تبلیغات
فیزیک کیهان شناسی و کوانتوم
منوی اصلی
فیزیک کیهان شناسی و کوانتوم
ما نمیدانیم ولی میتوانیم بدانیم
  • Suroosh Sanei چهارشنبه 15 شهریور 1396 03:11 ب.ظ نظرات ()

    هیگز آخرین بخش گمشده مدل استاندارد ( Standard Model )‌ است. تئوری که بلوک های اصلی سازنده جهان را تشریح می کند. ۱۱ ذره دیگری که توسط این مدل پیش بینی شده اند، تا کنون کشف شده بودند و حالا پیدا شدن هیگز می تواند مدل استاندارد را تایید نماید. با اثبات وجود این ذره، ما مجبور به باز اندیشی در خصوص نحوه شکل گیری جهان خواهیم بود.

    دانشمندان عقیده دارند در یک میلیاردم ثانیه پس از بیگ بنگ، جهان هستی یک سوپ فوق العاده غول پیکر از ذراتی بوده که با سرعت نور با یکدیگر مسابقه گذاشته بودند و هیچ جرمی نداشته اند. در این میان برهم کنش آنها با میدان هیگز باعث شده که جرم پیدا کنند و سرانجام جهان شکل بگیرد.

    میدان هیگز، یک میدان انرژی تئوری و نادیدنی است که تمام کیهان را در برگرفته است. برخی ذرات (همچون فوتون ها که اجزاء نور هستند) توسط این میدان تحت تاثیر قرار نگرفته اند و در نتیجه جرمی ندارند. بقیه ذرات اما به خوش شانسی فوتون ها نبودند و همانند قاشقی که در آش گیر می کند، در این میدان انرژی به دام افتادند. تمامی ذرات با فواصل کم و زیاد در اطراف این میدان هستند و در حال بده بستان و اثرات متقابل با آن هستند و بوزون های هیگز را که به صورت خوشه ای به تعداد کاملا متفاوت در اطراف هر ذره هستند، به خود جذب می کنند.

    جهان را همانند یک میهمانی تصور کنید. میهمانان عادی که یکدیگر را نمی شناسند با سرعت و بدون هیچ توجهی از کنار یکدیگر رد می شوند. اما میهمانان مشهور و اشخاص مهم، گروه هایی از مردم (بوزن های هیگز) را به دور خود جذب می کنند و در نتیجه سرعت حرکت آنها در اتاق کند خواهد شد.

    سرعت حرکت ذرات در میدان هیگز هم بسیار شبیه به این داستان است. برخی ذرات معین، گروه بزرگتری از بوزون های هیگز را جذب می کنند و جرم بیشتری هم پیدا خواهند کرد.

    ذره هیگز که تا کنون فقط یک موضوع تئوری بوده است، برای اولین بار در سال ۱۹۶۴ توسط شش فیزیکدان وارد فرضیات علمی شد، که یکی از آنها Briton Peter Higgs بود. اما جستجو برای یافتن این ذره فرضی از اوایل دهه 1980 شروع شد. این آزمایشات ابتدا در Fermilab و با استفاده از برخورد دهنده Tevatron در نزدیکی شیکاگو انجام می شدند و امروزه در CERN با دستگاهی شبیه به آن (ولی بسیار بزرگتر) دنبال می شوند. اما تمرکز عمده بر این ذره، از سال ۲۰۱۰ و با آغاز کار LHC، شکل گرفت.

     

    مدل استاندارد چیست؟ 
     

    مدل استاندارد در علم فیزیک جایگاهی همانند نظریه تکامل در علم زیست شناسی دارد. این تئوری بهترین توضیح و تفسیری است که فیزیکدانان درباره چگونگی کنار هم قرار گرفتن بلوک های سازنده جهان توانسته اند ارائه کنند. این تئوری شرح می دهد که چگونه ۱۲ ذره بنیادی توسط چهار نیروی اصلی کنترل می شوند.

    نکته: البته بسیاری از منابع فیزیک تعداد این ذرات بنیادی در مدل استاندارد را به شکل دقیق تر و جزئی تر، به این صورت تقسیم بندی می کنند: ۱۲ لپتون، ۳۶ کوارک (و آنتی کوارک)، ۱۲ ذره واسطه و ذره هیگز. یعنی جمعا ۶۱ ذره.


    اما جهان هستی جای بسیار بزرگی است و مدل استاندارد تنها می تواند بخش کوچکی از آن را توضیح دهد. دانشمندان همیشه میان آنچه که ما می توانیم ببینیم و آنچه که باید در واقعیت وجود داشته باشد، یک فاصله و شکاف فرض می کنند. این شکاف باید با چیزی پر شود که ما به درستی آن را نمی شناسیم، که محققان این چیز را ماده تاریک یا Dark Matter می نامند. کهکشان ها نیز با سرعتی بیشتر از نیروهایی که ما می شناسیم و تصور می کنیم بر آنها وارد می شود، در حال دور شدن از یکدیگر هستند. این شکاف دانش نیز با انرژی تاریک یا dark energy پر می شود. اعتقاد بر این است که این جفت تقریبا ناشناخته بیش از ۹۶ درصد جرم و انرژی کیهان را در بر می گیرند.

    تایید مدل استاندارد، یا شاید اصلاح آن، می تواند یک گام به جلو برای رسیدن به هدف نهایی فیزیک ( نظریه همه چیز یا theory of everything ) است که ماده تاریک، انرژی تاریک و نیروی جاذبه را در بر می گیرد، چیزی که مدل استاندارد از پس توضیح آن بر نمی آید. این داستان همچنین می تواند نور دانش را حتی بر ایده های مبهم تری همچون امکان وجود جهان های موازی بتاباند.

    James Gillies سخنگوی سرن گفته بود همان گونه که نظریات اینشتین در برگیرنده کارهای ایزاک نیوتون بودند و بر پایه آنها بنا شده بودند، چیزی که هزاران فیزیکدان در سرن مشغول انجام آن هستند، همین کار را با نظریات اینشتین خواهد کرد‫.‬

     

    ذره کوب (برخورد دهنده) بزرگ یا LHC چیست؟ 
     

    به گمانم جواب این سوال را خوانندگان نارنجی از خیلی وقت قبل می دانند و آگاهی خوبی نسبت به آن دارند. برخورد دهنده بزرگ سرن یا Large Hadron Collider در واقع بزرگترین و قدرتمند ترین دستگاه جداکننده ذرات در جهان است. LHC از یک لوله حلقوی ۲۷ کیلومتری در عمق ۱۰۰ متری زمین میان فرانسه و سوئیس تشکیل شده است. ساخت این مجموعه عظیم بیش از ۱۰ میلیارد دلار هزینه در بر داشته است.

    دو باریکه از پروتون ها در جهت مخالف یکدیگر درون این لوله عظیم به حرکت در می آیند و سپس با یکدیگر برخورد می کنند تا میلیون ها ذره در هر ثانیه ایجاد شود. و این واکنش، شرایطی شبیه ثانیه اول بیگ بنگ را شبیه سازی خواهد کرد، همان زمانی که به اعتقاد فیزیکدان ها میدان هیگز روشن شده است.

    هم اکنون حجم بسیار عظیمی از داده ها طی آزمایشات سرن در کامپیوترهای این مرکز جمع آوری شده است. اطلاعاتی از تریلیون ها برخورد انجام شده که هر کدام نور کوچکی بودند برای افشای ذره بنیادین جهان هستی: بوزون هیگز. البته این فرآیند شکار ذره خدا، کاری کند و بسیار زمان بر بوده است.

