا نشر انرژی میدان الکترو مغناطیسی به مقدارهای گسستهای به نام «[[فوتون]]» انجام میگیرد.<br />
E=hν که در آن ν بسامد و E انرژی است.<br />
<br />
== نظریه مکملی ==<br />
<br />
نظریه جدید نور شامل اصولی از تعاریف نیوتون و هویگنس است. بنابرین گفته میشود که نور خاصیت دو گانهای دارد بر خی از پدیدهها مثل تداخل و پراش خاصیت موجی آن را نشان میدهد و برخی دیکر مانند پدیده [[فتوالکتریک]]، پدیده کامپتون و ... با خاصیت ذرهای نور قابل توضیح هستند.<br />
<br />
== پرتوهای دیگر ==<br />
<br />
[[فروسرخ]]: پرتو فروسرخ یا مادون قرمز تابشی است الکترومغناطیسی با طول موجی طولانیتر از نور مرئی اما کوتاهتر از تابش ریزموج. از آنجا که سرخ، رنگ نور مرئی با درازترین طول موج را تشکیل میدهد به این پرتو، فروسرخ یعنی پایین تر از سرخ میگویند. تابش فروسرخ طول موجی میان ۷۰۰ nm و ۱ mm دارد.<br />
<br />
گاما: با توجه به اینکه اشعه گاما دارای تشعشع الکترومغناطیسی است، فاقد بار و جرم سکون است. اشعه گاما موجب برهمکنشهای کولنی نمیگردد و لذا آنها برخلاف ذرات باردار بطور پیوسته انرژی از دست نمیدهند. معمولاً اشعه گاما تنها یک یا چند برهمکنش اتفاقی با الکترونها یا هستههای اتمهای ماده جذب کننده احساس میکند. در این برهمکنشها اشعه گاما یا بطور کامل ناپدید میگردد یا انرژی آن بطور قابل ملاحظهای تغییر مییابد. اشعه گاما دارای بردهای مجزا نیست. به جای آن، شدت یک باری که اشعه گاما بطور پیوسته با عبور آن از میان ماده مطابق قانون نمایی جذب کاهش مییابد.<br />
<br />
'''فروپاشی گاما''': در فروپاشی گاما، هنگامی که یک هسته تحت گذارهایی از حالات برانگیخته بالاتر به حالات برانگیخته پایینتر یا حالت پایه آن میرود، تشعشع الکترومغناطیسی منتشر میگردد. معادله عمومی فروپاشی گاما بصورت زیر است:<br />
<br />
AZX*-------->AZX + γ<br />
<br />
که در آنX و X* به ترتیب نشاندهنده حالت پایه (غیر برانگیخته) و حالت با انرژی بالاتر است. قابل ذکر است که این فروپاشی با هیچ گونه تغییر در عدد جرمی (A) و عدد اتمی (Z) همراه نیست.<br />
<br />
حالت برانگیخته هسته و حالت با انرژی پایین حاصل شده در اثر نشر پرتو [[گاما]]، فقط زمانی به عنوان ایزومر هستهای در نظر گرفته میشود که نیمه عمر حالت برانگیخته به اندازهای طولانی باشد که بتوان آن را به سادگی اندازه گیری نمود. زمانی که این حالت وجود داشته باشد، فروپاشی گاما به عنوان یک گذار ایزومری توصیف میگردد. اصطلاحات حالت نیمه پایدار یا حالت برانگیخته برای توصیف گونهها در حالات انرژی بالاتر از حالت پایه نیز به کار میرود.<br />
<br />
حالتهای فروپاشی گاما نشر اشعه گامای خالص: در این حالت فروپاشی گاما، اشعه گامای منتشر شده بهوسیله یک هسته از یک فرآیند فروپاشی گاما برای کلیه گذارها بین ترازهای انرژی که محدوده انرژی آن معمولاً از ۲ کیلو الکترون ولت تا ۷ میلیون الکترون ولت است، تک انرژی است. این انرژیهای گذارها بین حالت کوانتومی هسته بسیار نزدیک هستند. مقدار کمی از انرژی پسزنی هسته با هسته دختر (هسته نهایی) همراه است، ولی این انرژی معمولاً نسبت به انرژی اشعه گاما بسیار کوچک بوده و میتوان از آن صرف نظر کرد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت تبدیل داخلی: در این حالت فروپاشی، هسته برانگیخته با انتقال انرژی خود به یک الکترون اربیتال برانگیخته میگردد، که سپس آن الکترون از اتم دفع میشود. اشعه گاما منتشر نمیشود. بلکه محصولات این فروپاشی هسته در حالت انرژی پایین یا پایه، الکترونهای اوژه، اشعه ایکس و الکترونهای تبدیل داخلی است. الکترونهای تبدیل داخلی تک انرژی هستند. انرژی آنها معادل انرژی گذار ترازهای هستهای درگیر منهای انرژی پیوندی الکترون اتمی است.<br />
<br />
با توجه به اینکه فروپاشی تبدیل داخلی منجر به ایجاد یک محل خالی در اربیتال اتمی میشود، در نتیجه فرآیندهای نشر اشعه ایکس و نشر الکترون اوژه نیز رخ خواهد داد.<br />
<br />
<br />
حالت فروپاشی بصورت جفت: برای گذارهای هستهای با انرژیهای بزرگتر از ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت تولید جفت اگر چه غیر معمول است اما یک حالت فروپاشی محسوب میشود. در این فرآیند، انرژی گذرا ابتدا برای بوجود آمدن یک جفت الکترون – پوزیترون و سپس برای دفع آنها از هسته بکار میرود.<br />
<br />
انرژی جنبشی کل داده شده به جفت معادل اختلاف بین انرژی گذار و ۱٫۰۲ میلیون الکترون ولت مورد نیاز برای تولید جفت است. پوزیترون تولید شده در این فرآیند نابود خواهد شد.<br />
<br />
== قطبش نور ==<br />
تغییر مولفه الکتریکی یک موج الکترومغناطیسی را با سمتگیری قائم؛که به بالا و پایین تغییر می کند،مشاهده کنید.اما،نور نوعا به وسیله اتمهایی گسیل می شوند که در جهتهای بسیار متفاوتی نوسان می کند و ما چنین نوری را نا قطبیده می گوییم.اگر می توانستید نوسان های الکتریکی چنین باریکه ای از نور را،در حال نزدیک شدن به چشمتان ببینید،شاهد سمتگیریهای گوناگونی می شدید.هرگاه نور نا قطبیده از میان پالایه های خاصی بگذرد قطبیده می شود.این پالایه ها از بلورهای دراز و سوزنی شکلی ساخته شده اند که به طور منظم در یک جهت قرار گرفته اند و بنابراین تنها نوسان هایی که با طول بلور ها موازی باشند آزادانه از آنها عبور می کنند.به این ترتیب نور قطبیده می شود.عمل این پالایه ها شبیه به دره های نرده ای است.فضا های باریک و طویل ما بین نرده ها به حرکت موجی یک طناب امکان می دهد که فقط در جهت عمودی از آنها بگذرد،و بنابراین می گوییم که دروازه اول موج را قطبی میکند.اگر سمتگیری دروازه دوم در همان جهت دروازه اول باشد،موج قطبی شده بدون مانع از آن می گذرد اما،اگر دروازه دوم 90 درجه بچرخد در این صورت عبور موج قطبی شده سد می شود.وقتی که آفتاب به یک سطح تخت مانند سطح دریاچه یا کاپوت اتوموبیل برخورد می کند پرتو های بازتابیده گرایش دارند در جهت افقی قطبیده می شوند زیرا چنین سطحی نوسان هایی را که بر آن عمودند جذب کند اما پرتو های موازی با خود را باز می تاباند.چنین نور بازتابیده ای را تابش شدید می گویند،چون به طور افقی قطبیده شده است می توان با استفاده از عینک های آفتابی که نرده های عمودی دارند مانع رسیدن آن به چشم شد.ارزش عینک های افتابی در این است که از عبور نور شدید و ورود آن به چشم جلوگیری می کنند.<br />
اخترشناسان به قطبش نور ستاره ها توجه خاصی دارند زیرا درباره ویژگی های موادی که این نور در سر راه خود به چشم رصد کننده از آنها عبور می کند اطلاعات پر ارزشی کسب می کنند.مثلا ذرات غباری که بر اثر میدان مغناطیسی هم خط شده اند؛نور ستاره را قطبیده می کنند و از این رو می توان با اندازه گیری میزان تابش نور ستاره ای که به زمین می رسد،مقدار غباری را که نور از آن گذشته است؛تخمین زد<br />
<br />
[[رده:فیزیک]]<br />
== جستارهای دیگر ==<br />
* [[سرعت نور]]<br />
* [[امواج الکترومغناطیس]]<br />
== منبع ==<br />
1. کتاب نجوم دینامیکی/نوشته رابرت تی. دیکس.ن / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی<br />
<br />
2.ویکی پدیا فارسی</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D8%A7%D9%87%DB%8C%D8%AA_%D9%85%D9%88%D8%AC%DB%8C_%D9%86%D9%88%D8%B1&diff=11564ماهیت موجی نور2013-01-28T14:33:10Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>همه ما با الگوی موج که با انداختن سنگی در یک برکه آرام آب ایجاد می شود اشناییم.در این عمل انرژی حاصل از سقوط سنگ به آب منتقل می شود در سطح آب تغییر شکل ایجاد میکند و این تغییر شکل به صورت موج در تمام جهات به بیرون منتشر می شود.مولکول های آب متناوبا و به نحو بسیار بارز و قابل پیشگویی بالا و پایین می روند به این ترتیب مقداری از انرژی سقوط سنگ به جسم کوچکی مانند یک قایق اسباب بازی که در حاشیه ای از سطح آب قرار گرفته است می رسد و سبب بالا و پایین آمدن آن می شود.این عمل نشان میدهد که چگونه انرژی به وسیله امواج از نقطه ای به نقطه دیگر منتقل می شود.نور هم کمیتی است که بر اثر نوسان ذرات باردار ایجاد میشود اما انتقال آن از نقطه ای به نقطه دیگر سبب بالا و پایین رفتن ذرات نمی شود.البته این امری بدیهی است زیرا نور در خلا هم سیر می کند که در آنجا ذراتی وجود ندارند.بنابراین وقتی که از ماهیت موجی نور سخن می گوییم منظورمان توالی تغییرات نغناطیسی و الکتریکی و نمایش منحنی این تغییرات است که به صورت موج جلوه می کند.<br />
<br />
شاید پدیده باردار شدن الکتریکی را در وقتی که روی یک فرش راه می روید تجربه کرده باشید.جسم کوچکی را در نظر بگیرید که باردار شده و در حال سکون است.فضای اطراف این جسم باردار را میتوان به صورت یک میدان تلقی کرد.هر گاه ذره باردار دیگری به این میدان وارد شود نیروی ثابتی بر آن وارد می شود.اگر بار ذره ازمون مانند بار ذره ثابت باشد مثلا هر دو مثبت باشند بر ذره آزمون نیرویی دافعه وارد می شود و اگر بار ذره آزمون مخالف بار ذره ثابت باشد بر آن نیروی جاذبه وارد خواهد آمد.حال اگر ذره اول نوسان کند ذره آزمون دستخوش یک میدان متغیر می شود و با به نوسان در آمدن به این تاثیر پاسخ می دهد.<br />
<br />
به این ترتیب قسمتی از انرژی ذره ای در حال نوسان به ذره دیگر منتقل می شود بدون آن که ماده ای ما بین آن دو وجود داشته باشد.این مدل ناقصی است از سیر نور در فضای خالی.برای کامل شدن این مدل باید بدانیم که وقتی یک میدان الکتریکی متغیر ایجاد می شود یک میدان مغناطیسی متغیر به همراه دارد.این دو میدان همیشه لازم و ملزوم یکدیگرند.برای تجسم میدان مغناطیسی متغیر یک میله ی مغناطیسی را با یک دست بگیرید و یک قطب نما را به آن نزدیک کنید.در این حال میله مغناطیسی را به جلو و عقب بچرخانید.با این کار یک میدان مغناطیسی متغیر برقرار می شود که در حرکت عقربه قطب نما آثار آن را معلوم می کند.در اینجا نیز میبینیم که مقداری از انرژی مغناطیسی در حال نوسان به قطب نما منتقل می شود.حتی اگر ماده ای ما بین آن دو وجود نداشته باشد.اکنون تصویر کاملتری از نور داریم یعنی نور را به صورت یک آشفتگی الکترومغناطیسی تجسم می کنیم.این آشفتگی الکترومغناطیسی با یک بار الکتریکی در حال نوسان ایجاد می شود که به طور همزمان یک میدان الکتریکی متغیر و یک میدان مغناطیسی متغیر به وجود می آورد.چون مولفه الکتریکی موج عامل همه آثار نوری است و چون مولفه مغناطیسی همواره با میدان متغیر الکتریکی توام است از این پس ما فقط از مولفه الکتریکی سخن می گوییم.<br />
در یک قایق چگونه می شود متوجه شد که سنگی در آب افتاده است؟از طریق انرژی دریافتی که آن را بالا و پایین می برد.ما چگونه می دانیم که ستاره ای وجود دارد؟با دریافت انرژی از ستاره و بر هم کنشی که با چشم ما دارد.این انرژی در قالب امواج الکترومغناطیسی از ستاره به چشم ما انتقال می یابد.چشم ما سیگنالی به مغز می فرستد و ما می گوییم ستاره را می بینیم.<br />
بار دیگر یاد آور می شویم که نور تنها بخش کوچکی از طیف الکترومغناطیسی به شمار می آید،که شامل تابش رادیویی،گرمایی،فرابنفش،پرتو های ایکس و پرتو های گاماست.عامل اختلاف این تابش ها چیست؟این عامل طول موج آنهاست.می توانیم یک طول موج در میدان الکتریکی متغیر را به صورت فاصله اشفتگی تلقی کنیم که یک نوسان کامل مثلا از قله یک موج به قله موج دیگر طی می کند.همچنین یاد اور می شویم که همه انواع اشفتگی های الکترومغناطیسی در فضای خالی با سرعت تغریبا ـــــــــــــــــــــ سیر می کند؛از این رو،اگر یک موج رادیویی در یک سیکل فاصله 1000 متر را طی کند؛می گوییم طول موج آن 1000 متر است.بدیهی است که اگر موجی 1000 متر را در یک سیکل و فاصله ــــــــــــــــــــ را در یک ثانیه طی کند،تعداد سیکل های آن در هر ثانیه ـــــــــــــــــ یعنی ـــــــــــــــــ خواهد بود که آن را بسامد آشفتگی موج می نامند.بنابراین هر جا که بحثی از طول موج به میان می آید،می توانید از تقسیم سرعت نور بر طول موج بسامد موج را حساب کنید.<br />
طول موج های سیگنال هایی را که روی موج رادیویی ــــــــ دریافت میکنیم در گستره 200 تاــــــــ متر قرار دارند،در حالی که رادیو اماتور،نوعا از طول موج های 2 تا ــــــــــــمتر استفاده میکند.رادیو اخترشناسان به خصوص به امواج رادیویی ما بین ـــــــــــــــــــ علاقه مند شدند. د</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%BA%D9%88%D9%84_%D8%B3%D8%B1%D8%AE&diff=11438غول سرخ2013-01-20T07:16:48Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>وقتی هیدروژن هسته ستاره تمام میشود ستاره باز به چشمه دیگر انرژی یعنی گرانش روی می آورد.هسته شروع به انقباض میکند و داغ تر میشود.در نتیجه سه چیز روی میدهد:<br />
<br />
آ.دمای بیرون قسمت مرکزی به اندازه ای می شود که گداخت هیدروژن به هلیوم در آنجا امکان پذیر میگردد.<br />
ب.لایه های خارجی ستاره منبسط میشود و ستاره تبدیل به غول میشود.<br />
پ.دمای سطحی ستاره کاهش می یابد و ستاره بسته به جرمش غول یا ابرغول سرخ می شود.<br />
<br />
برای ستاره ای چون خورشید این جریان ممکن است بیلیون ها سال دوام آورد.در این مرحله شعاع آن ممکن است پنجاه برابر شود و دمای سطحی تا حدود 3000 کلوین کاهش یابد.<br />
<br />
این جریان بر روی نمودار هرسپرونگ راسل با خطی به سمت راست و روبه بالا از نقطه جدای رشته اصلی مشخص می شود.<br />
<br />
== منبع ==<br />
کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%AD%D9%88%D8%AA&diff=11437صورت فلکی حوت2013-01-20T06:45:08Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>صورت فلکی حوت با ستاره های ریز آن از زمان های باستانی در منطقه البروج نماینده ماهی در آسمان بوده است.یونانی ها و رومی ها آن را رب النوع عشق و شهرت می دانستند که با پسرش به نام ارس از چنگال هیولای تیفون فرار و سپس به نهری جهیده و به ماهی تبدیل شده اند و سپس شناکنان با دم های به هم گره خورده خود گریختند.در زمان حال خورشید از 23 اسفند تا 30 فروردین در این صورت فلکی جای میگیرد.بنابراین در موقعی که خورشید در اول فروردین از استوای سماوی از جنوب به شمال حرکت میکند یعنی اولین روز بهار برای نیمکره شمالی که لحظه اعتدال بهاری را تشکیل میدهد خورشید درون این صورت فلکی جای گرفته است.<br />
