سیاه چاله های پرجرم درقلب کهکشان ما

 

سازمان ملل سال 1388 را سال جهانی نجوم نامید تا چهارصدمین سالگرد آغاز رصدهای تلسکوپی گالیله را گرامی بدارد. وقتی گالیله نخستین بارتلسکوپش را به سوی ستاره های آسمان شب نشانه رفت حساسیت چشم انسان را 16 بارافزایش داد. گالیله، درمیان کشف های بی شمار، چهارقمرهم دراطراف سیاره ی مشتری یافت که نظریه ی منظومه ی شمسی خورشید مرکز کپرنیک را تقویت می کرد. حالا، چهارصد سال بعد، تلسکوپ های رده ی ده متری با سامانه ی اپتیک سازگار به سوی مرکز کهکشان ما نشانه می روند تا مدارستاره هایی را دنبال کنند که به دور جرم متمرکز تیره ای درحال گردش اند. رصد پارامترهای مداری چندین ستاره، ازجمله ستاره ای با دوره ی تناوب 15 ساله، هم اکنون هم نشانی محکم از وجود سیاه چاله ای با جرم 4 میلیون برابر خورشید درمرکز کهکشان راه شیری به دست می دهد. هیچ نوع شناخته شده ی دیگری از اجرام اخترفیزیکی وجود ندارد که این همه جرم را در محدوه ای به قطر زیر یک واحد نجومی متمرکز کرده باشند.
نیروی محرک چنین کشف هایی شامل پیشرفت های فناوری هم هست که منجر به توان تفکیک های بالا ونیزافزایش حساسیت از 16 برابر در زمان گالیله به 25000 برابر در روزگارما می شود. یکی دیگر از کشف های حاصل از فناوری را کارل یانسکی از آزمایشگاه های بل انجام داد. در سال 1932/1311، یانسکی یک تلسکوپ رادیویی 14/6 متری ساخت که در فرکانس 20 مگاهرتز کارمی کرد. او با این آنتن سیگنال رادیویی قوی ای را درجهت مرکز راه شیری آشکارکرد. به این ترتیب زمینه ای کاملاً جدید دراخترشناسی رادیویی شکل گرفت. رصدهای تداخل سنجی رادیویی بعدی چشمه ی رادیویی قدرتمندی (به نام قوس A یا Sgra) را در مرکز راه شیری شناسایی کرد که درمجاورت سیاهچاله ای مرکزی بود. سرمارتین رایل در سال 1974/1353 برای اختراع تداخل سنجی رادیویی برنده ی جایزه ی نوبل فیزیک شد وبسیاری براین باوربودند که یانسکی هم، اگر عمر طولانی تری داشت، حتماً برنده ی نوبل فیزیک می شد(کارل یانسکی در45 سالگی درگذشت).
سیاه چاله ی پرجرم قوس A صد بار نزدیک تراز نزدیک ترین سیاه چاله ی بعدی به ماست وبه این ترتیب فرصتی بی نظیر برای بررسی نزدیک فرایند مکیده شدن گازها به درون سیاه چاله ها برای ما فراهم می آورد. بنابراین، این سیاه چاله موضوع موشکافی های دقیق شده است. دانشمندان براین تصورند که انرژی گسیل شده از قوسA در واقع ازگازهایی رها می شود که بادهای قدرتمند ستاره ای اعضای خوشه ی ستاره ی پرجرم همسایه کشیده می شوند وبه درون سیاه چاله سقوط می کنند. درخشندگی کل (توان تابشی) قوسA چندین مرتبه ی بزرگی پایین تر از چیزی است که براساس سرعت کشش ماده ازبادهای ستاره ای پیش بینی می شود.همین موجب ارایه شدن چندین مدل نظری برای شرح این بازده بسیارکم شده است.
با وجود بررسی های نظری بسیار درباره تابش های پی درپی قوس A، هنوز روشن نیست که چرا درخشندگی این جرم این قدر کم است. حالا توجه ها معطوف به ترکیبات متغیرتابش آن درطول موج های گوناگون شده است.آنچه واقعاً جالب است این که ما درحال نگریستن به نزدیک ترین ابر سیاه چاله درطول موج های گوناگونیم وتغییرات سریع ومرتبطی را کشف می کنیم که احتمالاً ریشه درجریان پویای گازها وتابش های بسیارنزدیک به سیاه چاله دارند.

