نجوم و فلسفه

شايد در هنگام گذر از خيابان هاى شهرتان در ميان آن همه دود و هياهو ى شهر گاهى نگاهتان به آسمان افتاده باشد. آسمان شهرهاى بزرگ ايران ديگر همانند گذشته ها صاف نيست. وقتى كه شهروندان تهرانى به افق شرقى خود نگاه مى كنند ديگر دماوند مظهر پايدارى سرزمينمان را راست قامت و زيبا با قله اى پوشيده از برف نمى بينند. مدت ها است كه به علت گسترش غيرمنطقى شهر تهران و توليد غيرصحيح ماشين هاى پرمصرف آسمان شهر تهران طراوت خود را از دست داده است. ديگر همچون گذشته ها شب ها نمى توانيد نقش راه شيرى را به زيبايى كامل نظاره كنيد.
هنگامى كه خواجه نصيرا لدين طوسى در نيمه دوم قرن هفتم هجرى قمرى بزرگترين رصد خانه منطقه را مى ساخت به اين مى انديشيد كه هم اكنون نجوم رصدى ايران در بالاترين سطح دنيا قرار دارد. بدون شك پندار اين دانشمند بزرگ ايرانى اشتباه نبوده است اما اين افتخارات بزرگ ايران كه در سده هاى گذشته در ايران زمين به دست آمده است هم اكنون تنها تكيه گاه فرهنگى و علمى ما ايرانيان است. هنگامى كه بنياد بزرگ علمى رصد خانه مراغه پس از بيش از دو دهه تلاش و كوشش ساخته شد چندين رصدخانه، همچون رصدخانه هاى هندوستان و استانبول به تقليد از رصدخانه مراغه ساخته شدند. تا مدت ها رصدخانه مراغه از دقيق ترين و مهم ترين رصدخانه هاى جهان بوده است.
هم اكنون از بزرگ ترين مركز علمى منطقه تنها قسمت هاى كوچكى در بلنداى تپه مشرف به شهر مراغه باقيمانده است. خوشبختانه در طول دهه پنجاه با كاوش هايى كه به سرپرستى دكتر پرويز ورجاوند انجام شد باقيمانده هاى اين بنا مرمت شده است. هم اكنون بزرگترين تلسكوپ ايران در نزديكى همين تپه و در سى كيلومترى شهر تبريز قرار دارد. رصدخانه دانشگاه خواجه نصير الدين تبريز دو تلسكوپ بزرگ به قطر هاى 60 و 40 سانتيمتر دارد. در حالى كه قطر آينه تلسكوپ بزرگ ترين تلسكوپ هاى دنيا به ده متر رسيده و در كشورهاى همسايه ايران همچون ارمنستان قطر شيئى بزرگترين تلسكوپ 5/2 متر است و كشور جنگ زده عراق در حال ساخت رصدخانه اى با تلسكوپ سه مترى است ديگر نمى توان گفت كه همچون گذشته كشور ما در بين صاحبان بزرگترين رصدخانه هاى دنيا قرار دارد. متاسفانه كشور ما همچون گذشته ديگر آن اقتدار جهانى را در نجوم رصدى ندارد اما خبر تاسيس و ساخت رصدخانه ملى ايران در سال 1382 جامعه نجومى و به طور كلى جامعه علمى كشور را بسيار اميدوار و خوشحال نمود. درباره اين موضوع در ميانه همين مقاله اشاره خواهيم نمود.

o استادان و بزرگان

ايرانيان همچون در رشته هاى پزشكى و مهندسى در زمينه فيزيك و نجوم نيز نوابغ بزرگى دارند كه هم اكنون در بهترين مراكز علمى دنيا مشغول به فعاليت هستند. از اين جمله در خارج از كشور مى توان به دكتر فيروز نادرى رئيس كل ماموريت هاى مريخ سازمان فضايى ايالات متحده(ناسا)، دكتر بهرام مبشر كارشناس ارشد موسسه علوم تلسكوپ فضايى هابل، دكتر فرهاد يوسف زاده اختر فيزيكدان و استاد دانشگاه نوردوسترن آمريكا و دكتر محمد حيدرى ملايرى اخترشناس رصدخانه پاريس اشاره نمود. در داخل ايران نيز استادان و محققان بزرگى در زمينه نجوم مشغول به فعاليت هستند. هم اكنون بيش از 50 اختر فيزيكدان حرفه اى و دانشجوى دكتراى نجوم در كشور وجود دارد. سرآمد آنها سه تن از اساتيد فيزيك هستند كه به درجه استادى (پروفسورى) نائل شده اند. اين سه نفر عبارتند از: «دكتر يوسف ثبوتى رئيس اسبق انجمن نجوم ايران و بنيانگذار و رئيس فعلى مركز تحصيلات تكميلى زنجان، دكتر رضا منصورى رئيس انجمن فيزيك ايران و معاون پژوهشى وزارت علوم ، فناورى و اطلاعات و دكتر عبدالله رياضى كيهان شناس و استاد دانشگاه شيراز.»
دكتر يوسف ثبوتى پس از گذراندن دوره هاى كارشناسى فيزيك و كارشناسى ارشد ژئوفيزيك دكتراى اختر فيزيك خود را از دانشگاه شيكاگو اخذ كرد. او از سال 1339 چند سالى با رصدخانه «يركيز» آمريكا همكارى كرد. دكتر ثبوتى بيش از سه دهه در دانشگاه هاى شيراز و تحصيلات تكميلى زنجان به تدريس پرداخت و در اين مدت منجمان بسيارى را تربيت كرد. در سال 1381 در كنفرانس فيزيك ايران هفتادمين سالگرد تولد ايشان كه همزمان با هفتادمين سالگرد تاسيس انجمن فيزيك ايران بود جشن گرفته شد و از چهل سال فعاليت علمى ايشان تقدير شد. او در دهه 1960 با «چاندر اسكار» دانشمند بزرگ هندوستانى در پروژه ستاره هاى دوتايى همكارى داشته است. دكتر ثبوتى گام هاى بزرگى در طول چهل سال فعاليت علمى خود در راه پيشرفت و اشاعه فيزيك و نجوم حرفه اى در ايران برداشته است.

دكتر رياضى از اساتيد بزرگ اختر فيزيك كشور داراى دو كتاب تاليفى براى مقاطع كارشناسى ارشد و دكتراى اخترفيزيك به نام هاى An Introduction to Cosmology An Introduction to Modern Astrophysics, است كه از سوى موسسه (world scientific publishin) به چاپ رسيده است.
o انجمن نجوم ايران
انجمن نجوم ايران كه تا پيش از سال 1373 به عنوان يكى از كميته هاى انجمن فيزيك ايران فعاليت مى كرد در اين سال مستقل شد. بودجه انجمن نجوم همانند ديگر انجمن هاى علمى كشور از سوى وزارت علوم، تحقيقات و فناورى پرداخت مى شود. حاميان مالى انجمن نجوم نهاد رياست جمهورى و مركز مطالعات و همكارى هاى علمى بين المللى وزارت علوم هستند. اعضاى هيات مديره انجمن هر سه سال يك بار توسط اعضاى انجمن انتخاب مى شوند. هيات مديره كنونى عبارتند از: «دكتر خالصه، دكتر عجب شيرى زاده، دكتر وصالى، دكتر نصيرى قيدارى و دكتر خصالى.» رئيس كنونى انجمن نجوم دكتر «سعدالله نصيرى قيدارى» عضو هيات علمى دانشگاه زنجان است. شاخه آماتورى انجمن نجوم ايران در سال 1381 تشكيل شده است. وظيفه شاخه پيگيرى و انجام فعاليت هاى نجوم آماتورى در ايران است. برنامه هاى اصلى شاخه آماتورى در طول سال، برگزارى گردهمايى سالانه منجمان آماتور ايران، كارگاه ملى نجوم آماتورى (كنام)، نشست ماهانه باشگاه نجوم و رقابت رصدى ماراتن مسيه است. شاخه آماتورى، به صورت هيات مديره اى اداره مى شود و داراى يك سرپرست است. سرپرست شاخه آماتورى دكتر منصور وصالى عضو هيات علمى دانشگاه تربيت دبير شهيد رجايى، عضو هيات مديره انجمن نجوم و سردبير ماهنامه نجوم است. شاخه آماتورى گروه هاى نجومى را در راه پيشرفت نجوم آماتورى ايران هماهنگى و هدايت مى كند تا از ميان آنها، منجمان حرفه اى و استادان نجوم آينده كشور را به وجود آورد.

o رصدخانه ملى ايران

پس از چندين سال بحث و بررسى درباره ساخت يك رصدخانه ملى در كشور سرانجام هيات دولت درآخرين روزهاى سال 1382 بودجه تحقيقاتى اين طرح ملى را به تصويب رساند. قرار است كه طى پنج سال آينده اين رصدخانه در يكى از مناطق كاشان، قم، كرمان و توس ساخته شود. مبناى تعيين مكان رصدخانه، بررسى داده هاى رصدى گروه هاى تحت نظر كميته رصدخانه ملى است كه طى 4 سال در اين مناطق به رصد مى پردازند. پيرو تصويب طرح رصدخانه ملى در جلسه 20/12/1382 هيات دولت، وظايف و اختيارات كار گروه رصدخانه ملى را به شوراى راهبرى طرح رصدخانه ملى انتقال داده است. اعضاى شوراى راهبرى رصدخانه ملى ايران (Iranian National Ob servatory) INO كه وابسته به وزارت علوم، تحقيقات و فناورى است عبارتند از: «دكتر منصورى (رئيس شورا)، دكتر ثبوتى، دكتر كياست پور، دكتر قنبرى، دكتر نصيرى قيدارى و دكتر راهوار.» برطبق برنامه قرار است تلسكوپ رصدخانه كه بين 2 تا 3 متر قطر دارد پس از پايان كار تحقيقات رصدى منطقه اى، خريدارى شود و حداكثر تا سال 1388 رصدخانه ملى ساخته شود.

o رصدخانه هاى ايران

تعداد رصدخانه هاى فعال ايران هم اكنون بيش از 20 عدد است كه در شهرهاى تهران، تبريز، مشهد، شيراز، اصفهان، اهواز، كاشان، كرمان، گرگان، يزد، دامغان، زنجان، ايلام، كرمانشاه و چندين شهر ديگر ايران قرار دارند. اين رصدخانه ها با جنبه هاى تحقيقى، آموزشى و تفريحى به فعاليت مى پردازند. پس از رصدخانه تبريز كه بزرگ ترين مركز نجوم رصدى كشور است رصدخانه ابوريحان بيرونى با تلسكوپ 50 سانتى مترى بازتابى و رصدخانه هاى دانشگاه كاشان و زنجان با تلسكوپ هاى 40سانتيمترى بزرگ ترين رصدخانه هاى كشور هستند. بزرگ ترين رصدخانه شكستى ايران به قطر شيئى 18 سانتى متر در مركز نجوم مرقد مطهر شاه عبدالعظيم حسنى در شهررى قرار دارد. رصدخانه هاى بزرگ كشور علاوه برتلسكوپ داراى امكانات جانبى همچون تاج نگار، CCD، فتومتر، اسپگتروف، دوربين هاى مخصوص عكاسى و فيلترهاى مختلف هستند.

در تهران چهار مركز نجومى فعال وجود دارد. اين مراكز عبارتند از: «رصدخانه مركز نجوم آستان مقدس حضرت عبدالعظيم، رصدخانه مركز نجوم زعفرانيه وابسته به كانون پرورش فكرى كودكان و نوجوانان، آسمان نماى سازمان جغرافيايى نيروهاى مسلح و مركز علوم و ستاره شناسى تهران (رصدخانه نياوران) وابسته به شهردارى تهران.»

o تنها نشريه اخترشناسى ايران

در مهر ماه سال 1370 تعدادى از استادان فيزيك و علاقه مندان به نجوم نخستين ماهنامه ويژه اخترشناسى كشور را با نام «نجوم» منتشر كردند. اين افراد عبارت بودند از: «دكتر منصورى، دكتر محمدرضا حيدرى خواجه پور، فريدون پيرزاده، بابك سدهى، توفيق حيدرزاده و منصور وصالى. شركت زروان اولين شركت كشور كه به ساخت و راه اندازى رصدخانه و آسمان نما در ايران مى پردازد ناشر اين ماهنامه است. اولين سردبير نجوم دكتر توفيق حيدرزاده است كه در سال 1378 به ايالات متحده رفت و دوره دكتراى تاريخ علم با گرايش نجوم را گذراند. پس از آن دكتر منصور وصالى سردبير ماهنامه شد كه هم اكنون نيز در اين سمت به فعاليت خود ادامه مى دهد. اين نشريه تخصصى به صاحب امتيازى و مدير مسئولى دكتر رضا منصورى، پس از 13 سال انتشار تنها نشريه اخترشناسى ايران است كه به مسائل عمومى و تخصصى نجوم و علوم فضا مى پردازد. ماهنامه نجوم داراى سايتى دو زبانه به همين نام است. سايت nojum.ir مهم ترين و پربيننده ترين سايت نجوم در خاورميانه است كه داراى آخرين اخبار و اطلاعات نجومى است.

o بازار نشر

بازار نشر كتاب هاى نجومى آن قدر هم خوب نيست. سهم كتاب مرتبط با نجوم در ميان هزاران عنوان كتابى كه تاكنون در ايران به چاپ رسيده است تنها بيش از 100 عنوان است. موضوعات كتاب ها عمدتاً درباره، اختر - فيزيك، كيهان شناسى، تاريخ نجوم، ابزارآلات رصدى، نجوم محاسباتى، آموزشى كودكان، احكام نجوم، نجوم آماتورى، سياره شناسى و علوم فضا است. بيشتر كتاب هاى بازار نشر نجومى ترجمه شده است كه در آن ميان كتاب هاى كيهان شناسى مخاطبان بيشترى را دارا هستند. تيراژ اين گونه كتاب ها همانند تيراژ ديگر كتاب هاى كشور به نسبت استانداردهاى جهانى پائين است و در بهترين حالت بالاترين ميزان نشر يك كتاب نجومى و مرتبط با آن شايد به 10000 عدد برسد كه البته به ندرت اين اتفاق مى افتد. آمار بيشترين چاپ كتاب نجومى متعلق است به كتاب «نجوم به زبان ساده» كه به چاپ دهم رسيده است. بهترين مكان هاى پيدا كردن كتاب هاى نجومى و فيزيكى كتاب فروشى هاى جلوى دانشگاه تهران، فروشگاه هاى شهركتاب، نمايشگاه بين المللى سالانه كتاب و دفاتر فروش انتشاراتى هاى كتاب هاى علمى است.

o كسوف

اتفاق مهمى در سال 1378 در ايران رخ داد كه باعث شكوفايى و رشد همه جانبه نجوم در سرتاسر ايران شد. دنيا در 11 آگوست سال 1999 شاهد يك كسوف كامل بود كه ايران بهترين منطقه براى رصد اين گرفت بود. اين واقعه مردم كشورمان را به ديدن پديده اى دعوت كرد كه شايد تا به حال شاهد آن نبوده اند. البته پيش از آن در سال 1374 كسوف در بيرجند اتفاق افتاده بود اما تاكنون بدين وسعت بررخداد چنين پديده اى تبليغات عمومى نشده بود. موقعيت برتر ايران نسبت به ديگر كشورها منجر به سفر تعداد بسيارى منجم و جهانگرد خارجى به ايران شد. اغلب آنها به شهر اصفهان كه در نوار اصلى گرفت خورشيد قرار داشت رفتند تا در ميدان نقش جهان كه روزگارى در عصر صفويان زمين چوگان بود شاهد زيباترين پديده طبيعى جهان باشند. مهم ترين منجمى كه به ايران سفر كرد «آلن هيل» يكى از دو كاشف پرنورترين دنباله دار قرن بود كه به دعوت يكى از مراكز فرهنگى و علمى ايران بى سر و صدا به كشور دعوت شد و پس از چند روزى اقامت، از كشور خارج شد. در ميان ميهمانان خارجى كه به ايران آمده بودند يك نفر براى دوست داران فضا كاملاً آشنا است، «بروس مكندرلس» همان فضانوردى است كه براى اولين بار بر روى جت پك (صندلى فضايى) نشست و از فضاپيما خارج شد و در فضا حركت كرد.

پس از كسوف 1378 تعداد علاقه مندان نجوم در كشور بسيار بيشتر از گذشته شد و گروه هاى نجومى مختلفى در اقصى نقاط كشور و اغلب بدون حمايت دولتى تشكيل شدند. از اتفاقات مهم پس از كسوف، بالاتر رفتن ميزان پخش برنامه هاى تلويزيونى دوبله شده خارجى مرتبط با نجوم و فضا بود. مهم ترين برنامه نجومى كه تاكنون در تلويزيون ايران ساخته شده و هم اكنون نيز پخش آن ادامه دارد برنامه زنده «آسمان شب» به تهيه كنندگى سياوش صفاريان پور است. در اين برنامه كه هم اكنون سرى چهارم آن در حال پخش است (روزهاى فرد ساعت 30/10 دقيقه شب از شبكه چهارم) كارشناسان نجوم به صحبت درباره مسائل متنوع نجوم و فضا و آخرين اخبار اكتشافات فضايى مى پردازند. برنامه آسمان شب از پربيننده ترين برنامه هاى علمى صدا و سيما است كه جنبه آموزشى و ترويج علم دارد.

o نجوم آماتورى

در كل كشور بالغ بر پانصد منجم آماتور در قالب بيش از 40 گروه نجومى به فعاليت هاى رصدى مشغول هستند. غالب اين منجمان را دانشجويان و دانش آموزان تشكيل مى دهند كه فعاليت هاى نجومى را در قالب فعاليت هاى درون مدرسه اى، دانشگاهى و يا به صورت گروه هاى مستقل انجام مى دهند. منجمان آماتور ايرانى در استفاده از رصدخانه هاى ايران داراى محدوديت هايى هستند. متاسفانه مكان كنونى اكثر رصدخانه هاى كشور در داخل شهرها و در ميان آلودگى نورى روبه گسترش تمدن شهرى است. به غير از اين مسئله كه گريبانگير تمامى منجمان و حتى استادان نجوم كشور است، مشكل ديگر منجمان آماتور عدم امكان استفاده از امكانات رصدخانه ها است كه عمدتاً تنها در اختيار گروهى از دانشجويان و استادان دانشگاه است. البته اين نكته محرز است كه تلسكوپ ها و ديگر وسايل جانبى آن به طور حتم بايستى توسط نيروى متخصص استفاده شود اما تا وقتى كه به يك منجم آماتور تنها آموزش تئورى داده شود در حالى كه هيچ گاه به رصدخانه نيامده است و در پروژه هاى جدى شركت نداشته است او در همان جايگاه خود خواهد ماند و پيشرفت نخواهد كرد.