     

    آستانه اثبات این ذره کجاست؟ 
    دانشمندان برای دستیابی به این اکتشاف، برای خود هدفی از میزان قطعیت و اطمینان گذاشته بودند که به آن 5sigma می گویند. یعنی اینکه تنها با احتمال یک در ۹ تریلیون، نتیجه گیری آنها از دیتاهای جمع آوری شده از ذره کوب (برخورد دهنده) می تواند یک اتفاق و اشتباه آماری باشد.

    از زمان شروع به کار سرن در سال ۲۰۱۰ دو تیم کاملا مجزا با نام های ATLAS و CMS به طور هم زمان کار بر روی هیگز را شروع کرده بودند. و اکنون دانشمندان سرن برای اطمینان از نتیجه گیری شان، دو گروه مستقل از اطلاعات کامل را در اختیار دارند و این، دقت کار را از آستانه آماری مورد نظر هم بالاتر برده است.

     

    چرا پیدا کردن بوزون هیگز اینقدر اهمیت دارد؟ 
     

    در حالی که کشف بوزون هیگز هم نمی تواند همه آنچه را که درباره چگونگی کارکرد جهان هستی نیاز داریم، به ما بگوید؛ اما می تواند یک حفره عظیم در مدل استاندارد را که بیش از ۵۰ سال خالی مانده بود، پر کند. مارتین آرچر فیزیکدان کالج سلطنتی لندن می گوید:

    بوزون هیگز در واقع آخرین تکه گمشده از درک فعلی ما از بنیادی ترین ذات و جوهره جهان هستی است. و اکنون به لطف LHC ما قادر هستیم که مربع کنار این گزینه را تیک بزنیم: این شیوه ای است که جهان کار می کند، یا حداقل ما فکر می کنیم این گونه کار می کند.

    در واقع این شروع یا پایان چیزی نیست، بلکه فقط درباره اینکه ما به صورت عملی درباره جهان و چگونگی اش چه بگوییم، می تواند به یاری ما بیاید و چیزهای زیادی برای گفتن داشته باشد. 
    گوردون کن، مدیر فیزیک نظری -مرکز میشیگان اضافه می کند که یافتن شواهدی درباره بوزون هیگز می تواند «یک موفقیت بسیار شگفت انگیز برای دانش و برای انسان در چهار قرن اخیر باشد.»

     

    چرا به بوزون هیگز‪،‬ ذره خدا می گویند؟ 
     

    نام مستعار جالب ذره خدا (God Particle) برای این ذره گریزان، توسط دانشمند برنده جایزه نوبل، لئون لدرمن برای عنوان کتابش انتخاب شد. البته وی به مزاح می گوید ابتدا می خواسته نام آن را ذره نفرین شده (Goddamn Particle) بگذارد، زیرا هیچ کس نمی توانسته آن را پیدا کند!

    وی دلیل انتخاب آن را اهمیت بسیار فراوان آن می داند، زیرا طبق نظریات علمی، این ذره همه جا را در بر گرفته و تمام فضا و کیهان را پوشانده است.

     

    دانشمندان چگونه به دنبال بوزون هیگز می گشتند؟ 
    در هجده ماه گذشته دانشمندان جستجو برای ذره هیگز را با به هم کوبیدن پروتون ها با انرژی بسیار بالا در ذره کوب (برخورد دهنده) ۱۰ میلیارد دلاری که در مرکز سرن ژنو قرار دارد، ادامه داده اند. درون LHC که ۱۰۰ متر زیر زمین بوده و یک تونل ۲۷ کیلومتری است و قویترین برخورد دهنده ای است که تا کنون ساخته شده، تصادم پروتون های پر انرژی، مجموعه ای از ذرات کوچکتر را پدید می آورد که دانشمندان تمام آنها را بررسی می کنند و به دنبال یک نشانه می گردند که وجود بوزون هیگز را نشان دهد.

    آرچر می گوید: «شما تنها امیدوارید که یک جایی در این تصادم ها چیزی را ببینید... شاید به نوعی یک اتفاق آماری.» در واقع بوزون های هیگز بسیار فرّارند، لحظه ای به وجود می آیند و بلافاصله به سرعت نابود می شوند. به گفته آرچر، دانشمندان در سرن تنها می توانند بازمانده های فراپاشی بوزون هیگز را مشاهده کنند.

    تصویر مرتبط

    آخرین ویرایش: چهارشنبه 15 شهریور 1396 03:15 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
  • Suroosh Sanei چهارشنبه 15 شهریور 1396 03:01 ب.ظ نظرات ()

    ما می دانیم که چه مقدار انرژی تاریک وجود دارد چراکه می دانیم چگونه انرژی تاریک بر انبساط جهان اثر می گذارد. اما مابقی مسایل درباره ماده تاریک و انرژی تاریک کاملاً در هاله ای از ابهام است. به نظر می رسد که تقریبا 68 ٪ جهان از انرژی تاریک است. ماده تاریک نیز حدود 27 ٪ جهان را تشکیل می دهد. بقیه - همه آن چیزهایی است که بر روی زمین وجود دارد، همه آن چیزهایی که تاکنون با تمام ابزارهای ممکن مشاهده شده اند. یعنی همه مواد عادی که اگر به هم اضافه شوند کمتر از 5 ٪ از جهان را تشکیل می دهند. البته اگر دوباره فکر کنیم می بینیم که شاید نباید به موادی که آنها را عادی می نامیم نام عادی بدهیم چراکه بخش کوچکی از عالم را تشکیل می دهد.

    انرژی تاریک

    این نمودار تغییرات در سرعت گسترش جهان از زمان تولد آن در15  میلیارد سال پیش را نشان می دهد. این نمودار نشان می دهد که از حدود 7.5 میلیارد سال پیش سرعت انبساط جهان به شکل قابل ملاحظه ای افزایش یافته. ستاره شناسان معتقدند که گسترش سریع تر جهان به خاطر نیروی تاریک مرموزی است که کهکشان را از هم جدا می شوند. منبع عکس سایت ناسا.

    چنان که گفته شد یک توضیح انرژی تاریک را یکی از ویژگی های فضا تلقی می کند. آلبرت اینشتین اولین کسی بود که فهمید فضای خالی «هیچ چیز» نیست. فضا خواص شگفت انگیزی دارد و ما در آغاز راه فهمیدن آن هستیم. یک بخش از تئوری جاذبه اینشتین که ماده ثابت کیهانی را شامل می شود پیش بینی می کند که " فضای خالی " می تواند انرژی خود را داشته باشد. از آنجایی که این انرژی از خواص ذاتی فضا است هنگامی که فضا گسترش می یابد رقیق نمی شود. بنابراین همین طور فضای بیشتری به وجود می آید. هنگامی که فضای بیشتری به وجود می آید انرژی فضایی بیشتری ظاهر می شود. درنتیجه این شکل از انرژی باعث می شود جهان سریع تر و سریع تر گسترش یابد. متأسفانه، هیچ کس نمی فهمد که چرا حتی ثابت کیهانی باید وجود داشته باشد، چه رسد به این که چرا باید ارزش آن را داشته باشد که باعث شتاب قابل مشاهده گسترش کیهان شود.