فعالیت های رصدی
 

درچند سال گذشته، تعدادی تلسکوب را برای درک بهتر ارتباط وسازوکار تابش گسیل های شراره ای درباندهای طول موجی متفاوت تنظیم کرده ایم. دراین جا به نتایج رصد انجام شده در تاریخ 12 تا 22 فروردین 1386 / اول تا یازدهم آوریل 2007 اشاره می کنم. دراین مشارکت جهانی هشت کشور وبیش از بیست مؤسسه علمی مختلف حضور داشتند. دراین فعالیت رصدی 13 رصد خانه، از جمله سه ماهواره درطول موج های ایکس (XMM-Newton)، گاما (اینتگرال -INTEGRAL)، وفرو سرخ نزدیک (تلسکوپ فضایی هابل)، ونیز تعداد بسیاری تلسکوپ های رادیویی وریز موج شرکت داشتند. در زیر به نتایج این اندازه گیری ها اشاره می کنیم.

فرو سرخ وپرتو ایکس دربرابر تابش شراره ای رادیویی.
 

شکل الف - 1 شارتابشی قوسA را به عنوان تابعی از زمان (مثلاً منحنی نور) نشان می دهد که تلسکوپ های رادیویی، فروسرخ و پرتوایکس دررصد 15 فروردین 4/1386 آوریل 2007 به دست آوردند. این منحنی ها نور نشان می دهند که این شراره های قوی درطول موج های ایکس وفروسرخ بدون هیچ تاخیر زمانی با یکدیگر هم زمان اند. هر چند، شراره ی رادیویی درفرکانس 43 گیگاهرتز، که بین ساعت های 10و 15 به وقت جهانی کشف شد، با توجه به قله های گسیل شراره های ایکس وفروسرخ تأخیر زمانی دارد. اندازه گیری تأخیر زمانی نشان می دهد که گسیل شراره ی رادیویی از نظراپتیکی پهن وگسیل فرو سرخ وایکس ازنظراپتیکی باریک است.منحنی های نوری نشان داده شده که شکل 1 با اندازه گیری های تأخیرزمانی، که در چندین آزمایش گذشته انجام داده ایم، سازگاراست. تأخیر زمانی میان رویدادهای گسیل شراره با تصویری، که درآن تابش سینکروترون شراره از نظر اپتیکی پهن است، سازگاری دارد. با گسترش پلاسما، شدت هم افزایش می یابد وبه اوج می رسد و وقتی پلاسما از نظر اپتیکی باریک می شود شدت هم درهر فرکانس کاهش می یابد. این رویداد نخست دربالاترین فرکانس ها و سپس با تأخیری درحد چند دقیقه یا چند ساعت - بسته به اختلاف فرکانس ها - در پایین ترین فرکانس ها رخ می دهد. انبساط بی دررو فعالیت شراره ای قوس A به شکل کروی صورت می گیرد واین انبساط پلاسما را، که وابسته به یک میدان مغناطیسی یکنواخت است، به شکل کره ای مشابه گسترش می دهد. زمانی که پلاسما از صفحه گسترش می یابد، ذرات نسبیتی طی انبساط بی درور سرد می شوند و، چون شارثابت است، انرژی آن ها متناسب با معکوس شعاع است وشدت میدان مغناطیسی متناسب یا عکس مجذور شعاع کاهش پیدا می کند.
یکی از پیامدهای سرد شدن بی دررو پلاسمای داغ درگازی، که ازنظراپتیکی رقیق است (نورازآن عبور می کند)، مشاهده ی تأخیر زمانی در تابش ها به صورت تابعی از فرکانس است. یکی از انگیزه های ما برای انجام دادن این پروژه این بود که تخمین بزنیم که تابش شراره ای مربوط به گازی می شود که درحال فرو ریزش درسیاه چاله است، یا گازی که از اطراف سیاه چاله پراکنده و دور می شود. تأخیر زمانی مشاهده شده این تصور را تقویت می کند که پلاسمای داغ از صفحه به بیرون گسترش می یابد وموجب کاهش ورود مواد به سیاه چاله می شود.