در حالى كه بيابان ها و كويرهاى ايران به دليل درجه بالاى تاريكيشان از بهترين سايت رصدى هستند تنها دو، سه رصدخانه كشور در خارج از شهرها ساخته شده است و رصدخانه اى در حاشيه يا درون دو كوير بزرگ ايران، دشت لوت و كوير سمنان كه از تاريك ترين نقاط دنيا است وجود ندارد. منجمان آماتور ايرانى به صورت گروهى به خارج از شهرها و به ميان طبيعت هاى بكر و دست نخورده مى روند. آنها به دور از آلودگى هاى مختلف نورى، هوايى و صوتى و در سكوت طبيعت به رصد زيباترين جلوه هاى هستى مى پردازند. سايت هاى رصدى منجمان عمدتاً در بيابان ها، دشت ها، مناطق مرتفع و كويرها است كه داراى افق هاى باز هستند.

o ابزار رصدى

ابزار رصد منجمان ايرانى تلسكوپ ها و دوربين هاى دو چشمى بسيارى است كه در بازار نجومى ايران به صورت تقريباً مناسب يافت مى شود. به غير از توليدات داخلى عمده بازار رصدى ايران از دبى، روسيه، ايالات متحده و چين وارد كشور مى شود. در كشور تنها يكى دو شركت دولتى به مونتاژ دوربين هاى دوچشمى و تلسكوپ مى پردازند.

منجمان تازه كار به علت ارزانى و ساده بودن كار از دوربين هاى دوچشمى 60*20 و 70*15 استفاده مى كنند. همچنين بيشترين ميزان استفاده از تلسكوپ ها مربوط است به تلسكوپ هاى 4 تا 5 اينچ.

در عمر تقريبى پانزده ميليارد ساله جهان، بشر با زمان ناچيز ده هزار ساله عمر خود وقايع بى شمارى را پشت سر گذاشته است. بشر هر چه به جلوتر آمده، به حقايق حيرت انگيزترى پى برده است. دريافت هاى علمى چند قرن اخير بيش از ميزان آن در تمام ادوار تاريخ بشر بوده و هيچ چيز شگفت انگيزتر و جالب تر از اين يافته ها و حقايق نبوده است. از هنگامى كه بشر آموخت به گونه اى تحليلى تفكر كند، مرز هاى وسيعى را درنورديد و با اتكا به فرضيات خود، مجهولات ناشناخته بيشترى را نمايان و كشف كرد. امروزه موفقيت علم مرهون صداقت آن است و به همين اساس علم جديد بر فرضيات صحيح استوار شده است.
با نگاهى به گذشته و بازه زمانى فقط دو هزار ساله، در تاريخ علم به افرادى هوشمند بر مى خوريم كه فارغ از ديدگاه انسان مدارانه (anthropocentric) داهيانه و جسورانه اصول ناوردايى را براى بشر تعميم دادند. آنها قوانين طبيعت را به تجربه آزمودند و با زبانى رياضى بيان كردند. اين موفقيت ها كه تاثير آنها بر سرنوشت بشر غيرقابل انكار است، مويد اساس فرضيات و تفكرات صادق آنها بوده است. اين همان مفهومى است كه عقل سليم از علم به عنوان مظهر زيبايى ياد مى كند.

طبق نظریه‌ مه بانگ جهان حدود 13 الی 14 میلیارد سال پیش بر اثر یک انفجار بزرگ به وجود آمده است . یعنی هنگامی که یک توده‌ بسیار متراکم و به شدت داغ ساخته شده از ذرات بنیادی بر اثر یک نیروی غیر قابل تصور از هم پاشیده است . در این انفجار بزرگ اتم‌های هیدروژن ، نخستین اتم‌هایی بوده‌اند که به هستی پا نهاده‌اند . بنابه این نظریه کل جرم و انرژی فعلی هستی ، قبل از انفجار بزرگ در گوی بسیار کوچک و چگالی  جای داشته است .

اینک من سعی خواهم کرد تا یک انفجار واقعی  را برسی کنم !

ضد ماده از اين پس ديگر در قلمرو علوم تخيلي قرار نخواهد گرفت زيرا دانشمندان اكنون مي دانند چگونه اين همتاي غريب و گريزان ماده را به دام انداخته و محبوس كنند.

به گزارش خبرگزاري مهر ، محققان مركز تحقيقات اتمي اروپا - سرن - طي گزارشي كه در نشريه نيچر منتشر كرده اند اعلام كردند چگونه توانسته اند 38 اتم ضد هيدروژن كه ساده ترين نوع ضد ماده به شمار مي رود را به دام انداخته و آن را براي دو دهم ثانيه حفظ كنند.

به گفته راب تامپسون رئيس بخش فيزيك و اخترشناسي دانشگاه كالگاري 38 اتم هيدروژن بسيار كم و ناچيز است و از توانايي تامين انرژي رساني براي سوخت رساني به فضاپيماها و يا حتي گرم كردن يك فنجان قهوه برخوردار نيست.

با اين حال همين مقدار كوچك نيز براي دوستداران علم فيزيك خبر بسيار بزرگي به شمار مي رود. با تنظيم و برنامه ريزي دقيق اين روند دانشمندان اميدوارند به تدريج بتوانند برخي از بزرگترين رازهاي جهان هستي را كشف كنند.

نظريه هاي زيادي بر اين اساسند كه طي انفجار بزرگ مقادير مشابهي ماده ( اتمهايي با بار مقبت و منفي) و ضد ماده (انتهايي با بار منفي و مثبت) به وجود آمده اند و زماني كه با يكديگر برخورد كرده اند هر يك از اين تركيبها ديگري را به بيرون رانده و انفجاري كوچك از انرژي را به وجود مي آورند.

اما فيزيكدانان از گذشته در جستجوي پاسخ اين سئوال بوده اند: در صورتي كه در هنگام انفجار بزرگ مقدار ماده و غير ماده برابر بوده است، چرا اين تركيبها يكديگر را نابود كرده اند؟ و چرا امروز جهان مملو از ماده است و ضد ماده در طبيعت غايبي بزرگ به شمار مي رود؟

شايد آزمايش بر روي ضد ماده هاي به دام افتاده بتواند اين عدم تعادل جهاني را به گونه اي توجيه كند. بر اساس مدل استاندارد فيزيك ذره اي، ضد هيدروژن و هيدروژن بايد از لايه هاي انرژي يكساني برخوردار باشند، مقداري كه هنگام انفجار يك اتم تحت تاثير پرتو ليزر و واكنش در برابر نيروي گرانش قابل محاسبه باشد.

سرن در سال 2002 نيز موفق به توليد ضد هيدروژن شده بود اما رفتارهاي تكاپويي آنها به گونه اي بود كه مطالعه بر روي آنها را غير ممكن مي كرد. اين به آن دليل بود كه به محض برخورد اتمهاي ضد ماده با جسمي ديگر، يا حتي ديواره اتاقكي كه در آن به وجود آمده بودند اين اتمها ناپديد مي شدند.

بر اساس گزارش AOL، محققان به مدت پنج سال در حال ابداع شيوه اي بودند تا بتوانند ضد هيدروژن را تا دمايي نيم درجه بالاتر از صفر مطلق، پايين ترين حرارتي كه به صورت نظري وجود دارد، سرد كرده و آنها را در حالت كم انرژي قرار دهند. سپس اتمها با قرار گرفتن در محيطي مغناطيسي از برخورد با ديواره هاي اتاقك حفظ شدند.

فلسفه ی علیرضا:

من انسان (خلیفه ی خدا)واسه چی اومدم؟

این سواله همه ی ماست

تاکید می کنم منظور از ما خلیفه الله است نه خلیفه الشیطان

همه انسانها دنبال یه چیزی هستن که تو دلشون داره فریاد میزنه

انسان ذاتاً ستایشگره ، گاو و بت و خورشید... و  نهایتاً خدا

فطرت

با آدمها و طرز قکرای زیادی بحث کردم ، این مطلب رو مینیویسم تا شما رو هم از عقیدی که بهشون رسیدم آگاه کنم

اندیشه های افراد به اصطلاح بزرگ رو توش دخیل نمیکنم چون قبول ندارم ، دکر شریعتی ، کانت ، نیچه ، فروید و خیلی های دیگه منو یاد عالم بی عمل میندازه

دکتر شریعتی واقعاً عقاید بکر و ققابل تحسینی داشت ، من احترام خاصی به تفکرات ایشون قائلم

ترس...

ترس از مبارزه ، ترس از حرف زدن جلو زور نمیزاره بهش ایمان بیارم ، مگه خودتون نگفتید باید جلو استبداد و زور ایستاد؟

خودتون وایستادین؟

گزیستانسیالیسم (Existentialism) جریانی فلسفی و ادبی است که پایه آن بر آزادی فردی، مسوولیت و نیز عینیت گرایی است. از دیدگاه اگزیستانسیالیستی، هر انسان، وجودی یگانه‌است که خودش روشن کننده سرنوشت خویش است.

فلسفه اگزیستانسیالیسم سارتر

اصول فلسفه اگزیستانسیالیزم (اگزیستانسیالیسم) مبنی بر اصالت وجود و تقدم آن بر ماهیت انسان است.هنگامی که می‌خواهیم از اگزیستانسیالیسم سخن بگوییم، باید مشخص کنیم که منظورمان چیست. ژان پل سارتر، مارتین هایدگر، گابریل مارسل، سورن کی‌یرکه گارد از متفکران اگزیستانسیالیست بوده‌اند. البته مارسل و کی‌یرکه گارد بینشی ایمان‌گونه داشته‌اند و اندیشه‌شان الحادی نبوده‌است؛ سارتر و هایدگر درست در مقابل این دو هستند که اندیشه‌های الحادی داشته‌اند. از آن‌جا که مقاله به اگزیستانسیالیسم سارتری مربوط است، به سارتر می‌پردازیم. اساس نگاه فلسفی سارتر به انسان این است که انسان را مختار می‌داند و بر این اساس به انکار خداوند می‌رسد؛ زیرا که او معتقد است انسان نمی‌تواند مختار باشد، در حالی که خالقی مطلق و یگانه داشته‌باشد که از ازل می‌دانسته که چه می‌خواهد بسازد. البته این مساله کاملاً بر اساس خدای کلامی معتزله و اشاعره و هم‌چنین خدای کلامی مسیحی و خدای کلامی یهودی صحت دارد. انسان وقتی مختار باشد، باید مسئولیت هر انتخاب‌اش را بپذیرد و از همین بینش است که سارتر خود را مسئول جنگ جهانی می‌داند و این جا دلهره و اضطراب به وجود می‌آید که فرد با خود می‌گوید از آن جا که من مسئول این کار هستم، آیا این کار درست بوده و چه نتایجی خواهدداشت که من آن‌ها را نمی‌دانم یا نخواهم‌دید!؟

اندیشه‌های اگزیستانسیالیستی سارتر، که در خصوص آزادی و مسؤولیت فردی و ممکن‌بودن وجود ما و فاصله‌ئی که ما از خودمان داریم، هم‌چنان می‌تواند برای فلسفه‌ی‌ جدید مهم باشد. اما سارتر اخلاق‌گرا نیز بود و کوششی که برای طرح نظریه‌ای اخلاقی کرد هم‌چنان می‌تواند برای فلسفه‌ «بعد-از-نو» مهم باشد. کم‌تر فیلسوفی هم‌چون سارتر این اقبال را داشته‌است که در عمر خود شاهد شهرت و نفوذ اندیشه‌اش باشد. اما سارتر با همه‌ی‌ فلاسفه‌ای که تاکنون بوده‌اند متفاوت است

مقایسه با ملاصدرا

اگزیستانسیالیسم بر پیش بودن وجود بر ماهیت تکیه می‌کند. با چنین تعریفی بر آزادی انسان و به دنبال آن مسوولیت او پافشاری می‌شود که البته این اندکی با دیدگاه اصالت وجود ملاصدرا نا همسان است و همان نیست.اصالت وجود به معنای این است که انسان (و تنها انسان) است که نخست موجود می‌شود و سپس خودش ماهیت خودش را می‌سازد. از سوی دیگر در اندیشه صدرایی و یا مشایی اصالت در برابر اعتبار به کار می‌رود (وجود اصیل و ماهیت امری اعتباری است)اما در اگزیستانسیالیسم اصالت وجود به معنای این نیست که ماهیت اعتباری است که به این معناست که ماهیت ساختنی است و درآغاز هیچ است.

منبع : سارتر، ژان پل. اگزیستانسیالیسم و اصالت بشر، ترجمهٔ مصطفی رحیمی، انتشارات نیلوفر، چاپ دهم، ۱۳۸۰ (چاپ اوّل، ۱۳۴۴).

اول جا داره از همه دوستان پوزش بخواهم کخ دیر به دیر آپدیت می کنم و تشکر که وب رو تنها نگذاشتین


يدايش جهان هستي را كه در تئوري كلاسيك جاذبه كه بر روي فضا – زمان حقيقي پايه گذاري شده است فقط به دو طريق مي توان بيان كرد. يا آن كه از بينهايت قبل وجود داشته باشند يا اينكه با بيگ بنگ در لحظه اي با خصوصيت عجيب به نام تكينگي يا نقطه ي يگانه در زمان گذشته آغاز گرديده است ولي حالت سومي هم وجود مي تواند داشته باشد كه هر دو حالت قبل را شامل باشد و هيچ كدام به طور مستقل نباشد .يعني اينكه فضا – زمان از بينهايت قبل وجود داشته باشد ولي در هر بازه ي زماني معين به نام دوره ي تناوب مسير معيني را بپيمايد . اين به معناي حركت فضا در طي زمان ميباشد نه به اين معنا كه جهان در قالبي در حال حركت است. در تئوري كوانتم جاذبه امكان ديگري نيز وجود دارد زيرا هنگامي كه از زمان و فضاي نا اقليدسي استفاده مي كنيم كه در آن جهت زمان و فضا يك نوع هستند . امكان اين كه فضا – زمان در حالت انبساط مشخص و معين باشند (يعني بي نهايت نباشند) موجود است ول در عين حال مي توانند هيچ گونه مرز و كناره اي نداشته باشند .فضا-زمان مي تواند همانند سطح كره دو بعدي باشد .انبساط و گسترش بر روي سطح كره زمين مشخص است ولي حد و مرزي نداشته باشد به معناي اينكه شما در هر جهت حركت كنيد به پاياني نمي رسيد عليرغم اينكه زمين محدود است كناره اي وجود ندارد و اين به خاطر انحناي سطح كره است و سطح نا اقليدسي آن .


مي توان به طرف غروب رفت و به پاياني نرسيد .  بنابراين تئوري كوانتمي جاذبه راهي باز نموده است كه در آن فضا-زمان فاقد مرز و كناره باشد و لزومي ندارد كه براي آن لحظه ي بيگ بنگ تكينگي قائل شد تا در آن كليه ي قوانين فيزيك بي اعتبار و بدون ارزش باشند.

در تئوري كوانتمي جاذبه مفهوم زمان موهومي وارد مي شود . زمان موهومي به وسيله ي اعداد موهومي اندازه گيري مي شوند .زمان موهومي مفهوم كاملا مشخص رياضي دارد.اگر ما يك عدد حقيقي را در خودش ضرب كنيم يك عدد مثبت حقيقي حاصل مي شود ولي بنا به ضرورت هاي دنياي رياضيات و تبعا فيزيك مجموعه ي جديدي از اعداد با خواص عجيب و نامانوس وارد محاسبات شدند كه تعاريف دقيق رياضي داشتند . براي مثال حاصل توان دوم اين اعداد عددي منفي است يعني از حاصل ضرب هر عدد اين مجموعه در خودش عددي منفي حاصل مي شود . براي درك بهتر زمان موهومي به مثال زير توجه كنيد :

نويسنده در 25 فروردين به دنيا آمده است در سال 1369 . حال ما مي توانيم چند نتيجه بگيريم :25فروردين سال 69 زماني است كه نويسنده به دنيا آمده است و يا زماني كه نويسنده به دنيا آمده است 25 فروردين 1369 است . در نگاه اول اين دو جمله يكسان به نظر مي رسند ولي در با اندكي تفكر مي توان به اين نتيجه رسيد كه اين دو دو اتفاق مجزا هستند كه تحت شرايطي به صورت همزمان رخ داده اند . يعني يكي تولد و ديگري 25 فروردين سال 1369.حال زمان واقعي را در نظر بگيريد تحت هيچ شرايطي زمان واقعي به عقب بر نمي گردد و همواره جهت خاص خود يعني از گذشته به آينده را دارد و برگشت در زمان محال است .اگر ما زمان تولد را ما به احتساب ساعت خود جهان حساب كنيم به فرض فرد در سال 17000000001و ماه 1وروز 25 و ساعت .... به دنيا آمده است . در تئوري كوانتمي جاذبه جهان همواره انبساط و انقباض پيدا ميكند و اتفاقات يكساني را طي مي كند و در كل مي توان گفت كه دوره ي تناوب دارد مشابه آنچه كه در تئوري جهان هاي تپنده ارائه داده مي شود .اين به اين معناست كه نويسنده يكبار ديگر در سال 47000000002 و ... دو باره متولد مي شود حال آيا اين به معناي اين است كه ما در زمان حقيقي به عقب باز گشته ايم ؟به طور مسلم خير.تنها نكته اينجاست كه جهان در سال47000000002همانند سال17000000001رفتار ميكندوترتيب اتفاقات يكسان است و اين نشان دهنده ي زمان موهومي مي باشد .يعني در واقع زمان موهومي تابه حالت رفتار جهان است و اگر در لحظه اي جهان همانند لحظه ي ديگر رفتار كند زمان براي هر دو لحظه نسبت به يك مبدا خيالي يكي است .تفاوت زمان موهومي با زمان حقيقي در اين است كه در زمان حقيقي هيچ دو لحظه اي نبايد يكسان باشند زيرا براي نشان دادن وضعيت فضا از زمان استفاده مي كنيم و چون همواره فضا در حال تغيير است و چون جهت زمان از گذشته به آينده و يكطرفه مي باشد پس هيچ دو لحظه اي نبايد وضعيت يكسان داشته باشند (از حيث موقعيت فضا).البته اين رفتار جهان و رابطه ي بين زمان حقيقي و موهومي را به صورت زير مي توان توجيه كرد.براي مثال اگر ما به فرض جهاني با دوره ي تناوب 30ميليارد داشته با شيم و بخواهيم يك دوره ي 120ميليارد ساله از آن را به احتساب زمان حقيقي بررسي كنيم به شكل زير مي رسيم :

جهان هستي در نقب شمال و قطب جنوب داراي ابعاد ((هيچ))است ول اين بدان مفهوم نيست كه اين نقاط داراي خصوصيت عجيب يا تكينگي باشند.همان طور كه قطبين شمال و جنوب زمين داراي اين حالت عجيب نيستند.

بنابراين قوانين فيزيك در اين نقاط كاملا صادق مي باشند و همان طور كه اين قوانين در قطبين شمال و جنوب زمين نيز صادق است.