<br />
== ستاره ها ==<br />
آلفای حوت به نام رشا در عربی به معنای گره است زیرا این ستاره دو ماهی را در این نقطه به هم وصل می نماید.طیف آن A2 V قدرش 3.9 و در فاصله 98 سال نوری تا زمین قرار گرفته است.<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
M74 یک کهکشان زیبای قدر نهم است که در چند درجه ای شمال شرقی ستاره اتای حوت در بخش شرقی صورت فلکی مذکور قرار گرفته است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب صورتهای فلکی/مترجم:احمد دالکی<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%B9%D8%AF_%D9%88_%D9%85%DB%8C%D9%84&diff=11264بعد و میل2013-01-06T07:47:53Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند تصویر}}<br />
اخترشناسان مکان ستارگان را به کمک دستگاه مختصاتی بسیار شبیه به طول و عرض جغرافیایی مشخص می کنند.در این دستگاه فرض می شود ستارگان بر کره شفافی به نام کره سماوی در فاصله معینی از زمین جای دارند.امتداد محور زمین کره سماوی را در دو نقطه قطع می کند که آنها را قطبهای سماوی و تصویر استوا بر کره سماوی را استوای سماوی می نامیم.با تصور کردن نصف النهار ها و دوایر موازی عرضهای جغرافیایی بر کره آسمان دستگاه مختصات در آسمان کامل می شود.همان طور که در مورد اندازه گیری طول جغرافیایی بر روی زمین دیدیم در این مورد هم باید یک نقطه شروع برای اندازه گیری در جهت شرق آسمان در اختیار داشته باشیم.چنین نقطه ای را نمی توانیم به گرینویچ نسبت دهیم زیرا در بالای گرینویچ هیچ نقطه مشخصی در آسمان نیست.برای حل این مشکل به دایره هایی که قبلا تعریف کردیم یعنی به دایره البروج و استوای سماوی باز میگردیم.مجسم کنید که خورشید در امتداد دایره البروج از مواضع جنوبی تری در زمستان حرکت میکند و در راه خود به سمت شمال در اولین روز بهار اول فروردین ماه از استوای سماوی می گذرد.این نقطه عبور را اعتدال بهاری می نامیم.حال فرض کنیم دایره ای از قطب شمال و قطب جنوب سماوی میگذرد و اعتدال ربعی را در بر میگیرد.این خط دایره ساعت صفر نامیده می شود و همان نقش نصف النهار اصلی یا مبدا روی زمین را در آسمان دارد.از این دایره ساعت صفر دایره های دیگری به ازای هر 1 درجه در جهت شرق در نظر بگیرید و آنها را بر حسب توالی دایره ساعت اول دایره ساعت دوم و غیره شماره گذاری کنید تا به دایره ساعت بیست و سوم برسید.در این صورت دایره ساعت بیست و چهارم همان دایره ساعت صفر خواهد بود.اندازه زاویه ای متناظر با طول جغرافی روی زمین را بعد یک ستاره می نامیم و مانند زمان مشخص میشود.اگر بعد ستاره ای ـــــــــــــــــــــــــــ باشد می دانیم که در نیمه راه میان دایره های ساعت پنجم و ششم است.چون 360 درجه به 24 دایره مساوی تقسیم می شود هر دایره ساعت باید با دایره ساعت مجاور خود زاویه ـــــــــــــــــــــــــ بسازد.در این صورت اگر بعد ستاره ای ـــــــــــــــــــــــــ باشد با دایره ساعت زاویه ــــــــــــــــــــ میسازد.<br />
اندازه زاویه ای شمال ـ جنوب متناظر با عرض جغرافیایی روی زمین را میل ستاره می نامیم و با زاویه ای که یک ستاره با استوای سماوی میسازد مشخص میشود.میل ستاره اگر در شمال استوا واقع باشد با علامت ــــــــــــ و اگر در جنوب استوا واقع باشد با علامت ـــــــــــــ نشان داده می شود.بنابراین موضع هر ستاره را میتوان با دو عدد معین کرد.مثلا برای ستاره عیوق ـــــــــــــــــــــ و میل ان ــــــــــــــ است برای امتحان درک خود از دستگاه مختصات بعد و میل تمرینی انجام دهید بعد و میل درخشان ترین ستارگانی را که در نقشه های اسمان محل شما نشان داده شده است را بدست اورید و انها را با مراجعه به همان مختصات مقایسه کنید.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/رابرت تی دیکسون/احمد خواجه نصیر طوسی/فصل3</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%AF%D8%B1%D9%85_%D8%B4%D8%AF%D9%86_%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86&diff=11246گرم شدن زمین2013-01-03T11:56:37Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>گازهای اصلی تشکیل دهندۀ اتمسفر زمین، یعنی نیتروژن و اکسیژن، گاز گلخانهای نیستند. دلیل آن این است که گازهای دواتمی مانند این دو، اشعۀ فروسرخ را نه جذب و نه تابش میکنند. دیاکسید کربن گاز گلخانهای اصلی در اتمسفر است. برای اعصار متمادی درصد آن در جو پایدار مانده است، اما متأسفانه سوختن سوختهای فسیلی (که دارای کربن ذخیره شده هستند) به سرعت در حال افزایش دیاکسید کربن است که بهطور قطع بیشترین سهم را در این حقیقت که دمای زمین درحال بالا رفتن است، دارد - پدیدهای موسوم به گرم شدن زمین.<br />
<br />
بخار آب یکی از گازهای گلخانهای است که عملاً بیشترین سهم را در اثر گلخانهای دارد، یعنی چیزی بین 36% تا 66% . مقدار بخار آب موجود در هوا از جایی به جای دیگر تفاوت چشمگیر دارد، اما در کل، فعالیت انسان بر میزان غلظت آن تأثیر مستقیم ندارد (مگر در جاهایی مثل زمینهای آبیاری شده) و اثرات آن بر آب و هوای زمین ثابت مانده است.<br />
<br />
هماکنون مقدار دو گاز گلخانهای دیگر هم در حال افزایش است:<br />
<br />
1) توانایی حفظ حرارت در متان 20 برابر دیاکسید کربن است. ما هر ساله 500 ملیون تن متان به جو اضافه میکنیم. این کار از طریق پرورش دام، معادن زغالسنگ، کندوکاو برای نفت و گاز طبیعی، مزارع برنج و پوسیدگی زباله در محل انباشت آن صورت میگیرد.<br />
<br />
2) هرساله بین 7 تا 13 ملیون تن اکسید نیتروژن، ناشی از کودهای نیتروژنی، فضولات حیوانی و انسانی و اگزوز خودروها، به جو وارد میشود.<br />
<br />
بیش از دو درجه افزایش در دمای متوسط زمین میتواند عواقب بسیار زیانباری برای نسل بشر به بار آورد و بههمین دلیل موضوع با جدیت در حال پیگیری است.<br />
گرم شدن کلی کره زمین به معنای افزایش میانگین دمای سطح زمین است.از اواخر سال های 1800 میانگین دمای کلی 4/0 تا 8/0 درجه سانتی گراد افزایش یافته است.بسیاری از کارشناسان پیش بینی کرده اند که میانگین دمای زمین در سال 2100 4/1 تا 8/5 درجه سانتی گراد افزایش خواهد یافت.این مقدار افزایش بیشترین مقداری است که ظرف هزار سال اخیر برای زمین پیش آمده است.<br />
دانشمندان نگران این مشکل هستند که انسان ها و اکوسیستم های طبیعی نتوانند خود را با این تغییرات سریع آب و هوایی وفق دهند.اکوسیستم شامل ارگانیزمهای زنده و محیط فیزیکی در یک محدوده مشخص است.این گرم شدن عمومی می تواند منتج به ضرر های فراوانی شود به همین دلیل کشور هایی در سراسر جهان به منظور کنترل این بحران قرار دادی را با نام پروتوکل کیوتو طرح کرده اند.<br />
<br />
== دلایل افزایش دمای سطح زمین ==<br />
کارشناسان هواشناسی گرم شدن هوا را از سال های 1800 انالیز کردند.اغلب آنها به این نتیجه رسیده اند که فعالیت های انسانی را عامل اصلی این گرم شدن هوا است.فعالیت های انسانی با افزایش خاصیت گلخانه ای زمین در گرم شدن زمین دخالت دارد.اثز گلخانه ای سطح زمین را در فرایند پیچیده ای که با همراهی نور خورشید گاز ها و ذرات موجود در اتمسفر صورت می گیرد گرم می کند.گاز هایی که گرما را در اتمسفر زمین نگه می دارند با اصطلاحا به دام می اندازند گاز های گلخانه ای نامیده می شوند.<br />
اصلی ترین فعالیت انسانی که منجر به گرمای زمین می شود سوزاندن سوختهای فسیلی و از بین بردن جنگل هاست.بیشتر سوخت فسیلی در اتوموبیل ها کارخانه ها و نیروگاه ها به مصرف می رسد.سوزاندن این سوخت ها گاز دی اکسید کربن با علامت اختصاریCO2تولید می کند.CO2از گاز های گلخانه ای است که روند فرار گرما از جو به فضا را بسیار کند می کند.درختان و دیگر گیاهان در روند فتوسنتز گازCO2 را از هوا جذب می کنند.با از بین بردن گیاهان میزان گاز CO2در هوا افزایش می یابد.تجزیه شدن گیاهان نیز منجر به افزایش این گاز می شود.<br />
گروه کمی از دانشمندان معتقدند که افزایش گاز های گلخانه ای عامل اصلی این افزایش دما نیست بلکه افزایش انرژی تابیده شده از خورشید عامل اصلی می باشد.اما بیشتر کارشناسان هواشناسی تاثیر این عامل را در روند افزایش دمای عمومی کره زمین بسیار ناچیز می دانند.<br />
<br />
== عواقب افزایش دما ==<br />
ادامه این افزایش دما آثار مخرب زیادی در بر دارد.ممکن است گیاهان و جانوران دریازی به مخاطره جدی بیفتند.زیستگاه های گیاهان و حیوانات دچار تغییرات اساسی می شوند.الگو های آب و هوا دستخوش تغییرات می شوند و نتیجه آن وقوع سیل و خشکسالی و طوفان های شدید و مخرب خواهد بود.افزایش دما با ذوب نمودن یخهای قطبی باعث بالا آمدن سطح آب دریا ها می شود.در مناطق خاصی از زمین بیماری های انسانی گسترش می یابد و محصولات کشاورزی نابود می شود.<br />
<br />
== تاثیر گرما بر آبها ==<br />
در هنگام گرم شدن هوا دمای آب اقیانوسها نیز افزایش می یابد و منجر به بروز مشکلاتی در اکوسیستم اقیانوسها می شود.برای مثال گرم شدن آبها ممکن است باعث بروز پدیده ای به نام سفیدی مرجانهای دریایی شود.وقتی که آب گرم میشود مرجانها ماده ای را که عامل رنگ و تغذیه آنها است از درون خود خارج می کنند.در این حالت رنگ مرجان ها سفید می شود و چنانچه دمای آب به وضع طبیعی برنگردد میمیرند.گرمای افزوده همچنین منجر به وقوع بیماری هایی می شود که بر جانوران دریایی تاثیر گذار است. <br />
<br />
== تغییر شکل زیستگاه های طبیعی ==<br />
ممکن است در محلهای طبیعی مسکونی حیوانات و گیاهان تغییرات شدیدی روی میدهد.بسیاری از گونه های زیستی مشکلات زیادی برای ادامه حیات در شرایط جدید خواهند داشت.برای مثال بسیاری از گیاهان گلدار بدون طی کردن زمستانی سرد شکوفه نخواهند کرد.<br />
<br />
== تاثیر گرما بر آب و هوا ==<br />
تکرار وقوع شرایط بحرانی آب و هوا منجر به خسارات زیادی می شود.تغییرات الگوهای بارش باعث افزایش سیلابها و خشکسالی در نواحی مختلف می شود.طوفانها و تندباد ها بیشتر و قدرتمند تر به وقوع خواهند پیوست.<br />
<br />
== بالا آمدن سطح آب ها ==<br />
ادامه گرم شدن هوا در طی چند قرن مقادیر زیادی از یخهایی که صفحه آنتا کتیکا را پوشانده اند ذوب می کند.در نتیجه سطح آبها در کل زمین بالاتر می آید.بسیاری از مناطق ساحلی ممکن است دچار سیل زدگی فرسایش از بین رفتن زمین های خشک و ورود آب دریاها به آبهای شیرین شوند.بالا آمدن آب دریا ها ممکن است منجر به غرق شدن شهر ها جزایر کوچک و دیگر مناطق زیستی شوند.<br />
==منبع==<br />
*کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی/ نویسنده: ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاهعلی[http://astronomy2012.blogfa.com/]<br />
<br />
*کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر<br />
[[رده: علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A2%DB%8C%D9%88&diff=11165آیو2012-12-30T09:14:05Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== آیو ==<br />
<br />
[[File:Io VGR South polar color mosaic.jpg|thumb]] درونی ترین قمر از اقمار گالیله ای یو نام دارد که پیش از [[اروپا]] واقع شده و شعاع آن 1820 کیلومتر و نسبت بازتاب آن 63/0 است.آیو در میان [[قمر های گالیله ای]] با چگالی&nbsp;&nbsp; 10<sup>3</sup>ₓ3.5 کیلوگرم در مترمکعب که با چگالی (تراکم) ماه برابری می کند متراکم ترین [[قمر]] به شمار می آید.تا پیش از ماموریت ویجر ها کارشناسان بر این گمان بودند که سطح آیو همانند ماه از گود های شهابی پوشیده شده و چهره ابله گونی به قمر مزبور بخشیده است اما فضا ناو [[وبجر 1]] بر این پندار پایان بخشید و نشان داد که قمر آیو دارای سطحی پف کرده و کمابیش قابل انعطافی است که نشانه های فراوانی از فعالیت های اذرین در گوشه و کنار ان به چشم می خورد.<br />
<br />
تصاویری که به وسیله ویجر1 و از فاصله 420.100 کیلومتری آیو تهیه شده نشان می دهد که رنگ قمر مزبور قرمز مایل به نارنجی است و عوارض چشمگیر آن به آتشفشان های عظیمی اختصا ص یافته که سرعت فوران پاره ای از آنها به بیش از یک کیلومتر در ثانیه (یعنی به مراتب سریع تر از سرعت فوران اتشفشان معروف اتنا) بالغ می گردد و ارتفاع فوران ها به 70 تا 300 کیلومتر می رسد.<br />
<br />
[[ویجر2]] نیز که از فاصله 558.270 کیلومتری قمر آیو گذشت شرایط حاکم بر آیو را دوباره تاید کرد و افزون بر آن نشان داد که پوسته قمر مزبور از گوگرد و دی اکسید گوگرد تشکیل یافته و مواد گداخته سیلیکاته درونی آیو را نیز پوشش قرار داده است و هسته آن به یک توده مرکزی احتمالا جامد اختصاص یافته است.<br />
<br />
با وجود کم بودن سرعت گریز از مرکز آیو که قاعدتا بایستی از توانایی کافی برای نگهداری جو در پیرامون خویش عاری باشد مع الوصف پایونیر 10 در دسامبر 1973 وجود جو رقیقی را با فشار کمتر از <sup>3-</sup>10 پاسکال در اطراف آیو نشان می دهد.<br />
<br />
<br />
<br />
[[File:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|thumb|right]]<br />
{{-}}<br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
اطلس منظومه خورشیدی/نوشته:پاتریک مور و گری هانت/ترجمه:مهندس عباس جعفری/صفحه 134<br/><br/><br/><br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]<br/>[[Category:قمر]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%88%D8%A7%D8%B2%D8%A7%D8%B1&diff=11141کوازار2012-12-29T16:06:07Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[اختروش]] (به انگلیسی: Quasar) یا کوازار یک هستهٔ فعال به شدت نورانی و دوردست است که متعلق به یک [[کهکشان]] جوان میباشد.<br />
