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 - 'ي' به 'ی') |
||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | این نوع انفجارها (GRBs) درخشش تشعشعات گاما به همراه انفجار | + | این نوع انفجارها (GRBs) درخشش تشعشعات گاما به همراه انفجار های پر[[انرژی]] هستند که در [[کهکشان]] های دوردست مشاهده شده اند. آن ها درخشان ترین پدیده های [[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. |
| − | معمولاً انفجار | + | 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 | + | 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 | + | 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 | + | 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 | + | 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 دار]]ها 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 پر[[جرم]] ربط می دهد، که تنها سرچشمه ی ممکن برای [[انرژی]] خروجی مشاهده شده است. |
== منبع == | == منبع == | ||
ویکی پدیا انگلیسی[http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst] | ویکی پدیا انگلیسی[http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_burst] | ||
[[رده:اخترفیزیک]] | [[رده:اخترفیزیک]] | ||
نسخهٔ ۱ سپتامبر ۲۰۱۲، ساعت ۲۱:۱۶
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
ویکی پدیا انگلیسی[۱]