در سالهاي اوليه ي قرون بيستم همگان به زملن مطلق باور داشتند.هرواقعه مي توانست با عددي از زمان مشخص شود.با اعلام تئوري نسبيت انيشتن ايده ي زمان واحد و مطلق رها شد وبه جاي ان طبق تئوري نسبيت هر ناظري مي توانست زمان خود را اندازه گيري نمايد و بدين ترتيب درك زمان نسبي گرديد.هنگامي كه سعي مي شود تئوري جاذبه را با مكانيك كوانتوم تلفيق نمايند بايد زمان موهومي را نيز در ان داخل نمايند.اين زمان رابا جهات در فضا اشتباه مي شود.اگر به طرف شمال برويم مي توانيم به جنوب باز بگرديم بهمين ترتيب اگر در زمان موهوميهم جلو برديم بايد قادر به بازگشت باشيم.اين بدان معني است كه اختلاف مهمي بين رفتن به جلو و برگشتن در زمان موهومي وجود ندارد.از طرف ديگر در زمان حقيقي همانطور كه مي دانيم اختلاف بزرگي بينسمت جلو و سمت عقب وجود دارد.اين اختلاف بين گذشته و اينده از كجاست؟ چرا ما گذشته را بخاطر مي اوريم و اينده به خاطر ما نمي ايد؟ در حالي كه قوانين فيزيك وجه امتيازي بين گذشته و اينده قائل نيست.

اختلاف بزرگي بين جهت جلو و عقب ذر زمان حقيقي و زندگي عادي موجود است.تصور كنيد يك فنجان از روي ميز سقوط كند و خرد و شكسته به صورت قطعاتي روي كف اتاق ريخته شود.اگر ما فيلم اين واقعه را ثبت كنيم به راحتي ميتوانيم فيلم را در جهت عكس به حركت در آوريم و ببينيم كه قطعات فنجان دوباره به هم مي چسبند و ناگهان فنجان از كف اتاق برخاسته و به روي ميز مي جهد و فنجان سالم بر روي ميز قرار مي گيرد.

علت اين كه ما در زندگي عادي چنين جرياني را نمي بينيم و درك نميكنيم آنست كه اين پديده به وسيله ي اصل دوم ترموديناميك منع شده است. اصل دوم ترموديناميك ميگويد آنتروپي يا بي نظمي با گذشت زمان افزايش مي يابد.فنجان خرد شده در كف اتاق بي نظمي است .افزايش آنتروپي با زمان مثالي است از آنچه خدنگ زمان ناميده مي شود و آن جهت زمان را مشخص مي كند. لااقل سه خدنگ زمان وجود دارد.اول خدنگ زمان ترموذيناميك كه در آن آنتروپي افزايش پيدا ميكند .دوم خدنگ زمان رواني و اينكه ما در آن جهتي را حس ميكنيم كه زمان مي گذرد و در آن گذشته به خاطرمان مي آيد در حالي كه آينده را به خاطر مني آوريم . سوم خئنگ زمان كيهاني و آن جهتي زماني است كه جهان هستي گسترش و انبساط پيدا ميكند .

در فرضيه ي بيكناره در مرحله ي انبساط جهان هستي اين سه خدنگ زمان به يك سو و جهت هستند هنگامي كه جهان از انبساط باز مي استد و شروع به انقباض كند خدنگ ترموديناميك بر عكس خواهد بود و بي نظمي با گذشت زمان كاهش مي يابد . كاهش بي نظمي اين امكان را مي دهد كه در مرحله ي انقباض تمامي وقايع عكس مرحله انبساط انجام شود و دو مرحله ي انبساط و انقباض قرينه ي هم گردند . قطعات فنجان خرد شده باز گرد هم آيند و سالم روي ميز قرار بگيرند و موجودات زنده زندگي خاص ديگري را تجربه كنند يعني اول بميرند و بعد متولد شوند يعني زندگي ديگري را با مرگ آغاز كنند .

در مرحله ي انبساط با گذشت زمان پروتون ها و نوترون ها در دل ستارگان تبديل به نور و تشعشعات گرديده و به بي نظمي كامل مي رسند . خدنگ ترموديناميك ديگر نمي تواند ديگر ادامه پيدا كند زيرا جهان هستي به پايان اين عامل يعني بي نظمي كامل رسيده است . پس موجودات زنده با اين تعريف فعلي فقط مي توانند كه در مرحله ي انبساط جهان هستي زندگي كنند زيرا شرايط انقباض با زندگي ايشان مطابقت ندارد .

جهان هستي در زمان واقعي داراي شروع و پاياني است كه در آن حد و مرزي براي فضا_زمان موجود مي باشد و قوانين فيزيك در لحظات آغازي و پاياني بلا اثر است .اما در زمان موهومي نه تكينگي وجود دارد و نه حد و مرزي در صورتي كه جهان به هيچ وجه بي انتها نيست . در حقيقت شايذ آنچه ما زمان موهومي مي ناميم از آنچه زمان حقيقي ناميده مي شود بنيادي تر باشد زيرا زمان حقيقي ساخته ي فكر خود ما از آنچه جهان هستي را به آن شبيه مي دا نيم است . بايد به ياد داشت كه تئوري علمي جز يك الگوي رياضي براي بيان و توجيه و ملاحظات و مشاهده هاي ما نيست و از انديشه ي خود ما تراوش ميكند و جز آن چيز ديگري نيست .بنابراين اگر سوال كنيم كه زمان حقيقي واقعيتر است يا زمان موهومي پرسشي بي محتوا و بيهوده كرده ايم .

اين تئوري از استاد شهيرجهان فيزيك استيون هاوكينگ بود كه در آخر به چيزي منتهي شد كه نويد آغاز زندگي با مرگ را مي داد.

در آن روز كه آسمان را چون طومارى در هم مى‏پيچيم، (سپس) همان گونه كه آفرينش را آغاز كرديم، آن را بازمى‏گردانيم; اين وعده‏اى است بر ما، و قطعا آن را انجام خواهيم داد. (سوره انبيا آيه 104)

به نقل از هوپا

تلسکوب های نجومی

 گرچه تلسکوب را دانشمندان دیگری اختراع کردند ٰاما گالیله اولین دانشمندی بود که دریافت

ابزاری که از ترکیب  دو عدسی با انحنایهای متفاوت ساخته می شود ٰ در اخترشناسی قابل استفاده

است و میتوان با آن اجسام دوردست آسمان را نزدیکتر دید . اولین تلسکوب جگالیه متشکل بود

از یک عدسی بزرگ مثبت ( ضخیمتر در مرکز )که در یک سرلوله جای داشت  و یک عدسی

منفی کوچکتر و کاملا خمیده ( نازکتر در مرکز ) که در سردیگر لوله قرار گرفته بود . او با

نگاه کردن از عدسی کوچکتر ٰ اجسام دوردست را نزدیکتر دید و توانست به درشتنمایی زیادی

دست یابد . چون کج شدن نور را هنگام عبور از ماده شکست مینامند ٰ تلسکوب گالیله تلسکوب

شکستی نامیده شد .

برای تغییر جهت نور ٰ از آینه هم می توان استفاده کرد . مسلما ٰ همه می دانند که آینه تخت چنین می کند  و تصویری که در آینده دیده می شود ٰ نتیجه بازتاب نور اجسام از آن است . شاید بیشتر مردم به درستی ندانند که میتوان آینه های خمیده ای  ساخت که خواص مشابه با خواص عدسیها داشته باشند  آینه صورت یتراشی ٰ معمولاً انحنایی دارد که تصویر صورت را بزرگتر از آنچه که در آینه تخت دیده می شود ٰ نشان میدهد . اختر شناسان ٰبه ویِه نیوتون ف دریافته بودند که با آینه ای خمیده ٰ که مرکز آن نازکتر و لبه هایش ضخیمتر است ٰ میتوان تلسکوپی بسیار شبیه به تلسکوپ گالیله ساخت . چون در این نوع تلسکوپها ٰبه عوض شکست نور ٰ کار اصلی را بازتاب نور انجام میدهد ٰ آنها را تلسکوپهای  بازتابی  می نامند .

 تلسکوپ شکستی

 دو راه برای طراحی تلسکوپهای شکستی وجود دارد . در هر دو طرح ٰ عدسی مثبت بزرگی به کارمی رود که جزء اصلی برایگرد اوری نور است و شیئی نامیده می شود . تفاوت این دو طرح ٰ در ماهیت عدسی دیگری است که در سر دیگر لوله تلسکوب جای می گیرد  و چشمی نام دارد . این وظیفه چشمیاست که پرتوهای نور گرد آوری و خمیده شده به وسیله شیئی را بگیرد ٰ و آنها را دوباره در مسیری مستقیم در اورد ٰ به طوری که چشم  پرتوهای نور را چنان مشاهده کند که گویی موازی هم هستند . چشمی میتواند عدسی منفی باشد ٰکه گالیله هم از چنین عدسی استفاده کرد ٰ یا می توان عدسی مثبت باشد . در صورت استفاده از عدسی منفی ٰ می باید آنرا در فاصله مناسبی از شیئی قرار داد .به طوری که نور را پیش از جمع شدن در یک نقطه ( یعنی کانون یا نقطه شیئی ) موازی کند . هنگامی که چشمی ٰ عدسی مثبت است ، آن را پس از نقطه کانونی شیئی  قرار می دهند ٰ یعنی پس از آن که نور در یک نقطه جمع شد و شروع به پخش شدن کرد ٰ به چشمی می رسد ٰ عدسی مثبت ٰ پرتوهای نور را دوباره  می شکند به طوری که پرتوها موازی هم بیرون می آیند .

هر کدام از این طرحها که ٰ در آنها عدسیهای ساده ای به کار می رود ، عیبهای دارند . عیب تلسکوب گالیله ای این است که میدان دید آن ( مساحت تصویری که یدده می شود ) محدود به اندازه کوچکی است اگر تلسکوب بزرگی از این نوع بسیازیم  ومثلا  با آن ماه را نگاه کنیم در هر لحظه تنها بخش کوچکی از ماه را می توانیم ببینیم . این مسئله کاملاً مهمی است که در ساختن تلسکوپهای  بزرگی ازنوع گالیله ای وجود دارد و به همین دلیل تاکنون تعداد بسیار کم توان از این تلسکوپها ساخته شده است . امروزه از این طرح تنها در ساختن تلسکوپهای بسیار کم توان یا دوربینهای تماشاخانه استفاده  می کنند .

تلسکوپ شکستی نوع دوم ٰ که در آن از دو عدسی مثبت استفاده می شودٰ عیب دیگری دارد که کاملاً متفاوت است . این تلسکوپها ٰ حتی نهایی که بیار بزرگند و درشتنماییهای بالایی دارند ف میدان دید وسیعی می توانند داشته باشند . اما در آنها عیبی وجود دارد که در تلسکوپهای گالیه ای نیست . مقدار کج شدن مسیر امواج نورٰ هنگام ورود به عدسی ٰ تا اندازه ای به طولموج نور بستگی دارد . به همین دلیل ، عدسی شیئی تلسکوپ ٰ رنگها ی مختلف نور را تحت زوایای مختلف کج می کند ، بنابراین تصویر تشکیل شده به وسله تلسکوپی که تنها ازدو عدسی مثبت درست شده ٰ تصویری است که در آن رنگهای مختلف در مکانهای نسبتاً متفاوت کانونی شده اند . در این صورت ، اگر به تصویر ستاره دوردستی نگاه کنیم و چشممان به بخش آبی نور میزان شده باشد . ٰ بخش  قرمز تصویر محو دیده خواهد شد . در تلسکوپ گالیله ای ٰ چنین مسئله ای وجود ندارد ٰ زیرا عدسی منفی چشمی این اثر را تقریبا حذف می کند . اما در تلسکوپ متشکل از عدسیها مثبت ٰ اثر گفته شده خود را نشان  می دهد . این عیب بیراهی رنگی نامیده میشود و محدودیتی جدی در طراحی تلسکوپهای شکستی  ایجاد می کند .

در سالهای دهه 1800 میلادی کشف شد که با استفاده از دو عدسی ساخته شده از دو نوع شیشه متفاوت که خواص شکستی متفاوت دارند ٰ می توان اثر ابیراهی رنگی را به مقدار زیادی کاهش داد .شیئی چنین تلسکوپی مشتکل از یک عدسی مثبت از یک نوع شیشه ٰ و یک عدسی منفی ( با انحنای کم ) از یک نوع شیشه دیگراست که به هم چسبیده اند . عدسی منفی را چنان انتخاب می کنند که نسبت به عدسی مثبت اثر شکستی کمتری داشته باشد         ( یعنی شاخص شکست آن پایین باشد ) .

عدسی منفی تاثیر ناچیز برکج شدن نور می گذارد و از این رو ٰضخامت آن برای تصحیح ابیراهی رنگی کافی است . تلسکوپی که شیئی آناز این نوع است ٰ تلسکوپ آکروماتیک ( بی رنگ یا نافام ) نامیده می شودو عملا تمام تلسکوپهای نجومی نوع شکستی ٰ تلسکوپهای آکروماتیک هستند .

بزرگترین تلسکوپهای شکستی در جهان دارای شیئی هایی به قطر 90 تا 100 سانتیمتر هستند ٰ که چشمیهای آنها در فاصله حدود 12 تا 15 متر از شیئی ٰ در سردیگر یک لوله بسیار دراز قرار گرفته اند بزرگترین تلسکوپ از این نوع در رصد خانه یزکیز ٰ وابسته به داشنگاه شیگاگو ٰ در ویسکانس امریکاقرار دارد که قطر شیئی آن حدود 1 متر ( 40 اینچ ) است . این شیئی آکروماتیک استو رنگهای مختلف نور را تقریباً به طور دقیق در یک کانون گرد می آورد . تلسکوپهای شکستی بزرگتر از این تاکنون ساخته نشده اند ٰزیرا معلوم شده است که شیئی تلسکوپ یرکیز ٰ تقریباًبزرگترین شیئی ای است که عملا میتوان ساخت.

اگر شیئی بزرگتر از این اندازه باشد ٰ وزن شیشه آن سبب می شود که عدسی تاب بر دارد  و به اعوجاج تصویر بینجامد . از طرف دیگر تلسکوپهای بازتابی مشابه یا دارای اندازه ٰبزرگتر از این ٰارزانتر و به راحتی نیز ساخته می شوند .

تلسکوپهای بازتابی

تلسکوپهای بازتابی اساسا‍ً شبیه به تلسکوپهای شکستی هستند . بازتابی انواع گوناگون دارند  که تفاوت آنها در نحوه بیرون آوردن کانون از لوله تلسکوپ است . در نوع نیوتونی ٰ از یک آینه تخت کوچک استفاده می شود که در دهانه لوله تلسکوپ با زاویه 45 درجه قرار دارد . این آینه ٰ پرتوهای نور باز تابیده از آینه شیئی یا اصلی را از یک سمت لوله خارج می کند ، که در انجا می توان با چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر ٰ نور را دریافت و بررسیکرد . این نوع ، ساده ترین و ارزانترین نوع تلسکوپ شکستی است و اغلب اخترشناسان آماتوراز چنین تلسکوپهایی استفاده می کنند . در سراسر جهان چندین هزار عدد از این تلسکوپها وجود دارد و بیشتر در دست کسانی دیده می شود که کاوش ستارگانو سیارات ع سرگرمی آنان  است . 

بزرگترین تلسکوپ نیوتونی جهان ، در رصد خانه مونت ویلسونٰ در کالیفرنیا قرار دارد و قطر آینه آن در حدود 5/2 متر ( 100 اینچ ) است . این رصد خانه درسال 1918 تاسیس شد . ضخامت آینه تلسکوپ مونت ویلسون به 45 سانتیمتر می رسد . این تلسکوپ چنان سنگین است که آن را در درون مخزنی از جیوه شناور ساخته اند تا حرکت یکنواخت و همواری داشته باشد . وزن کل قسمتهای متحرک تلسکوپ 100 اینچی ٰچندین تن است . کانون نیوتونی در انتهای بالایی لوله تلسکوپ واقع است و فاصله آن از کف رصد خانه – هنگامی که تلسکوپ در حالت عمودی قرار دارد – به اندازه ارتفاع یک ساختمان سه طبقه است . اختر شناسان با قرار گرفتن در یک سکوی متحرک که توسط چند کابل از سقف گنبد رصد خانه آویزان است ع خود را به کانون آینه می رسانند .

متداولترین نوع تلسکوپهای بازتابی که امروزه مورد استفاده اند ، با تلسکوپهای نیوتونی تفاوت دارند در این تلسکوپها به جای استفاده از آینه تخت در کانون ، از یک آینه خمیده استفاده می شود که تصوری رابه سوی آینه اصلی باز می تاباند . در این حالت ٰ آینه اصلی ٰ حفره ای در مرکز دارد که نوربازتابیده از آینه خمیده دوم از داخل آن می گذرد و در انتهای تحتانی لوله تلسکوپ کانونی می شود تا به وسیله عدسی چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر بررسی شود . حفره ای که در آینه اصلی ایجاد شده است ، تاثیری بر تصویر اجسام ندارد ، جزآنکه تا حدی مساحت کل آینه را کاهش می دهد . از این رو تصویرنهایی اندکی کم نورتر می شود . همین طور ، آینه دوم که معمولا محدب است ( و در این صورت تلسکوپ را کاسگرنی می نامند چون نخستین سازنده این نوع تلسکوپ یک فرانسوی به نام کاسگرن بود

که در سده هفدهم می زیست ) جلوی بخشی از نور را می گیرد . تلسکوپ کاسگرنی از این جهت بر تلسکوپ نیوتونی برتریدارد که در آن ، تصویر در انتهای تحتانی تلسکوپ تشکیل می شود و به راحتی در اختیار اختر شناس قرار می گیرد . همچنین تجهیز تلسکوپ با ابزارهای کمکی ( مثلا طیفنما) راحت تر است .

نوعسوم تلسکوپهای بازتابی  ، نوع است که در آن آینه دوم به کار نرفته و خود اختر شناس درکانون اصلی ، یعنی در نقطه کانون آینه اصلی در انتهای فوقانی تلسکوپ قرار دارد  می گیرد . این طرح فقط برای تلسکوپهای بسیار بزرگ مناسب است ،زیرا در غیر این صورت محفظه ای که اختر شناسدر آن قرار می گیرد ، جلوی ورود درصدی بیشتری از نور را می گیرد . همه تلسکوپها بزرگ جهان – یعنی تلسکوپ200 اینچی مونت پالومار در آمریکا ، تلسکوپ دارند که اخترشناس در آن جای می گیرد .

تا به کانون اصلی دسترسی داتشه باشد . برای رسیدن به این قفس اختر شناس از طریق نردبان یا آسانسوربالا می رود ، درون قفس قرار می گیرد و همراه با تلسکوپ به سوی جسمی که می خواهدبررسی یا عکسبرداری کند ، به منظور انکه از تیرگی بیشتر ناشی از وجود این قفس جلوگیری شود آن را تا حد ممکن کوچک می سازند .

چهارمین طریق انتقال نقطه کانونی اصلی در تلسکوپهای بازتابی ع طریقه ای است کاملا خاص و نیازمند چندین بازتابنده و آینه اضافی ، آن را کانون می نامند . کوده می نامند . کوده در زبان فراسنوی به معنی زانو  است مزیت این روش آن است که کانون هموراه در کی نقطه  ثابت  است . یک سری اینه در تلسکوپ و در قید های استقرار  آن کانون را به بیرون تلسکوپ منتقل می کنند و آن را به اتاق زیرین گنبد رصد خانه می رسانند . در این صورتمی توان ابزارهای بسیار بزرگ و سنگین را برای تجزیه و تحلیل تصویر به کار برد ، بدون اینکه این ابزارها به تلسکوپ متصل باشند . معمولاً طیف نگارهای بزرگ که حجیمتر و سنگینتراز آنند که همراه با تلسکوپ حرکت کنند ، در اتاقی که دمای آن تحت کنترل است قرار داده می شوند و نور کانونی شده توسط تلسکوپ به این اتاق هدایت می شودتنها تلسکوپهای بسیاربرزگ دارای کانون کوده هستند .کوچکترین تلسکوپ بازتابی دارای کانون کوده به ناسا تعلق دارد و در کالیفرنیا واقع است . قطر آینه اصلی این تلسکوپ 24 اینچ است و تلسکوپ مخصوصا‍ برای مطالعات طیفنمایی سیارات پر نور طراحی شده است . 