اختروَش یا کوازار ( Quasar ) از دو کلمه Quasi و stellar تشکیل شده که برخی از دورترین اجرامی هستند که در جهان شناخته شده اند و به عنوان شبه ستاره یا اختروش نامیده می شوند و به صورت منابع نقطه ای نور و امواج رادیویی که [[انتقال به سرخ]] زیادی دارند پدیدار می شوند .<br />
<br />
انتقال به سرخ بالای اختروش ها نشان می دهد که آنها با سرعتی نزدیک به [[سرعت نور]] از ما دور می شوند ، اگر این سرعت دور شدن به دلیل انبساط عالم باشد نشانه این است که اجرام از ما بسیار دور هستند پس اختروش ها باید متعلق به جهان آغازین باشند و چون می توانیم آنها را از فاصله بسیار دور ببینیم باید بارها درخشانتر از کهکشان های عادی باشند.<br />
<br />
<br />
انرژی که یک اختروش گسیل می کند 10 به توان 40 وات تخمین زده شده که در برخی از این اجرام این انرژی در یک بازه زمانی از روزها تا سال ها تغییر می کند ، در بعضی دیگر انرژی به صورت جهش فورانهای ماده دیده می شود .<br />
<br />
اخترفیزیک دانان تصور می کنند این اجسام اسرار آمیز ممکن است شکل ابتدایی کهکشانها باشند . تعدادی از اختروشها به کهکشانهای فعال ( active galaxies ) شباهت دارند ، کهکشانهایی که به ما نزدیک ترند ، درخشندگی زیادی دارند سریعا تغییر می کنند و تشعشعات فراوانی از هسته خود ساطع می کنند .<br />
<br />
ممکن است که اختروش ها [[سیاهچاله]] های پرجرمی در مرکز خود داشته باشند و این منبع عظیم انرژی از بلعیدن [[ستاره]] های اطراف ایجاد شده باشد و به طور ساده یک کهکشان جوان در مراحل اولیه تکامل جهان باشند.<br />
<br />
==اختروش ==<br />
<br />
[[اختروش]] ها پیشتر به عنوان منابع انرژی [[الکترومغناطیس]]ی شامل [[امواج رادیویی]] و نور مرئی با [[انتقال به سرخ]] زیاد شناخته میشدند که به ستارهها شبیه بودند باوجود بحثهای مختلف بر سر وجودیت این شئ آسمانی همگی دانشمندان به یک توافق علمی رسیدند که یک اختروش هاله متراکم شده مادهاست که ابر سیاهچاله یک کهکشان جوان را احاطه کردهاست.<br />
اختروش ها دارای کاربردها زیادی هستند مثلاً در تعین [[سرعت]] چرخش [[زمین]] و تهیجهای آن کاربرد دارند. در مباحث ژئودزی از این امکان جهت اندازه گیری فواصل بسیار بلند با دقت میلیمتری و تعیین تهیج مدار چرخش زمین استفاده میکنند.اختروش ها اجرام اسرارآمیزی هستند که ستارهشناسان آنها را در سال ۱۹۶۰ کشف کردند آنها همچون کهکشانها منابعی از نور و امواج رادیوییاند به نظر میرسد که آنها دورترین اجرام شناخته شده باشند. با این حال بسیار نورانی اند یعنی به روشنایی صدها [[کهکشان]] ولی بسیار کوچکتر از بیشتر کهکشانها. این پرسش مطرح است که چگونه یک جسم کوچک میتواند چنین نوری تولید کند. احتمالاً حفرهای سیاه درون مرکز اختروش باعث نابودی آن میشود و پیش از نابود شدن نوری شفاف و درخشان پدید میآورد.<br />
<br />
اختروشی نجومی است که یک منبع رادیویی شبه ستارهای یک کهکشان دور افتاده و پر انرژی با یک هسته کهکشانی فعال میباشد. آنها در خشانترین اجسام در کیهان میباشند. اختروش ها در ابتدا به صورت منابع انرژی الکترو مغناطیسی از جمله امواج رادیویی و نور مرئی ولی با انتقال به سرخ زیاد شناسایی شدند که همانند نقطه و مشابه با ستارهها بودند. در حالی که بحث در باره ماهیت این اشیاء وجود داشت تا اوایل سال ۱۹۸۰، هیچ توافقی در باره ماهیت آنها وجود نداشت و حالا یک، توافق علمی وجود دارد که اختروش، یک ناحیه متراکم و فشرده در مرکز، یک کهکشان بزرگ میباشد که سیاهچاله بسیار بزرگی را احاطه کردهاست. اندازه آن برابر شعاع شواتز شیلد سیاه چاله میباشد. اختروش توسط صفحه به هم پیوسته اطراف [[سیاهچاله]]، قدرت خود را به دست میآورد.<br />
<br />
<br />
اختروش ها انتقال سرخ بسیار بالایی را نشان میدهند که تاثیر گسترش کیهان در بین اختروش و زمین میباشد. آنها درخشانترین، قویترین، و پر انرژیترین اجسام شناخته شده در کیهان میباشند. آنها در مرکز کهکشانهای فعال و جوان قرار گرفته و میتوانند هزاران برابر خروجی انرژی [[کهکشان راه شیری]] را ساطع کنند. با ترکیب با [[قانون هابل]] مفهوم انتقال سرخ این است که اختروشها، بسیار دور میباشند و بنابراین این اجسام از تاریخ بسیار قبل از کیهان ناشی شدهاند. درخشانترین اختروش ها با سرعتی انرژی خود را ساطع میکنند که میتواند فراتر از خروجی میانگین [[کهکشان]]ها باشد که معادل با یک تریلیون [[خورشید]] میباشد. این تابش در طیف از اشعهX به مادون قرمز با یک پیک در باندهای نوری فرابنفش، ساطع میشود و در بعضی از اختروشها، منبع قوی تابش رادیویی اشعههای گاما محسوب میشوند. در تصاویر نوری اولیه، اختروشها همانند نقاط نور واحد به نظر میرسند که به جز در طیفهای خاص خود غیر قابل تفکیک از ستارهها میباشند. با تلسکوپهای مادون قرمز و تلسکوپ فضایی هابل، کهکشانهای میزبان در اطراف اختروشها در بعضی موارد تعیین شدهاند. این کهکشانها معمولآ برای مشاهده در برابر درخشندگی اختر نما به جز با این تکنیکهای خاص، بسیار تاریک و تیره میباشند. اکثر اختروش ها نمیتوانند با [[تلسکوپ]] های کوچک مشاهده شوند ولی (۳C273)با میانگین دامنه ظاهری ۱۲/۹، یک مورد استثناء میباشد. در فاصله ۲/۴۴، میلیارد سال نوری یکی از دورترین اجسام میباشد که به طور مستقیم با تجهیزات غیر حرفهای قابل مشاهده میباشد. بعضی از اختروش ها نشان دهنده تغییر در [[درخشندگی]] میباشند که در دامنه نوری سریع و در اشعههای X سریع تر میباشند. این نشان میدهد که آنها کوچک هستند زیرا یک جسم نمیتواند از جا به جایی نور از یک طرف به سمت دیگر، سریعتر باشد ولی درخشش نسبی گرای جت که به طور مستقیم به سمت ما اشاره دارد، موارد نهایی را شرح میدهد. بالاترین انتقال سرخ برای یک اختروش ۶/۴۳ میباشد که مطابق با فاصله تقریبآ ۲۸ میلیارد [[سال نوری]] از [[زمین]] میباشد. اختروش ها توسط به هم پیوستگی مواد در سیاهچاله های عظیم در هسته کهکشانهای دور دست، انرژی خود را به دست آورند. و این اشکال درخشان اشیاء را به نام کهکشانهای فعال معرفی میکنند. از آنجایی که نور نمیتواند از سیاهچالههای عظیمی که در مراکز اختروش ها هستند، بگریزد؛ انرژی گریز یافته در خارج از افق رویداد توسط تنشهای گرانشی و اصطکاک شدید به روی مواد وارد شونده ایجاد میشود. تودههای مرکزی بزرگ در اختروشها با استفاده از نقشه برداری برگشتی اندازهگیری میشوند. کهکشانهای بزرگ مجاور بدون علامت هسته اختروش، شامل یک سیاه چاله مرکزی در هسته خود میباشند. بنا بر این تصور میشود که همه کهکشانهای بزرگ دارای یک سیاهچاله میباشند ولی فقط یک بخش کوچک، انرژی قوی را ساطع کرده و بنا براین به صورت اختروش مشاهده میشود. مواد به هم پیوسته بر روی سیاه چاله به احتمال کم به طور مستقیم، به آن فرو میریزند ولی دارای گشتاور زاویهای در اطراف سیاه چاله میباشند که باعث میشود تا مواد در صفحه به هم پیوسته جمع شوند. اختروشها همچنین از کهکشانهای عادی در زمان تزریق شدن با منبع تازه مواد، روشن میشوند. در حقیقت، تصور میشود که در زمان برخورد[[ کهکشان اندرومدا]] با کهکشان راه شیری ما تقریبا در ۵ – ۳ میلیارد سال دیگر، یک اختروش میتواند شکل گیرد.<br />
[[پرونده:Quasar HE0450-2958.jpg|راست|300px]]<br />
<br />
=='''ویژگی اختروشها''' ==<br />
<br />
بیش از ۲۰۰٬۰۰۰ اختروش شناخته شدهاند که اکثر آنها در «پیمایش آسمان دیجیتال sloan» مشاهده شدهاند همه طیفهای مشاهده شده اختروشها دارای انتقال سرخ بین ۰٫۰۶ تا ۶/۵ میباشند. با کاربرد قانون هابل برای این انتقال سرخ، میتوان نشان داد که آنها بین ۷۸۰ میلیون تا ۲۸ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند. به علت فاصله زیاد با دورترین اختروش ها و سرعت محدود نور، ما آنها و فضای اطراف آنها را در زمان برانگیختگی شدید کیهان تازه متولد شده مشاهده میکنیم. اکثر اختروشها بیش از ۳ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند. اگرچه اختروشها در زمانی که از زمین مشاهده شوند، کمرنگ میباشند این حقیقت که آنها از فاصلههای دور، قابل رؤیت هستند به این معناست که اختروش ها درخشانترین اجسام در کیهان میباشند. اختروشی که در آسمان، درخشان تر به نظر میرسد. ۲۷۳ ۳C در [[صورت فلکی قو]] (دجاجه- virgo) میباشد که دارای قدر ظاهری ۱۲/۸ میباشد ولی دارای قدرمطلق ۲۶/۷- میباشد. از فاصله حدود ۳۳ سال نوری این جسم در آسمان همانند خورشید ما میدرخشد. بنابراین درخشندگی این اختروش، حدود ۲ تریلیون برابر درخشندگی خورشید ما با حدود ۱۰۰ برابر درخشندگی نور میانگین کهکشانهای بزرگ مانند راه شیری میباشد اگرچه این استنباط بر مبنای این فرض است که که اختروش انرژی را در تمام جهات ساطع میکند. یک هسته کهکشانی فعال میتواند مرتبط با جهش قوی انرژی و مواد باشد و نیاز به ساطع شدن در تمام جهات ندارد. در کیهانی که شامل صدها میلیارد کهکشان میباشد. اکثر آنها دارای هسته فعال در میلیاردها سال پیش بوده و میلیاردها سال نوری فاصله دارند و از نظر آماری معلوم شده که هزاران جهش انرژی به سمت ما، هدف گیری میکنند و بعضی، مستقیم تر از دیگران میباشند. در بسیاری از موارد این احتمال وجود دارد که هر چه اختروش درخشانتر باشد، هدف گیری آن به سوی ما، مستقیم تر میباشد. اختروش بسیار درخشان (۵۲۵۵ + ۰۸۲۷۹ Apm) در زمانی که در سال ۱۹۹۸ کشف شد، دارای قدر مطلق ۲/۳۲- بود. اگرچه تصویر برداری با قدرت تفکیک بالا با [[تلسکوپ فضایی هابل]] و تلسکوپ m۱۰ (keck) نشان میدهد که این سیستم دارای لنز گرانشی میباشد. مطالعه لنز گرانشی در این سیستم نشان میدهد که آن تا ضریب ۱۰ ~ بزرگ نمایی شدهاست و هنوز بسیار درخشانتر از اختروش مجاور مانند ۲۷۳ c ۳ میباشد. اختروشها در کیهان قدیم، متداولتر بودند. این کشف توسط schmidt Maarten در سال ۱۹۶۷، شواهد قوی در برابر کیهانشناسی ثابت ltoylc Fred و طرفدار کیهانشناسی انفجار بزرگ بود. این سیاه چالهها به طور همگام با توده [[ستاره]]های موجود در کهکشان میزبان خود به صورتی که در حال حاضر قابل درک نمیباشند، رشد یافتهاند. یک تصور موجود این است که جهشها، تابش و باد از اختروش ها، شکل گیری ستارههای جدید در کهکشان میزبان را متوقف میسازد که این فرایند بازخورد نامیده میشود. جهشهایی که امواج رادیویی قوی در بعضی از اختروش های موجود در مراکز دسته کهکشانها، ایجاد میکنند. دارای قدرت کافی برای بازداری خنک شدن و افتادن گاز گرم در این کهکشانها بر روی کهکشان مرکزی میباشند. اختروش ها از نظر درخشندگی در مقیاسهای زمانی مختلف، متفاوت میباشند. بعضی از آنها از نظر درخشندگی در هر چند ماه، هفته، روز یا ساعت، متفاوت میباشند. این بدین معناست که اختروش ها انرژی خود را از ناحیه بسیار کوچکی ایجاد و ساطع میکنند، زیرا هر بخش از اختروش در تماس با بخشهای دیگر در مقیاس زمانی هماهنگ با اختلاف درخشندگی میباشد. همینطور، اختروشی که در مقیاس زمانی چند هفتهای، متفاوت میباشد نمیتواند بزرگتر از چند هفته نوری باشد. انتشار مقدار زیادی انرژی از یک ناحیه کوچک نیاز به منبع قدرت موثر و کارآمدتر از ترکیب هستهای دارد که انرژی ستارهها را تامین میکند. آزاد شدن انرژی گرانشی توسط موادی که وارد یک سیاهچاله بزرگ میشوند، تنها فرایندی است که میتواند این انرژی بالا را به طور پیوسته تولید کند. سیاهچالهها توسط بعضی از منجمان در سال ۱۹۶۰ به صورت بسیار مرموز و غیرعادی در نظر گرفته میشدند و آنها بیان میکردند که انتقال سرخ از بعضی فرایندهای دیگر ناشی میشود بنابراین اختروشها آن گونه که قانون هابل بیان میکند، دور نیستند. این بحث انتقال سرخ به مدت چند سال طول کشید. بسیاری از شواهد حالا نشان میدهند که انتقال سرخ اختروشها به علت گسترش هابل بوده و اختروشها، همانگونه که در ابتدا تصور میشد، قوی میباشند. اختروشها دارای ویژگیهای یکسان با کهکشانهای فعال میباشند ولی قوی تر میباشند. تابش آنها به صورت غیر حرارتی بوده و بعضی دارای جهش و اجزائی مانند اجزای کهکشانهای رادیویی میباشند که دارای مقدار قابل توجهی انرژی به شکل ذرات پر انرژی میvباشند. اختروش ها میتواند به روی طیف کامل [[الکترومغناطیس]]ی قابل مشاهده از جمله اشعههای رادیویی، مادون قرمز، نوری، فرابنفش، اشعه x و حتی اشعه گاما، شناسایی شوند. اکثر اختروش ها در نزدیک فرابنفش، درخشانتر میباشند ولی به علت انتقال سرخ چشمگیر این منابع، این حداکثر روشنایی به صورت قرمز در فاصله ۹۰۰۰ انگستروم در نزدیک مادون قرمز مشاهده میشوند. بخش کمی از اختروشها انتشار رادیویی قوی را نشان میدهند که از جهش موادی که نزدیک به سرعت نور حرکت میکنند به وجود میاید. این جهشها از نمای پایین به صورت نقاط قرمز و مشتعل در نظر گرفته شده و دارای نواحی میباشند که از مرکز، سریعتر از سرعت نور، دور میشوند این یک خطای دید به علت ویژگیهای نسبیت خاص میباشد. انتقال سرخ اختروش ها از خطوط طیفی قوی اندازهگیری میشود که به طیفهای نوری و فرابنفش آنها غالب میباشد. این خطوط، روشن تر از طیف پیوسته میباشند. این پهنا به علت انتقال دوپلر میباشد که توسط سرعت بالای گاز ساطع شده از این خطوط ایجاد میشود. حرکات سریع به طور قوی نشان دهنده یک توده بزرگ میباشند. خطوط انتشار [[هیدروژن]]، هلیوم، کربن، منیزیم، آهن و اکسیژن، درخشانترین خطوط میباشند. اتمهایی که از این خطوط ساطع میشوند، از خنثی تا بسیار یونیزه، متغیر میباشند، یعنی بسیاری از الکترونها از یون عاری بوده، بنابراین به صورت باردار، باقی میماند. این دامنه گسترده یونیزاسیون نشان میدهد که گاز توسط اختروش منتشر میشود که نمیتوانداین دامنه گسترده یونیزاسیون را تولید کند. اختروشهای آهنی نشان دهنده خطوط انتشار قوی ناشی از آهن پایین یونیزاسیون، مانند ۷۸۱۵ – ۱۸۵۰۸ IRAS میباشند.<br />
<br />
==انتشار اختروش==<br />
<br />
