انفجار پرتو گاما: تفاوت بین نسخه‌ها
جز (انفجارهای اشعه ي گاما-GRBs را به انفجارهای اشعه گاما-GRBs منتقل کرد) |
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان') |
||
| (۸ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۳ کاربر نشان داده نشده) | |||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | + | در سال 1973 ،کشف اتفاقی فورانگرهای پرتو گاما کیهانی(GRBs) ،بر اساس اطلاعاتی از فضاپیمای نظامی «ولا»،که هدفش نظارت بر پیمان محدودیت آزمایش هسته ای بود، اعلام شد.اما فهم یک ایده روشن از منشا آنها تا اواخر سال 1990 طول نکشید. فورانگر پرتو گاما( GRB) یک پالس کوتاه مدت از تشعشع گاما) با انرژی حدود 20 کیلو الکترون ولت تا دهها گیگا الکترون ولت) است. | |
| − | + | [[File:Gamma burst-1.png|frame|center|سیر زمانی بلندمدت فورانگر قوی پرتو گاما در 29 اکتبر 1996 که به وسیله آشکارساز GRB در فضاپیمای « Ulysses » اندازه گیری شد]] | |
| − | + | با ابزار هایی با حساسیت کافی،حدود یک انفجار در هر روز قابل آشکارسازی است.محدوده زمانی GBR از 10 میلی ثانیه تا 1000 ثانیه یا بیشتر است،ولی مقدار متوسط تقریباً 10 ثانیه است.برای این زمان کوتاه،شاید آنها روشن ترین اشیاء در آسمان پرتو گامایی باشند.یک مثال در شکل 1 نشان داده شده است.هر انفجار از یک جهت تصادفی منحصر بفرد می آید؛هیچوقت دو اتفاق از یک جهت کاملا یکسان شناسایی نشده است. توزیع منابع فورانگر گاما در آسمان کاملاً همسانگرد است (شکل 2).این خواص،که کاملا برخلاف منابع معمول پرتو گاما هستند( نجوم پرتو گاما را ببینید)توضیح می دهد که چرا پیشرفت در فهم منابع فورانگرهای پرتو گاما آهسته بوده است: تلسکوپ های پرتو گاما به داشتن میدان دید کم و ارایه دقیق اطلاعات مکانی تمایل دارند و این مسئله نظارت آنها را بر کل آسمان غیر واقعی می سازد. اصلی ترین تکنیک ردیابی برای تعیین زمان انفجار، شبکه بین سیاره ای و آرایه های بزرگی مانند رصدخانه پرتوگاما کامپتون(Compton) هستند. در سال 1997 ، یک کشف مهم به وسیله فضاپیمای ایتالیایی-هلندی ((BeppoSAX))،که هم یک دوربین میدان گسترده و هم یک تلسکوپ میدان باریک پرتو ایکس حمل می‌کرد، به دست آمده است .دوربین میدان گسترده آن را قادر می ساخت تا کاوش کند و محل انفجار را در محدوده ی انرژی 2 تا 10 کیلوالکترون ولت با دقت چند دقیقه قوسی مشخص کند.سپس در عرض چند ساعت فضاپیما می‌توانست طوری جابه جا شود که با تلسکوپ میدان باریک موقعیت منبع انفجار را نشان دهد. | |
| − | + | [[File:Gamma burst-2.png|frame|center|مکانهای انفجار پرتو گاما که به وسیله رصد خانه پرتوی گامای کامپتون آشکارسازی شده است. از مختصات کهکشانی استفاده شده است و بر اساس شدت فورانگر کدگذاری رنگی شده است.دقت موقعیت ها معمولا چند درجه هستند]] | |
| − | + | این نوع انفجارها (GRBs) درخشش تشعشعات گاما به همراه انفجار های پر[[%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C|انرژی]] هستند که در [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] های دوردست مشاهده شده اند. آن ها درخشان ترین پدیده های [[%D8%A7%D9%84%DA%A9%D8%AA%D8%B1%D9%88%D9%85%D8%BA%D9%86%D8%A7%D8%B7%DB%8C%D8%B3|الکترومغناطیس]]ی شناخته شده در جهان هستند. این انفجارها ممکن است از 10میلی ثانیه تا چند دقیقه بطول بیانجامند؛ و یک انفجار معمولی 40-20 ثانیه طول می کشد. | |