    یک توضیح دیگر در زمینه این که فضا چگونه انرژی به دست می آورد از نظریه کوانتوم ماده می آید. در این نظریه، " فضای خالی " در واقع پر از ذرات موقتی ( " بالقوه" ) است که به طور مداوم تشکیل و سپس ناپدید می شوند. اما زمانی که فیزیکدانان تلاش کردند محاسبه کنند چه مقدار انرژی به این فضای خالی می رود، پاسخ اشتباه از کار در آمد آن هم چه اشتباه بزرگی. این رقم در محاسبات 10120 به دست آمد یعنی عدد 1 با 120 تا صفر. بنابراین ابهام ادامه می یابد.

    یک توضیح دیگر برای انرژی تاریک این است که انرژی تاریک نوع جدیدی از جریان یا میدان انرژی دینامیکی است، جریانی که همه فضا را پر می کند اما به نحوی بر انبساط جهان اثر می گذارد که مغایر با ماده و انرژی عادی است. اما این ابهام پیش می آید که اگر پاسخ در عنصر پنجم نهقته است ما هنوز نمی دانیم که شبیه به چیست، با چه چیزی واکنش نشان می دهد یا چرا وجود دارد. بنابراین ابهام ادامه می یابد.

    آخرین امکان این است که نظریه جاذبه اینشتین نادرست باشد. این موضوع نه تنها بر فهم ما از گسترش جهان اثر می گذارد بلکه همچنین بر فهم ما از نحوه رفتار ماده عادی در کهکشان ها و خوشه های کهکشانی نیز تأثیر می گذارد. این جا است که می توان تصمیم گرفت آیا راه حل برای مشکل فهم ماده تاریک ارایه یک نظریه جدید درباره جاذبه است یا نه. اما اگر نظریه جدیدی درباره جاذبه مورد نیاز است این نظریه چه نوع نظریه ای باید باشد و چقدر حرکت اجرام در منظومه شمسی را به درستی توصیف می کند چرا که تئوری اینشتین این کار را برایمان انجام می دهد و هنوز هم  پیش بینی متفاوتی درباره جهان ارایه می دهد. تئور ی های دیگری هم درباره ماده تاریک وجود دارند اما هیچ یک قانع کننده نیستند و ابهام ادامه می یابد.

    آخرین ویرایش: چهارشنبه 15 شهریور 1396 03:03 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
  • Suroosh Sanei جمعه 10 شهریور 1396 09:06 ب.ظ نظرات ()

    ماده‌ی تاریک٬ یکی از معماهای رازآلود کیهان است که دانشمندان همچنان در پی کشف هویت واقعی این ماده‌اند. اما معنی‌اش این نیست که اطلاعاتی از آن در دسترس نباشد.

    نخستین شواهد از ماده‌ی تاریک به اوایل ۱۹۳۰ میلادی برمی‌گردد. در آن زمان٬ یان اورت٬ منجم هلندی تصمیم گرفت تا سرعت ستاره‌های راه‌شیری را به کمک اثر دوپلر اندازه‌گیری کند. اما نتایجی که به‌دست آورد با آن‌چه که متناسب با نیروی گرانشی جرم رویت‌پذیر بود٬ بسیار منافات داشت و سرعت ستاره‌ها بسیار بیشتر از حد انتظار برآورد شدند. این سرعت آن‌قدر زیاد بود که سبب می‌شد تا ستاره‌ها بتوانند به آسانی بر گرانش کهکشان غلبه کنند و از آن فرار کنند اما چنین اتفاقی نیفتاده بود و آنان همچنان در کهکشان راه‌شیری قرار داشتند. پس اشکال از کجاست؟ آیا محاسبات اشتباه بودند؟ یا این که شاید درک ما از گرانش اشتباه است؟ گرانشی که قرن‌هاست پاسخ اعتماد بشر را داده است. اما اشکال نه از محاسبات بود نه از فهم ما از گرانش. بلکه به نظر یک نیروی گرانشی نامرئی مانع از فرار ستاره‌ها می‌شد.

    ماده‌ی ناپیدا

    در آن زمان اورت٬ به حضور ماده‌ای نامرئی گمان برد. ماده‌ای که دیده نمی‌شد اما تأثیر گرانشی داشت. چندی پس از این، فریتس زویکی٬ منجم سوییسی در حال اندازه‌گیری سرعت کهکشان‌ها در یک مقیاس بزرگ‌تر٬ یعنی خوشه‌ی کهکشانی (خوشه‌ی گیسو) بود که به همان نتیجه‌ی مشابه اورت دست یافت. به این ترتیب وجود این ماده‌ی نامرئی بیش از پیش قوت گرفت. تا این که در دهه‌های ۵۰ و ۶۰ میلادی مطالعات فراوانی روی سرعت ستاره‌ها در مکان‌ها مختلف راه‌شیری صورت گرفت که همچنان اختلاف فاحشی با نظریات اثبات شده را آشکار می‌کرد. اما این اختلافات از کجا نشأت می‌گرفتند؟

    Chart 1بر اساس قوانین نیوتن-کپلر٬ می‌توان نموداری را برای سرعت مداری ستاره‌ها نسبت به فاصله‌ی آن‌ها از مرکز کهکشان راه‌شیری رسم کرد که بسیار شبیه به چرخش یک فریزبی یا یک دیسک حول مرکزش است. به این نمودار «نمودار چرخشی کهکشان» می‌گویند. دانشمندان انتظار داشتند که هرچه ستار‌ه‌ها به مرکز کهکشان‌ نزدیک‌تر باشند٬ سرعت‌شان نیز کم‌تر باشد و با فاصله گرفتن از مرکز کهکشان سرعت ستاره‌ها افزایش می‌یابد تا جایی که دیگر جرم مرکزی کهکشان نتواند روی ستاره‌ها‌ی دورتر تأثیر بگذارد. از آن‌جا به بعد٬ سرعت ستاره‌ها دوباره باید کاهش می‌یافت. این نظریات همچنان پا برجا بود تا این‌که در اوایل سال ۱۹۷۰ ٬ ورا روبین٬ بانوی منجم آمریکایی نشان داد که سرعت ستاره‌ها از الگوی نیوتن-کپلری پیروی نمی‌کند و تقریباً ستاره‌ها٬ در نقاط مختلف کهکشان٬ سرعت ثابتی دارند. این تناقض نه تنها در کهکشان راه شیری بلکه در کهکشان‌های دیگری مانند آندرومدا نیز مشاهده شد. به این ترتیب بود که بار دیگر وجود ماده‌ای که این خلاء گرانشی را پر کند محبوبیت یافت.

    از طرفی دیگر منجمان با قانون کپلر جرم کلی کهکشان‌ راه شیری را به‌دست آوردند که معادل یک تریلیون برابر جرم خورشید بود اما مجموعه‌ی جرمی که از رصد اجرام‌ رویت‌پذیر کهکشان (ستاره‌ها٬‌ گازها و غبارها) در همه‌ی طول‌موج‌های فروسرخ٬ مرئی٬ فرابنفش و رادیویی به‌دست آمد حدود ۲۰۰ – ۶۰۰ میلیارد برابر جرم خورشید بود. به این معنی که جرمی که از فرمول به‌دست آمده بود حدود ۶  بار بزرگ‌تر از مجموعه‌ی جرم رویت‌پذیر کهکشان‌ است. به‌ این ترتیب وجود ماده‌ی تاریک در میان دانشمندان بیش از پیش مقبولیت یافت.