از آنجایی که اختروش ها دارای ویژگیهای مشترک با همه کهکشانهای فعال میباشند، انتشار امواج از اختروش ها میتواند به آسانی با انتشار امواج از اختروش های کهکشانهای فعال کوچک که توسط سیاهچالههای عظیم انرژی خود را میگیرند، مقایسه شود. به منظور ایجاد درخشندگی w ۴۰ ۱۰ یا Joules در هر ثانیه، یک سیاهچاله عظیم باید مادهای معادل با ۱۰ ستاره در هر سال مصرف کند. درخشانترین اختروش ها ۱۰۰۰ برابر جرم و ماده خورشیدی را در هر سال در خود فرو میبرند. بزرگترین آنها، موادی معادل با ۶۰۰ زمین در هر دقیقه مصرف میکنند. اختروش ها وابسته به محیط اطراف خود، روشن و خاموش میشوند و از آن جایی که اختروشها نمیتوانند تغذیه در نرخ بالا را به مدت ۱۰ میلیارد سال ادامه دهند، پس از این که یک اختروش به هم پیوستگی گاز و غبار اطراف را به پایان میرساند، تبدیل به یک کهکشان عادی میشود. همچنین اختروش ها نشانههایی برای پایان فرایند یونیزاسیون سازی مجدد انفجار بزرگ فراهم میکنند. قدیمیترین اختروشها، حداقل موج petersonn - Gunn را نشان داده و دارای نواحی جذب در مقابل خود میباشند که این نشان میدهد که محیط بین کهکشانی در این زمان گاز خنثی بود. اختروشهای اخیر، هیچ ناحیه جذبی را نشان نمیدهند بلکه در عوض طیفهای آنها شامل یک ناحیه پر گاز به نام جنگل alpha – Lyman میباشد. این نشان میدهد که محیط بین کهکشانی متحمل یونش مجدد در پلاسما شده و گاز خنثی فقط در تودههای کوچک وجود دارد. یک ویزگی جالب دیگر اختروش ها این است که آنها شواهدی از عناصر سنگین تر از [[هلیوم]] را نشان میدهند که این نشان میدهد که کهکشانها، تحت مرحله عظیمی از شکل گیری ستاره قرار گرفته و ستارههای جمعیت ۳ را در بین زمان انفجار بزرگ و اختروشهای مشاهده شده در ابتدا، ایجاد میکنند. نور به دست آمده از این ستارهها میتواند در ۲۰۰۵ با استفاده از تلسکوپ فضایی spitzer NASA مشاهده شود اگر چه این مشاهده تایید شده باقی ماندهاست.<br />
اختروش یا کوازار به عنوان یک منبع اشعه ایکس<br />
<br />
۷۱۰۷ + ۰۸۳۶ QsO یک جسم شبه ستارهای است که مقدار زیادی از انرژی رادیویی را ساطع میکند. سیگنال رادیویی توسط الکترونهایی ایجاد میشود که در طول میدان مغناطیسی در حال چرخش میباشند این [[الکترون]] ها همچنین با نور مرئی ساطع شده توسط صفحه اطراف AGN یا سیاهچاله مرکز آن، ساطع میشود و آنها را برای ساطع کردن اشعه x و گاما، پمپاژ میکند. رصدخانه اشعه گاما compton یک مرکز آزمایش گذرا و متوالی (BATSE) میباشد که در دامنه kev ۲۰ تا Mev ۸ شناسایی میشود. ۷۱۰۷ + ۰۸۳۶ QSO یا ۷۱۰۷ c ۴ توسط BATSE به عنوان منبع اشعههای نرم گاما و اشعههای سخت x شناسایی شد. آنچه BATSE کشف کرد، این است که آن میتواند یک منبع نرم اشعه گاما باشد. ۷۱۰۷ + ۰۸۳۶ QsO کمرنگترین و دورترین شیء مشاهده شده در اشعههای نرم گاما میباشد. آن قبلا در اشعههای گاما توسط [[تلسکوپ]] آزمایش اشعه گاما در [[رصدخانه]] اشعه گاما compton مشاهده شد. رصدخانه اشعه x chandra، اختروش ۱۴۵ – ۱۱۲۷ pks را به عنوان منبع درخشان اشعههای x و نور قابل رویت در حدود ۱۰ میلیارد سال نوری از زمین تصویر برداری کردهاست. جهش نمایش داده شده در اشعه x که ناشی از ۱۴۵ – ۱۱۲۷ pks میباشند احتمالا به علت برخورد شعاع الکترونهای پرانرژی با فوتونهای ریزموج میباشد.<br />
<br />
<br />
== تاریخچه مشاهده اختروش ==<br />
<br />
<br />
اولین اختروش ها با تلسکوپهای رادیویی در اواخر سال ۱۹۵۰ کشف شدند. بسیاری از آنها به صورت منابع رادیویی بدون شیء مرئی، ثبت شدند. با استفاده از تلسکوپهای کوچک و تلسکوپ Lovell به عنوان تداخل سنج، انها دارای اندازه زاویهای بسیار کوچک بودند. صدها مورد از این اجسام تا سال ۱۹۶۰، ثبت شده و در سومین کاتالوگ کامبریج منتشر شدند. در سال ۱۹۶۰ منبع رادیویی ۴۸ c ۳ در نهایت وابسته به یک جسم نوری بود. فضانوردان ستاره آبی کم رنگ را در محل منبع رادیویی، شناسایی کرده و به طیف آن دست یافتند. با شامل کردن بسیاری از خطوط انتشار نامعلوم، طیفهای غیر مشابهی، تفسیر را دچار مشکل کردند. در سال ۱۹۶۲ یک پیشرفت حاصل شد. منبع رادیویی دیگر به نام ۲۷۳ c ۳ تحت پنج خسوف توسط ماه قرار گرفت. اندازهگیری صورت گرفته شده توسط Hazard cyril و Bolton John در طی یکی از خسوفها با استفاده از تلسکوپ رادیویی parkes، این امکان را برای Schmidt Maarten فراهم کرد تا به صورت نوری جسم را شناسایی کرده و با استفاده از [[تلسکوپ]] Hale ۲۰۰ اینچی بر روی palomar Mount به یک طیف نوری دست یابد. این طیف نشان دهنده خطوط انتشار یکسان بود. Schmidt متوجه شد که اینها، خطوط طیفی هیدروژن با انتقال سرخ در نرخ ۸/۱۵ درصد بودند. این کشف نشان میداد که ۲۷۳ c ۳ با سرعت ۴۷۰۰۰کیلومتر بر ثانیه روی میکند. این کشف، مشاهده اختروش را دچار تغییرات اساسی کرد. و این امکان را برای [[فضانورد]]ان دیگر فراهم کرد تا انتقال سرخ را از خطوط انتشار منابع رادیویی دیگر، بیابند. همانگونه که توسط Bolton پیش بینی شد، ما دارای انتقال سرخ ۳۷ درصد سرعت نور بودیم. کلمه "Quasar" (کوازار یا اختروش) توسط متخصص فیزیک نجومی آمریکا که در چین متولد شده بود به نام chin lee- Hong در سال ۱۹۶۴ Today pphysics برای توصیف این اجسام گیج کننده ابداع شد. تاکنون منابع رادیویی شبه ستارهای برای توصیف این اجسام استفاده میشود. از آن جایی که ماهیت این اجسام کاملا نامعلوم میباشد، امادهسازی یک اصطلاحات مناسب و کوتاه برای آنها، دشوار میباشد، بنابراین ویژگیهای اساسی آنها از نام آنها معلوم میباشد. به منظور سادگی، کلمه اختصاری اختروش در این مقاله استفاده خواهد شد. یک موضوع بزرگ بحث در طی سال ۱۹۶۰، این بود که آیا اختروش ها، اجسام مجاور یا دور افتاده با توجه به انتقال سرخ در نظر گرفته میشدند یا نه. به عنوان مثال، انتقال سرخ اختروش ها به علت گسترش [[فضا]] نبود بلکه به علت گریز نور از سطح گرانشی عمیق بود. با وجود این ستارهای با جرم کافی برای شکل دادن این سطح گرانشی ناپایدار و دارای حد Hayashi بیش از حد خواهد بود. همچنین اختروش ها، خطوط انتشار طیفی غیرعادی را نشان میدهند که فقط قبلاٌ در [[سحابی]] گازی گرم با چگالی پائین مشاهده میشدند که برای ایجاد انرژی مشاهده شده و قرار گیری در سطح گرانشی عمیق، بسیار پراکنده بودند. همچنین نگرانیهای جدی در رابطه با ایده اختروش های دور افتاده وجود دارد. در این زمان بحثهایی وجود داشت که اختروش ها از شکل نامعلومی از صد [[ماده]] پایدار، ساخته شدهاند و این میتواند باعث ایجاد درخشندگی شود. افراد دیگر بیان کردند که اختروش ها یک چاله سفید از سوراخ کرم بودند. با وجود این زمانی که مکانیزمهای تولید انرژی صفحه به هم پیوسته به طور موفق در سال ۱۹۷۰، مدلسازی شدند، این عبارت که اختروش ها بسیار درخشان بودند، قابل بحث بوده و امروزه فاصله [[کیهانشناسی]] اختروش ها توسط تقریبا همه محققان، پذیرفته شدهاست. درسال ۱۹۷۹ تاثیر لنز گرانشی که توسط نظریه نسبیت اینشتین پیش بینی شد، برای اولین بار با تصاویر اختروش دوگانه ۵۶۱ + ۰۹۵۷ تایید شد. در سال ۱۹۸۰، مدلهای یکپارچهای ایجاد شدند که در آن اختروشها به صورت نوع خاصی از کهکشان فعال، دسته بندی میشدند و این توافق حاصل شد که در بسیاری از موارد، آن زاویه دید است که آنها را از گروههای دیگر مانند نقاط قرمز و مشتعل و کهکشانهای رادیویی متمایز میسازد. درخشندگی زیاد اختروش ها از صفحههای به هم پیوسته سیاهچالههای عظیم مرکزی ناشی میشود که میتواند در دامنه ۱۰ درصد جرم شیء به انرژی در مقایسه با ۷/۰ درصد برای فرایند ترکیب هستهای زنجیر p-p، تبدیل شود. این مکانیزم شرح میدهد که چرا اختروش ها در کیهان قدیم، متداول بودند، زیرا تولید انرژی در زمانی به پایان میرسد که سیاهچاله عظیم همه گازها و گردوغبار نزدیک خود را مصرف میکند. این بدین معناست که این امکان وجود دارد که اکثر کهکشانها از جمله راه شیری وارد یک مرحله فعال شوند و حالا خاموش میباشند زیرا آنها فاقد منبع ماده برای تغذیه در [[سیاهچاله]] های مرکزی خود به منظور ایجاد امواج تابشی میباشند. در سال ۲۰۰۶، فضانوردان رادیویی در [[رصدخانه]] بانک Jordell دانشگاه منچستر، یک شیء عجیب و جدیدی را در کهکشان مجاور کشف کردند اگر این شیء، یک اختروش کوچک برون کهکشانی باشد، آن در طول امواج رادیویی، شناسایی میشود. درخشندگی بسیار بالا نشان میدهد که آن مرتبط با سیستم سیاهچاله بزرگ میباشد. با وجود این سیستم و طول عمر آن اشاره به این امر دارد که این نوع جسم بسیار غیرعادی بوده و هنوز در [[کهکشان]] ما مشاهده نمیشود.<br />
<br />
<br />
== کوازار ==<br />
عکسبرداری اپتیکی و نیز اندازه گیری تلسکوپ های رادیویی نشان می دهد که اندازه کوازارها ظاهرا بسیار کوچک است.آن ها بسیار کوچکتر از کهکشان های شناخته شده به نظر می رسند و به روشهای متداول غالبا از ستارگان معمولی قابل تمیز نیستند.خطوط نشری بسیار پهن کوازار ها حاکی است که این اجرام از ابر های گازی رقیق و بسیار داغ که سرعت گردابی زیادی دارند تشکیل شده اند.سرعت شعاعی کوازار ها که از جا به جایی دوپلوری خطوط نشری طیف انها اندازه گیری شده بسیار زیاد است و گسترده ای از چندین هزار کیلومتر تا سرعت هایی حدود 90 درصد سرعت نور دارد.گاهی شدت نور آن ها افت و خیز های سریع و معمولا نامنظمی را طی چندین روز یا هفته نشان میدهد.اخترشناسان از این موضوع نتیجه میگیرند که کوازار ها اجرام کوچکی هستند.زیرا اگر قطرشان چندین سال نوری بود درخشندگی کل نمی توانست طی دوره های کوتاه تغییر کند.برای مثال اگر نورانیت جسمی با قطر 1000 سال نوری نظیر نورانیت کوازار در حال تغییر بود در نظر ما نخست تغییر نورانیت در نزدیکترین قسمت و هزار سال بعد تغییر افتاده در دورترین قسمت اشکار می شد و از این رو دوره تناوب رویت تمام این تغییرات هزار سال طول می کشید.<br />
بنابراین کوازار ها نمیتوانند قطری بیشتر از چند روز نوری داشته باشند.ولی انچه باز بی جواب باقی می ماند انرژی بسیار زیادی است که آنها هم در طول موج های رادیویی و هم اپتیکی آزاد می کنند.اخترشاسان در پی حل این معما هستند که چگونه جسمی تا این حد کوچک می تواند چنین انرژی عظیمی داشته باشد.برخی از اخترشناسان دور بودن کوازار ها را مورد شک قرار می دهد.به نظر آنها این اجرام بدان حد دور نیستند که معیار های معمولی سنجش فاصله نظیر انتقال به طرف قرمزشان می دهد.شاید روزی ادعای آنها به ثبوت رسد ولی فعلا با نمودهای متناقض سروکار داریم.کوازار ها یا نزدیکترین از آنند که انتقال قرمز نشان می دهد یا نسبت به اندازه شان بسیار پر انرژی هستند. <br />
<br />
<br />
==منابع== <br />
*ویکیپدیای انگلیسی[http://en.wikipedia.org/wiki/Quasar]<br />
<br />
*کتاب ۱۰۰۱ پرسش (جهان)<br />
<br />
*کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%81%D9%82_%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=11096شفق قطبی2012-12-24T17:04:24Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Aurora1.jpg|left|250px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی]]<br />
<br />
شفق های نیمکره شمالی را به لاتین ارورا بورئالیس مینامند که ترجمه ان شفق قطبی است.برای نیم کره جنوبی ان را ارورا استرالیس یا شفق جنوبی مینامند.شفق ها بیش از همه در عرض های جغرافیایی N70 و S70 درجه دیده میشوند.شفق ها در زمره جالب توجه ترین پدیده های زمینی اند.ان ها به پرده های عظیم به طول صد ها کیلومتر از نور های رنگین می مانند که بیشتر اوقات سبز اند ولی به رنگ های صورتی ارغوانی و بنفش نیز دیده میشوند.در موارد نادر شفقی قطبی ممکن است سراسر اسمان مرئی از افق تا سمت الراس را بپوشاند.<br />
تا انجا که میدانیم شفق های قطبی معمول بر هم کنش باد خورشیدی با گاز های بیرونی جو زمین اند.شکل شفق سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است.امتداد حرکت ذرات خورشیدی را در چندین هزار کیلومتر اخر میدان مغناطیسی زمین هدایت میکند. [1]<br />
[[پرونده:Polarlicht 2.jpg|left|300px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.]]<br />
<br />
[[جو زمین]] قالبا منظره ای واقعی به نام نور های شمالی یا شفق شمالی و نور های جنوبی شفق جنوبی ایجاد می کند.در چنین مواردی ناحیه هایی از آسمان که نزدیک به قطب شمال و قطب جنوب است روشنایی خاصی پیدا می کند که ممکن است شکل های گوناگونی داشته باشند:روشنایی کلی | روشنایی به شکل بادبزن و روشنایی هایی به صورت پرده هایی که از آسمان اویخته شده اند و سرانجام روشنایی سنبله ای شکل که سر به آسمان کشیده باشد منشا چنین منظره ای باد خورشیدی یعنی ذرات بارداری است که از خورشید به زمین می رسد.این ذرات با [[میدان مغناطیسی زمین]] بر هم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند.وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتری به جو وارد می شوند اتمهای تشکیل دهنده جو را بمباران و آنها را بر انگیخته می کنند.انتقال الکترون های اتم برانگیخته به پایین وقتی دسته کم موقتا در تراز انرژی 2 متوقف شود نور مریی ایجاد می کند.در این فرایند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون بر انگیختگی آنها احتما ایجاد برخی رنگ های طیف نور بیشتر است.مثلا مولکول های اکسیژن متمایل به تولید نور سرخ یا زرد تک اتمهای اکسیژن متمایل به تولید نور سبز و اتمهای نیتروژن متمایل به تولید نور بنفش اند.هر یک از این رنگها به خطوط عمده طیف خاصی مربوط می شوند.<br />
<br />
شواهدی در دست است که وقتی شفق در یک قطب ظاهر می شود شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود.به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از یک ثانیه در امتداد خطوط مغناطیسی از یک قطب به قطب دیگر می رسند.بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفقها عملا بین دو قطب ارتباط برقرار می شود.[2]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
1. کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور<br />
<br />
2. کتاب نجوم دینامیکی/رابرت تی.دیکسون/ترجمه:احمد خواجه نصیر طوسی/صفحات 136و137<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%81%D9%82_%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=11094شفق قطبی2012-12-24T17:01:10Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Aurora1.jpg|left|250px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی]]<br />