فرایند تابش پرتوهای ایکس درمعکوس پدیده ی کامیتون
 

تابش شراره ای پرتوهای ایکس از قوسA آشکارشده است وبه نظر می رسد که این پرتوها ازفاصله ی کمی از شعاع شوارتز شیلد گسیل شده اند.(شعاع شوارتزشیلد افق رویداد سیاه چاله ای غیر چرخان است.) تابش های شراره ای فرو سرخ دراثر معکوس پدیده ی کامپتون درمجاورت سیاه چاله ای با جرم 10×4 به توان 6 برابر جرم خورشید، تابش های ایکس را به وجود می آورند. همان طور که درشکل 2 نشان داده شده است، طی تابش شراره ای، درصدی از فوتون های فروسرخ توسط مجموعه ای از الکترون های نسبیتی درون صفحه ی قوسA به بالا پرتاب می شوند. برای تخمین مقدار شار ایجاد شده در اثر معکوس کامپتون، باید از مشخصات جمعیت توده ی کامپتون، فوتون های فرو سرخ کم انرژی ایکس تولید می کنند. مقدار جمعیت الکترون های درون صفحه گاهی موجب تأخیر زمانی قابل توجهی بین تابش شراره ای فرو سرخ و پرتوهای ایکس می شود.در واقع تأخیر زمانی، به تعداد الکترون های بستگی دارد. یک شراره ی پر انرژی فروسرخ دراثر معکوس، پدیده ی کامپتون بر روی الکترون های با دمای کم، که درشعاعی 1000 برابر شعاع شوارتز شیلد گسترده شده اند، موجب تولید پرتوهای ایکس می شود. دراثراین پدیده، همانند چند بار انعکاس صوت، تابش ضعیفی از پرتوهای ایکس پس از شراره ی اصلی باز تولید می شود که مدت ده ها دقیقه، پس از آن که شراره ی اصلی فروکش کرده، ادامه پیدا می کند که به آن اشاره شد وبه تشخیص اندازه ی لایه های خارجی اطراف سیاه چاله، که دراثر پخش نور درگاز میان ستاره ای نمی توان به راحتی آن را آشکار کرد، کمک می کند.
منبع:نشریه نجوم، شماره 198.  

منبع:  rasekhoon.net

۱۰ حقیقت جالب و عجیب در نجوم

اگرچه بشر هزاران سال است که به مطالعه آسمان می‌پردازد، ما هنوز هم در مورد جهانی که در آن زندگی می‌کنیم، اطلاعات خیلی کمی داریم. با ادامه مطالعات، گاهی متحیر و گاهی هم سردرگم می‌شویم. در اینجا مجموعه‌ای از حقایق نجومی جالب، عجیب و حیرت‌انگیز را آورده‌ایم.

• دانشمندان معتقدند که ما فقط می‌توانیم حدودا ۵ درصد ماده موجود در جهان را ببینیم. مابقی آن از مواد نامرئی (ماده‌تاریک) ساخته شده‌است و شکل مرموزی از انرژی به عنوان انرژی تاریک شناخته شده‌ است.
• ستاره‌های نوترونی خیلی متراکم هستند. طوری که اگر بشقابی پر از مواد ستاره‌های نوترونی داشته باشیم، پرجرم‌تر از ماه خواهد بود.

• خورشید انرژی زیادی تولید می‌کند. به طوری که در هر ثانیه هسته خورشید، انرژی‌ای معادل ۱۰۰ میلیارد بمب هسته‌ای آزاد می‌کند.
• گالیلئو گالیله به اشتباه به عنوان مخترع تلسکوپ معرفی شده بود. در واقع تاریخ‌نویسان معتقدند که Johannes Lippershey عینک‌ساز هلندی، مخترع تلسکوپ است. هرچند گالیله اولین کسی است که از این دستگاه به منظور مطالعه آسمان استفاده کرده‌ است.