 

 

بیشتر تلسکوپهای بسیار بزرگ جهان که کانون کوده دارند ، چنان طراحی شده اند که با تغییر دادن چند آینه می توان آنها را به صورت کاسگرن یا کانون اصلی در آورد .

 تلسکوپهای بازتابی ، کاملا آکروماتیک هستند ، تمام رنگهای نور از سطح آینه ، تحت زاویای یکسانبازتابیده می شوند . از اینرو در این تلسکوپها خطای رنگ ، که از معایب تلسکوپهای شکستی است ، وجود ندارد . با وجود این محدودیتی در میدان دید این تلسکوپهاوجود دارد . تصویرٰ در کناره های میدان مورد مشاهده ، اعوجاج پیدا می کند . این اعوجاج که کما نامیده می شود ، ناشی از این امر است که نور لبه های میدان، با هم در یک کانون گرد نمی آید . عدسیهای تصحیح کننده که آکروماتیک هستند ٰ برای تصحیح خطای کما به طور موثری به کار می آيند.

بهترین نمونه این روش ، به توسط برنارد اشمیت در سال 1930 تکمیل شد. او یک عدسی بسیار نازک تصحیح کننده ٰکه دقیقاً برای تصحیح ابیراهی کروی آینه اصلی انحنا یافته بود . در انتهای فوقانی تلسکوپ بازتابی قرار داد . طرح اشمیت عمدتا‍ در تلسکوپهای عسکبرداری بسیار بزرگ به کار می رود . این تلسکوپها را معمولا دوربین اشمیت می نامند و با آنها عکسبرداری سریع از بخشهای بزرگ از آسمان به راحتی امکان پذیر است ٰ بزرگترین تلسکوپ اشمیت ، با آینه ای به قطر 52 اینچ در آلمان فدرال قرار دارد .

توان درشتنمایی

سه مشخصه که تلسکوپ را وسیله سودمند در اختر شناسی می سازند عبارتند از توانایی بزرگ کردن اندازه ظاهری یک جسم دوردست ( توان درشتنمایی ) توانایی نورانیتر نشان دادن اجسام  ( توان گرد آوری نور )و توانایی مشخص کردن نمودها کوچک مقیاس در اجسام دور ( توان تفکیک در شتنمایی تلسکوپ به میزان کج شدن نور در عدسی شیئی آن بستگی دارد . این را میتوان از میزان انحنای عدسی به دست آورد ، یا به طور مرسوم از فاصله ای که عدسیدر آن فاصله تصویر را تشکیل را میدهد (که به آنفاصله کانونی می گویند ) اگر انحنای سطوح عدسی کم باشد ٰ فاصله کانونی بیشتر است . برای مثال ،اگر عدسی اصلا‍ انحنا نداشته باشد ٰ یعنی درواقع تکه شیشه ای تخت باشد . هیچ تصویری تشکیل نمی شود . در این صورت فاصله کانونی بی نهایت است از طرف دیگر ، اگر انحنای عدسی خیلی زیاد باشد ، تصویر در فاصله بسیار کوتاهی از  از آن تشکیل می شودو در نتیجه ،فاصله کانونی آن کوتاه است . به منظور رسیدن به درشتنمایی زیاد ،تلسکوپ باید کاری کند که چشم ،جسم مورد نظر را  تحت زاویه بزرگتریببیند . با استفاده از یک چشمی پرتوان ( یعنی با فاصله کانونی کوتاه ) می توان به این هدف رسید . اما باید فاصله کانونی عدسی شیئی نیز نسبتاً بزرگ باشد . وقتی که فاصله کانونی شیئی بزرگ باشد ، تصویر جسم را تحت زاویه کوچکتری ایجاد می کند . اگر چشمی و شیئی فاصله کانونی یکسانی داشته باشند ، آنگاه شیئی نور را به مقداری معین کج میکند و چشمی نیز به همان مقدار نور را باز می کند . نتیجه آن می شود که تلسکوپ اصلاً درشتنمایی نداشته باشد . برای دست یافتن به حداکثر درشتنمایی ، فاصله کانون شیئی تلسکوپ باید تا حد ممکن بلند و فاصله کانونی چشمی تا حد ممکن کوتاه باشد.

تلسکوپی که فاصله کا نونیشیئی آن 100 سانتیمتر و فاصله کانونی چشمی آن 1 سانتیمتر باشد، دارای درشتنمایی 100 است . هنگام رصد کهکشانهای دوردست با تلسکوپ 200 اینچی مونت پالومار که فاصله کانونی آینه اصلی آن 700 اینچ، معادل 1764 سانتیمتر است ) از عدسی چشمی ای با فاصله کانونی 1 اینچ ( 5/2 سانیتمتر ) استفاده می کنند . در انی صورت ، درشتنمایی تلسکوپ به 700 می رسد . برای محاسبه توان درشتنمایی هر تلسکوپ کافی است که فاصله کانونی شیئی را برفاصله کانونی چشمی تقسیم کنیم .

توان درشتنمایی ،لزوما‍  مهمترین توان تلسکوپ نیست . اصولا ساختن تلسکوپی با توان درشتنمایی تلسکوپ مونت پالومار ، حتی برای یک دانش آموز امکان پذیر است . کافی است که یک عدسی شیئی مثلا به قطر 3 اینچ و فاصله کانونی 700 اینچ بخریم یا بسازیم و آن رادر سر یک لوله 700 اینچی نصب کنیم اگر یک عدسی چشمی با فاصله کانونی 1 اینچ در سر دیگر لوله قرار دهیم و سپس به ماه نگاه کنیم، تصویر ماه را 700 بار درشتر می بینیم . اما مشکلات زیادی در سر راه این کار وجود دارد که کاربرئ عملی چنین تلسکوپهای را ناممکن میکند . حتی اگر بتوانیم لوله این تلسکوپ را به خوبی بسازیم و اثر چرخش زمین به دور محورش را حذف کنیم ( یعنی لوله تلسکوب را در خلاف جهت چرخش زمین جابه جا کنیم تا میدان دید در اثر چرخش زمین تغییر نکند بزرگترین مایه یاس نورانیت تصویری است که ازتلسکوپ می بینیم . در تلسکوپی که قطر شیئی آن بسیار کم اما فاصله کانونی آن بسیار زیاد است ٰ تصویر ایجاد شده چنان کم نور است که اصلاً قابل مقایسه با تصویر ایجاد شده در تلسکوپ 200 اینچی نیست . این واقعیت را با آوردن مثال دیگری بهتر می توان فهمید. فرض کنید که تلسکوپی ساخته  شده است که قطر شیئی آن به همان اندازه بسیار زیاد باشد  مثلا اجسام را 700 بار بزرگ نشان دهد ، چشم از طریق آن بهمان اندازه نور دریافت می کند که بدون استفاده از آن . اما در این حالت ٰ نور به چنان درشتنمایی می رسد که بخش بسیار بزرگی از میدان دید ظاهری را در بر می گیرد ، یعنی مساحت میدان دید 700 بار بیشتر از میدان دید بدون تلسکوپ است . بنابراین ، اگر با این تلسکوپ به ماه نگاه کنیم ، تصویر ماه 000/500 بار کم نورت از تصویری است که بدون تلسکوپ می بینیم . با چنین کاهشی در  نورانیت اصلا گمان نمی رود که تصویری دیده شود .

چون اختر شناسان با اجسام دور و بسیار کم نور سر وکار داریم ، استفاده از تلسکوپهای که توان گرد آوری نور آنها تا حد ممکن زیاد باشد ، بسیار مهم است . توان گرد آورینور از روی مقدار نوری که از اجسام دور دست می رسد  تعیین میشود و به مساحت شیئی تلسکوپ بستگی دارد .

برای مقایسه توان گرد آوری نور در تلسکوپهایی با اندازه مختلف ، مساحت شیئی های آنها را مقایسه می کنیم . به عبارت دیگر توان دوم قطر شیئی آنها را مورد مقایسه قرار می دهیم . برای مثال  توان گرد اوری نور تلسکوپ 200 اینچی در مقایسه  با یک تلسکوپ 3 اینچی  4000 بار بیشتر است ، زیرا 4000 =3 :   200   یعنی اینکه اخترشناسان با تلسکوپ 200 اینچی ، تصویر یک جسم را 4000 بار نوانتیر از تصویری می بیند که تلسکوپ 3 اینچی ایجاد می کند . بیشتر اجسام کیهانی در فواصل بسیار دوردستی قرار دارند که بدون استفاده از تلسکوپهای بزرگ نمی توان آنها را رصد کرد . به همین دلیل است  که اختر شناسان  سعی می کنند تلسکوپهای بسیازند که شیئی های آنها تا حد ممکن بزرگ است .

توان تفکیک

سومین توان تلسکوپ که اهمیت زیادی در اخترشناسی دارد ، توان تفکیک است . سه اثر عمده توان تفکیک را محدود می کنند . اولین آنها کیفیت عدسی یا آینه است . وجود عیب در شکل یا نحوه صیقل دادن قطعات نوری تلسکوپ سبب اعوجاج تصویر و کاهش توان تفکیکموثر تلسکوپ می شود . اگر با تلسکوپیکه چنین عیبی دارد به قسمت کوچکی از ماه ٰ مثلا یه یک گودال ، نگاه کنیم ، آن را محو و شاید غیر قابل تشخیص ببینیم . در حالی که همین گودال ماه با یک تلسکوپ بی عیب به خوبی دیده می شود . تلسکوپهای حرفه ای نجومی ، قطعات نوری تقریباً کاملی دارند واز این رو در آنها محدودیتی از این نظر وجود ندارد . در مواردی استثنایی مثلا در شبی سرد بعد ازیک روز گرم ، به علت تغییر سریع دما ؛شکل تلسکوپ اندکیاعوجاج پیدا می کند . اختر شناسان به ویِژه نگران چنین آثاریهستند مواظبند که از بروز آنها پیشگیری کنند . خنک کردن محوطه تلسکوپ ، ساختن آینه تلسکوپ ها از موارد بخصوصیکه در اثر تغییر دما تغییر شکل بسیار ناچیز دارند ( مثلا پیرکس ) و گشودن دریچه گنبد رصد خانه بلافاصله بعد از غروب آفتاب و تعدیل دمای رصد خانه از جمله اقدامات پیشگیری کننده است تلاطم جوی برر فراز رصد خانه ، دومین عاملی است که توان تفکیک تلسکوپ را محدود می کند . البته چنین محدودیتی در تلسکوپهاواقع بر ایستگاهها ی فضایی وجود ندارد ،اما در درصد خانه های زمین مهمترین عامل محدوده کننده  توان تفکیک تلسکوپ های بزرگ  است . به سبب اختلاف دما و حرکتها تلاطمی  هوا ، هم در نزدیکی سطح زمین و هم در ارتفاعات بالا ، حرکتهای در جو پدید می آید  که تصویر ایجاد شده در تلسکوپ را ، به ویژه هنگام استفاده از درشتنمایی های زیاد ، محومی کند . هرکس که ماه را ، با تلسکوپی که توان درشتنمایی زیادی دارد ، نگاه کرده باشد با این مسئله آشناست . اغلب تصویر ماه به آرامی می رقصدو در نتیجه جزیئات آن به طور نامشخص دیده می شود . این حالت ع در شبهای مختلف به طور متفاوتی بروز می کند ، گاه تصویری تقریبا ثابت  و کامل  می توان به دست آورد  و گاه تصویری بسیاربد. اختر شناسان این شرایط جوی رصد خانه را دید می نامند و حل مسائل نجومی بسیار مهمی در گروه میسر شدن دید مطلوب است .  رصد خانه های معینی در جهان وجود دارند که دید آنها بهتر از رصد خانه های دیگر است . از میان بهترین آنها دو رصد خانه را می توان نام برد : رصد خانه شیلی ( که مشترکا توسط ایالات متحد امریکا و شیلی در ارتفاع 2400 متری دامنه های آند در سرو تولولو ،در شیلی ساخته شده )و رصد خانه مونت کی که توسط دانشگاهها وایی ارتفاع 4100 متری کوه آتشفشانی کی بنا شده است ) در رصدخانه ای که دید متوسط دارد ، مشاهده جزئیات تصویر به حدود 2 ثانیه قوسی محدود می شود .این معادل است با اندازه زاویه ای یک سکه 5 ریالی که بدون تلسکوپ از فاصله 3 کیلومتری مشاهده شود .

سومین عامل محدوده کننده توان تفکیک تلسکوپ را باید در ماهیت نور جست . چون نور از بعضی جهات خواص موج را دارد ، در کناره های محیطی که از آن یگذرد ، - مانند امواج آب ، می شکند . اینپدیده را تفرق یا پراش می گویند  که در تلسکوپ سبب محدودیت وضوح تصویر می شود . و به قطر شیئی تلسکوپ و طول موج نور بستگی دارد . به سبب این محدودیت ، تلسکوپهای با دهانه بزرگ ، در نوری با طول موج کوتاهتر فواصل کوچکتری را می توانند تفکیک کنند . به طور نظری ، یک تلسکوپ 5 اینچی می تواند دو ستاره را که در فاصله 1 ثانیه قوسی  از هم قرار دارند ، تفکیک کند ، در حالی که توان تفکیک نظری تلسکوپ 200 اینچی 5 400   بار بیشتر است ( معادل 25٪ ثانیه قوسی ) این ارقام در مورد نور مرئی است . اما در نور فرابنفش فواصل کوچکتر از این را هم میتوان تفکیک کرد . حال اگر همین دو ستاره را در طول موجهای بلندتر ، مثلا درنور قرمزیا فروسرخ بررسی کنیم ، توان تفکیک کاهش می یابد و به زحمتم یتوان آنها را از هم تمیز داد . در مورد امواج رادیویی که طول موجشان میلیونها برابر طول موج نور مرئی است ، توان تفکیک    از هم فاصله دارند .

تلسکوپ رادیوی

تلسکوپهای مورد استفاددر اختر شناسی رادیویی و تلسکوپهای نوری اساس مشابهی دارند ، اما شکل آنها متفاوت است . طرح مناسب یک تلسکوپ رادیویی بستگی زیادی به طول موجهای مورد مطالعه دارد و تلسکوپ رادیویی که برای مطالعه طول موج های کوتاهتر ( در حدود میلیمتر ) ساخته م یشود از ، نظر شکل به تلسکوپهای بزرگ نوری شبیه است . این تلسکو پها ، به دولیل ، بزرگتر ساخته می شوند .

نخست به دلیل اینکه طول موج مورد مطالعه  نسبتاً  بلند است (1 یک هزارم متر به جای 5 ده میلیونیم متر ) لزومی ندارد  که همچون تلسکوپهای نوری بسیار دقیق و دارای سطوح کاملا پایدار باشند . برای طول موجهای میلیمتری می توان از صفحات فلزیی استفاده کرد کهسطح کاملا صیقل خورده  ندارند و سنگین هم نیستند . دلیل دوم بزرگی تلسکوپهای رادیویی ایناست که توان تفکیک این نوع تلسکوپه بسیار ناچیز است . یک تلسکوپ نوری 200 اینچی میتواند  یک سکه 5 ریالی راغ ( در شرایط مناسب ) از فاصله 15 کیلومتری تشخیص دهد ،اما تلسکوپ  رادیویی 200 اینچی از همین فاصله ، قادر به تشخیص یک زمین فوتبال نیست . اختر شناسان در تلاشند که بزرگترین رادیویی ، تجهیزات مکانیکی و پایه های مناسب آنها را بسازند . در تلسکوپهای رادیویی موج کوتاه ، قطر آینه گرد آورنده معمولا بیشتر از 10 متر است . این مقدار بزرگتر از قطر بزرگترین تلسکوپهای نوری جهان است .

در تلسکوپهای رادیویی ، که از آینه ای مشابه آینه های بازتابگر استفاده می شود ، نورسنج یا عدسی چشمی در کانون اصلی آینه قرار ندارد ، بلکه یک گیرنده رادیویی وجود دارد که سیگنالهای رادیوییرا می گیرد و آنها را با سیم به دستگا ههای  مختلف انتقال می دهد تا تجزیه و تحلیل شوند  بیشتر تلسکوپهای رادیویی جدید  قادرند که به طور همزمان طول موجهای تابش مختلفی را دریافت و تجزیه و تحلیل کنند و بیشترین بازده را داشته باشند . بسیاری از تلسکوپهای رادیویی استقرار معدالنهار دارند ، اما این روش استقرار ، برای تعداد از بزرگترین آنها ( با قطر 70 تا 100 متر ) مناسب نیست  و بنابراین تلسکوپهای رادیویی بسیار بزرگ به روش سمت ارتفاعی مستقر شده اند .

مسئله تفکیک در طول موجهای بلند ، مسئله ای بسیار جدی است . اخترشناسان    رادیویی برای حل این مشکل چندین تلسکوپ را در مساحتی تا حد ممکن بزرگ ، به ترتیب خاص برپا می کنند . چنین آرایه هایی را تداخلسنج می نامند . اگر چندین تلسکوپ رادیویی به طور همزمان سیگنالهای را دریافت کنند و این سیگنالها به طور همزمان تجزیه و تحلیل شوند ٰ توان  تفکیک زیادی به دست می آید .   

در بزرگترین آرایه هعای دائمی ، تلسکوپهای رادیویی به فاصله چند کیلو متر از هم قرار داده می شوند . اما اخیرا اختر شناسان به روشی روی آورده اند که در آن دو تلسکوپ رادیویی در فاصله هزاران کیلو متر از هم ، به طورهمزمان ، به رصد می پردازند و سیگنالهای دریافت شده مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرد  این روش مه تداخلسنجی بین المللی نامیده می شود توان تفکیکی در طول موجها رادیویی به دست می دهد که ده تا صد بار بهتر از توان تفکیک  در طول موجهای نوری است . به عنوان مثال ، رصد منابع رادیویی پرتوانی که کوازار نام دارند توسط تلسکوپهای رادیویی واقع در کالیفرنیا و استرالیا به طور همزمان انجام شده است .

تصویری که تلسکوپهای رادیویی از آسمان تهیه می کنند شباهتی به تصویر های حاصل از تلسکوپهای نوری ندارد . این تلسکوپهای به نقطه ای از آسمان نشان میروند و شدن سیگنالها را در طول موجهای مختلف اندازه گیری می کنند . با حرکت آرام تلسکوپ رادیویی نسبت به یک جسم آسمانی ، تصویر رادیویی آن ( به قیاس تصویری نوری ) به دست می آید . سپس ، اختر شناسان رادیویی ، این تصویر را برحسب انرژی گسیل شده در طول موجهای مختلف از نقاط مختلف ، تجزیه و تحلیل می کنند .