<br />
شفق های نیمکره شمالی را به لاتین ارورا بورئالیس مینامند که ترجمه ان شفق قطبی است.برای نیم کره جنوبی ان را ارورا استرالیس یا شفق جنوبی مینامند.شفق ها بیش از همه در عرض های جغرافیایی N70 و S70 درجه دیده میشوند.شفق ها در زمره جالب توجه ترین پدیده های زمینی اند.ان ها به پرده های عظیم به طول صد ها کیلومتر از نور های رنگین می مانند که بیشتر اوقات سبز اند ولی به رنگ های صورتی ارغوانی و بنفش نیز دیده میشوند.در موارد نادر شفقی قطبی ممکن است سراسر اسمان مرئی از افق تا سمت الراس را بپوشاند.<br />
تا انجا که میدانیم شفق های قطبی معمول بر هم کنش باد خورشیدی با گاز های بیرونی جو زمین اند.شکل شفق سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است.امتداد حرکت ذرات خورشیدی را در چندین هزار کیلومتر اخر میدان مغناطیسی زمین هدایت میکند. [1]<br />
<br />
[[جو زمین]] قالبا منظره ای واقعی به نام نور های شمالی یا شفق شمالی و نور های جنوبی شفق جنوبی ایجاد می کند.در چنین مواردی ناحیه هایی از آسمان که نزدیک به قطب شمال و قطب جنوب است روشنایی خاصی پیدا می کند که ممکن است شکل های گوناگونی داشته باشند:روشنایی کلی | روشنایی به شکل بادبزن و روشنایی هایی به صورت پرده هایی که از آسمان اویخته شده اند و سرانجام روشنایی سنبله ای شکل که سر به آسمان کشیده باشد منشا چنین منظره ای باد خورشیدی یعنی ذرات بارداری است که از خورشید به زمین می رسد.این ذرات با [[میدان مغناطیسی زمین]] بر هم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند.وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتری به جو وارد می شوند اتمهای تشکیل دهنده جو را بمباران و آنها را بر انگیخته می کنند.انتقال الکترون های اتم برانگیخته به پایین وقتی دسته کم موقتا در تراز انرژی 2 متوقف شود نور مریی ایجاد می کند.در این فرایند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون بر انگیختگی آنها احتما ایجاد برخی رنگ های طیف نور بیشتر است.مثلا مولکول های اکسیژن متمایل به تولید نور سرخ یا زرد تک اتمهای اکسیژن متمایل به تولید نور سبز و اتمهای نیتروژن متمایل به تولید نور بنفش اند.هر یک از این رنگها به خطوط عمده طیف خاصی مربوط می شوند.<br />
<br />
شواهدی در دست است که وقتی شفق در یک قطب ظاهر می شود شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود.به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از یک ثانیه در امتداد خطوط مغناطیسی از یک قطب به قطب دیگر می رسند.بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفقها عملا بین دو قطب ارتباط برقرار می شود.<br />
<br />
<br />
[[پرونده:Polarlicht 2.jpg|left|300px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.]]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
* کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور<br />
* کتاب نجوم دینامیکی/رابرت تی.دیکسون/ترجمه:احمد خواجه نصیر طوسی<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%81%D9%82_%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=11093شفق قطبی2012-12-24T16:57:13Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Aurora1.jpg|left|250px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی]]<br />
<br />
شفق های نیمکره شمالی را به لاتین ارورا بورئالیس مینامند که ترجمه ان شفق قطبی است.برای نیم کره جنوبی ان را ارورا استرالیس یا شفق جنوبی مینامند.شفق ها بیش از همه در عرض های جغرافیایی N70 و S70 درجه دیده میشوند.شفق ها در زمره جالب توجه ترین پدیده های زمینی اند.ان ها به پرده های عظیم به طول صد ها کیلومتر از نور های رنگین می مانند که بیشتر اوقات سبز اند ولی به رنگ های صورتی ارغوانی و بنفش نیز دیده میشوند.در موارد نادر شفقی قطبی ممکن است سراسر اسمان مرئی از افق تا سمت الراس را بپوشاند.<br />
تا انجا که میدانیم شفق های قطبی معمول بر هم کنش باد خورشیدی با گاز های بیرونی جو زمین اند.شکل شفق سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است.امتداد حرکت ذرات خورشیدی را در چندین هزار کیلومتر اخر میدان مغناطیسی زمین هدایت میکند. [1]<br />
<br />
<br />
جو زمین قالبا منظره ای واقعی به نام نور های شمالی یا شفق شمالی و نور های جنوبی شفق جنوبی ایجاد می کند.در چنین مواردی ناحیه هایی از اسمان که نزدیک به قطب شمال و قطب جنوب است روشنایی خاصی پیدا می کند که ممکن است شکل های گوناگونی داشته باشند:روشنایی کلی | روشنایی به شکل بادبزن و روشنایی هایی به صورت پرده هایی که از آسمان اویخته شده اند و سرانجام روشنایی سنبله ای شکل که سر به آسمان کشیده باشد منشا چنین منظره ای باد خورشیدی یعنی ذرات بارداری است که از خورشید به زمین می رسد.این ذرات با میدان مغناطیسی زمین بر هم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند.وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتری به جو وارد می شوند اتمهای تشکیل دهنده جو را بمباران و آنها را بر انگیخته می کنند.انتقال الکترون های اتم برانگیخته به پایین وقتی دسته کم موقتا در تراز انرژی 2 متوقف شود نور مریی ایجاد می کند.در این فرایند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون بر انگیختگی آنها احتما ایجاد برخی رنگ های طیف نور بیشتر است.مثلا مولکول های اکسیژن متمایل به تولید نور سرخ یا زرد تک اتمهای اکسیژن متمایل به تولید نور سبز و اتمهای نیتروژن متمایل به تولید نور بنفش اند.هر یک از این رنگها به خطوط عمده طیف خاصی مربوط می شوند.<br />
<br />
شواهدی در دست است که وقتی شفق در یک قطب ظاهر می شود شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود.به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از یک ثانیه در امتداد خطوط مغناطیسی از یک قطب به قطب دیگر می رسند.بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفقها عملا بین دو قطب ارتباط برقرار می شود.<br />
<br />
<br />
[[پرونده:Polarlicht 2.jpg|left|300px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.]]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
* کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور<br />
* کتاب نجوم دینامیکی/رابرت تی.دیکسون/ترجمه:احمد خواجه نصیر طوسی<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%81%D9%82_%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=11092شفق قطبی2012-12-24T16:56:49Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Aurora1.jpg|left|250px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی]]<br />
<br />
شفق های نیمکره شمالی را به لاتین ارورا بورئالیس مینامند که ترجمه ان شفق قطبی است.برای نیم کره جنوبی ان را ارورا استرالیس یا شفق جنوبی مینامند.شفق ها بیش از همه در عرض های جغرافیایی N70 و S70 درجه دیده میشوند.شفق ها در زمره جالب توجه ترین پدیده های زمینی اند.ان ها به پرده های عظیم به طول صد ها کیلومتر از نور های رنگین می مانند که بیشتر اوقات سبز اند ولی به رنگ های صورتی ارغوانی و بنفش نیز دیده میشوند.در موارد نادر شفقی قطبی ممکن است سراسر اسمان مرئی از افق تا سمت الراس را بپوشاند.<br />
تا انجا که میدانیم شفق های قطبی معمول بر هم کنش باد خورشیدی با گاز های بیرونی جو زمین اند.شکل شفق سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است.امتداد حرکت ذرات خورشیدی را در چندین هزار کیلومتر اخر میدان مغناطیسی زمین هدایت میکند. [1]<br />
<br />
<br />
جو زمین قالبا منظره ای واقعی به نام نور های شمالی یا شفق شمالی و نور های جنوبی شفق جنوبی ایجاد می کند.در چنین مواردی ناحیه هایی از اسمان که نزدیک به قطب شمال و قطب جنوب است روشنایی خاصی پیدا می کند که ممکن است شکل های گوناگونی داشته باشند:روشنایی کلی | روشنایی به شکل بادبزن و روشنایی هایی به صورت پرده هایی که از آسمان اویخته شده اند و سرانجام روشنایی سنبله ای شکل که سر به آسمان کشیده باشد منشا چنین منظره ای باد خورشیدی یعنی ذرات بارداری است که از خورشید به زمین می رسد.این ذرات با میدان مغناطیسی زمین بر هم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند.وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتری به جو وارد می شوند اتمهای تشکیل دهنده جو را بمباران و آنها را بر انگیخته می کنند.انتقال الکترون های اتم برانگیخته به پایین وقتی دسته کم موقتا در تراز انرژی 2 متوقف شود نور مریی ایجاد می کند.در این فرایند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون بر انگیختگی آنها احتما ایجاد برخی رنگ های طیف نور بیشتر است.مثلا مولکول های اکسیژن متمایل به تولید نور سرخ یا زرد تک اتمهای اکسیژن متمایل به تولید نور سبز و اتمهای نیتروژن متمایل به تولید نور بنفش اند.هر یک از این رنگها به خطوط عمده طیف خاصی مربوط می شوند.<br />
<br />
شواهدی در دست است که وقتی شفق در یک قطب ظاهر می شود شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود.به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از یک ثانیه در امتداد خطوط مغناطیسی از یک قطب به قطب دیگر می رسند.بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفقها عملا بین دو قطب ارتباط برقرار می شود.<br />
<br />
<br />
[[پرونده:Polarlicht 2.jpg|left|300px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.]]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
* کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور<br />
* کتاب نجوم دینامیکی/رابرت تی.دیکسون/ترجمه خواجه نصیر طوسی<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B4%D9%81%D9%82_%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=11091شفق قطبی2012-12-24T16:55:49Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Aurora1.jpg|left|250px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی]]<br />
<br />
شفق های نیمکره شمالی را به لاتین ارورا بورئالیس مینامند که ترجمه ان شفق قطبی است.برای نیم کره جنوبی ان را ارورا استرالیس یا شفق جنوبی مینامند.شفق ها بیش از همه در عرض های جغرافیایی N70 و S70 درجه دیده میشوند.شفق ها در زمره جالب توجه ترین پدیده های زمینی اند.ان ها به پرده های عظیم به طول صد ها کیلومتر از نور های رنگین می مانند که بیشتر اوقات سبز اند ولی به رنگ های صورتی ارغوانی و بنفش نیز دیده میشوند.در موارد نادر شفقی قطبی ممکن است سراسر اسمان مرئی از افق تا سمت الراس را بپوشاند.<br />
تا انجا که میدانیم شفق های قطبی معمول بر هم کنش باد خورشیدی با گاز های بیرونی جو زمین اند.شکل شفق سخت متاثر از میدان مغناطیسی زمین است.امتداد حرکت ذرات خورشیدی را در چندین هزار کیلومتر اخر میدان مغناطیسی زمین هدایت میکند. [1]<br />
<br />
<br />
جو زمین قالبا منظره ای واقعی به نام نور های شمالی یا شفق شمالی و نور های جنوبی شفق جنوبی ایجاد می کند.در چنین مواردی ناحیه هایی از اسمان که نزدیک به قطب شمال و قطب جنوب است روشنایی خاصی پیدا می کند که ممکن است شکل های گوناگونی داشته باشند:روشنایی کلی | روشنایی به شکل بادبزن و روشنایی هایی به صورت پرده هایی که از آسمان اویخته شده اند و سرانجام روشنایی سنبله ای شکل که سر به آسمان کشیده باشد منشا چنین منظره ای باد خورشیدی یعنی ذرات بارداری است که از خورشید به زمین می رسد.این ذرات با میدان مغناطیسی زمین بر هم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند.وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتری به جو وارد می شوند اتمهای تشکیل دهنده جو را بمباران و آنها را بر انگیخته می کنند.انتقال الکترون های اتم برانگیخته به پایین وقتی دسته کم موقتا در تراز انرژی 2 متوقف شود نور مریی ایجاد می کند.در این فرایند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون بر انگیختگی آنها احتما ایجاد برخی رنگ های طیف نور بیشتر است.مثلا مولکول های اکسیژن متمایل به تولید نور سرخ یا زرد تک اتمهای اکسیژن متمایل به تولید نور سبز و اتمهای نیتروژن متمایل به تولید نور بنفش اند.هر یک از این رنگها به خطوط عمده طیف خاصی مربوط می شوند.<br />
<br />
شواهدی در دست است که وقتی شفق در یک قطب ظاهر می شود شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود.به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از یک ثانیه در امتداد خطوط مغناطیسی از یک قطب به قطب دیگر می رسند.بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفقها عملا بین دو قطب ارتباط برقرار می شود.<br />
<br />
<br />
[[پرونده:Polarlicht 2.jpg|left|300px|thumb|پدیدهٔ شفق قطبی در گرینلند.]]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
1. کتاب نجوم به زبان ساده/مایر دگانی/مترجم:محمدرضا خواجه پور<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AF%D9%88%D8%B1%D8%A8%DB%8C%D9%86_%D8%AF%D9%88%DA%86%D8%B4%D9%85%DB%8C&diff=11088دوربین دوچشمی2012-12-24T16:25:46Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[رده: ابزارهای نجومی]]<br />
دوربین دو چشمی عبارت است از یک جفت تلسکوپ شکستی با این مزیت که تصویر جسم را مستقیم (سر بالا) نشان می دهد.دوربین های دوچشمی در اندازه و توان های گوناگون موجود اند:<br />
7x35 یعنی توان 7 با عدسی شیی 35 میلی متر<br />
7x50 یعنی توان 7 با عدسی شیی 50 میلی متر<br />