| − | GRB ها اولین بار در سال 1967 توسط ماهواره | + | معمولاً انفجار اولیه، "پستاب" طولانی مدتی را بدنبال خواهد داشت که با [[%D8%B7%D9%88%D9%84%20%D9%85%D9%88%D8%AC|طول موج]] بلندتری ساطع می شود (یعنی به یکی از اشکال [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%D8%A7%DB%8C%DA%A9%D8%B3|پرتو ایکس]]، [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%D9%81%D8%B1%D8%A7%D8%A8%D9%86%D9%81%D8%B4|فرابنفش]]، [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%D9%81%D8%B1%D9%88%D8%B3%D8%B1%D8%AE|فروسرخ]]، [[%D9%85%D8%A7%DA%A9%D8%B1%D9%88%D9%88%DB%8C%D9%88|ماکروویو]] و [[%D8%A7%D9%85%D9%88%D8%A7%D8%AC%20%D8%B1%D8%A7%D8%AF%DB%8C%D9%88%DB%8C%DB%8C|رادیویی]]). دانشمندان معتقدند که اکثر GRB های مشاهده شده متشکلند از یک پرتو باریکِ تابش شدید که به هنگام دوران سریع یک [[%D8%A7%D8%A8%D8%B1%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1|ابرنواختر]]- ستاره ی پرجرمی که پس از رمبش، یک [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%20%D9%86%D9%88%D8%AA%D8%B1%D9%88%D9%86%DB%8C|ستاره نوترونی]]، ستاره ی کوارکی و یا [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87%DA%86%D8%A7%D9%84%D9%87|سیاهچاله]] از آن شکل می گیرد- آزاد می شود. |
| + | |||
| + | به نظر می رسد که زیر رده ای از GRB ها (انفجار های کوتاه) از فرایند متفاوتی ناشی می شوند. که این فرایند ممکن است ادغام ستاره های دوتایی نوترونی و شاید گسترش رزونانسِ بین هسته و پوسته این ستارگان باشد، که در نتیجه تحمل نیروهای جزر و مدی بسیار در ثانیه های آخر، و انفجارِ پس از آن و تکه تکه شدن کل پوسته ی [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]]، رخ داده است. | ||
| + | |||
| + | منابع اکثر GRB ها میلیارد ها [[%D8%B3%D8%A7%D9%84%20%D9%86%D9%88%D8%B1%DB%8C|سال نوری]] با [[%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86|زمین]] فاصله دارند. و این دال بر این نکته است که انفجارها همبسیار پرانرژی هستند (یک انفجار معمولی در عرض چند ثانیه، به اندازۀ کل [[%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C|انرژی]] آزاد شده از [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] در طول عمر 10 میلیارد ساله اش، [[%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C|انرژی]] آزاد می کند) و هم بسیار نادر (یعنی تعدادی معدود در هر [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] در هر یک میلیون سال). | ||
| + | |||
| + | تمام GRB های مشاهده شده متعلق به خارج از [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|کهکشان راه شیری]] هستند، گرچه یک رده ی مربوط به این پدیده، شراره های تکرار شونده ی اشعه ی نرم گاما، همراه با مگنتار های منسوب به درون راه شیری هستند. چنین فرض شده است که یک انفجار [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%DA%AF%D8%A7%D9%85%D8%A7|اشعه گاما]] در راه شیری- که مستقیماً به سمت [[%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86|زمین]] نشانه رفته- ممکن است منجر به انهدامی عظیم شود. | ||
| + | |||
| + | GRB ها اولین بار در سال 1967 توسط ماهواره های Vela شناسایی شدند - یک سری ماهواره هایی که برای شناسایی آزمایشات مخفیانه ی سلاح های هسته ای طراحی شده اند. در سالهای بعد صدها مدل فرضی برای توجیه این انفجارها ارائه شدند، از جمله برخورد [[%D8%AF%D9%86%D8%A8%D8%A7%D9%84%D9%87%20%D8%AF%D8%A7%D8%B1|دنباله دار]]ها با ستاره های نوترونی. اطلاعات کمی برای توضیح این مدل ها در دسترس بود تا اینکه در سال 1997 اولین [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%D8%A7%DB%8C%DA%A9%D8%B3|پرتو