    اگر هست چرا نمی‌توان دید؟

    jellybean-universeدر‌واقع این ماده٬ یک ماده‌ی غیرباریونی است. از آن‌جایی که واحد تشکیل‌دهنده‌ی مواد باریونی٬ اتم است که خود از پروتون٬ الکترون و نوترون تشکیل شده است٬ همگی در طول موج های الترومغناطیسی آشکار می‌شوند و در طول موج‌های مختلفی٬ تابش می‌کنند. اما ماده‌ی تاریک رفتاری عجیب دارد و هیچ‌گونه برهم‌کنش الکترومغناطیسی ازخود نشان نمی‌دهد. نه نوری دریافت می‌کند و نه از خود نوری تابش می‌کند. تنها راه تشخیص آن نیروی گرانشی است که به سبب جرم خود روی اجرام دیگر وارد می‌کند. دانشمندان در تلاش‌اند تا بتوانند ذرات تشکیل‌دهنده‌ی این ماده‌ی مرموز را کشف کنند اما همچنان توفیقی به‌دست نیامده است. با کشف این ماده‌ی شگفت‌انگیز٬ نادانی انسان نیز وسعت یافته است. تا پیش از این تصور می‌شد که جهان را می‌توان در طول موج‌های گوناگون شکار کرد وهیچ چیز از چشم انسان غافل نخواهد ماند اما با کشف ماده‌ی تاریک و البته در پی آن انرژی تاریک٬ بشر به این نتیجه رسید که فقط ۴ درصد جهان را می‌بیند و تاکنون از باقی آن غافل مانده است!

    آیا راست می‌گویند؟

    Gravitational lensواضح است که ماده‌ی تاریک در مقیاس بزرگ‌تر نمود بیشتری پیدا می‌کند. بهترین نمونه‌ای که می‌توان به وضوح تأثیر ماده‌ی تاریک را مشاهده کرد٬ خوشه‌‌های کهکشانی‌اند. سال‌ها پیش از کشف ماده‌ی تاریک٬ اینشتین در نسبیت عام بیان کرد که نیروی گرانشی می‌تواند نور را خم کند. این نظریه در جریان خورشیدگرفتگی ۱۹۱۹ میلادی٬ به‌دست ادینگتون٬ منجم انگلیسی تایید شد. سال‌ها پس از آن٬ فریتس زویکی با وام گرفتن از نسبیت عام٬ مبحث عدسی‌های گرانشی را مطرح کرد. عدسی‌های گرانشی نور اجرامی که در پشت آن‌ها قرار دارند را خم می‌کنند و سبب می‌شوند تا بتوانیم آن‌ها را ببینیم. حتماً نباید جرم این عدسی مملو از ماده‌ی تاریک باشد تا بتوانند نور را خم کنند اما از طرف دیگر جرم رؤیت‌پذیر خوشه‌های کهکشانی آن‌قدر نیست که بتواند تأثیر گرانشی چشم‌گیری روی نور بگذارد. با رصدهایی که دانشمندان روی خوشه‌های کهکشانی گوناگون انجام دادند هیچ جای شکی مبنی بر حضور پررنگ ماده‌ی تاریک در این خوشه‌ها نمی‌گذارد. آن‌ها حتی می‌توانند به میزان خمیدگی نور در حین عبور از این خوشه‌ها جرم کلی خوشه و نهایتاً مقدار ماده‌ی تاریک پیرامون آن را تخمین بزنند.

    برای مثال می‌توان به خوشه‌ی کهکشانی «گلوله» اشاره کرد که از برخورد دو خوشه با سرعت ۱۶ میلیون کیلومتر بر ساعت پدید آمده است و نامش را نیز از نوع شکلی ظاهری‌اش وام گرفته است. این خوشه به‌نوعی گواهی اثبات وجود ماده‌ی تاریک است.

    bullet_cluster_c60w

    خوشه‌ی کهکشان گلوله

    منجمان با کمک روش «عدسی گرانشی ضعیف» و با بهره‌گیری از تلسکوپ‌های زمینی ماژلان و VLTو تلسکوپ فضایی هابل موفق شده‌اند تا میزان خمیدگی نور و در نتیجه جرم کلی این خوشه‌ی عظیم را محاسبه کنند. سپس به کمک تلسکوپ فضایی چاندارا  جرم مواد درخشان و رویت‌پذیر را نیز محاسبه کردند و آن‌ را با جرم کلی مقایسه کردند و به این‌ ترتیب نقشه‌ای از ماده‌ی تاریک حاضر در این خوشه به دست آمد. نتیجه بسیار شگفت‌انگیز بود.

    هنگامی که این دو خوشه‌ با یکدیگر برخورد کردند مواد درخشان و رویت‌پذیر آن‌ها مانند گازهای داغ با یکدیگر برهم‌کنش داشتند و از سرعت‌شان کاسته شد اما ماده‌ی تاریک هر دو خوشه هیچ برهمکنشی با یکدیگر نداشتند و از درون یکدیگر عبور کردند. به نظر می‌آید که این مواد غیرقابل برخورد باشند. همین سبب می‌شود تا ماده‌ی تاریک هر خوشه از ماده‌ی درخشان‌اش جدا شود. آن‌چه که سال‌ها دانشمندان به ‌دنبال‌اش بودند اینک به وقوع پیوسته است. آن‌ هم بیش از ۳ میلیارد سال نوری دورتر از ما. برای درک بهتر این نمایش  را ببینید.

    درادامه انیمیشن دیگری برای‌تان آورده‌ایم که در آن  تصاویر این خوشه به تفکیک به‌نمایش درمی آیند. با دقت در تصویر نخست می‌توانید دو خوشه‌ی برخوردکننده را پیدا کنید که یکی بزرگ‌تر از دیگری است. تصویر دوم در طول موج پرتو ایکس گرفته شده است که نشان‌دهنده‌⁠ی مواد درخشان وگازهای داغ دو خوشه‌ است. تصویر سوم٬‌ نشان‌دهنده‌ی ماده‌‌ی برهم‌کنش‌ناپذیر «تاریک» است که با رنگ کاذب آبی نشان داده شده است. در تصویر پایانی نیز برای مقایسه‌ی بهتر٬‌ ترکیبی از هر ۳ تصویر به‌نمایش در آمده است.

    Picture Sequence

    تحقیقات روی رفتار ماده‌ی تاریک و هویت واقعی آن هم‌چنان ادامه دارد. گروهی از دانشمندان ذراتی به نام WIMP را به عنوان ذره‌ی اصلی ماده‌ی تاریک پیشنهاد داده‌اند که مانند این ماده با انرژی الکترومغناطیسی واکنش نشان نمی‌دهد و نمی‌توان آن را دید. از طرفی هم با نیروهای هسته‌ای قوی هیچ برهمکنشی ندارند به این معنی که هیچ نوع برهم‌کنشی را با هسته‌ی اتم‌ها نشان نخواهند داد. این بسیار شبیه به رفتار و نشانه‌هایی است که ما از ماده‌ی تاریک دریافت کرده‌ایم. اما این ذره‌ی پیشنهادی٬ هنوز اثبات نشده است.  به‌تازگی طیف نگار مغناطیسی آلفا AMS که در جست‌وجوی این ماده‌  بر ایستگاه فضایی نصب شده٬ داده‌هایی را به زمین مخابره کرده است که دانشمندان از آن به عنوان خبری بزرگ نام برده‌اند. نتیجه‌ی این داده‌ها تا دو هفته‌ی دیگر اعلام می‌شود و باید تا آن زمان منتظر بمانیم تا شاید یکی از گره‌های بزرگ کیهان‌شناسی پس از سال‌ها تحقیق و جست‌وجو باز شود!