توان 7 به این معنی است که اشیا با آن هفت برابر بزرگتر دیده می شوند.عدسی شیی 50mm تقریبا دو برابر عدسی 35mm نور را جمع می کند اما چشم انسان فقط هنگامی که با تاریکی سازگاری پیدا کرده باشد یعنی فقط به هنگام رویت در شبانگاه می تواند از این نور اضافی بهره گیرد.شایان زکر است که بسیاری از اجرام فلکی را می توان با این دوربین دوچشمی رویت کرد مثلا قسمت های برجسته ماه نمای قرصی شکل مشتری و زحل.دوربین دوچشمی با دهانه بزرگتر(50mm یا بیشتر) اشیا تیره را روشنتر می کند که در رصد های شبانگاهی حایز اهمیت خاص است.<br />
<br />
[[پرونده:Binocularp.svg|500px]]<br />
<br />
[[پرونده:Binoculars_description_plate2.jpg|500px]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب نجوم دینامیکی/صفحه 91و92</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%A7%DA%A9%D9%84%DB%8C%D9%84_%D8%B4%D9%85%D8%A7%D9%84%DB%8C&diff=11052صورت فلکی اکلیل شمالی2012-12-24T10:26:48Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>تاج شمالی یا کاسهٔ یتیمان (معادل عربی: اکلیل شمالی، معادل لاتین: Corona Borealis، نام اختصاری انگلیسی:CrB) پیکری آسمانی است که در نیمکره شمالی دیده میشود.<br />
<br />
تاج شمالی نیمدایرهای است که از ستارگان کمرنگ تشکیل شده و میان دو ستارهٔ کرکس نشسته و نگهبان شمال قرار دارد.<br />
<br />
زمان رسیدن آن به نصفالنهار ۹ تیر و مساحت آن ۱۷۹ درجه مربع است.<br />
<br />
<br />
== افسانه ==<br />
<br />
افسانه چنین است که این تاج زمانی از آن آریادنه ،همسر ته زئوس بود.ته زئوس از آتنی هایی بود که باید قربانی مینتور نیمه انسان_نیمه گاو خونخواری می شد که در دهلیز تو در توی مشهوری در نزدیکی کرت،مسکن گزیده بود.ته زئوس با یاری آریادنه غول را کشت.آریادنه به محبوب خود یک شمشیر و قرقره ای نخ داد.ته زئوس به داخل دهلیز رفت&nbsp; و ماموریت&nbsp; خود را انجام داد.آنگاه به کمک نخ راه خود را به بیرون بازیافت و نجات پیدا کرد اما داستان پایانی نا خوشایند دارد.ازدواج ته زئوس و آریادنه چندان نپایید.ته زئوس همسر خود را ترک گفت.رب النوع باکوس برای دلداری آریادنه ، تاجی به او هدیه کرد که بعد از مرگش در آسمان جای داده شد.<br />
<br />
اجتماع&nbsp; ستارکان این صورت فلکی صرفا محصول تصادف است از این هفت ستاره&nbsp; هیچ جفتی نیست که&nbsp; به&nbsp; یک سمت یا با یک سرعت حرکن کند.دو ستاره&nbsp; آلفا و بتا اکلیل شمالی در دو جهت مخالف حرکت م ی کند و در 50هزار سال گذشته تغریبا جای خود را عوض کرده اند. 50هزار سال بعد از این دیگر این صورت فلکی هیچ شباهتی به&nbsp; تاج نخواهد&nbsp; داشت. [2]<br />
<br />
== ستارهها ==<br />
<br />
<br />
[[ستاره]] آلفا به نام گما، گوهر گرانبها یا الفکه، در عربی به معنای «درخشندهترین» است. این ستاره در حقیقت دو تایی گرفتی واقعی میباشد. هردو ستاره از لحاظ طیف A0V و G5 V هستند و چنان نزدیک به هم هستند که مجموع انها به صورت یک ستاره تکی قدر ۲٫۲ و کم نور، در مواقع گرفتگی به نظر میآیند. فاصله آنها تا زمین ۷۸ سال نوری است.<br />
<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
<br />
<br />
در این پیکر آسمانی ۴۰۰ کهکشان در قالب یک مجموعه خوشهای قرار دارد ولی هیچ کدام پر نورتر از قدر ۱۶ نیستند به همین دلیل در بسیاری از تلسکوپهای نوین هم دیده نمیشوند..می توان حدس زد که فاصله آن تا کهکشان ما در حدود میلیارد ها سال نوری باشد.<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
== منابع ==<br />
*ویکی پدیافارسی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%AA%D8%A7%D8%AC_%D8%B4%D9%85%D8%A7%D9%84%DB%8C]<br />
<br />
*کتاب صورت های فلکی<br />
<br />
* کتاب نجوم به زبان ساده<br />
{{صور فلکی}}</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B7%DB%8C%D9%81_%D8%B3%D9%86%D8%AC&diff=11043طیف سنج2012-12-24T08:52:43Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>طیف سنج یکی از مهم ترین عرصه های علم اخترفیزیک است.زیرا اخترشناسان به این وسیله می توانند هم به ترکیب و هم به فاصله اجسام دور پی ببرند.عملکرد های ان بستگی به همان پدیده ای دارد که دیدیم سبب [[ابیراهی رنگی]] در تلسکوپ های شکستی ساده می شود.دانستیم که ابیراهی رنگی ناشی از این واقعیت است که نور رنگ های متفاوت وقتی به وسیله شیشه با محیط های شفاف دیگر شکسته می شوند به درجات مختلفی خم می شوند.به این ترتیب نور سفید که از تمامی رنگ ها ترکیب یافته است بر اثر شکست به رنگ های گوناگون تجزیه می شود و طیف کاملی از رنگ ها را تشکیل می دهد.<br />
<br />
نور یک ستاره را از یک شکاف نازک و سپس از یک عدسی موازی ساز می گذرانند این عدسی موازی ساز پرتو های نور را طوری خم می کند که موازی با یکدیگر به منشور می رسند.نور که به رنگ های گوناگونش تجزیه شده است سپس بر روی یک صفحه عکاسی کانونی می شود.<br />
<br />
تصویر طیف حاصل به نام ''طیف نگاشت'' از یک رشته تصویر مجاور هم از شکاف است که هر یک نماینده طول موج اندکی متفاوت است.هرگاه نور خورشید را از طریق چنین وسیله ای نظاره کنیم خطوط تاریکی در برخی مکان های طیف نمایان خواهد شد.این خطوط تاریک در ابتدا چندان مورد توجه قرار نگرفت اما در سال 1814 ''یوزف فران هوفر'' نور شناس المانی موضع چند صد خط تاریک را ثبت کرد که هنوز هم به آن خطوط فران هوفر می گویند.در سال 1859 گوستاوکیر شهوف فیزیکدان المانی پی برد که همین پدیده را می توان در ازمایشگاه با گذراندن نور سفید از میان گاز های گوناگون و سپس از طیف سنج به دست آورد.او به ویژه دو خط نزدیک به هم در بخش زرد طیف مشاهده کرد و دریافت که می تواند همین خط ها را با گذران نور سفید از میان بخار سدیم به وجود آورد.امروزه بیش از 300000 خط جذبی (تاریک) در بخش مریی طیف خورشیدی یافت شده است و بیشتر از نصف آن ها با عناصر شناخته شده روی زمین بازشناسی شده اند.<br />
<br />
کیرشهوف همچنین مشاهده کرد که یک گاز تابان طیفی شامل یک سری خطوط روشن در زمینه تاریک ایجاد می کند.او نتیجه مشاهدات خود را به صورت سه قانون زیر بیان کرد:<br />
*طیف پیوسته:مایع یا جامد داغ.یا گازی تحت فشار نوری با تمام طول موج های گسیل طیف پیوسته ای شامل تمام رنگ ها ایجاد می کند.<br />
<br />
*طیف با خط های روشن گازی کم فشار که بر انگیخته شده باشد طیفی با خطوط روشن ایجاد می کند که فقط بعضی رنگ ها را شامل می شود.<br />
<br />
*طیف جذبی:اگر نوری با ماهیت پیوسته از میان یک گاز بگذرد این گاز بعضی از طول موج های ان را جذب می کند و طیفی جذبی شامل خطوط تاریک در زمینه پیوسته به وجود می آورد.<br />
<br />
شاید این تصور پیش آید که طول موج های جذب شده به وسیله گاز مجددا به صورت خطوط روشن گسیل خواهند شد و خطوط تاریک را فورا روشن خواهد کرد.این درست است که آن ها مجددا گسیل می شوند اما در همه جهات گسیل خواهند شد.فقط جز اندکی از انرژی آن ها در جهت اصلی پرتو نور ادامه می یابد.بنابراین خطوط یاد شده تاریک تر از بقیه طیف دیده می شوند.<br />
<br />
<br />
== منبع ==<br />
کتاب نجوم دینامیکی<br />
<br />
[[رده:فیزیک]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B7%DB%8C%D9%81_%D8%B3%D9%86%D8%AC&diff=11041طیف سنج2012-12-23T19:27:46Z<p>Soroush.s: صفحهای جدید حاوی 'طیف سنج یکی از مهم ترین عرصه های علم اخترفیزیک است.زیرا اخترشناسان به این وسیله ...' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>طیف سنج یکی از مهم ترین عرصه های علم اخترفیزیک است.زیرا اخترشناسان به این وسیله می توانند هم به ترکیب و هم به فاصله اجسام دور پی ببرند.عملکرد های ان بستگی به همان پدیده ای دارد که دیدیم سبب [[ابیراهی رنگی]] در تلسکوپ های شکستی ساده می شود.دانستیم که ابیراهی رنگی ناشی از این واقعیت است که نور رنگ های متفاوت وقتی به وسیله شیشه با محیط های شفاف دیگر شکسته می شوند به درجات مختلفی خم می شوند.به این ترتیب نور سفید که از تمامی رنگ ها ترکیب یافته است بر اثر شکست به رنگ های گوناگون تجزیه می شود و طیف کاملی از رنگ ها را تشکیل می دهد.<br />
نور یک ستاره را از یک شکاف نازک و سپس از یک عدسی موازی ساز می گذرانند این عدسی موازی ساز پرتو های نور را طوری خم می کند که موازی با یکدیگر به منشور می رسند.نور که به رنگ های گوناگونش تجزیه شده است سپس بر روی یک صفحه عکاسی کانونی می شود.<br />
تصویر طیف حاصل به نام ''طیف نگاشت'' از یک رشته تصویر مجاور هم از شکاف است که هر یک نماینده طول موج اندکی متفاوت است.هرگاه نور خورشید را از طریق چنین وسیله ای نظاره کنیم خطوط تاریکی در برخی مکان های طیف نمایان خواهد شد.این خطوط تاریک در ابتدا چندان مورد توجه قرار نگرفت اما در سال 1814 ''یوزف فران هوفر'' نور شناس المانی موضع چند صد خط تاریک را ثبت کرد که هنوز هم به آن خطوط فران هوفر می گویند.در سال 1859 گوستاوکیر شهوف فیزیکدان المانی پی برد که همین پدیده را می توان در ازمایشگاه با گذراندن نور سفید از میان گاز های گوناگون و سپس از طیف سنج به دست آورد.او به ویژه دو خط نزدیک به هم در بخش زرد طیف مشاهده کرد و دریافت که می تواند همین خط ها را با گذران نور سفید از میان بخار سدیم به وجود آورد.امروزه بیش از 300000 خط جذبی (تاریک) در بخش مریی طیف خورشیدی یافت شده است و بیشتر از نصف آن ها با عناصر شناخته شده روی زمین بازشناسی شده اند.</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D8%B1%D9%88%D9%BE%D8%A7&diff=11023اروپا2012-12-22T09:55:41Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>قمر اروپا که با شعاع 1525 کیلومتر کوچکترین قمر گالیله ای بشمار می آید.بین [[آِیو]] و [[گانیمد]] واقع شده است.چگالی این قمر که از نظر اندازه و جرم تقریبا با ماه برابر است حدود کیلوگرم در متر مکعب است و با نسبت بازتاب 0/64 بهترین منعکس کننده [[اقمار گالیله ای]] محسوب می گردد.<br />
فضاناو [[ویجر1]] از 732.230 کیلومتری قمر مزبور به ان نزدیک تر نگردید و به همین دلیل تصویر های آن در مقایسه با تصاویر دیگر اقمار گالیله ای از وضوح کمتری برخوردار است.عکس های مزبور روی هم رفته نشان می دهد که [[قمر]] اروپا شباهتی با قمر آیو ندارد و سطح ان تقریبا سفید و هموار است و نشانه ای از اتشفشان و گود های شهابی در آن دیده نمی شوند.[[ویجر2]] به اروپا نزدیکتر شد و تصاویر خوب و روشنی از فاصله 204.030 کیلومتری از آن به زمین مخابره نمود.<br />
در عکس های مزبور خط های تاریک و روشنی که یکدیگر را قطع می کنند به چشم می خورد که عرضشان به حدود 40 کیلومتر و طول آن ها به هزاران کیلومتر می رسد.خطوط مزبور بوسیله شیار های کوتاه تری به عرض 10 کیلومتر قطع می گردند.<br />
پوسته هموار و تقریبا صاف اروپا این تصور را ایجاد می کند که سطح قمر مزبور را پوسته ای از یخ به ستبرای حدود 100 کیلومتر فرا گرفته و یا پستی های آن را آب یخ بسته ای پوشانده و ظاهرا نا همواری ها را مخفی ساخته است.<br />
<br />
[[File:PIA01295 modest.jpg|275px|thumb|right|]]<br />
<br />
<br />
[[Image:EuropaInterior1.jpg|thumb|left|260px|دو حالت ممکن از لایه های زیرین اروپا]]<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه خورشیدی/نوشته:پاتریک مور و گری هانت/ترجمه:مهندس عباس جعفری</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%82%D9%85%D8%B1&diff=11019قمر2012-12-21T18:29:08Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>[[رده: علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
تعداد اقمار سیاره ای طبیعی، یا ماه ها، در منظومه ی شمسی زیاد است. اما، جرم آنها روی هم رفته جرمی به اندازه ی 0.1 جرم خورشید می باشد. هشت قمر تقریبا به ابعاد ماه هستند، در حالی که بقیه آنها خیلی کوچکترند و شبیه سیارک های بزرگ اند. ماه ِ زمین ، دو قمر مریخ، پنج قمر داخلی مشتری، هشت قمر داخلی زحل و پنج قمر اورانوس مدارات تقریبا دایره ای دارند که عمدتا در صفحه استوایی سیارات واقع اند. مشاهدات نشان میدهد که این 21 قمر ، یک چرخش همزمان ناشی از اصطکاک جذر مدی از خود نشان میدهند ( همانگونه که ماه خودمان این کار راانجام میدهد).<br />
<br />
==اقمار==<br />
<br />
<br />
تنها 3 قمر به دور سیارات خاکی می چرخند، در حالی که سیارات مشتری گون حد اقل 51 قمر دارند. این مطلب به همراه این موضوع که سیارت مشتری گون به کمربند سیارکی نزدیک هستند، به این معنی است که آنها میتوانند سیارکها را از طریق گرانش به دام اندازند. اقمار سیاراتمشتری گون با اجرام کوچک ، خروج از مرکز زیاد ، مدارات اریب و حرکت برگشتی، احتمالا توسط سیارکها به دام افتاده اند، همانند اقمار مریخ.<br />
<br />
[[پرونده:Planets.moons1.jpg]]{{-}}<br />
== پیدایش قمر ها ==<br />
پیش سیاره ها نیز در جریانی نظیر پیدایش خود بر اثر نیرو های گرانشی و گریز از مرکز به صورت قرص پخی در امدند و در این قرص ها تجمع ماده (پیش قمر ها)تکوین یافت.<br />
گوشزد:<br />
1.عطارد و زهره قمر ندارند زیرا دوران کند آنها فرصت نمی داد که ماده به اندازه کافی سر ریز کند واقمار تشکیل شوند.<br />
2.بسیار متحمل به نظر می رسد که قمر زمین ماه زمانی پیش سیاره مستقلی بوده است.یکی از دلایلی که برای این مطلب اقامه می شود این است که مدار ماه تقریبا در همان صفحه سیارات قرار دارد نه در صفحه استوای زمین.<br />
3.نظریه کوییپر برای ده دوازده قمری که در مدار هایی هم سطح و تقریبا مستدیر (که بیشتر قمر ها دارند) حرکت نمی کنند توضیحی ارایه می دهد.این نظریه فرض می کند که این قمر ها در اغاز به فاصله بسیار زیادی از پیش سیاره مادر تشکیل شدند و وقتی که پیش سیاره قسمت اعظم جرم خود را از دست داد زنجیره حوادث زیر اتفاق می افند:<br />
آ.سلطه گرانشی سیاره از بین رفت و این قمر ها زیر نفوذ میدان گرانشی خورشید قرار گرفتند یعنی قمر ها زاده شدند.<br />
ب.این اجرام بعد از چندین بار گردش به دور خورشید بار دیگر به وسیله جو گسترده سیاره که اینک در مداری کاملا متفاوت با مدار اولیه حرکت می کند ربوده شدند.<br />