ایکس]] و پستابهای نوری آن شناسایی شد و محاسبۀ مستقیمِ [[%D8%A7%D9%86%D8%AA%D9%82%D8%A7%D9%84%20%D8%A8%D9%87%20%D8%B3%D8%B1%D8%AE|انتقال به سرخ]] آنها با استفاده از [[%D8%B7%DB%8C%D9%81%20%D8%B3%D9%86%D8%AC%DB%8C|طیف سنجی]] نوری صورت گرفت، و بدین گونه فواصل و [[%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C|انرژی]] خروجیشان مورد محاسبه قرار گرفت. این اکتشافات و تحقیقات بعدی بر روی [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] ها و [[%D8%A7%D8%A8%D8%B1%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1|ابرنواختر]] های مربوط به این نوع انفجار، فواصل و درخشش GRB ها را مشخص نمود. این حقایق قطعاً آنها را در [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] های دور قرار داده و GRB های طولانی مدت را به مرگ ستارگان پر[[%D8%AC%D8%B1%D9%85|جرم]] ربط می دهد، که تنها سرچشمه ی ممکن برای [[%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C|انرژی]] خروجی مشاهده شده است. | ||
| + | |||
| + | <br/> | ||
| + | |||
| + | <br/> | ||
== منبع == | == منبع == | ||
| + | |||
ویکی پدیا انگلیسی[http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst] | ویکی پدیا انگلیسی[http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst] | ||
| − | [[ | + | |
| + | Encyclopaedia of astronomy and astrophysics - Nature Publishing Group 2001 | ||
| + | |||
| + | [[Category:اخترفیزیک]]<br/>[[Category:فیزیک]] | ||
نسخهٔ کنونی تا ۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۳۸
در سال 1973 ،کشف اتفاقی فورانگرهای پرتو گاما کیهانی(GRBs) ،بر اساس اطلاعاتی از فضاپیمای نظامی «ولا»،که هدفش نظارت بر پیمان محدودیت آزمایش هسته ای بود، اعلام شد.اما فهم یک ایده روشن از منشا آنها تا اواخر سال 1990 طول نکشید. فورانگر پرتو گاما( GRB) یک پالس کوتاه مدت از تشعشع گاما) با انرژی حدود 20 کیلو الکترون ولت تا دهها گیگا الکترون ولت) است.
با ابزار هایی با حساسیت کافی،حدود یک انفجار در هر روز قابل آشکارسازی است.محدوده زمانی GBR از 10 میلی ثانیه تا 1000 ثانیه یا بیشتر است،ولی مقدار متوسط تقریباً 10 ثانیه است.برای این زمان کوتاه،شاید آنها روشن ترین اشیاء در آسمان پرتو گامایی باشند.یک مثال در شکل 1 نشان داده شده است.هر انفجار از یک جهت تصادفی منحصر بفرد می آید؛هیچوقت دو اتفاق از یک جهت کاملا یکسان شناسایی نشده است. توزیع منابع فورانگر گاما در آسمان کاملاً همسانگرد است (شکل 2).این خواص،که کاملا برخلاف منابع معمول پرتو گاما هستند( نجوم پرتو گاما را ببینید)توضیح می دهد که چرا پیشرفت در فهم منابع فورانگرهای پرتو گاما آهسته بوده است: تلسکوپ های پرتو گاما به داشتن میدان دید کم و ارایه دقیق اطلاعات مکانی تمایل دارند و این مسئله نظارت آنها را بر کل آسمان غیر واقعی می سازد. اصلی ترین تکنیک ردیابی برای تعیین زمان انفجار، شبکه بین سیاره ای و آرایه های بزرگی مانند رصدخانه پرتوگاما کامپتون(Compton) هستند. در سال 1997 ، یک کشف مهم به وسیله فضاپیمای ایتالیایی-هلندی ((BeppoSAX))،که هم یک دوربین میدان گسترده و هم یک تلسکوپ میدان باریک پرتو ایکس حمل می‌کرد، به دست آمده است .دوربین میدان گسترده آن را قادر می ساخت تا کاوش کند و محل انفجار را در محدوده ی انرژی 2 تا 10 کیلوالکترون ولت با دقت چند دقیقه قوسی مشخص کند.سپس در عرض چند ساعت فضاپیما می‌توانست طوری جابه جا شود که با تلسکوپ میدان باریک موقعیت منبع انفجار را نشان دهد.