    آخرین ویرایش: جمعه 10 شهریور 1396 09:12 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
  • Suroosh Sanei چهارشنبه 1 شهریور 1396 09:15 ب.ظ نظرات ()

    اینجا در روی زمین، هر سال از ۳۶۵.۲۵ روز تشکیل می‌شود و هر روز، ۲۴ ساعت طول می‌کشد. در طول یک سال، تغییرات فصلی مشخصی در زمین رخ می‌دهد که دلیل آن مدت‌زمان گردش مداری زمین به دور خورشید و مدت‌زمان گردش زمین به دور خود و همچنین کجی محور عمودی زمین است. اما نکته‌ی جالب این است که وقتی صحبت از دیگر سیاره‌ها در منظومه‌ی شمسی ما می‌شود، همین موارد بازهم صادق هستند.

    نپتون را در نظر بگیرید؛ به‌عنوان هشتمین و دورترین سیاره از خورشید، این سیاره دارای مدار بسیار بزرگی است و سرعت حرکت مداری آن نسبتا کم است. در نتیجه، هر سال در نپتون معادل است با ۱۶۵ سال زمینی. با توجه به انحراف محوری زیاد نپتون، تغییرات فصلی در آنجا نسبتا شدید هستند.

    دوره‌ی مداری

    میانگین فاصله‌ی نپتون از خورشید ۴۵۰۴.۴۵ میلیون کیلومتر است. خروج از مرکز مداری این سیاره در حدود ۰.۰۰۹۴۵ است و در نتیجه کمترین فاصله‌ی نپتون از خورشید، ۴۴۶۰ میلیون کیلومتر و بیشترین فاصله‌ی آن، ۴۵۴۰۰ میلیون کیلومتر است.

    مدار نپتون

    سرعت حرکت نپتون در مدار خود برابر با ۵.۴۳ کیلومتر در ثانیه است؛ از این‌رو یک سال در نپتون معادل ۱۶۴.۸ سال زمینی (۶۰۱۸۲ روز زمینی) است. یعنی در عمل اگر شما در نپتون زندگی می‌کردید، احتمالا قبل از رسیدن به یک‌سالگی از دنیا می‌رفتید. هر روز در نپتون با ۰.۶۱۷۳ روز زمین برابر است (۱۶ ساعت و ۶ دقیقه و ۳۶ ثانیه)، بنابراین هر سال نپتون از ۸۹۶۶۶ روز خورشیدی تشکیل می‌شود.

    با توجه به این‌که نپتون در سال ۱۸۴۶ کشف شده است، همه‌ی اطلاعات ما درباره‌ی این سیاره در طول ۱۷۱ سال گذشته به دست آمده است. این سخن به این معنی است که از زمان کشف نپتون، این سیاره تنها یک‌ بار به دور خورشید گردش کرده است (گردش آن در سال ۲۰۱۰ به دور خورشید تکمیل شد) و اکنون هفت سال زمینی از دور دوم گردش آن گذشته است. دومین گردش مداری نپتون از زمان کشف آن در سال ۲۱۷۹ کامل خواهد شد.

    تشدید مداری

    به دلیل موقعیت نپتون در منظومه‌ی شمسی، مدار این سیاره تأثیر زیادی بر کمربند کویپر که در نزدیکی آن قرار دارد، می‌گذارد. این ناحیه که مشابه کمربند سیارکی اصلی منظومه‌ی شمسی و البته نسبت به آن بسیار بزرگ‌تر است، از اجرام یخی تشکیل شده است و فاصله‌ی آن از خورشید از نزدیکی مدار نپتون، در فاصله‌ی ۳۰ واحد نجومی شروع می‌شود و تا فاصله‌ی ۵۵ واحد نجومی امتداد می‌یابد. یک واحد نجومی برابر است با بیشترین فاصله‌ی زمین از خورشید یا ۱۵۰ میلیون کیلومتر.

    منظمومه شمسی

    همانند گرانش مشتری که تأثیر زیادی بر کمربند سیارک‌ها دارد و هرازگاهی یکی از سیارک‌ها و دیگر اجرام کوچک را از مدار خود خارج می‌کند و به قسمت‌های داخلی منظومه‌ی شمسی می‌فرستد، کمربند کویپر نیز شدیدا تحت تأثیر گرانش نپتون قرار دارد. همین موضوع باعث شده است که فواصل تقریبا خالی درون کمربند ایجاد شوند؛ جایی که اجرام آسمانی در آنجا در تشدید مداری با نپتون قرار گرفته‌اند.

    در داخل این نواحی، اشیای سماوی در رزونانس‌های ۱:۲، ۲:۳ و ۳:۴ با نپتون قرار گرفته‌اند؛ به این معنی که این اشیا به ازای دو بار تکمیل مدار خورشیدی توسط نپتون، یک‌ بار به دور خورشید گردش می‌کنند؛ یا به ازای تکمیل سه مدار خورشیدی توسط نپتون، دو بار به دور خورشید می‌چرخند یا اینکه به ازای تکمیل چهار مدار خورشیدی توسط این سیاره، سه بار خورشید را دور می‌زنند. بیشترین تراکم این اجرام مربوط به رزونانس ۲:۳ است، جایی که به این اجرام سماوی پلوتینو می‌گویند؛ زیرا بزرگ‌ترین آن‌ها پلوتو است.

    با این‌که مدار نپتون به‌صورت منظم توسط مدار پلوتو قطع می‌شود؛ به دلیل وجود رزونانس ۲:۳، اطمینان داریم که این دو جرم آسمانی هیچ‌گاه با یکدیگر برخورد نخواهند کرد. همچنین گرانش نپتون گاهی یکی از اجرام یخی واقع در کمربند کویپر را از مدار خود خارج و آن را به‌سوی داخل منظومه‌ی شمسی روانه می‌کند. در نتیجه این اجرام تبدیل به ستارگان دنباله‌داری می‌شوند که مدار آن‌ها به دور خورشید بسیار بسیار بزرگ است.

    اخترشناسان اعتقاد دارند که بزرگ‌ترین قمر نپتون با نام تریتون، در گذشته یکی از اجرام کمربند کویپر بوده است که توسط گرانش نپتون به دام افتاده و اکنون به دور آن می‌چرخد. دلیلی که دانشمندان بر این ادعا می‌آورند به چرخش معکوس آن به دور نپتون برمی‌گردد. در واقع تریتون در خلاف جهت دیگر قمرهای نپتون به دور آن می‌چرخد. نپتون همچنین چند تروجان در نقاط لاگرانژی L4 و L5 مدار خود دارد. می‌توان گفت این تروجان‌های نپتونی در رزونانس پایدار ۱:۱ با نپتون قرار دارند.

    تغییرات فصلی

    همانند دیگر سیارات منظومه‌ی شمسی، نپتون دارای انحراف محور عمودی به‌سوی خورشید است. میزان انحراف نپتون به‌سوی خورشید ۲۸.۳۲ درجه نسبت به مدار خود است؛ در حالی که این رقم برای زمین ۲۳.۵ درجه است. البته رکورددار این کجی، اورانوس با زاویه‌ی عجیب ۸۲.۲۳ درجه است. به دلیل این انحراف، نپتون در طول یک سال تغییرات فصلی را تجربه می‌کند؛ زیرا یکی از نیم‌کره‌های آن نسبت به دیگری نور خورشید بیشتری دریافت می‌کند. احتمالا تاکنون حدس زده‌اید که فصول نپتون بسیار طولانی هستند، در واقع هر فصل در نپتون ۴۰ سال زمینی طول می‌کشد.