4.سیاره پلوتون با همسایگانش فرق بسیار دارد منطقی است فرض می شود که این سیاره زمانی یکی از اقمار پلوتون بوده است.<br />
<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
1. نجوم و اخترفیزیک مقدماتی / نوشته زیلیک و گرگوری / ترجمه جمشید قنبری<br />
<br />
2. نجوم به زبان ساده / نوشتهمایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A2%DB%8C%D9%88&diff=11016آیو2012-12-21T17:15:33Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== آیو ==<br />
[[File:Io VGR South polar color mosaic.jpg|thumb|]]<br />
درونی ترین قمر از اقمار گالیله ای یو نام دارد که پیش از اروپا واقع شده و شعاع ان 1820 کیلومتر و نسبت بازتاب آن 63/0 است.آیو در میان قمر های گالیله ای با چگالی کیلوگرم در مترمکعب که با چگالی (تراکم) ماه برابری می کند متراکم ترین قمر به شمار می آید.تا پیش از ماموریت ویجر ها کارشناسان بر این گمان بودند که سطح آیو همانند ماه از گود های شهابی پوشیده شده و چهره ابله گونی به قمر مزبور بخشیده است اما فضا ناو وبجر 1 بر این پندار پایان بخشید و نشان داد که قمر آیو دارای سطحی پف کرده و کمابیش قابل انعطافی است که نشانه های فراوانی از فعالیت های اذرین در گوشه و کنار ان به چشم می خورد.<br />
<br />
تصاویری که به وسیله ویجر1 و از فاصله 420.100 کیلومتری آیو تهیه شده نشان می دهد که رنگ قمر مزبور قرمز مایل به نارنجی است و عوارض چشمگیر آن به اتشفشان های عظیمی اختصاص یافته که سرعت فوران پاره ای از انها به بیش از یک کیلومتر در ثانیه (یعنی به مراتب سریع تر از سرعت فوران اتشفشان معروف اتنا) بالغ می گردد و ارتفاع فوران ها به 70 تا 300 کیلومتر می رسد.<br />
<br />
ویجر2 نیز که از فاصله 558.270 کیلومتری قمر آیو گذشت شرایط حاکم بر آیو را دوباره تاید کرد و افزون بر آن نشان داد که پوسته قمر مزبور از گوگرد و دی اکسید گوگرد تشکیل یافته و مواد گداخته سیلیکاته درونی آیو را نیز پوشش قرار داده است و هسته آن به یک توده مرکزی احتمالا جامد اختصاص یافته است.<br />
<br />
با وجود کم بودن سرعت گریز از مرکز آیو که قاعدتا بایستی از توانایی کافی برای نگهداری جو در پیرامون خویش عاری باشد مع الوصف پایونیر 10 در دسامبر 1973 وجود جو رقیقی را با فشار کمتر از پاسکال در اطراف آیو نشان می دهد.<br />
<br />
<br />
<br />
[[Image:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|right|thumb|]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
اطلس منظومه خورشیدی/نوشته:پاتریک مور و گری هانت/ترجمه:مهندس عباس جعفری/صفحه 134<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A2%DB%8C%D9%88&diff=11013آیو2012-12-21T17:07:10Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>== آیو ==<br />
درونی ترین قمر از اقمار گالیله ای یو نام دارد که پیش از اروپا واقع شده و شعاع ان 1820 کیلومتر و نسبت بازتاب آن 63/0 است.آیو در میان قمر های گالیله ای با چگالی کیلوگرم در مترمکعب که با چگالی (تراکم) ماه برابری می کند متراکم ترین قمر به شمار می آید.تا پیش از ماموریت ویجر ها کارشناسان بر این گمان بودند که سطح آیو همانند ماه از گود های شهابی پوشیده شده و چهره ابله گونی به قمر مزبور بخشیده است اما فضا ناو وبجر 1 بر این پندار پایان بخشید و نشان داد که قمر آیو دارای سطحی پف کرده و کمابیش قابل انعطافی است که نشانه های فراوانی از فعالیت های اذرین در گوشه و کنار ان به چشم می خورد.<br />
تصاویری که به وسیله ویجر1 و از فاصله 420.100 کیلومتری آیو تهیه شده نشان می دهد که رنگ قمر مزبور قرمز مایل به نارنجی است و عوارض چشمگیر آن به اتشفشان های عظیمی اختصاص یافته که سرعت فوران پاره ای از انها به بیش از یک کیلومتر در ثانیه (یعنی به مراتب سریع تر از سرعت فوران اتشفشان معروف اتنا) بالغ می گردد و ارتفاع فوران ها به 70 تا 300 کیلومتر می رسد.<br />
ویجر2 نیز که از فاصله 558.270 کیلومتری قمر آیو گذشت شرایط حاکم بر آیو را دوباره تاید کرد و افزون بر آن نشان داد که پوسته قمر مزبور از گوگرد و دی اکسید گوگرد تشکیل یافته و مواد گداخته سیلیکاته درونی آیو را نیز پوشش قرار داده است و هسته آن به یک توده مرکزی احتمالا جامد اختصاص یافته است.<br />
با وجود کم بودن سرعت گریز از مرکز آیو که قاعدتا بایستی از توانایی کافی برای نگهداری جو در پیرامون خویش عاری باشد مع الوصف پایونیر 10 در دسامبر 1973 وجود جو رقیقی را با فشار کمتر از پاسکال در اطراف آیو نشان می دهد.<br />
<br />
<br />
<br />
[[File:Io VGR South polar color mosaic.jpg|thumb|]]<br />
<br />
<br />
[[Image:PIA01667-Io's Pele Hemisphere After Pillan Changes.jpg|right|thumb|]]<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
== منبع ==<br />
<br />
ویکی پدیا</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87&diff=11011ستاره2012-12-21T16:15:59Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>ستاره ها گوی های بزرگی از [[گاز]] بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان میدرخشند. [[دما]]ی آنها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمیتواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح [[زمین]] وجود دارد.[[چگالی]] فوق العاده زیاد این گازها معلول [[فشار]]های عظیم داخل ستاره ها است. <br />
<br />
ستاره ها در [[فضا]] حرکت میکنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمیتوان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود. <br />
<br />
فواصل میان ستارگان بسی بیشتر از فواصل میان [[سیاره]] ها است.حتی نزدیکترین ستاره به [[خورشید]] در فاصله 270،000 [[واحد نجومی]] قرار دارد . <br />
<br />
<br />
<br />
== ستاره ==<br />
ستاره ها كراتی سوزان و متشكل از گاز های ملتهب هستند كه بر خلاف [[سیارات]] از خود گرما و نور ساطع میكنند.خورشید ما یك ستاره است.با اینكه خورشید یك میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگی به حساب نمی اید و در كیهان ستاره های بسیار بزرگتر از خورشید هم یافت میشود.پس از خورشید نزدیك ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی كه در شب میبینیم به صدها هزار سال نوری هم میرسد.كوچكترین ستاره های درخشان [[كوتوله های سفید]] نام دارند.با این كه این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالی زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگی تعدادی از این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید میرسد.بعضی از ستاره ها كه ما انها را [[ابرنواختر]] مینامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید میدرخشند و سپس به تاریكی میگرایند و به [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] تبدیل میشوند.<br />
در اغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترك ستاره ها ذكر میشود و در ادامه با بررسی چرخه عمر انها تفاوت های اصلی ستاره ها اشكار میشود<br />
<br />
==دما و طیف==<br />
اگر شما یك میله فلزی را داغ كنید ابتدا رنگ ان قرمز میشود و اگر ان را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان ابی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها یسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان میتوان تشخیص داد.یك ستاره ابی از رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یك ستاره میتوانند به طور تقریبی دمای سطح ان را تعیین كنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های ابی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد.<br />
هر جسم داغ طیفی از امواج الكترومغناطیس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این طیف را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف كامل این امواج از وسیله ایبه نام [[طیف نگار]] استفاده میكنند.اگر شما میله ای را كمی حرارت دهید و ان را نزدیك [[طیف نما]] نگه دارید بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوك نوار به رنگ ابی متمایل میشود.<br />
با علم به اینكه هر اتم داغ و ملتهب امواجی با طول موج مشخص از خود ساطع میكند و اینكه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از نور پیوسته جذب می كند كه هنگام بر انگیخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیك مانند خورشید و همچنین توده گاز های سرد و شناوری كه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.<br />
==روشنایی ، درخشندگی و بزرگی==<br />
با نگاه كردن به اسمان شب می پندارید كه همه ستاره ها در یك صفحه بزرگ و با فاصله های مساوی از سطح زمین قرار دارند در حالیكه بیشتر این ستاره ها میلیون ها كیلومتر از هم فاصله دارند.بعضی از ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر میرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره ی درخشان مجاورش بزرگتر باشد!<br />
دو عامل درخشندگی و فاصله از ما میزان روشنایی ستاره را تعیین میكند.<br />
<br />
== سرعت و جهت حركت==<br />
ستاره ها هم مانند همه اجرام كیهانی حركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالی انها اثر میگذارد.درست شبیه صدای اژیر یك ماشین اتش نشانی كه در هنگام نزدیك شدن به ما صدای زیر تری نسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده [[اثر دوپلور]] نام دارد.با اندازه گیری طیف ستاره ها و مقایسه انها با طیف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گیری كرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابی جا به جا شود ستاره در حال نزدیك شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حركت كند به این معنی است كه ستاره در حال دور شدن از ما است.<br />
== تحولات ستاره ها==<br />
پس از اثبات برابری جرم و انرژی از سوی انیشتین دانشمندان تشخیص دادند كه در تمامی ستارگان تغییر و تحول رخ میدهد.ستاره ها برای نورافشانی انرزی مصرف میكنند بنابراین باید مقداری از ماده خود را به انرزی تبدیل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرین شراره هایش خاموش میشود ستاره نیز با بایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ای میمیرد.امروز نیز ستاره های پیری را میبینیم كه تاریك می شوند در حالیكه ستاره های دیگری نیز متولد می شوند تا جایگزین انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانی بسیار در میان گاز های سرد كیهانی در حال شكل گرفتن هستند.خورشید سنین میانی خود را به ارامی می گذراند و برخی از پیر ترین ستاره های در حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ای میدانند كه در طول عمر خود مراحل تولد زندگی و مرگ را پشت سر میگذارند.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچكس نمیتواند رشد یك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس این سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنید در حالی كه هیچ گاه درختی ندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش میاید؟درختان گوناگونی از جوانه های كوچك تا درختان غول پیكر خواهید دید كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكی دقت كنید میتوانید به چرخه حیات درختان پی ببرید.اخترشناسان به روشی مشابه با استفاده از قوانین فیزیك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگی یك ستاره پی ببرند.<br />
== تولد ستاره==<br />
به جز اجرام درخشانی كه در اسمان تاریك شب دیده میشوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در كیهان پخش شده اند.از انجا كه این توده های سرد شناور {سحابی ها} از خود نوری تابش نمی كنند اغلب نمی توان ان را دید.گاهی اوقات با عبور یك كهكشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یك ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیك می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود میاورند.<br />
به تدریج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نیروی جاذبه بیشتری به وجود میاید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواری به خود میگیرد و چرخش ان سریع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه ان افزایش مییابد و مانند یك جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد.<br />
با افزایش تراكم و فشار در مركز قرص دمای گاز كه قسمت اعظم ان را هیدروژن تشكیل میدهد مدام افزایش مییابد.با گذشت یك میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مركز این قرص دوار شكل میگیرد كه ان را [[پیش ستاره]] می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مركز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا میرود تا به حدی برسد كه برای شروع واكنش های هسته ای كافی باشد در این شرایط پیش ستاره اماده تبدیل شدن به یك ستاره واقعی میشود.<br />
وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم های هیدروژن هسته طی واكنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم تركیب و به اتم هلیوم تبدیل میشوند.انرژی گرمایی حاصل از این واكنش هسته ای به همراه فشار ناشی از تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واكنش های هم جوشی هسته ای میشود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه مییابد كه میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد میشود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شكل میگیرد.اما اگر جرم كافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شكل نمی گیرد و به جای ان [[كوتوله قهوه ای]] متولد میشود.<br />
==زندگیتا مرگ ستاره==<br />