 

 

        

سالم

ببخشید که دیر به دیر آبدیت می کنم

امروزم مطلب جدید ندارم فقط اومدم تولد حضرت مهدی رو به همه تبریک بگم

این رز بزرگ بر همه مبارک

فضای بین ستاره ای

در این پست در مورد فضای بین ستاره ای و فعل و انفعالاتی که در این فضا ها وجود دارد می خواهم صحبت کنم
ستاره هنگامی متولد می شود که مواد و شرایط مناسب برای تشکیل آن فراهم شود حال اینکه چه واکنشهایی و چه شرایطی باید وجود داشته باشند تا ستارگان بزرگی و خرد بوجود بیایند؟
بطور کلی بخش وسیعی از ماده ی میان ستاره ای را گرد و غبار تشکیل می دهند که غالبا به شکل ابر هایی چگال هستند , هیدروژن فراوان ترین عنصر جهان است بیشترین بخش گاز میان ستاره ای را نیز تشکیل می دهد و آن را به سه شکل می توان یافت : اتمهای خنثی  ,  مولکول و اتمهای یونیزه

هیدروژن خنثی

با تلسکوپ های نوری رویت هیدروژن خنثی امکان پذیر نیست به همین دلیل سال ها مشاهده ی آن ممکن نبود تا اینکه در سال 1944 میلادی اختر شناس آلمانی به نام اچ سی وان دهولست با محاسبه نشان داد اتمهای هیدروژن می توانند امواج رادیویی به طول موج 21 سانتی از خود گسیل کنند .
محاسبات او نشان می داد  هنگامی که اگر الکترون به تراز انرژی بالاتری برود هنگام بازگشت به تراز انرژی پایین تر مقداری از انرژی خود را از دست می دهد به خاطر اینکه ساده و راحت ترین شیوه برای از دست دادن انرژی ساطع کردن آن به شکل نور است  ما نیز این نور را می توانیم دریافت کنیم
بعداز مدتی دانشمندان به ویژگی دیگری در اتم پی بردند که اسپین بود
الکترون و پروتون هم می توانند در یک سو بچرخند و هم در خلاف جهت هم ولی پایداری اتم در حالتی بیشتر است که راستای اسپین الکترون خلاف اسپین پروتون باشد از این رو اگر به دلایلی راستای اسپین هر دو در یک سو شود اتم نا پایدار شده و الکترون می خواهد راستای اسپین خود را عوض کند در این روند مقدار کمی انرؤی آزاد و گسیل می شود . به دلیل نا چیز بودن این انرژی طول موج آن بلند است .

هیدروژن مولکولی

یکی از مهمترین یافته های بشر در مورد فضای بین ستاره ای یافتن مولکول دوتایی هیدروژن بوده است
بین دو اتم هیدروژن  پیوند  ضعیف هیدروژنی برقرار است و این مولکول نمی تواند در ستارگان وجود داشته باشد زیرا  دمای زیاد  سبب شکسته شدن این پیوند و فاصله گرفتن اتم ها از هم می شود
نمود های مرئی طیف مولکول هیدروژن در بخش فرو سرخی طیف قرار دارند و در طول موجهایی است که جو  زمین به کلی از ورود آنها جلوگیری می کند از این رو آشکار سازی آنها توسط رصد خانه های زمینی به کلی امکان پذیر نیست .  تنها تلسکوپ های مستقر در فضا می توانند تمرکز هیدروژن بین ستاره ای را اندازه گیری کنند.نخستین آشکار سازی توسط ماهواره ی کپرنیک در سال 1972 انجام شد و معلوم شد در نواحی غبار آلود فضا تمرکز عظیمی از مولکولهای هیدروژن وجود دارد

هیدروژن بر انگیخته و یونییده

برخی از اتمهای هیدروژن درآنن    که چگالی هیدروژن خنثی بیشتر است تابشهای نوری گسیل می کنند معمولا این ابر های گازی داغ تر از محیط عمومی میان ستاره ای هستندزیرا میان آنها یک یا چند ستاره ی داغ وجود دارد
طبق قوانین تابش جسم سیاه ستارگان با دمای بالا بیشتر تابش خود را بصورت امواج پر انرژی و با طول موج کوتاه گسیل می کنند این تابش نیز عموما گازهای اطراف را گرم می کند و دمای آنها را تا 80000 کلوین بالا می برد اتمهای هیدروژن که در این حالت دمای بسیاری کسب کرده اند یونیده می شوند
وقتی اتم یونیده می شود ابن کار سبب گسیل شدن نور توسط اتم می شود زیرا در این حالت با پایین آمدن سطح انرژی اتم هنگام بازگشت به تراز پایین تر نور از اتم گسیل می شود .
این نور گسیل شده در محذوذه ی نور مرئی قابل رویت است و به همین دلیل بر روی سطح زمین می توان آن را به کمک تلسکوپ تفکیک کرد .

اختر شناسان بخش های قابل رویت نواحی گازی را نواحی H l l  و ابر های هیدروژن خنثی را H l  می نامند . گفتنی است که نواحی  H l l  حدود 15 سال نوری درازا و جرمی معادل چند صد برابر جرم خورشید را دارا می باشند .

 

سلام به همه ی دوستداران آسمون

به سلامتی و میمند امتحانات رو گند زدم و اومدم

امروز کلی عکس خوب آوردم  :

یکی از دوستانم ۱سوال پرسید از من و گفت نجوم رو چرا دوست داری!؟ جوابش رو با این عکس میدم

 

سطح زحل:

 

 

 

 

 منبع عکس ها: nasa.gov

سلام به همه دوستان

به نظرم بی معرفتی اومد که بدون خداحافظی ۱مدت نباشم و برم

امتحانات فردا  چهرشنبه ۱ خرداد ساعت ۸ صبح شروع میشه و یه مدت مجبورم نیام نت و آپدیت نکنم

پس

تا ۲۵ام...

http://new.petitiononline.com/sos02082/petition.html   خلیج فارس یادتون نره ! مال ماست !

فرضيه سياهچاله حتي در ميان شگفت انگيزترين پيشرفت هاي اخير اختر فیزیک نظري موقعيت برجسته اي دارد. قرن بيستم زماني بود كه كشفيات خارق العاده در  فیزیک و اختر شناسي همواره به كشفيات ديگري كه خارق العاده تر بودند، منجر گرديده است. در عين حال آنها دوره ديگري را در گسترش علوم طبیعی مشخص مي سازند. تعداد كمي از اين كشفيات از نظر جذابيت با فرضيه سياهچاله‌ها قابل قياس هستند. چنين عجيب به نظر مي آيد كه در فضا سوراخ و در سوراخ سياهچاله ها وجود داشته باشند ! طبق نظريه نسبيت عام ،  نیرو  های گرانشیاز خواص فضا هستند. مسئله قابل توجه فقط اين نيست كه جسمي در فضا وجود دارد بلكه اين جسم مشخص كننده هندسه فضاي اطرافش مي باشد. انيشتين در اين مورد مي گويد: هميشه عقيده بر اين بوده اگر تمام ماده جهان معلوم شود، زمان و فضا باقي مي مانند، در حالي كه نظريه نسبيت تاكيد مي كند كه زمان و فضا نيز همراه با ماده نابود مي گردند. بنابراين ، جرم با فضا ارتباط دارد. هر جسمي باعث مي شود كه فضاي اطرافش انحنا پيدا كند. ما به سختي متوجه چنين انحنايي در زندگي خود مي شويم، زيرا با جرم هاي نسبتا كوچكي سروكار داريم. ولي در  میدان های گرانشی خیلی قوی ، مقدار انحنا ممكن است قابل توجه باشد. تعدادي از رويدادهايي كه اخيرا در فضا مشاهده شده اند، نشان مي دهند كه احتمال تمركز مقادير جرم در بخش هاي كوچكي از فضا وجود دارد. 1.تاريخچه

مفهوم جسمي بسيار پرجرم كه حتي نور نيز نمي تواند از آن بگريزد نخستين بار در سال 1783 توسط يك جغرافي دان انگليسي به نام جان ميشل ارائه شد. در آن زمان، تئوري نيوتني گرانش و مفهوم سرعت گريز شناخته شده بود. ميشل حساب كرد كه اگر اندازه جسمي 500 برابر شعاع خورشيد باشد و چگالي اي برابر با چگالي خورشيد داشته باشد، سرعت گريز برابر با سرعت نور خواهد بود و در نتيجه اين جسم غير قابل مشاهده مي باشد. به گفته خودش:
اگر نيم-قطر كره اي با چگالي مشابه خورشيد 500 برابر نيم-قطر خورشيد شود، جسمي كه از ارتفاع نامحدودي به سمت سطح آن مي افتد سرعتي بيشتر از سرعت نور خواهد داشت و اگر نوري از آن گسيل شود، به سرعت به سمت خودش جذب ميشود.

با اينكه ميشل فكر ميكرد اين پديده غير معقول است، اما در هر حال او اولين كسي است كه احتمال وجود اجسام نامرئي در كيهان را مد نظر قرار داد.

اگر ماده اي با جرم معين به اندازه اي متراكم شود كه به حجم كوچكي تبديل گردد و آن حجم براي چنين ماده‌اي بحراني باشد، ماده تحت تاثير گرانش خود شروع به انقباض مي نمايد. با انقباض بيشتر ماده ، فاجعه گرانشي گسترش مي‌يابد و آنچه كه فرو ريختن گرانشي ناميده مي شود، آغاز مي گردد. تمركز ماده در اين فرآيند افزايش مي يابد و طبق نظريه نسبيت ، انحناي فضا نيز به تدريج بيشتر مي گردد.
سرانجام لحظه اي فرا مي رسد كه هيچ پرتوئي از نور، ذره و نشانه فيزيكي ديگر نمي تواند از اين قسمت كه دچار فروريختن جرم شده ، خارج گردد. اين جسم به عنوان سياهچاله شناخته شده است. شعاع جسم در حال فرو ريختن كه به يك سياهچاله تبديل مي گردد، شعاع گرانشي ناميده مي شود. اين شعاع براي جرم خورشيد سه كيلومتر و براي جرم زمين 9/0 سانتي متر است.

در سال 1796، رياضي دان فرانسوي پير سيمون لاپلاس همين ايده را در ويرايش اول و دوم كتاب خود، آشكار سازي سيستم جهان (Exposition du Systeme du Monde) ارتقاء داد؛ كه البته در ويرايش هاي بعدي اين كتاب اثري از آن به چشم نمي خورد. در قرن نوزدهم به اين موضوع توجه زيادي نشد، زيرا در آن زمان نور را موجي بدون جرم در نظر ميگرفتند كه تاثيري از گرانش نمي پذيرفت.
در سال 1915، آينشتاين نظريه گرانشي خود را كه نسبيت عام نام گرفت منتشر كرد. او پيش از اين نيز نشان داده بود كه گرانش بر نور تاثير ميگذارد. چند ماه بعد، كارل شوارتزشيلد راه حلي براي ميدان گرانشي جرم نقطه اي ارائه دادو به اين وسيله نشان داد چيزي كه ما امروزه آن را سياهچاله مي ناميم از لحاظ نظري امكان وجود دارد.در حال حاضر شعاع شوارتزشيلد به عنوان شعاع افق رويداد يك سياهچاله غير چرخشي شناخته ميشود، اما در زماني كه او اين شعاع را معرفي كرد،به خوبي مورد درك و فهم قرار نگرفت. شوارتزشيلد خودش هم فكر ميكرد اين موضوع فيزيكي نيست.
در دهه 1920، چاندراسخار متوجه شد كه نظريه نسبيت خاص پيش بيني ميكند اگر جسمي كه از خود تابشي نميكند، بيش از 1.44 برابر جرم خورشيد جرم داشته باشد بر اثر گرانش مركز در خودش ريزش ميكند . عاملي هم كه بتواند جلوي چنين اتفاقي را بگيرد تا آن زمان شناخته شده نبود. كشف او با مخالفت شديد آرتور ادينگتون مواجه شد. او اعتقاد داشت كه قطعا"‌چيزي باعث ميشود كه فرو-ريزش ستاره متوقف شود. هر دوي آنها درست ميگفتند، زيرا كوتوله سفيدي كه از حد چاندراسخار (1.44 برابر جرم خورشيد) بيشتر جرم داشته باشد تبديل به ستاره نتروني ميشود. اما خود ستاره نوتروني هم اگر بيش از 3 برابر خورشيد جرم داشته باشد به فرو-ريزش خود ادامه ميدهد.
در سال 1939، رابرت اوپنهايمر و اشنايدر پيش بيني كردند كه ستاره هاي پرجرم ميتوانند دستخوش يك فرو-ريزش گرانشي شديد شوند. سياهچاله ها ميتوانستند در حقيقت وجود داشته باشند. اين اجسام در ابتدا براي مدتي با عنوان ستاره هاي يخ زده ناميده ميشدند؛زيرا مشاهده ها نشان ميدادند كه فرو-ريزش به سرعت آرام ميشود و در نزديكي شعاع شوارتزشيلد طيف آنها يه شدت به سمت قرمز متمايل ميشد. محاسبات رياضي نشان دادند كه يك ناظر بيروني سطح ستاره راه هنگامي كه از شعاع شوارتزشيلد عبور ميكند، يخ زده مشاهده ميكند. اين اجسام فرضي تا اواخر دهه 1960 مورد توجه و علاقه زيادي وقع نشدند. بيشتر فيزيكدانها بر اين باور بودند كه سياه چاله ها نتيجه عجيب و غريبي از راه حل بسيار متقارن و ايده ئال شوارتزشيلد هستند و اجسامي كه در خودشان فرو ميريزند در طبيعت تشكيل يك سياهچاله نميدهند.
توجه به سياهچاله ها دوباره در سال 1967 به علت تجربه ها و نظريه هاي جديد برانگيخته شد. استيون هاوكينگ و راجر پنروز اثبات كردند كه سياه چاله ها يك نتيجه كلي از نظريه گرانشي آينشتاين هستند و نميتوان آنها را فقط به چشم اجسامي كه در خود ريزش ميكنند نگاه كرد. پس از كشف پالسار ها توجه ها در محافل نجومي بار ديگر به سياهچاله ها جذب شد. در مدت كوتاهي پس از اين واقعه، جان ويلر (John Wheeler) براي اولين بار از اصطلاح سياه چاله استفاده كرد. اجسام قديمي تري كه ميشل و لاپلاس توصيف كرده بودند بيشتر اوقات با عنوان "ستاره هاي تاريك" شناخته ميشوند تا از سياهچاله هاي نسيبت عام تمايز داده شوند.

اگر خورشيد در اثر انقباض به كره‌اي با شعاع سه كيلومتر تبديل شود، به صورت يك سياهچاله در مي آيد.گرانش در سطح جسمي كه شعاعش با شعاع گرانشي جرم آن برابر مي باشد، فوق‌العاده شديد است. براي غلبه بر نيروي گرانشي لازم است سرعت فرار افزايش يابد، كه مقدار آن بيشتر از سرعت نورمي باشد. طبق نظریه نسبیت خاص كه اكنون قابل قبول است، در جهان هيچ چيز نمي تواند با سرعت بيشتر از سرعت نور حركت كند. به همين دليل سياهچاله ها اجازه نمي دهند هر چيزي از آنها خارج گردد. از سوي ديگر ، سياهچاله مي تواند ماده را از فضاي اطراف به درون خود ببلعد و بزرگتر شود. براي توضيح تمام پديده هايي كه مربوط به سياهچاله مي شوند، فرضيه عام نسبيت لازم مي باشد. بر اساس اين نظريه ، گذشت زمان در ميدان گرانشي قوي آهسته مي باشد. براي ناظري كه در خارج سياهچاله قرار دارد، افتادن يك جسم به درون سياهچاله مدت طولاني متوقف مي گردد. در چنين حالتي ناظر فرضي در ارتبط با عمل انقباض واقعا تصوير كاملا متفاوتي را مشاهده خواهد نمود. ناظر در حالي كه در ظرف مدت محدودي به شعاع گرانشي مي رسد، سقوطش ادامه مي يابد، تا آنكه به مركز سياهچاله برسد. ماده در حال فروريختن ، پس از گذشتن از شعاع گرانش به انقباض ادامه مي دهد. طبق اختر فيزيك نظري جديد ممكن است سياهچاله ها مرحله پاياني  زندگی ستارگان جسيم باشند. مادامي كه يك منبع انرژي در ناحيه مركزي ستاره فعاليت مي نمايد، درجات حرارت بالا باعث انبساط گاز و جدا شدن لايه هاي بالائي آن مي شود. در عين حال ، نيروي گرانشي عظيم ستاره اين لايه ها را به سوي مركز مي كشاند. پس از آن كه سوخت تامين كننده واكنش‌هاي هسته‌اي به مصرف رسيد، درجه حرارت در ناحيه مركزي ستاره به تدريج پايين مي آيد. در اين مرحله تعادل ستاره به هم مي خورد و ستاره تحت تاثير نیروی گرانشی  خود منقبض مي گردد. تكامل و تغيير بيشتر آن به جرمش بستگي دارد. طبق محاسبات اگر جرم ستاره سه تا پنج برابر جرم خورشيد باشد، مرحله پاياني انقباض آن ممكن است باعث فروريختن گرانشي و تشكيل سياهچاله گردد. 2.تبديل ستاره به سياهچاله

ستاره ها زماني پديد مي آيند كه ابري فوق العاده بزرگ از غبارهاي كيهاني و هيدروژن در زير بار گرانش خود فشرده شوند . در اين صورت گرانش به همراه افزايش چگالي فزوني مي يابد و بدين ترتيب فضا – زمان خميده و خميده تر مي شود . پس از مدتي گاز هيروژن در هسته متراكم مي شود و در اين تراكم شديد اتم ها با يك ديگر برخورد مي كنند و دماي آن ها رفته رفته افزايش مي يابد . زماني كه دماي هسته به 10 ميليون درجه رسيد ، پروتون هاي هيدروژن در پي واكنش هاي زنجيره اي هم جوشي هسته اي به هليوم تبديل مي شوند . در هنگام اين واكنش ها مقداري از جرم نا پديد مي شود كه تبديل به انرژي و امواج الكترومغناطيسي همچون نور مي شوند . در اين صورت يك جسم كه همچون يك لامپ غول پيكر كيهاني است پديد آمده است و اين آغاز زندگي يك ستاره است . هر ستاره اي كه ما در آسمان مشاهده مي كنيم در هسته اش واكنش هاي عظيم هم جوشي رخ داده است تا اين نور توليد شود و به ما برسد .