    انجراف محوری نپتون

    گفته می‌شود حرارت موجود در اتمسفر نپتون تا حد زیادی منشأ داخلی دارد که البته این منبع تاکنون کشف نشده است؛ با این حال تحقیقی که با همکاری دانشگاه ویسکانسین-مدیسون و آزمایشگاه پیشرانش جت ناسا انجام گرفت، تأیید کرد که بخشی از تغییرات فصلی در نپتون از تغییر در دریافت میزان تشعشعات خورشیدی نشأت می‌گیرد. در این تحقیق از عکس‌های نپتون که توسط تلسکوپ فضایی هابل  بین سال‌های ۱۹۹۶ و ۲۰۰۲ گرفته شده است، استفاده شد.

    دانشمندان با استناد به این تصاویر دریافتند که رگه‌های ابر بزرگ جنوبی نپتون به‌صورت پایدار در یک دوره‌ی ۶ ساله پهن‌تر و روشن‌تر می‌شوند که این اتفاق با شروع فصل تابستان ۴۰ ساله‌ی نیم‌کره‌ی جنوبی نپتون تلاقی دارد. دانشمندان دلیل این تغییر در ابر را ناشی از افزایش تشعشعات خورشیدی رسیده به نیم‌کره‌ی جنوبی سیاره می‌دانند؛ در حالی که نواحی استوایی نپتون بهره‌ی اندکی از این افزایش میزان دریافت تشعشات می‌برند.

    تغییرات فصلی نپتون

    نپتون هم چنان سیاره‌ای پر از رازهای کشف نشده است. با این حال، تحقیقات و مطالعات انجام‌شده یا در حال انجام، حقایقی آشنا در مورد این سیاره‌ برای ما روشن کرده‌اند. با این‌که ترکیبات سازنده‌ی نپتون بسیار متفاوت با سیاره‌ی ما هستند و مدار آن در فاصله‌ی بسیار دوری از خورشید قرار دارد؛ انحراف محوری و دوره‌ی مداری آن باعث می‌شود نپتون همانند زمین تغییرات فصلی را تجربه کند.

    این موضوع دلگرم‌کننده است. ما هر چه از خورشید دورتر شویم و هر چه قدر با اجرام متفاوت روبه‌رو شویم؛  باز هم درمی‌یابیم که بعضی چیزها عوض نمی‌شوند و به ویژگی‌هایی برمی‌خوریم که ما را به یاد خانه‌ی آشنای خودمان، زمین می‌اندازند.

    آخرین ویرایش: جمعه 10 شهریور 1396 09:02 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
  • Suroosh Sanei چهارشنبه 1 شهریور 1396 09:11 ب.ظ نظرات ()

    حلقه ای قرص مانند از اجرام که در ماورای مدار نپتون در فاصله ۳۰ تا۴۰ واحدنجومی وتقریبا در صفحه منظومه شمسی بدور خورشید می چرخند(توجه داشته باشید که منطقه ابر اورت منطقه ای کروی است).این اجرام از مواد یخی تشکیل شده و منشا اصلی دنباله دارها با دوره تناوب کوتاه(با دوره تناوب کمتر از ۲۰۰ سال) به شمار می رونددرحالیکه ابر اورت منشاءدنباله دارهای با دوره بلند است.تصور بر این است که گروهی از سیارکها با نام سیارکهای سنتور که مدار آنها بین مشتری ونپتون است نیزتحت تاثیر سیاره نپتون احتمالا به این منطقه آمده باشند.اگر این سیارکهای یخی به مناطق درونی منظومه شمسی نزدیک شوند میتوانند به دنباله دارهایی فوق العاده درخشان تبدیل شوند.

    حلقه های مشابه کوییپر تا به حال در اطراف ۹ ستاره تشخیص داده شده اند .وجود این حلقه ها ارتباط مستقیمی با تشکیل سیارات در یک منظومه ی ستاره ای دارد.وجود لبه های تیز بیرونی در یک کمربند باریک (مانند کمربند کوییپر) نشان دهنده ی وجود همدمی ستاره مانند برای ستاره ی اصلی است که به طور مداوم ، لبه ی بیرونی کمربند را تمیز می کند.درست مانند تاثیر اقمار بر لبه های حلقه های زحل و اورانوس.

    این اجرام یخی هر از چند مدتی تحت تاثیر گرانش سیارات بزرگ منظومه شمسی بویژه مشتری به مناطق درونی منظومه رانده شده وبخاطر نور وحرارت خورشید شروع به بخار شدن کرده و مانند دنباله دار در آسمان ظاهر می شوند.در سال ١٩٩٢ اخترشناسان نقطه سرخ رنگ کوچکی را در ۴٢ واحد نجومی خورشید تشخیص دادند؛ اولین جرم دیده شده در کمربند کوییپر. از آن سال تاکنون بیش از ١٠٠٠ جرم در این کمربند شناخته شده است. اجرام کمربند کوییپر بسیار دور هستند و به همین علت اندازه گیری ابعادآنها کاری دشوار است.

    اندازه ای که برای آنها تخمین زده می شود، به ارتباط میان میزان درخشندگی سطحی آنها و اندازه شان وابسته است. برای اندازه گیری اندازه بنابر میزان درخشندگی، دانشمندان درصد بازتاب نور خورشید را از سطح جرم اندازه می گیرند، به این عدد ضریب بازتاب سطحی (آلبدو) می گویند. با فرضِ اینکه ضریب بازتاب سطحی یک جرم متوسط کمربند کوییپر برابر دنباله دارهاست، حدود ۴ درصد، دانشمندان اندازه اجرام کمربند را حساب می کنند. یکی از راههای اندازه گیری ضریب بازتاب سطحی جرم، اندازه گیری مقدار گرمای ساطع شده از آن در طول موج فروسرخ است. در سال ٢٠٠۴ ، دانشمندان تعدادی از اجرام کوییپر را با تلسکوپ فضایی فروسرخ اسپیتزر رصد کردند و میانگین ضریب بازتاب را ١٢ درصد به دست آوردند؛ به این ترتیب اجرام کوییپر باید کوچکتر از آنچه در ابتدا تصور می شد، باشند. با این حال، رصدها و اکتشافات جدید ممکن است این نتیجه گیری را دگرگون کند.

    اخترشناس هلندی تبار، خرارد کایپر بر پایهٔ مدار برخی از دنباله دارهای شناخته شده و وجود اجرامی مانند سیاره کوتوله پلوتون باور داشت که کمربندی از اجرام دنباله دار مانند در ورای مدار نپتون وجود دارند. ۲۰ سال پس از مرگ او نخستین جرم کمربند کویی پر در فاصله ۴۲ واحد نجومی از خورشید شناخته شد. این جرم به قطر ۲۴۰ کیلومتر با نام ۱۹۹۲QB۱ نامگذاری شد.

    از آن زمان تا کنون بیش از ۸۰۰ جرم دیگر در کمربند کویپر یافته شده‌است. گمان می‌شود حداقل ۳۵۰۰۰ جهان یخ زده با قطری بیش از ۱۰۰ کیلومتر در این منطقه وجود داشته باشند و شاید ده‌ها بار بیش از این، اجرام کوچک‌تری در کمربند کویی پر پنهان از دید ما باشند. کل جرم موجود در کمربند کویپر باید چند صد برابر جرم موجود در کمربند سیارک‌ها که در میان مدار مریخ و مشتری است باشد.