در هسته هر ستاره ایكه در اسمان می درخشد واكنش های عظیم هم جوشی رخ میدهد تا ستاره مانند یك لامپ غول پیكر كیهانی از خود نور تولید كند.هنگامی كه ستاره شكل میگیرد گرانش ان می كوشد تا گاز های خود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش های هسته ای كه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می كند.<br />
زمانی كه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مركز بر اثر واكنش های هسته ای ستاره سعی می كند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اكسیژن و كربن تبدیل كند.اگر ستاره به اندازه كافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های كربن مركز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی كه در مركز ستاره تولید میشود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود.<br />
هنگامی كه دمای مركز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اكسیژن نیز به یكدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیكون و گوگرد تولید میشوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واكنشی است كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد.<br />
با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از یك صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی میشود.دمای مركز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مركز درهم می شكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در تركیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واكنش انرژی بسیار زیادی ازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر میشود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنكردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.<br />
<br />
== منبع ==<br />
1. کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده: مایر دگانی / مترجم: محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحه 6<br />
<br />
2. كتاب اسرار كیهان/نویسنده:بهنام محمدپناه<br />
[[ رده:اخترفیزیک]]</div>Soroush.shttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87&diff=11010ستاره2012-12-21T16:14:29Z<p>Soroush.s: </p>
<hr />
<div>ستاره ها گوی های بزرگی از [[گاز]] بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان میدرخشند. [[دما]]ی آنها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمیتواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح [[زمین]] وجود دارد.[[چگالی]] فوق العاده زیاد این گازها معلول [[فشار]]های عظیم داخل ستاره ها است. <br />
<br />
ستاره ها در [[فضا]] حرکت میکنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمیتوان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود. <br />
<br />
فواصل میان ستارگان بسی بیشتر از فواصل میان [[سیاره]] ها است.حتی نزدیکترین ستاره به [[خورشید]] در فاصله 270،000 [[واحد نجومی]] قرار دارد . <br />
<br />
<br />
<br />
== ستاره ==<br />
ستاره ها كراتی سوزان و متشكل از گاز های ملتهب هستند كه بر خلاف [[سیارات]] از خود گرما و نور ساطع میكنند.خورشید ما یك ستاره است.با اینكه خورشید یك میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگی به حساب نمی اید و در كیهان ستاره های بسیار بزرگتر از خورشید هم یافت میشود.پس از خورشید نزدیك ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی كه در شب میبینیم به صدها هزار سال نوری هم میرسد.كوچكترین ستاره های درخشان [[كوتوله های سفید]] نام دارند.با این كه این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالی زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول اسا هستند.بزرگی تعدادی از این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید میرسد.بعضی از ستاره ها كه ما انها را [[ابرنواختر]] مینامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید میدرخشند و سپس به تاریكی میگرایند و به [[ستاره نوترونی]] یا [[سیاهچاله]] تبدیل میشوند.<br />
در اغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترك ستاره ها ذكر میشود و در ادامه با بررسی چرخه عمر انها تفاوت های اصلی ستاره ها اشكار میشود<br />
<br />
==دما و طیف==<br />
اگر شما یك میله فلزی را داغ كنید ابتدا رنگ ان قرمز میشود و اگر ان را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان ابی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها یسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان میتوان تشخیص داد.یك ستاره ابی از رنگ زرد و ان هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یك ستاره میتوانند به طور تقریبی دمای سطح ان را تعیین كنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های ابی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم میرسد.<br />
هر جسم داغ طیفی از امواج الكترومغناطیس ساطع میكند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این طیف را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف كامل این امواج از وسیله ایبه نام [[طیف نگار]] استفاده میكنند.اگر شما میله ای را كمی حرارت دهید و ان را نزدیك [[طیف نما]] نگه دارید بخش قرمز ان پر رنگ نر خواهد بودو اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوك نوار به رنگ ابی متمایل میشود.<br />
با علم به اینكه هر اتم داغ و ملتهب امواجی با طول موج مشخص از خود ساطع میكند و اینكه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از نور پیوسته جذب می كند كه هنگام بر انگیخته شدن ان را تابش میكند اخترشناسان توانسته اند به كمك نوع خواصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیك مانند خورشید و همچنین توده گاز های سرد و شناوری كه در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.<br />
==روشنایی ، درخشندگی و بزرگی==<br />
با نگاه كردن به اسمان شب می پندارید كه همه ستاره ها در یك صفحه بزرگ و با فاصله های مساوی از سطح زمین قرار دارند در حالیكه بیشتر این ستاره ها میلیون ها كیلومتر از هم فاصله دارند.بعضی از ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر میرسند در حالیكه ممكن است ستاره ایكه كم نور تر است از ستاره ی درخشان مجاورش بزرگتر باشد!<br />
دو عامل درخشندگی و فاصله از ما میزان روشنایی ستاره را تعیین میكند.<br />
<br />
== سرعت و جهت حركت==<br />
ستاره ها هم مانند همه اجرام كیهانی حركت میكنند.حركت ستاره ها بر طول موج نور ارسالی انها اثر میگذارد.درست شبیه صدای اژیر یك ماشین اتش نشانی كه در هنگام نزدیك شدن به ما صدای زیر تری نسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده [[اثر دوپلور]] نام دارد.با اندازه گیری طیف ستاره ها و مقایسه انها با طیف استاندارد میتوان جهت و سرعت حركت ستاره را اندازه گیری كرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ ابی جا به جا شود ستاره در حال نزدیك شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حركت كند به این معنی است كه ستاره در حال دور شدن از ما است.<br />
== تحولات ستاره ها==<br />
پس از اثبات برابری جرم و انرژی از سوی انیشتین دانشمندان تشخیص دادند كه در تمامی ستارگان تغییر و تحول رخ میدهد.ستاره ها برای نورافشانی انرزی مصرف میكنند بنابراین باید مقداری از ماده خود را به انرزی تبدیل كنند. همان طور كه اتش زغال با خاكستر شدن اخرین شراره هایش خاموش میشود ستاره نیز با بایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ای میمیرد.امروز نیز ستاره های پیری را میبینیم كه تاریك می شوند در حالیكه ستاره های دیگری نیز متولد می شوند تا جایگزین انها شوند.هنوز هم ستاره های جوانی بسیار در میان گاز های سرد كیهانی در حال شكل گرفتن هستند.خورشید سنین میانی خود را به ارامی می گذراند و برخی از پیر ترین ستاره های در حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ای میدانند كه در طول عمر خود مراحل تولد زندگی و مرگ را پشت سر میگذارند.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول میكشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچكس نمیتواند رشد یك ستاره را از تولد تا مرگ ان دنبال كند پس این سوال مطرح میشود كه دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه میكنند؟ تصور كنید در حالی كه هیچ گاه درختی ندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش میاید؟درختان گوناگونی از جوانه های كوچك تا درختان غول پیكر خواهید دید كه در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندكی دقت كنید میتوانید به چرخه حیات درختان پی ببرید.اخترشناسان به روشی مشابه با استفاده از قوانین فیزیك و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگی یك ستاره پی ببرند.<br />
== تولد ستاره==<br />
به جز اجرام درخشانی كه در اسمان تاریك شب دیده میشوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در كیهان پخش شده اند.از انجا كه این توده های سرد شناور {سحابی ها} از خود نوری تابش نمی كنند اغلب نمی توان ان را دید.گاهی اوقات با عبور یك كهكشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یك ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیك می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود میاورند.<br />
به تدریج و با متراكم شدن ذرات در مركز توده نیروی جاذبه بیشتری به وجود میاید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مركز جذب میشوند و شروع به چرخش به دور ان میكنند.به مرور زمان توده شكل قرص دواری به خود میگیرد و چرخش ان سریع تر میشود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه ان افزایش مییابد و مانند یك جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مركز خود میكشد.<br />
با افزایش تراكم و فشار در مركز قرص دمای گاز كه قسمت اعظم ان را هیدروژن تشكیل میدهد مدام افزایش مییابد.با گذشت یك میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مركز این قرص دوار شكل میگیرد كه ان را [[پیش ستاره]] می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مركز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا میرود تا به حدی برسد كه برای شروع واكنش های هسته ای كافی باشد در این شرایط پیش ستاره اماده تبدیل شدن به یك ستاره واقعی میشود.<br />
وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم های هیدروژن هسته طی واكنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم تركیب و به اتم هلیوم تبدیل میشوند.انرژی گرمایی حاصل از این واكنش هسته ای به همراه فشار ناشی از تراكم اتم ها در مركز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واكنش های هم جوشی هسته ای میشود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه مییابد كه میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد میشود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شكل میگیرد.اما اگر جرم كافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شكل نمی گیرد و به جای ان[[كوتوله قهوه ای]]متولد میشود.<br />
==زندگیتا مرگ ستاره==<br />
در هسته هر ستاره ایكه در اسمان می درخشد واكنش های عظیم هم جوشی رخ میدهد تا ستاره مانند یك لامپ غول پیكر كیهانی از خود نور تولید كند.هنگامی كه ستاره شكل میگیرد گرانش ان می كوشد تا گاز های خود را منقبض كند و در فرو كشد اما واكنش های هسته ای كه در مركز ستاره رخ میدهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد میكند كه از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می كند.<br />
زمانی كه ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام كرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مركز بر اثر واكنش های هسته ای ستاره سعی می كند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اكسیژن و كربن تبدیل كند.اگر ستاره به اندازه كافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم كافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های كربن مركز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی كه در مركز ستاره تولید میشود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر میشود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود.<br />
هنگامی كه دمای مركز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اكسیژن نیز به یكدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیكون و گوگرد تولید میشوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا كه ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشكیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واكنشی است كه میتواند در مركز ستاره رخ دهد.<br />
با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مركز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه میكند و در كمتر از یك صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی میشود.دمای مركز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مركز درهم می شكند.الكترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در تركیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واكنش انرژی بسیار زیادی ازاد میشود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر میشود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنكردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.<br />
<br />
== منبع ==<br />
1. کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده: مایر دگانی / مترجم: محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحه 6<br />
<br />
2. كتاب اسرار كیهان/نویسنده:بهنام محمدپناه<br />
[[ رده:اخترفیزیک]]</div>Soroush.s