این نوع انفجارها (GRBs) درخشش تشعشعات گاما به همراه انفجار های پرانرژی هستند که در کهکشان های دوردست مشاهده شده اند. آن ها درخشان ترین پدیده های الکترومغناطیسی شناخته شده در جهان هستند. این انفجارها ممکن است از 10میلی ثانیه تا چند دقیقه بطول بیانجامند؛ و یک انفجار معمولی 40-20 ثانیه طول می کشد.
معمولاً انفجار اولیه، "پستاب" طولانی مدتی را بدنبال خواهد داشت که با طول موج بلندتری ساطع می شود (یعنی به یکی از اشکال پرتو ایکس، فرابنفش، فروسرخ، ماکروویو و رادیویی). دانشمندان معتقدند که اکثر GRB های مشاهده شده متشکلند از یک پرتو باریکِ تابش شدید که به هنگام دوران سریع یک ابرنواختر- ستاره ی پرجرمی که پس از رمبش، یک ستاره نوترونی، ستاره ی کوارکی و یا سیاهچاله از آن شکل می گیرد- آزاد می شود.
به نظر می رسد که زیر رده ای از GRB ها (انفجار های کوتاه) از فرایند متفاوتی ناشی می شوند. که این فرایند ممکن است ادغام ستاره های دوتایی نوترونی و شاید گسترش رزونانسِ بین هسته و پوسته این ستارگان باشد، که در نتیجه تحمل نیروهای جزر و مدی بسیار در ثانیه های آخر، و انفجارِ پس از آن و تکه تکه شدن کل پوسته ی ستاره، رخ داده است.
منابع اکثر GRB ها میلیارد ها سال نوری با زمین فاصله دارند. و این دال بر این نکته است که انفجارها همبسیار پرانرژی هستند (یک انفجار معمولی در عرض چند ثانیه، به اندازۀ کل انرژی آزاد شده از خورشید در طول عمر 10 میلیارد ساله اش، انرژی آزاد می کند) و هم بسیار نادر (یعنی تعدادی معدود در هر کهکشان در هر یک میلیون سال).
تمام GRB های مشاهده شده متعلق به خارج از کهکشان راه شیری هستند، گرچه یک رده ی مربوط به این پدیده، شراره های تکرار شونده ی اشعه ی نرم گاما، همراه با مگنتار های منسوب به درون راه شیری هستند. چنین فرض شده است که یک انفجار اشعه گاما در راه شیری- که مستقیماً به سمت زمین نشانه رفته- ممکن است منجر به انهدامی عظیم شود.
GRB ها اولین بار در سال 1967 توسط ماهواره های Vela شناسایی شدند - یک سری ماهواره هایی که برای شناسایی آزمایشات مخفیانه ی سلاح های هسته ای طراحی شده اند. در سالهای بعد صدها مدل فرضی برای توجیه این انفجارها ارائه شدند، از جمله برخورد دنباله دارها با ستاره های نوترونی. اطلاعات کمی برای توضیح این مدل ها در دسترس بود تا اینکه در سال 1997 اولین پرتو ایکس و پستابهای نوری آن شناسایی شد و محاسبۀ مستقیمِ انتقال به سرخ آنها با استفاده از طیف سنجی نوری صورت گرفت، و بدین گونه فواصل و انرژی خروجیشان مورد محاسبه قرار گرفت. این اکتشافات و تحقیقات بعدی بر روی کهکشان ها و ابرنواختر های مربوط به این نوع انفجار، فواصل و درخشش GRB ها را مشخص نمود. این حقایق قطعاً آنها را در کهکشان های دور قرار داده و GRB های طولانی مدت را به مرگ ستارگان پرجرم ربط می دهد، که تنها سرچشمه ی ممکن برای انرژی خروجی مشاهده شده است.
منبع[ویرایش]
ویکی پدیا انگلیسی[۱]
Encyclopaedia of astronomy and astrophysics - Nature Publishing Group 2001