وقتي يك ستاره در حال سوختن است، انرژي ناشي از واكنش هاي هسته اي ضمن افزايش فشار گاز، موجبات توازن گرانشي را فراهم مي آورد و وقتي سوخت ستاره تمام مي شود، ديگر گرمايي براي خنثي كردن نيروي گرانشي و حفظ توازن باقي نمي ماند. مقدار جرم ستاره, تعيين كنندة سرنوشت آن پس از مرگش خواهد بود. پس از اتمام سوخت ستاره، نيروي جاذب گرانشي باعث كوچك شدن ابعاد آن مي گردد. در ستارگاني با اندازة مشابه خورشيد و جرمي تا حدود 4/1 جرم خورشيد، انبوه الكترونهاي محصور در ستاره، طبق اصل طرد پاولي انقباض گرانشي را متوقف كرده و كوتوله سفيدي كه از گرماي باقيمانده مشتعل و تابان است، (با چگالي حدود^{2 10 تا gr/cm3107) تشكيل مي شود. تقريبا 99 درصد از ستارگان سرنوشتي مشابه خورشيد خواهند داشت. در ستارگاني با جرمي بين 4/1 تا 3 برابر خورشيد، پس از انفجار هاي ابر نواختري، چنانچه دافعه كوانتومي پروتون - پروتون و نوترون - نوترون توازن گرانشي ايجاد كند، ستاره اي نوتروني با قلمرو چگالي بين 107 تا gr/cm3 1012 تشكيل مي شود. چنانچه جرم در حال فرو ريزش ستاره بيش از 3 برابر جرم خورشيد باشد، حتي نيروهاي بين نوترونها هم نمي تواند انقباض را متوقف كند. جاذبه، لاشه فشرده ستاره مورد نظر كه چگالي بي نهايت بزرگي دارد، فضا ـ زمان اطراف خود را به قدري انحنا مي دهد كه حفره سياه يا همان سياهچاله پديد مي آيد. گرانش حاصل به اندازه اي قوي است كه هيچ چيز حتي نور (فوتون) هم نمي تواند از آن بگريزد.}

طبقه بندي ستاره ها بر حسب ميزان جرم و سرنوشت نهايي آنها

براي درك بهتر طبيعتِ يك سياهچاله، نگاهي مي اندازيم به نمودار پيدايش سياهچاله كه در هم ريختن ستاره را از ديد ناظر ساكنِ دور در فضا و ناظر در حال سقوط با ستاره نشان مي دهد.

نمودار شكل گيري يك سياهچاله از ديد ناظري دور و ناظري كه در حال سقوط با ستاره است.

خط وسط شكل خط جهاني مركز ستاره است. در ضمنِ فرو-ريزش، (ترتيب زماني آن بطرف بالاست) دايره كوچك و كوچكتر مي شود و سرانجام طبق نظريه نسبيت عام، نقطه اي تكين با چگالي بي نهايت تشكيل مي شود (خط وسط در شكل). براي آنكه ناظر (1) مسير هوار را به ناظر (2) اطلاع دهد در فواصل معيني علامات نوري را كه با E,D,C,B,A نشان داده شده اند، از سطح ستاره مي فرستد.شكل نشان مي دهد كه علامات A,B تقريباً با همان اختلاف زماني كه از (1) ارسال مي شوند به (2) مي رسند. علامت C بسيار ديرتر از آنكه انتظارش مي رود به مقصد مي رسد زيرا در اين مرحله، ميدان گرانش قوي است و مخروط نوري به دليل انحناي بيشترِ فضا نزديك ستاره، فشرده تر است. در واقع هرچه انتشار نور نزديكتر به شعاع شوارتزشيلد Â صورت بگيرد انتقال به قرمز بيشتري داشته و فـوتون هايي كه درفواصل زماني مساوي از (1) فرستاده مي شوند در فواصلي هرچه طولاني تر به (2) مي رسند. به گونه اي كه علامت D كه درست هنگام تقاطع با شعاع شوارتز شيلد نشر مي شود هرگز به (2) نرسيده و در r=Â در جا مي زند (خط عمودي). سرانجام علامت E هرگز امكان فرار از r<Â را ندارد و پس از مدت زماني كوتاهي به داخل نادره (r=0) مي افتد.3 .محاسبه شعاع شوارتزشيلد

اندازه شعاع شوارتزشيلد يا افق حادثه رابطه مستقيم با جرم ستاره دارد. با توجه به روابط نيوتوني و نتايج نسبيت خاص، افق حادثه به آساني قابل محاسبه است. براي انرژي كل مكانيكي جسمي به جرم m كه با سرعت v در فاصله r از جرم M در حال دور شدن است، چنين داريم:

(1)

اگر ، جسم مقيد است و دوباره به سمت جرم M سقوط مي كند، در غير اين صورت به حركت خود همچنان ادامه داده و از سرعتش كاسته مي شود. به ازاي ، مي توان حداقل سرعت فرار را بدست آورد. توجه شود كه سرعت گريز به جرم m وابسته نيست.

با توجه به نسبيت خاص، سرعت هيچ جسمي نمي تواند فراتر از سرعت نور C باشد. بنابراين اگر فاصله جسمي كمتر ازÂ باشد، براي فرار به سرعتي بيشتر از سرعت نور احتياج دارد و چون امكانپدير نيست تا ابد در دام جاذبه M خواهد ماند. بنابراين شعاع شوارتزشيلد Â از رابطه زير به دست مي آيد.(2)

(3)

۴.شناسايي سياهچاله ها

بخاطر خاصيت گريز ناپذير بودن، تشخيص سياهچاله ها بسيار مشكل است و مهمترين راهي كه به دانشمندان امكان شناسايي آنها را مي دهد، مشاهده ديسك تجمعي است. نكته زيبا اينجاست كه گازها و مواد قسمتهاي داخلي ديسك، سريعتر از گاز نواحي دور دست مي چرخند و دراقع سرعت قسمتهاي مختلف ديسك متفاوت است. لذا گازهايي كه تحت اصطكاك و مالش بسيار داغ شده اند از خود انواع مختلفي از تشعشعات حامل انرژي ساطع مي كرده و يك منبع نيرومند پرتو x تشكيل مي دهند كه توسط تلسكوپهاي امواج x قابل ديدن مي باشد. علاوه بر امواج x معمولاً از طريق وجود لنزهاي گرانشي و ستاره اي در حال چرخش به دور يك شي غير قابل رويت نيز مي توان به وجود سياهچاله يا ستاره اي نوتروني در يك منطقه از فضا پي برد. به طور كلي سياهچاله ها در دو نوع چرخان و غير چرخان وجود دارند و بعضي از آنها كه به سياهچاله هاي كهكشاني يا سوپر سياهچاله ها موسومند از حدود يك ميليون تا يك مليارد ستاره فشرده شده در داخل يك مركز تشكيل مي شوند. شواهدي از وجود اين اجرام عظيم الجثه در قلب كهكشانها در دست است.با توجه به نظربات جديد تر, سياهچاله ها كاملا سياه نيستند, بلكه به دليل افت و خيزهاي كوانتوميِ نزديكِ افق, تشعشعاتي ساطع مي كنند كه به تبخير سياهچاله مي انجامد. بر اساس اين نظريه, بعد از ملياردها سال, سياهچاله كل جرم و اطلاعات ذرات بلعيده شده را از دست مي دهد. امروزه نظريه ريسمان تنها نظريه كارآمدي است كه قادر است نحوه فشرده شدن چنان جرم عظيمي در ناحيه اي كوچك از فضا را با توجه به ابعاد اضافي توضيح دهد.

روشي نوين براي اندازه گيري جرم سياه چاله هانيكولاي شاپوشنيكو و لو تيتار چوك،دو اختر فيزيك دان مركز پرواز هاي فضايي گدارد ناسا به ابتكاري نوين در زمينه اندازه گيري جرم سيه چاله ها نائل آمدند.

شايد در ابتدا عجيب به نظر آيد، اما يكي از مهم ترين و مشكل ترين مسائلي كه دانشمندان همواره با آن روبرو هستند تعيين جرم اجرام آسماني است.نمونه هاي فراواني از سيستم هايي دوتايي كه در آن دو ستاره به دور يكديگر در گردشند مورد بررسي قرار گرفته و جرم دقيق آنها محاسبه مي گردد.در اين بين تعيين جرم سياه چاله ها فرايندي بسيار پيچيده است زيرا اين اجرام غير قابل مشاهده هستند.

اما اختر فيزيكدانان كار آزموده در ابتكاري بي سابقه، روش نويني براي حل اين مسئله ابداع نمودند. در اين روش با سنجش ميزان وسعت قرص بر افزايشي در سياه چاله جرم دقيق آن تعيين مي گردد. (قرص بر افزايشي يك صفحه دايره اي گردان است كه از مواد به دور سياه چاله تشكيل مي شود. اين مواد كه در اطراف سياه چاله قرار دارند به مرور وارد آن شده و به عبارت ديگر بلعيده مي شوند.)

از آنجا كه اين مواد مي توانند بسيار سريعتر از بلعيده شدن توسط سياه چاله متراكم گردند ،به هم فشرده شده و فوق العاده گرم مي شوند.علاوه بر اين، در طي فرايند گرم شدن امواجي را در طيف اشعه ايكش گسيل مي كنند كه توسط اخترشناسان در زمين دريافت مي شود.

دانشمندان به اين نكته پي برده اند كه رابطه مستقيمي بين سياه چاله و اندازه قرص بر افزايشي اطراف آن وجود دارد.به عقيده اخترشناسان، متراكم شدن گاز هاي داغ قرص بر افزايشي با افزايش جرم سياه چاله همراه خواهد بود. .بدين ترتيب هرچه قدر كه سياه چاله پرجرم تر باشد، ميزان تراكم مواد اطراف آن و در نتيجه اندازه قرص برافزايشي وسيع تر خواهد بود.

نمايي خيالي از يك سياه چاله در حال بلعيدن همدم ستاره اي خود

اين ايده كه براي نخستين بار توسط تيتار چوك در سال 1998 ميلادي مطرح گرديد، نشان داد سياه چاله موجود در سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) بيش از 8.7 برابر خورشيد جرم دارد.شايان ذكر است كه ميزان خطاي احتمالي در اين محاسبه فقط 0.8 جرم خورشيد بود.

سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) نخستين كانديد وجود سياه چاله در دهه 1970 ميلادي بود. اين سيستم دوتايي از يك ستاره ابر پرجرم آبي و همدمي نامرئي تشكيل شده بود.مشاهداتي كه در طيف مرئي به عمل آمد نوعي آشفتگي را در حركت ستاره نمايان ساخت و سرانجام اخترشناسان به اين نتيجه رسيدند كه اين آشفتگي به خاطر وجود سياه چاله اي به جرم 10 برابر خورشيد در اطراف ستاره ابر پرجرم است.

تاد استروماير و ريچارد مشوتسكي با همراهي چهار تن ديگر از مركز پرواز هاي فضايي گدارد به طور مستقل با استفاده از همين شيوه به بررسي فرا تابش اشعه ايكس كه از سياه چاله اي واقع در يك كهكشان كوچك همسايه به نام ان جي سي 5408 (NGC 5408) گسيل مي شد، پرداختند. آنها جرم اين سياه چاله را 2000 برابر جرم خورشيد تخمين زدند.

دانشمندان با بهره گيري از اين روش به شناسايي سياه چاله هاي متوسطي كه بيش از هزاران برابر خورشيد جرم دارند، مي پردازند.اين دست از سياه چاله ها اگرچه در مقايسه با سياه چاله هايي كه چندين برابر ستارگان جرم دارند، بسيار شگرف جلوه مي كنند، اما در برابر سياه چاله هاي ابر پرجرمي كه صدها ميليون ها بار از تنها ستاره منظومه شمسي مان پرجرم ترند، بسيار ناچيز اند.

سياهچاله هاي كهكشاني

اغلب ستاره شناسان بر اين باورند كه كهكشان راه شيري— كهكشاني كه منظومه شمسي ما در آن قرار گرفته – شامل ميليونها سياهچاله است. دانشمندان تعدادي از آنها را در راه شيري پيدا كرده اند. اين اجرام در ستاره هاي دوتايي كه اشعه ايكس صادر مي كنند مي باشند. يك ستاره دوتايي، يك جفت ستاره اند كه دور يكديگر مي چرخند.
در يك ستاره دوتايي كه شامل يك سياهچاله و يك ستاره معمولي است، ستاره در فاصله نزديكي از سياهچاله در گردش است. در نتيجه، سياهچاله گازهاي ستاره را به شدت به درون خود فرو مي برد. سايش و اصطكاك اتم هاي موجود در اين گازها در منطقه افق رويداد دماي گازها را به چندين ميليون درجه مي رساند. به دنبال آن، انرﮊي به صورت اشعه ايكس از اين گازها متشعشع مي گردد. ستاره شناسان اين تشعشعات را با استفاده از تلسكوپ اشعه ايكس تشخيص مي دهند.
ستاره شناسان بر اساس دو دليل مي پذيرند كه يك ستاره دوتايي شامل سياهچاله مي باشد: 1- هر دوتايي كه يك منبع شديد و متغير از اشعه ايكس است. وجود اين اشعه ها اثبات كننده وجود يك ستاره فشرده است. اين ستاره فشرده ممكن است يك سياهچاله و يا جرمي با فشردگي كمتر يعني ستاره نوتروني باشد. 2- يك ستاره مرئي با چنان سرعتي در مدار خود در گردش است كه تنها يك جرم با سه برابر جرم خورشيد ممكن است عامل اين سرعت باشد.

سياهچاله هاي عظيم الجثه

دانشمندان بر اين باورند كه همه كهكشانها داراي يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز خود مي باشند. گمان مي رود جرم هريك از اين سياهچاله ها بين يك ميليون تا يك بيليون جرم خورشيدي باشد. ستاره شناسان به اينكه اين سياهچاله ها بيليونها سال پيش در اثر گازهاي متمركز شده در مركز كهكشانها توليد شده باشند مظنون مي باشند.
دلايلي قطعي وجود يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز كهكشان راه شيري را اثبات ميكنند . ستاره شناسان بر اين باورند كه اين سياهچاله يك منبع عظيم از امواج راديويي به نام سگيتاريوس آ (Sagittarius A* (SgrA*)) مي باشد. مهمترين دليل براي اينكه ثابت نمايد SgrA يك سياهچاله عظيم الجثه است، سرعت حركت ستاره ها به دور آن است. سريعترين ستاره كه تا به حال در كهكشان راه شيري مشاهده شده هر 2/15 سال يكبار به دور SgrA با سرعت 5000 كيلومتر (3100 مايل) در ثانيه گردش مي نمايد. حركت اين ستاره، ستاره شناسان را متقاعد مي كند كه شئ سنگيني چندين ميليون برابر جرم خورشيد در مركز مدار اين ستاره وجود دارد. تنها جرم شناخته شده كه مي تواند به اين سنگيني باشد و در مركز مدار اين ستاره قرار بگيرد يك سياهچاله است

 

^{www.hupaa.com}

ویکی پدیا

نجوم دینامیکی

خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشکیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز که کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند ترکیبی از بسته های محکم اتمی یا ذرات تشکیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی که در زمین یافت می شود، چگالتر و متراکمترند...
ادامه مطلب...

كاوشگر كاسيني عليرغم تهيه دقيق‌ترين تصاوير از ناحيه قطب شمال انسلادوس، بعلت نقص نرم‌افزاري يكي از ابزار خود نتوانست به تحليل دقيق از آبفشان‌هاي انسلادوس دست يابد.

 

كاوشگر كاسيني با وجود ستون‌ابر يخي انسلادوس، مسير گذر خود را سپري كرد و علاوه بر تصاوير واضحي كه از نزديك گرفت، داده‌هاي ديگري نيز از اين قمر اسرار آميز زحل به زمين ارسال نمود، اما بااينحال همه چيز دقيقا مثل برنامه پيش نرفت. يك آزمايش حياتي كه دانشمندان اميدوار بودند منشاء اين ستون‌ابر يخي را آشكار كند، در لحظه‌ا‌ي بحراني نتوانست هيچ‌گونه اطلاعاتي را جمع‌آوري كند.

پروازهاي كم ارتفاع ديگري كه براي عبور بر فراز اين قمر در سال 2008 برنامه‌ريزي شده‌اند شايد قادر به عبور مجدد از ميان اين ستون‌ابر بوده و تلاش كنند تا رصدهاي از دست رفته در پرواز ناموفق قبلي را اين بار بطور موفقيت آميزي به انجام رسانند.

عكس: در اين تصوير واضح ترين نمايي كه تابحال از قطب شمال انسلادوس بدست آمده مشاهده مي‌شود.

 

هنگامي‌كه كاسيني 21 اسفند امسال (7 روز پيش) برفراز قمر كوچك نسلادوس و تنها به فاصله‌ي 200 كيلومتر از كف ستون‌ابر يخي پرواز كرد، يك نقص نرم‌افزاري نامشخص كه هنوز علت آن معلوم نشده است، مانع از ارسال داده‌ها به رايانه‌ي مركزي توسط تحليل‌گر ذرات كيهاني فضاپيما (CDA) شد.

«راف راما»(Ralf Srama)، از مؤسسه فيزيك هسته‌اي ماكس پلانك و مسؤول اصلي تحقيق با اين دستگاه مي‌گويد:" ممكن است نرم افزار جديدي كه براي ارتقاء توانايي CDA در شمارش ذرات برخوردي طراحي شده بود باعث اين نقص فني شده باشد. واقعا نمي‌دانيم كه چرا دستگاه كار نكرد، ما با دقت بسيار زيادي آن را ساخته و آماده كرده بوديم ".

در اين بين CDA علاوه بر ساير وظايف محوله، به جستجو و بررسي خرده ذرات معدني (كه مي‌توانند همچون نقاط تجمع و يا هسته براي بلورهاي يخي عمل كنند) پرداخت و توانست معلوم كند كه آيا ارتباطي بين هسته‌ي سخت انسلادوس با آنچه كه اين آبفشان‌ها را تحريك مي‌كند وجود دارد يا خير.

با اين همه، ساير ابزارآلات موجود بر روي بورد اين سامانه به خوبي كار كردند بطوريكه دوربين‌هاي كاسيني توانستند تصاويري از قطب شمال انسلادوس را ثبت كنند. اين نواحي شمالي، بر خلاف ناحيه‌ي جنوبي قمر كه جوان و هموار است بسيار قديمي و مملو از دهانه هاي برخوردي است. علت اين امر شايد به اين خاطر باشد كه مناطق جنوبي بطور بسيار گسترده‌تر و بيشتري (نسبت به مناطق شمالي) پوشيده از يخ‌هايي است كه از شكاف هاي نزديك قطب جنوب معروف به "ببرهاي راه راه"  به بيرون جريان پيدا كرده‌اند.

ابزار ديگري به نام «طيف‌سنج مركب مادون قرمز»(CIRS)، نگاه نزديك و دقيقي به اين شكاف‌ها انداخت، اما قبل از انتشار اين تصاوير بايستي تحليل هاي بيشتري بر روي آنها انجام گيرد. «نيل بولز»(Neil Bowles)، يكي از اعضاي تيم CRIS از دانشگاه آكسفورد مي‌گويد:"ما اكنون در حال بررسي هرگونه تغيير بوجود آمده از زمان آخرين پروازي كه بر فراز اين منطقه در سال 2005 صورت گرفت هستيم".

در طول پرواز، CRIS متوجه لكه‌هاي داغي شد كه احتمالا همزمان با اين شكاف‌ها بوجود آمده‌اند. منشاء اين گرما هنوز ناشناخته است. اگر منبع گرما بقدر كافي قدرتمند باشد كه بتواند يك دريا يا اقيانوس پرآبي را در زير پوسته ي يخي انسلادوس ذوب كند، آنگاه جريان‌هاي الكتريكي در آن دريا مي‌توانند ميدان هاي مغناطيسي نزديك قمر را تحت تاثير قرار دهند.