    از جمله اجسامی که در این کمربند هستند می‌توان اریس و پلوتون را نام برد.

    introduction to kuiper belt 1 آشنایی با کمربند کویپر
    معرفی چند عدد از اجرام واقع در کمربند کوییپر

    Quaoar (2002 LM60)

    یکی از بزرگترین اجرام کمربند کوییپر است. Quaoar، تقریبا در ۶.١ میلیارد کیلومتری مدار پلوتون (حدود ۴٢ واحد نجومی)، هر ٢٨٨ سال یکبار گرد خورشید می گردد. در سال ١٩٨٠ از این جرم عکس برداری شده بود اما تا سال ٢٠٠٢ که مایک براون و همکارانش از کَلتِک در پاسادنا آن را کشف کردند، از اجرام کوییپر به حساب نمی آمد.

    قطر Quaoar تقریبا ١٢۵٠ کیلومتر، برابر قمر پلوتون، کارون، است. پس از کشف پلوتون در سال ١٩٣٠ (و قمرش کارون در سال ١٩٧٨) تا سال گذشته که سیاره کوتوله اریس یا UB313 کشف شد، جرمی بزرگتر از Quaoar کشف نشده بود. در حقیقت این جرم بزرگ از به هم پیوستن ۵٠٠٠٠ سیارک، به وجود آمده است. مجموع این اجرام حجمی برابر Quaoar خواهند داشت.

    جرم بزرگتری از کمربند کوییپر (2004 DW که اکنون Orcus نامیده می شود) در فاصله ۴۵ واحد نجومی از خورشید کشف شد.

    2005 FY9 یا ماکه ماکه (MAKEMAKE)

    جرم بسیار بزرگی از کمربند کوییپر است که در ٣١ مارچ ٢٠٠۵ ، گروه مایک براون آن را کشف کرد. کشف آن در ٢٩ جولای ٢٠٠۵ همزمان با دو جرم بزرگ دیگر در کمربند کوییپر، 2003 EL61 و 2003 UB 313، که اکنون اِریس نامیده می شود، اعلام شد. در ابتدا به نظر می رسید قطری برابر ۵٠ % تا ٧۵ % پلوتون داشته باشد. از نظر اندازه مشابه 2003 EL61 است، ولی پرنور تر از آن. پس از UB313 و پلوتون، بزرگترین جرم منظومه شمسی به شمار می آید. این جرم هر ٣٠٨ سال یک بار به دور خورشید می گردد. مانند پلوتون، مداری کشیده دارد و با صفحه مدار سیارات منظومه شمسی نیز زاویه زیادی دارد.

    2003 EL61

    2003 EL61 یکی دیگر از اجرام کمربند کوییپر است که مایک براون و گروهش از کَلتِک، آن را کشف کردند. این جرم در منطقه ای آن سوی مدار نپتون است؛ جایی که پلوتون و خرده سیاره های بزرگ Orcus و Quaoar، 2005 FY9 و سیاره کوتوله 2003 UB313 در میان سایر اجرام، قرار دارند. 2003 EL61، پس از پلوتون و 2005 FY9 پرنورترین جرم این منطقه است. این جرم آنقدر پرنور است که با تلسکوپ های خوب آماتوری و مجهز به دوربین های سی سی دی، می توان آن را دید. در کنار درخشان بودن 2003 EL61 ، این جرم، از نمونه های دسته ای از اجرام کمربند کوییپر به نام “اجرام پراکنده کمربند کوییپر” است. این اجرام به این علت “پراکنده” نامیده می شوند که تصور می شود اجرامی باشند که زمانی با نپتون تماس نزدیک داشته اند و گرانش نپتون مدار آنها را بسیار کشیده و پراکنده کرده باشد. جرم 2003 EL61 ، ٣٢ % جرم پلوتون است.

    سِدنا

    در ماه مارچ ٢٠٠۴ ، اخترشناسان اعلام کردند سیاره جدیدی یا خرده سیاره ای، در فاصله ای بسیار دور، در سردترین مناطق منظومه شمسی، کشف کرده اند. در ابتدا، مایک براون، همراه با دکتر چاد تروجیلو از رصدخانه جِمینی در هاوایی و دیوید رابینوویتز از دانشگاه یِل، این “خرده سیاره” را در ١۴ نوامبر ٢٠٠٣ ، با تلسکوپ ۴٨ اینچ ساموئل اُشین در رصدخانه پالومار در نزدیکی سَن دیِگو، کشف کردند. در روزهای بعد، جرم جدید با تلسکوپهایی در شیلی، اسپانیا، آریزونا و هاوایی و کمی پس از آن، با تلسکوپ فضایی اسپیتزر رصد شد.

    خرده سیاره 2003 VB12

    که به نام خدای مردمان اسکیمو که در زیر آبهای اقیانوس شمالی زندگی می کند، سِدنا، نامیده شد، مدت کوتاهی، در دوره تناوب ١٠۵٠٠ ساله خود، به خورشید نزدیک شده بود. سدنا حدود یک چهارم تا سه هشتم قطر پلوتون است. سدنا در دورترین نقطه مدارش، ١٣٠ میلیارد کیلومتر از خورشید فاصله دارد؛ که حدود ٨۶ واحد نجومی می شود؛ ای فاصله را با فاصله نپتون، ٣٠واحد نجومی، و پلوتون، ٣٩ واحد نجومی، مقایسه کنید.

    کاشفان سدنا، این جرم را از اجرام داخلی ابر اورت معرفی کردند، زیرا هیچ گاه وارد کمربند کوییپر نشد. سدنا هیچ گاه از ٧۶ واحد نجومی به خورشید نزدیک تر نشد. سدنا، جرم بسیار عجیبی است؛ هیچ کس تصور نمی کرد در فضای خالی بین ابر اورت و کمربند کوییپر چنین جرمی پیدا شود. شاید ابر اورت بیشتر از آنچه تصور می شد گسترده باشد، یا شاید سدنا جرمی از اوایل پیدایش منظومه شمسی باشد که بین کمربند کوییپر و ابر اورت گرفتار شده است. از دیگر ویژگی های جالب سدنا، می توان رنگ سرخ و اندازه آن را نام برد؛ پس از مریخ، سدنا سرخ ترین جرم منظومه شمسی است. با قطری که حدود سه چهارم پلوتون تخمین زده می شود، از زمان کشف پلوتون در سال ١٩٣٠ و تا پیش از کشف اریس، بزرگترین جرم کشف شده منظومه شمسی است. سدنا در دوردست های منظومه شمسی، در سردترین منطقه منظومه که دمای آن هیچ گاه به بالای منفی ٢۴٠ درجه سانتی گراد نمی رسد، قرار دارد. سدنا در دورترین نقطه مدارش، ١٣٠ میلیارد کیلومتر از خورشید فاصله دارد. این فاصله ٩٠٠ برابر فاصله میانگین زمین تا خورشید است.

    دانشمندان هنگامی که متوجه شدند حتی تلسکوپ فضایی اسپیتزر نیز نمی تواند گرمای ساطع شده از این جرم سرد و دور را ثبت کند، اعلام کردند باید اندازه ای کوچکتر از پلوتون داشته باشد. با جمع آوری همه داده ها، براون اندازه سدنا را بین پلوتون و Quaoar ، خرده سیاره ای که همین گروه آن را در سال ٢٠٠٢ کشف کرده بود، تخمین زد. تا زمان کشف سدنا، Quaoar بزرگترین جرم شناخته شده در آنسوی پلوتون بود.

    Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) و Gerard Peter Kuiper (1905-1973)

    نام دو ستاره شناسی بود که درباره این ناحیه از منظومه شمسی به تحقیق پرداختند.

    آخرین ویرایش: چهارشنبه 1 شهریور 1396 09:14 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
  • Suroosh Sanei چهارشنبه 1 شهریور 1396 09:09 ب.ظ نظرات ()

    اورانوس از نظر فاصله از خورشید هفتمین سیاره در  منظومه شمسی ما است. فقط نپتون و سیاره کوتوله پلوتون دورتر از آن هستند.

    اورانوس دورترین سیاره ای است كه می توان آن را بدون تلسكوپ مشاهده كرد.سیاره اورانوس متوسط فاصله اورانوس از خورشید حدود 1784860000 مایل یا 2872460000 كیلومتر است. این فاصله را نور در دو ساعت و 40 دقیقه طی می كند. این میزان فاصله حدود 19 برابر فاصله زمین تا خورشید است.

    اورانوس یك توپ غول آسا از گاز و مایع است. این سیاره 11 حلقه و 22 ماه شناخته شده دارد. رنگ آبی اورانوس نتیجه وجود متان در حال جوش در آن است. این مولكول رنگ قرمز را جذب می كند در نتیجه رنگ سیاره را آبی می كند.

    اندازه

    مقایسه اندازه اورانوس و زمین

    قطر اورانوس در استوا 31763 مایل یا 51118 كیلومتر یعنی بیش از چهار برابرقطر زمین است.

    این غول گازی بعد از مشتری و کیوان (زحل) سومین سیاره بزرگ منظومه شمسی است.

    مقایسه زمین و اورانوس

    مقایسه زمین و اورانوس

    كشفیات

    اورانوس از زمان های قدیم مشاهده شده است منتها ستاره شناسی انگلیسی به نام ویلیام هرشل این سیاره را در سال 1781 به طور دقیق كشف كرد. یك ستاره شناس آلمانی سیاره كشف شده را به نام خدای آسمان در فرهنگ یونانی "اورانوس" نامگذاری كرد. بیشتر اطلاعات ما درباره اورانوس از پرواز فضاپیمای "وویجر 2" در سال 1986 به دست آمده كه در داخل محدوده ای در حدود 50000 مایلی یا 80000 كیلومتری بالای ابرهای سیاره پرواز كرد.

     مدار اورانوسمحور گردشی اورانوس به دور خورشید خیلی زیاد یعنی 98 درجه به سمت یك طرف سیاره كج شده. یعنی این كه اورانوس به جای چرخش با محور نسبتاً قائم با صفحه مداری (چنان که همه سیارات دیگر در منظومه شمسی می گردند)، روی یك پهلویش می گردد.

    این محور گردشی فصل های بسیار متفاوت با هم را روی سطح اورانوس به وجود آورده. 30685 روز یا بیش از 84 سال زمینی طول می كشد تا اورانوس یك بار دور خورشید بگردد. هر روز روی اورانوس نیز 17.9 ساعت زمینی طول می كشد.

     جرم اورانوسجرم اورانوس یا مقدار ماده آن 14 و نیم برابر جرم زمین است. جرم اورانوس 8.68x1025 كیلوگرم است. به این ترتیب جرم اورانوس حدود یك بیستم بزرگ ترین سیاره منظومه شمسی یعنی مشتری hست.

    متوسط تراكم اورانوس 1.27 گرم بر سانتی متر مكعب یعنی یك ویك چهارم برابر تراكم آب است. تراكم، مقدار جرم یك ماده تقسیم بر حجم آن است. تراكم اورانوس یك چهارم تراكم زمین است و از این نظر مشابه مشتری است.

    با وجود این که اورانوس خیلی بزرگ تر از زمین است ولی نیروی جاذبه در سطح اورانوس حدود 90 درصد نیروی جاذبه سطح زمین است. به خاطر این نیروی جاذبه سطح اورانوس کمتر از زمین است که نیروی جاذبه ای كه یك سیاره در سطحش بر یك شیء وارد می كند با جرمش و معكوس مربع شعاع تناسب دارد. یك شیء با وزن 100 پوند (45 کیلوگرم) روی زمین وزنی حدود 90 پوند (40.8 کیلوگرم) روی اورانوس دارد.

    دمای جو اورانوس حدود 355- درجه فارنهایت یا 215- درجه سانتی گراد است. در زیر جو دماها به سرعت افزایش می یابد و احتمال دارد در اقیانوس به 4200 درجه فارنهایت یا 2300 درجه سانتی گراد و در هسته سنگی سیاره به 12600 درجه فارنهایت یا 7000 درجه سانتی گراد برسد. به نظر می رسد كه اورانوس همان مقدار گرمایی را كه از خورشید می گیرد به فضا باز می تاباند. از آنجایی كه اورانوس 98 درجه از محورش كج شده، در طول سال اورانوسی، به قطب های اورانوس در مقایسه با استوای آن از خورشید نور بیشتری می رسد. به نظرمی رسد كه سیستم هوا، گرمای اضافی را در سیاره توزیع می كند.
    لایه های اورانوس

    تركیب سیاره ای و جو

    اورانوس یك سیاره گازی منجمد با هسته فلزی است. جو اورانوس حاوی 83 درصد هیدروژن، 15 درصد هلیوم و دو درصد متان است.

    اورانوس كمربندی از 11 حلقه باریك متشکل سنگ و گرد و غبار دارد. این حلقه ها در مدارهای بسیار بیضی شکل دور اورانوس می گردند.

    منتها حلقه های کیوان (زحل) بسیار بزرگ ترند. به طوری كه اندازه حلقه های اورانوس تنها كسری از اندازه حلقه های زحل هستند. این حلقه ها در سال 1977 كشف شدند.

    اورانوس

    اورانوس در اطرافش تعدادی حلقه دارد. ده تا از آنها تیره و باریکند. عرض آنها از کمتر از سه مایل (پنج کیلومتر) تا 60 مایل (100 کیلومتر) است. هیچ کدام از آنها بیشتر از 10 متر ضخامت ندارند.(عکس از لاسا)

    اورانوس پنج ماه بزرگ دارد. دو تا از این ماه ها به وسیله ویلیام هرشل در سال 1781 كشف شدند. دو تای دیگر به وسیله ویلیام لاسل در سال 1851 كشف شدند و یكی دیگر نیز به وسیله جی كوییپر در سال 1948 كشف شد. اورانوس تعداد زیادی ماه های كوچك هم دارد كه خیلی دیرتر كشف شدند.

    ماه اورانوس

    ابرون (oberon) دومین ماه بزرگ اورانوس است. این عکس به وسیله فضاپیمای وویجر

    ناسا در سال 1968 گرفته شده

    اورانوس یك حوزه مغناطیسی قوی دارد. محور حوزه (یك خط فرضی كه قطب های شمال و جنوب را به هم متصل می كند) 59 درجه از محور گردشی سیاره كج شده.

    حوزه مغناطیسی، ذرات باردار الكتریكی با انرژی بالا -بیشتر الكترون ها و پروتون ها- را در كمربند تابشی اطراف سیاره به دام انداخته است.

    هنگامی كه این ذرات بین قطب های مغناطیسی به عقب و جلو حركت می كنند، امواج رادیویی به خارج می فرستند. فضاپیمای "وویجر 2" این امواج را دریافت كرده است. اما این امواج به قدری ضعیفند كه نمی توان آنها را  روی زمین دریافت كرد.

    آخرین ویرایش: چهارشنبه 1 شهریور 1396 09:11 ب.ظ
    ارسال دیدگاه
تعداد صفحات : 8 1 2 3 4 5 6 7 ...