منبع: www.nojumnews.com

بیگ بنگ (

بیگ بنگ ( مهبانک )

 

تقریبا امروزه همه ی ما در مورد بیگ بنگ اطلاعاتی داریم ؛ آیا این نظریه کامل است ؟ نظریه دیگری در این مورد ( پیدایش جهان ) وجود دارد؟ کدام یک صحیح تر است ؟ ....

اول مهبانک :

شاید نظریه ی مهبانک را بهترین و استوار ترین نظریه در رایطه با پیدایش جهان بدانیم . و این هم چیز درستی است . زیرا نظریه ی دیگری که شواهد و دلایل محکمی را برای نقض این نظریه همراه داشته باشند وجود ندارد.

مهبانک چیست ؟

همه ی ما این را میدانیم که یک ماده ی جامد شروع به چگالتر شدن کرد ، با افزایش چگالی چرخش آن هم شروع شد و بعد از مدتی از هم فرو پاشید و طی انفجار بزرگ و مهیبی همه ی اجزایش را به اطراف پخش کرد .

در نخستین   10 ثانیه پس از آغاز عالم جدید وقوع پیوست؟

کیهان جوان در ابتدا ساختاری بسیار ساده داست . در آغاز (     10 به توان منفی ۴۵) کیهان حرارتی بسیار بالا و غیر قابل تصور    ۱۰  به توان منفی۴۳بوده و فقط    10 سانتی متر طول داشته است . به عبارت دیگر خیلی کوچک تر از یک ذره ی بنیادین!

ضمن اینکه دارای فشار و چگالی بالایی بوده است اکنون شروع به انبساط میکند . و به تبع سرد تر نیز میشود .پس از انفجار نخستین عالم جوان شاید با سرعتی بسیارزیاد شروع به انبساط میکند که این فرایند را تورم میگویند . در این زمان بسیار کوتاه فضای کیهانی که بتئاند فضایی را که اسغال میکند بسیار بزرگتر   از قبل باشد . بعد از حدود یک هزارم ثانیه تمام مواد موجود تقریبا ناپدید شده و به اشعه تبدیل گشتند . شاید این سوال پیش بیاید که چرا یا چگونه به اشعه تبدیل شد ؟ در جواب باید به موارد تشکیل دهنده ی ماده و موجود در عالم اشاره کرد که هر ذره از کوارک ها تشکیل میشود و علاوه بر کوارک ها و الکترون ها ، ذره های بنیادین دیگر مانند پاد کوارک ها و پاد الکترون ها نیز وجود دارند که با برخورد هر کوارک با پاد کوارک ذره از بین رفته و اشعه ای تولید میشود . یک هزارم ثانیه بعد از انفجار نخستین تقریبا این شرایط برای ماده ( کوارک ها  و…) بوجود آمد . آما چون تعداد کوارک ها یا به طور کلی ماده از پاد  ماده یا پاد کوارک ها بیشتر بود ماده ی بیشتری باقی ماند ( سه کوارک  با هم ترکیب میشوند تا یک پروتون (2تا U و یک D ) یا نوترون (2 تا D  ویک U ) تشکیل شوند ) در طی صد هزار سال بعدی کیهان به تدریج سردتر شده و دمای آن به حدود 3000 درجه ی سانتی گراد رسید. و این دما شرایط مناسب برای تشکیل پیوند میان اتم ها را بوجود آورد . شایان به ذکر است در دمای بالا اتم ها با چنان سرعت و شدتی به هم برخورد میکنند که الکترون ها از هسته کنده میشوند و اتم ها کاملا ویران میگردند.

مهبانگ در اوایل قرن بیستم مطرح شد و این انفجار را 14میلیارد سال پیش بیان کرد ؛ طی این نظریه در ابتدا ماده و انرژی یکی بودند بطوری که تشخیص آنها از یکدیگر سخت بود.

طرفداران این نظریه بر این باورند که اجزای عالم هنوز بر اثر آن انفجار اولیه با سرعت زیادی از هم دور می شوند این اندیشه به دنبال رفتار های عجیب کهکشان های همسایه که توسط "دوین هابل" که در رصد خانه ی مونت ویلسن در کالیفرنیا کار می کرد مشاهده و اعلام شد ؛ تمام کهکشانهایی که وی بررسی کرده بود با سرعت بسیار زیادی در حال دور شدن ار ما بودند (چند هزار km در ثانیه ) .

هابل برای سنجش سرعت فرار از اثر " دوپلر" استفاده کرد .

هابل برای بررسی نور کهکشان ها و جستجوی اثر دوپلر، از طیف سنج استفاده می کرد ؛ وسیله ای که نور هر ستاره را به طول موج های سازنده اش تجزیه می کرد .

با بررسی نور تجزیه شده به کشف بزرگی دست پیدا کرد حاکی از اینکه نور همه ی کهکشان ها به سرخ می نمایید و همه دچار انتقال به سرخ شده بودند . و کهکشان های کم نور تر انتقال به سرخ بیشتری دارند(یعنی طول موج آنها سرخ است و فاصله بین طول موج ها (2طول موج پشت سر هم) زیاد می شود و همه ی کهکشان ها در حال دور شدن از ما هستند )

با کمک نور کهکشان ها می توانیم فاصله ی آنها را تخمین بزنیم ؛این قانون را قانون هابل می نامند.

از عوامل دیگری که به قوی تر شدن مهبانگ منجر شد این بود که  :

در سال 1965 دو داشمند آزماشگاه تلفن بل به نامهای " آرنو پنزیاس " و "ابرت ویلسن " به کشف غیر منتظره ای دست یافتند ؛ آنان با یک گیرنده ی رادیویی که به شکل گوش بزرگی ساخته شده بود امواج مزاحمی را در محدوده ی ریز موج می شنیدند که ز همه جای آسمان به گوش می رسید ، فیزیک دانان این امواج را به جا مانده از مهبانگ به جا دانستند که در همه جای گیتی وجود دارد . طول موج و یکنواختی آن درست مطابق محاسبات ریاضی کیهان شناسان نظریه مهبانگ بود .

مهبانگ را همه ی دانشمندان نپذیرفتند . یکی از نارسایی های آن این می باشد که همه ی جهان را یکسان و همنواخت پیش بینی کرده است ولی اختر شناسان کلوخه های عظیمی از ماده را در کیهان یافته اند و یا کهکشان های زیادی که بطور دیوار درازای یک میلیون سال نوری صف بسته اند ، بجای اینکه همه ی مواد یکنواخت و همسان باشند

 

اما دانشمندان طرفدار مهبانگ ماده ی تاریک را بهانه قرار دادند و گفتند که به دلیل جاذبه ی فوق العاده ماده ی تاریک این کلوخه ها در این قسمت فضا تجمع دارند

 

 

 

   

 

 

 

سلام خدمت همه ی دوستان

در پست قبلیم مطلبی در رابطه با ماده تاریک ارسال کرده بودم و از ۲تا دیدگام بررسی کرده بودمش

این هم مقاله ی خودم و از دید گاه astronomicکه در زیر می بینید :

 

 

ماده ی تاریک از دیدگاه astronomic :

 

برای آنکه در مورد ماده ی تاریک بدانیم بهتر است اول اطلاعات كافي در رابطه با big bang داشته باشیم ، دانشمندانی که به big bang  اعتقاد دارند برای بیان بعضی  نارسایی های این نظریه به ماده ی تاریک روی آورده اند . آنها می گویند طبق نظریه ی انفجار بزرگ (big bang) مواد اوليه طي يك انفجار مهيب به طور یکنواخت به اطراف پرتاب شدند ( منظور از یکنواخت این است که در همه طرف به یک اندازه ماده پرتاب شد ) با کمی فکر شاید این سوال برای ما پیش بیاید که پس چرا با نگاه به اطرافمان میبینیم که همه ی کهکشان ها و ... در حال دور شدن از ما هستند؟ برای جواب دادن به این سوال کافیه که یک آزمایش ساده و خیلی راحت انجام بدهیم ، وقتی میخواهیم یک کیک کشمشی درست کنیم کشمش ها رو درون خمیر میریزیم ، بهد از پختن اگه یک کشمش رو ساکن فرض کنیم میبینیم که بقیه ی کشمش ها از اون دور شدن در مهبانک هم چنین چیزی اتفاق افتاده است . خوب حالا از کجا میدونیم که همه چیز از ما دارن دور میشوند؟ الدوین هابل وقتی به بررسی کهکشانها ی دیگر پرداخت با توجه به پدیده ی دوپلر این نتیجه رو گرفت که همه ی کهکشان ها و ... که مشاهده کرده بود با سرعت زیادی از ما در حال دور شدن هستند !

اما هدف از گرفته نظریه مهبانگ این بود که وقتی دانشمندان و رصدگران کوه ها و سنگ ها کلوخه ای را در یک سو مشاهده کردند و در طرف دیگر عدم وجود این کلوخه ها را دیدند ، مهبانگ را نارسا در این مورد دانستند اما دانشمندان طرفدار مهبانگ ماده ی تاریک را بهانه قرار دادند و گفتند که به دلیل جاذبه ی فوق العاده ماده ی تاریک این کلوخه ها در این قسمت فضا تجمع دارند البته گفتنی است که نظرییه مهبانک عام ترین نظریه ای است که تقریبا امروزه بیشتر دانشمندان آن را پذیرفته اند . به طور کلی ماده ی تاریک تا به حال دیده نشده است یا بهتر یگویم کشف نشده است ماده تاریک ماده ای بنیادی سنگینی است که میلی به واکنش از خود نشان نمیدهد و به طور کلی نظر بر این است که قسمت عمده ی جهان را ماده تاریک تشکیل میدهد .

تا به امروز چهار ماده ی معمولی را به جای ماده ی تاریک اشتباه گرفته ایم و هفت دهه اختر شناسی به دنبال این ماده ی گم شده هستیم. برنارد سادولت یکی از دانشمندانی است که به دنبال ماده ی تاریک میگردد و میگوید : در ابتدا نشان دادن این که بیرون ( خارج از زمین ) چیزهایی هست ولی ما نمیبینیم سخت بود اما اندازه گیری ها و آزمایشات جدید صحت این موضوع را تایید میکند اما مشکل این است که چیزی که به دنبالش میگردیم چیست ؟!

به طور حتم میتوان گفت اگر کسی بتواند وجود ماده ی تاریک را به عینه ثابت کند برنده ی جایره ی نوبل خواهد بود واین نمایانگر میزان مهم بودن این مساله و کشف است . امروزه دانشمندانی در معدن سودن که یکی از بزرگترین معادن آهن جهان بود مشغول جستجو برای یافتن ماده ی تاریک هستند . گفتنی است این دانشمندان در عمق 100 متری درون زمین پیش رفته اند و به کمک ابزار پیشرفته ای که در دست دارند به دنبال این ماده ی اسرار آمیز میگردند.

ستاره شناسان آمریکایی به تازگی تئوری جدیدی را با عنوان تارها ی کیهانی مطرح کرده اند که بر اساس آن ماده تاریک در جهان مانند تارهای عنکبوت تقسیم میسود و شکل میگیرد. این دانشمندان اظهار داشتند که با روش شبیه سازی توانسته اند گستردگی ماده تاریک را در جهان نزدیک را مورد بررسی قرار دهند و مشاهده کنیم که ماده به طرف گرمایی جذب میشود که به سبب تاثیرات جاذبه ای ماده ی تاریک شکل گرفته اند .

با تفکر در این نظریه ها میتوان به این نتیجه رسید که تنها چیزی که ما از ماده ی تاریک توانسته ایم بهمن دست پیدا کنیم بر پاییه آن نظرات خود را پردازش و ارائه کنیم جاذبه ی ماده ی تاریک است .

ما امیدواریم که طی سال ها ی آتی بتونیم 6 تا 15 ذره تاریک را آشکار کنیم حتی ممکن است که چیزی پیدا نکنیم ;   ذرات ماده ی تاریک هنوز ساختاری نظری دارند که در فیزیک حدس میزنند چسبی برای پیوند دادن جهان باشد.

آژانس فضايي اروپا (اسا) يك قرارداد صنعتي با هدف ساخت كاوشگري براي سفر به سياره عطارد امضا كرد.

به گزارش سرويس علمي خبرگزاري دانشجويان ايران(ايسنا)، اين كاوشگر با عنوان BepiColombo در سال 2013 براي يك پرواز هفت ميليارد كيلومتري پرتاب خواهد شد و در سال 2019 به مقصد خود خواهد رسيد.

اين قرارداد 350 ميليون يورويي با شركت EADS Astrium به توليد قطعات اصلي هواپيما در آلمان ايتاليا فرانسه و انگليس منجر خواهد شد.

اسا اعلام كرد كه BepiColombo يكي از حساس ترين و پيچيده ترين ماموريت هاي علمي اروپا تا تاريخ اعلام شده خواهد بود.

دكتر جوهانز بنخوف دانشمند پروژه اسا در اين ماموريت تشريح كرد كه يكي از سوالات اصلي علم سيارات درك تكامل منظومه خورشيدي ما است و براي رسيدن به اين درك، عطارد يكي از كانديداهايي است كه نيازمند سفر به آن هستيم.

اين قرارداد درست در هفته‌اي به امضا رسيد كه فضاپيماي مسنجر ناسا نيز با هدف مطالعه سطح، محيط زيست فضايي و تركيبات شيميايي سطح عطارد براي نخستين بار پس از سال 1975 عازم اين سياره شد.

مسنجر قرار است سه نوبت از مقابل عطارد پرواز كند.

ناسا اعلام كرد كاوشگر مسنجر طي اين ماموريت، اطلاعات بسيار مهمي را درباره جاذبه عطارد كه براي نگه داشتن آن در مدار اين سياره لازم است، جمع‌آوري خواهد كرد.

قرار است اين سفينه در مارس 2011وارد مدار عطارد شود و طي مدت يك سال مطالعه بي‌سابقه‌اي را در مورد اين سياره انجام دهد.

منبع خبر : ايسنا

سلام به همه ی دوستان عزیزم و ممنون از نظر ها

ضمن عرض تسلیت به مناسبت  ماه محرم امتحانات تموم شد و دوباره برگشتم و می خوام یه تغییراتی توی وب بدم که امیدوارم خوشتون بیاد

امروز در مورد ماده تاریک می خوام یه مطلب بنویسم

   

ماده ی تاریک چیست؟

اگه بخواهیم در مورد ماده تاریک اطلاعاتی کسب کنیم اول باید به بحث مهبانگ اشاره کنیم که در زیر بطور کلی در موردش بحث می کنم:

از نگاه دانشنامه رشد:

ماده تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد، ولی سیاراتی مثل زمین به اندازه کافی جرم ندارند.

اما این نظریه چندین مشکل دارد، اول اینکه ما فرض کرده ایم سیارات فقط در اطراف ستارگان شکل گرفته اند، بنا بر این ستارگان به میزان بسیار کمی جرم آن ها را بالا می برند. با این حساب امگا = 0.005 خواهد بود که برای تشکیل دادن 88% جرم عالم کافی نیست.
دومین و مهمترین مشکل از ترکیب هسته ای مهبانگ (big bang nacleosynthesis) ناشی می شود. در لحظه تولد عالم وقتی مهبانگ رخ داد عالم ماده ای بسیار گرم تشکیل شده از انواع ذرات بود، در حالی که عالم بزرگ و بزرگتر و به سردی می گرایید ذرات ماده معمول مثل الکترون، نوترون و پروتون ها نیز سرد می شدند و اتمهای مواد موجود در عالم را تشکیل می دادند. غالب این اتمها مربوط به هلیوم و هیدروژن هستند.
BBN یک تئوری موفق است که نه تنها هیدروژن و هلیوم را به عنوان بیشترین عناصر جهان معرفی می کند بلکه نسبت آنها را نیز به درستی بیان می کند.
اما مسئله ای وجود دارد. مقدار هر ماده ای که تشکیل می شود به میزان ماده معمول تشکیل دهنده اتم (ماده بارنوییک) بستگی دارد و BBNمقدار این ماده را برای عالم کنونی چیزی در حدود امگا = 0.1 پیش بینی می کند.
باید توجه کرد که این میزان ماده بارنوییک برای مواد قابل مشاهده در عالم ما زیاد است در نتیجه مقداری ماده معمول تاریک (از جمله سیارات و ستارگان سوخته) وجود دارد اما این مواد نمی توانند توجیه کننده سرعت خوشه و منحنی دوران آنها باشند.

ویکی پدیا:

ماده تاریک، در کیهان شناسی، به موادی در جهان هستی گفته می‌شود که از خود، نور نمی‌تابانند و یا حتی بازنمی‌تابانند و از همین رو، نمی‌توان آن‌ها را مستقیماً دید. ساختار و تشکیل این مواد نامشخص است، ولی اثرات گرانشی آن‌ها روی ساختارهای دیده‌شدنی مثلل ستاره هاو کهکشان ها نشان می‌دهد که مادهٔ تاریک وجود دارد.

وجود مادهٔ تاریک می‌تواند برخی از مشاهدات غیرعادی نجومی را توضیح دهد؛ مثلاً رفتارهای غیرعادی در سرعت چرخشی کهکشان‌ها و برخی از تضادهایی که در نظریهٔ مهبانگ وجود دارد.

سرعت چرخشی ستاره‌ها در کهکشان‌ها از رابطه‌ای که از قوانین کپلر انتظار داریم پیروی نمی کند و برحسب فاصله از مرکز کهکشان ثابت است. برای توضیح این پدیده باید توزیع جرم در کهکشان به طور خطی با شعاع زیاد شود، اما این توضیح با مشاهدهٔ کهکشان‌ها در قسمت مرئی که نشان می‌دهد بیشتر جرم در ناحیه مرکزی متراکم شده است ناسازگار است. بنابراین فرض می‌شود که این جرم نایافته از مادهٔ تاریک (که آن را نمی‌بینیم) ساخته شده باشد.

ـــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــــ

كيهان شناسان ميزان موجود در عالم را با پارامتري به نام امگا مورد بحث قرار مي دهند. در يك عالم بسته يعني عالمي كه جرم آن در حدي است كه عاقبت در خود فرو مي ريزد امگا بيش از 1 تعريف مي شود. در يك عالم باز يعني عالمي كه تا ابد اجزاي آن در حال دور شدن از يكديگر هستند امگا كمتر از 1 است و يك عالم مسطح به طور ايده آل امگايي برابر 1 خواهد داشت

 

آينده چه خواهد شد؟
آينده ي زمين و خورشيد و باقي سيارات چيست؟
چرا خورشيد در حال حاضر با جرم و جاذبه ي زيادش از هم فرو نمي پاشد؟
طي اين مقاله به آينده ي خورشيد و زمين مي پردازم

جاذبه ي زياد خورشيد باعث منقبض شدن آن مي شود اما به دليل اينکه انقباض سبب چگالتر شدن خورشيد مي گردد اين اقزايش چگالي و انقباض باعث گرم شدن و
افزايش سرعت همجوشي هسته اي در درون خورشيد مي گردد و انرژي بيشتري توليد ميکند و و اين اقزايش انرژي سبب انبساط مي شود و انبساط نيز قسمت هاي دروني را خنک تر و توليد
انرژي را کند تر مي کند و به اين صورت تعادلي در خورشيد به وجود مي آيد
با اين حال پس از گذشت ميليون ها سال اين تعادل کمي به هم مي خورد
با تبديل هيدروژن به هليم مقدار هيدروژن در هسته کاهش مي يابد و هليم هسته را فرا مي گيرد و چون هليم خنثي است
پس هسته بايد کوچکتر و گرمتر شود تا همجوشي در آن ادامه پيدا کند
خورشيد از زمان تولدش 30% درخشانتر شده است. طي 1.2 ميليارد سال، كمي بزرگتر شده و 10% ديگر نيز درخشانتر مي گردد
و دماي سطح آن 150 درجه سانتيگراد (270 درجه فارنهايت) گرمتر مي شود

پديده گلخانه اي
پدیده ی گلخانه ی در زمین همواره صورت می گیرد اما بعد از مدتی به دلیل گرمتر شدن خورشید آبهای روی زمین بیشتر تبخیر می شوند
و خود بخار آب نیز یکی از موثر ترین گاز های گلخانه ای است و به گرمتر شدن زمین کمک می کند
و به این صورت به دمای فوق العاده زیادی خواهیم رسید که این دما باعث تبخیر آب اقیانوس ها نیز خواهد
شد و در آخر به جایی می رسیم که حتی یک قطره آب هم بر روی زمین باقی نمی ماند
و زمین به بیابان های گرم تبدیل می شود
حال سوالی برای ما پیش می آید که بخار آب تشکیل شده چه می شود؟
در حال حاضر بخار آب تقريباً به طور كامل در تروپوسفر (گشتكره) – لايه پايين جو كه شرايط جوي در آن رخ مي دهد –  محصور شده است.
مقدار كمي بخار آب در استراتوسفر (پوش كره) و خيلي كمتر در بالاي ازن كه بيشتر نور فرابنفش زمين را جذب مي كند وجود دارد.
 بنابراين مقدارخيلي كمي بخار آب در معرض پديده نوركافت
(فتوليز: تجزيه شيميايي در اثر نور) است كه در آن نور فرابنفش يك مولكول آب (H2O) را شكسته و يك اتم هيدروژن آن راجدا مي كند.
در نتيجه آب ما دست نخورده و سالم باقي مي ماند

دما در بالاي جو زمين به اندازه كافي بالاست كه هر اتم آزاد هيدروژن معمولاً به فضا فرار كند
. بنابراين اگر آب به بالاي لايه ازن برود در مسير آزاد شدن در فضا قرار مي گيرد. زمين بعد از دوره تحول گلخانه مرطوب به تدريج همه آب خود را از دست مي دهد
و سياره دوره جديد انتقال به يك گلخانه گرم جهنمي را شروع مي كند، درست مشابه آنچه كه اكنون در سياره ناهيد حكمفرماست
در واقع ناهيد ممكن است زماني بسيار معتدل تر و شبيه زمان كنوني ما بوده باشد. اندازه گيريهاي انجام شده در مورد آهنگ تبديل دوتريم موجود در جو آن به هيدروژن حاكي از آن است كه اين سياره مقدار زيادي آب را در گذشته خود از دست داده است، مقداري احتمالاً به اندازه يك اقيانوس. اگرچه ناهيد انرژي بيشتري نسبت به حال حاضر زمين دريافت كرده، در دوران اوليه خورشيد نيز 30 درصد كمتر انرژي دريافت نموده است. اگر دقيقاً بتوانيم بفهميم كه ناهيد چگونه به اين صورت درآمده، ممكن است بتوانيم پيش بيني آب و هوايي طولاني مدت تري را به صورت دقيقتر در مورد زمين انجام دهيم.
مدل سازيهاي انجام شده توسط جيمز كستينگ (James Kasting) ازدانشگاه ايالت پن نشان مي دهد كه گلخانه خشك تقريباً در 3 ميليارد سال در زمين اتفاق خواهد افتاد - دو ميليارد سال پس از آنكه آخرين قطره آب مايع هم تبخير شد. دما در آن زمان دوباره بالا خواهد رفت و به دماي ذوب كننده 400 درجه سانتيگراد (750 درجه فارنهايت) خواهد رسيد.خورسيد در آن زمان فقط 40% درخشانتر از حال حاضر خواهد بود و چند ميليارد سال ديگر براي سوزاندن هيدروژن در پيش رو خواهد داشت.

منتظر ادامه ی مطلب باشید

 

سلام به همه ی دوستان عزیزم و خواننده های وب که مثل همیشه باهام بودین و از همتون ممنون

امروز با معلم فیزیکمون در مورد ۱مساله جالب صحبت می کردیم که فکر کنم واسه افراد آماتور جالب باشه !

این بحث رو با ۱ سوال شروع می کنم

اگه تو کره ی ما ۱ پر و ۱ چکش رو با هم از ارتفاع مساوی رها کنیم کدوم زود تر به زمین می رسد؟

شاید اولین با هر کسی این مسءله رو بشنوه بدون فکر کردن بگه چکش

اما اگه در این رابطه فکر کنیم متوجه می شویم که اگه این اتفاق در زمین بیفته جواب ما درسته اما در کره ی ما بخاطر خلاء و نبودن مقاومت هوا هر دو با هم به زمین می رسند

راستی یادم رفت هفته ی جهانی نجوم بر همه دوستداران این علم مبارک

نظریه فیثاغورس

فیثاغورس مرکز جهان راآتشی عطیم و نا دیدنی فرض می کرد  که ده شیء به دور آن در گردش بودند و مدارشان دایره وار است
این ده شیء به ترتیب مسافت عبارت بودند از ;ضد زمین , زمین , ماه , خورشید و سیاراتی که تا آن زمان کشف نشده بودند
ضد زمین مانع رسیدن نور آتش عظیم مرکزی به زمین بود ( در اصل ضد زمین برای رساندن سیارات به 10 بوده زیرا 10 در یونان عددی کامل می باشد)

افلاطون

در 400سال قبل از میلاد افلاطون زمین را در مرکز فرض کرد که بروی دایره قرار داشت و سیارات و.. دیگر بر روی دایره ی عظیم بیرونی

ئودوکس

ئوذوکس جهان دو دایره ای افلاطون را به 33دایره افزایش داد به این صورت که برای هر سیاره یا.. یک دایره ( مدار) در نظر گرفت

کروی بودن زمین

کروی بودن زمین نخستین بار توسط اراتوستن به اثبات رسید . وی اهل شهر اسکندریه بود و شنیده بود که در 21 جوئن که طولانی ترین روز سال است
در سی ین که شهری در جنوب مصر است ستون های معابد سایه بر زمین ندارند
وی در روز موعود به معابد اسکندریه رفت و گفت اگر زمین مسطح باشد پس در همه جای زمین نباید سایه ای بر زمین نباشد
اما در اسکندریه خلاف آن را مشاهده کرد و به این شکل فهمید زمین کروی است

چند تا عکس نجومی واقعا محشر

۱    

۲ 

۳  

۴   

سلام به همگی

امروز می خوام در مورد پدیده ای که به تازگی همه ی سایت های خبری رو تحت تاثیر خودش قرار داده صحبت کنم

دنباله دار هولمز

این دنباله دار دوره تناوب ۷ساله داره و از اکتشافات ادوین هولمز است

اما چیز عجیبی که این دنباله دار رو خیلی بیش از پیش مورد توجه قرار داده این است که این دنباله دارد چیزی حدود ۳ساعت پس از رصدش بطور عجیبی شروع به درخشش کرد بطوری که قدرش از ۱۷ به ۲۱رسید ! چیزی حدود یک میلیون بار نورانی تر.

عکس از nojum.ir

قوی ترین نظریه در خصوص درخشش عجیب این دنباله دار :

به علت اینکه سطح این دنباله دار از یخ و بصورت کلوخ است بنا به علتی شروع به فوران کرده و قدر آن را از ۱۷ به ۲رسانده است و قطر آن کماکان در حال افزایش است و تا حدود یک و نیم هفته ی دیگر قابل رویت است

این دنباله دار ۲ واحد نجومی با زمین فاصله دارد و با چشم غیر مسلح هم قابل رویت است

کافیست برای پیدا کردن این دنباله دار در سمت راست صورت فلکی ذات الکرسی و در صورت فلکی برساوش بدنبال ۱ ستاره با هاله ای سبز و بطور کلی مه آلود بگردید

سلام به همه  دوستان

منتظر ظاهر جدید و مطالب آینده باشید

سياهچاله ها مناطقي از فضا مي باشند كه نيروي گرانش در آنجا به قدري زياد است كه هيچ چيز نمي تواند از آن منطقه بگريزد. سياهچاله ها قابل رويت نيستند و در واقع نامرئيند زيرا حتي نور نيز در دام آنها گرفتار مي شود. تشريح بنيادي سياهچاله ها بر اساس معادلات موجود درتئوري نسبيت عام آلبرت اينيشتين مطرح شد. اين تئوري در سال 1916 منتشر گرديد.

خصوصيات سياهچاله ها

نيروي گرانش نزديك يك سياهچاله بسيار قوي است چرا كه همه ذرات سياهچاله در يك نقطه در مركزآن متمركز شده اند. فيزيكدانان به اين نقطه، نقطه تمركز (singularity) مي گويند و بر اين باورند كه اندازه آن از هسته يك اتم نيز كوچك تر است.
به سطح يك سياهچاله افق رويداد مي گويند. اين سطح يك سطح معمولي قابل ديدن يا لمس كردن نيست. در افق رويداد، كشش نيروي گرانش بينهايت قدرتمند است. يك شي در اين منطقه تنها براي يك آن مي تواند حضور داشته باشد و سپس در ذرات نورغرق شده و فرو مي رود.
ستاره شناسان براي تعيين اندازه يك سياهچاله شعاع افق رويداد را اندازه مي گيرند. شعاع يك سياهچاله بر حسب كيلومتر برابر است با سه برابر جرم خورشيدي اجرام موجود در سياهچاله. جرم خورشيد برابر است با يك جرم خورشيدي.
هيچ سياهچاله اي به طور دقيق هنوز كشف نشده. دانشمندان براي اثبات اين كه يك جرم فشرده يك سياهچاله است بايستي اثراتي را اندازه گيري كنند كه تنها يك سياهچاله قادر به اعمال و ايجاد آنها مي باشد. انحناي شديد موج نور و كند شدن بيش از حد زمان مي توانند دو نمونه از آثار وجود يك سياهچاله باشند. اما ستاره شناسان اجرام فشرده اي را پيدا كرده اند كه با كمي ترديد مي توان آنها را سياهچاله فرض نمود و ادامه اين مقاله نيز بر اساس اين يافته ها مي باشد.

تشكيل سياهچاله ها

طبق نظريه نسبيت عام، يك سياهچاله زماني ايجاد مي شود كه يك ستاره سنگين سوخت هسته اي خود را به اتمام مي رساند و پس از آن توسط نيروي گرانش خودش فشرده مي گردد. تا هنگاميكه ستاره در حال مصرف سوخت مي باشد، انرﮊي ناشي از آن تعادل ستاره را در برابر نيروي گرانش حفظ مي كند. پس از اتمام سوخت ستاره ديگر قادر به تحمل وزن خود نيست در نتيجه مركز ستاره دچار فروريختگي مي شود. اگر جرم مركز ستاره بيش از سه برابر جرم خورشيد باشد، ظرف كمتر از يك ثانيه درون نقطه تمركز فرو مي ريزد.

سياهچاله هاي كهكشاني

اغلب ستاره شناسان بر اين باورند كه كهكشان راه شيري— كهكشاني كه منظومه شمسي ما در آن قرار گرفته – شامل ميليونها سياهچاله است. دانشمندان تعدادي از آنها را در راه شيري پيدا كرده اند. اين اجرام در ستاره هاي دوتايي كه اشعه ايكس صادر مي كنند مي باشند. يك ستاره دوتايي، يك جفت ستاره اند كه دور يكديگر مي چرخند.
در يك ستاره دوتايي كه شامل يك سياهچاله و يك ستاره معمولي است، ستاره در فاصله نزديكي از سياهچاله در گردش است. در نتيجه، سياهچاله گازهاي ستاره را به شدت به درون خود فرو مي برد. سايش و اصطكاك اتم هاي موجود در اين گازها در منطقه افق رويداد دماي گازها را به چندين ميليون درجه مي رساند. به دنبال آن، انرﮊي به صورت اشعه ايكس از اين گازها متشعشع مي گردد. ستاره شناسان اين تشعشعات را با استفاده از تلسكوپ اشعه ايكس تشخيص مي دهند.
ستاره شناسان بر اساس دو دليل مي پذيرند كه يك ستاره دوتايي شامل سياهچاله مي باشد: 1- هر دوتايي كه يك منبع شديد و متغير از اشعه ايكس است. وجود اين اشعه ها اثبات كننده وجود يك ستاره فشرده است. اين ستاره فشرده ممكن است يك سياهچاله و يا جرمي با فشردگي كمتر يعني ستاره نوتروني باشد. 2- يك ستاره مرئي با چنان سرعتي در مدار خود در گردش است كه تنها يك جرم با سه برابر جرم خورشيد ممكن است عامل اين سرعت باشد.

سياهچاله هاي عظيم الجثه

دانشمندان بر اين باورند كه همه كهكشانها داراي يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز خود مي باشند. گمان مي رود جرم هريك از اين سياهچاله ها بين يك ميليون تا يك بيليون جرم خورشيدي باشد. ستاره شناسان به اينكه اين سياهچاله ها بيليونها سال پيش در اثر گازهاي متمركز شده در مركز كهكشانها توليد شده باشند مظنون مي باشند.
دلايلي قطعي وجود يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز كهكشان راه شيري را اثبات ميكنند . ستاره شناسان بر اين باورند كه اين سياهچاله يك منبع عظيم از امواج راديويي به نام سگيتاريوس آ (Sagittarius A* (SgrA*)) مي باشد. مهمترين دليل براي اينكه ثابت نمايد SgrA يك سياهچاله عظيم الجثه است، سرعت حركت ستاره ها به دور آن است. سريعترين ستاره كه تا به حال در كهكشان راه شيري مشاهده شده هر 2/15 سال يكبار به دور SgrA با سرعت 5000 كيلومتر (3100 مايل) در ثانيه گردش مي نمايد. حركت اين ستاره، ستاره شناسان را متقاعد مي كند كه شئ سنگيني چندين ميليون برابر جرم خورشيد در مركز مدار اين ستاره وجود دارد. تنها جرم شناخته شده كه مي تواند به اين سنگيني باشد و در مركز مدار اين ستاره قرار بگيرد يك سياهچاله است.


McClintock, Jeffrey E. "Black hole." World Book Online Reference Center. 2004. World Book, Inc. http://www.worldbookonline.com/wb/Article?id=ar062594.

خوب نوبتي هم باشه حالا نوبت به معرفي سياره ي خودمون ميرسه
زمين  earth
زمين سومين سياره از منظومه شمسي است که از فضا به رنگ آبي ديده مي شود
در سطح آن مانند مريخ و زهره جو وجود دارد  . مرتفعترين نقطه ي آن +9کيلومتر از سطح دريا ارتفاع دارد و پست ترين قسمتش-11کيلومتر
عمق ! که جايي در اقيانوس آرام است
حد اقل دما در زمين -100درجه و حد اکثر +60درجه است که فشاري در حدود 1انمسفر را دارا مي باشد
الف-قطر زمين 12750 کيلومتر است
ب - فاصله اش از خورشيد بطور متوسط 150ميليون کيلومتر است
ج - زمين 3نوع حرکت دارد
1 حرکت انتقالي به دور خورشيد : سرعت اين حرکت همواره ثابت نيست و در مواقعي که به خورشيد نزديک مي شود افزايش مي يابد
که از آثارش مي توان به ايجاد يک سال شمسي و شکل گرفتن فصل هاي مختلف و تغيير چهره ي ظاهري ستارگان در آسمان
مي توان اشاره کرد و سرعت چرخش 30کيلومتر در ثانيه است
2 جرکت وضعي به دور خودش : اين حرکت حول محور شمالي-جنوبي صورت مي گيرد و 23ساعت و 56دقيقه و 4ثانيه به طول مي انجامد
(فاصله ي 2 طلوع يا 2غروب متوالي)
بر اثر اين حرکت که غرب به شرق است شب و روز پديد مي آيد . اگر اين گردش در زمان 24ساعت 360درجه انجام شود مي توان گفت که
در هر ساعت 15درجه مي باشد به اين معنا که در هر ساعت خورشيد 15درجه در آسمان جابه جا مي شود
3 حرکت ديگر زمين که محسوس نيست حرکت زمين به همراه خورشيد و ديگر سيارات در ميان خوشه ي محلي ستارگان است که سرعت آن 20کيلومتر در ثانيه است
د - زمين در اطراف خود يک جاذبه نسبتا قوي را داراست که به کمک آن ماه را در اطراف خود نگه مي دارد
 و يک ميدان مغناطيسي نسبتا ضعيف دارد مانع نفوذ ذرات بار دار و قوي خورشيدي مي شود
و در آخر نيروي گريز از مرکز در زمين 11 است 

زهره venus
دومين سياره منظومه شمسي الهه ي زيبايي ونوس نام دارد که به خواهر زمين معروف است و از درخشانتيرين اجرام آسماني است
بعلت نزديکي اين سياره به خورشيد دماي آن بسيار زياد است و جالب اينجاست که دماي آن حتي بيش از دماي سطح عطارد است!ودليل اين گرما
وجود جو اطراف اين سياره است که باعث شده پديده ي اثر گلخانه اي در آن بوجود بيايد
جو اين سياره از ازت و اسيد سولفوريک و گاز کربنيک ساخته شده است
زهره هر 225روز يک دور به دور خورشيد مي گردد و هر 243روز يک روز ونوسي را سپري مي کند
بر خلاف همه سيارات که از غرب به شرق  در حال گردش هستند زهره از شرق به غرب روي مدارش سير مي کند
اولين بار گاليله با استفاده از تلسکوپش توانست اين سياره ررا رصد کند اما چيزي جز گاز و ابر را نمي توان ديد زيرا همان طور که قبلا اشاره شد
اطراف اين سياره را جو غليظي احاطه کرده و ابر هايي دور آن وجود دارند که يه دورش در حال گردش هستند
زهره از نشر زاويه اي حد اکثر 46درجه از خورشيد فاصله مي گيرد و در اين حالت تا 3ساعت قبل از طلوع و بعد از غروب قابل مشاهده است
از درون تلسکوپ اين سياره بصورت يک قرص درخشان ديده مي شود
اطلاعات بدست آمده از زهره بوصيله ي مارينر10و ونرا از اين سياره حاصل شده که با فرستادن امواج راديويي اطلاعاتي از سطحش(پستي ها و گودالهاو..)بدست آمده است
سفينه هاي روسي  ونرا 9و10 نيز بر سطح اين سياره فرود آمده اند و در مدت کوتاهي اطلاعات زيادي از جمله عکسهايي از سطح سنگلاخي آن مخابره کردند