• سیاهچاله‌ها خیلی متراکم‌اند و میدان جاذبه قوی ایجاد می‌کنند که حتی نور هم نمی‌تواند از آن فرار کند. البته فیزیکدانان نظری پیش‌بینی کرده‌اند که تحت شرایط خاصی نور می‌تواند از گرانش سیاهچاله بگریزد.

• نور ستاره‌ها و کهکشان‌های دوردست مدت زیادی طول می‌کشد تا به ما برسد، در حقیقت اجرامی را که می‌بینیم نور آنها صدها، هزاران یا حتی میلیون‌ها سال پیش از آنها خارج شده‌است و وقتی به آسمان می‌نگریم، گویی که به زمان‌های گذشته نگاه می‌کنیم.
• سحابی خرچنگ توسط انفجار ابرنواختری در سال ۱۰۵۴ میلادی به وجود آمده‌است. منجمان چینی و عرب در آن زمان یادداشت کرده‌اند که انفجار بسیار درخشانی بود طوری که در طی روز قابل رویت بود و چند ماه در آسمان شب درخشان مانده بود.

• ستاره‌های متحرک، درواقع ذرات غبار کوچکی هستند ( شهاب) که از میان جو ما عبور می‌کنند. دنباله‌دارها گاهی اوقات از میان مدار زمین عبور کرده و به دنبال خود ذرات غباری را به جا می‌گذارد سپس موقعی که زمین در مسیر خود از این ذرات عبور کند، ذرات گرم شده، خط‌های روشنی را در آسمان شب ایجاد می‌کنند.

• اگرچه عطارد نزدیک‌ترین سیاره به خورشید است، دما به ۱۷۳- درجه سلسیوس نیز می‌رسد. چرا؟ چون عطارد تقریبا جوی ندارد، چیزی وجود ندارد که گرما را نزدیک سطح سیاره نگه دارد. بنابراین قسمت تاریک عطارد  (قسمتی که به سمت خورشید است) بسیار سرد است.
• زهره به طور قابل توجهی گرم‌تر از عطارد است، اگرچه نسبت به عطارد دورتر از خورشید است. غلیظ بودن جو زهره، گرما را نزدیک سطح سیاره نگه می‌دارد.

منبع: Space.about.com

منبع:  Ayazastro.com

جهان هستی 250 مرتبه بزرگتر است

الم هستی میتواند 250 مرتبه بزرگتر از آنچه که دیده میشود، باشد...

عالم هستی بسیار بزرگ است، این مسئله دیگر یک راز نیست. اما چیزی که برای بحث باقی مانده، عظمت آن است. تحقیقات تازه نشان میدهد که عالم هستی ساختار بسیار بزرگی است که 250 مرتبه از عالم قابل رویت بزرگتر می باشد.  

کیهان شناسان در حال حاضر باور دارند که عالم هستی میتواند یکی از سه شکل یا ساختار ذیر را داشته باشد:
1. صاف و هموار مانند صفحه اقلیدسی و بی نهایت بزرگ
2. باز است و یا مثل یک زین خم یا تاب خورده و بی نهایت بزرگ
3. بسته است و یا شبیه یک کره خم یا تاب خورده و بی نهایت بزرگ

این تصویر تلسکوپ فضایی هابل توزیع ماده تاریک را در مرکز این خوشه عظیم کهشکانی (Abell 1689) نشان میدهد که حدود 1000 کهکشان و هزاران میلیارد ستاره در آن وجود دارد. عکس از ناسا

هرچند  بیشتر اطلاعات بدست آمده امروزه به سود عالم هموار یا تخت است، اما کیهان شناسان هنوز روی این مسئله توافق نظر ندارند. سه تن از کیهان شناسان انگلیسی بنام های میرهان وردانیان، روبرتو تروتا و جوزف سیک اخیرأ مقاله ای را در این مورد برای سایت آرکایف نوشته اند که در آن دیدگاه ثابت خود را بیان نموده اند. بر اساس اصول اوکام رازور که بنام مدل بایسین یاد میشود، ساده ترین توضیح معمولأ دقیق ترین و درست ترین آن است. در این مورد، یک عالم هموار نسبت به عالم منحنی نشان دهنده ساختار هندسی ساده است.
اما در نهایت اگر مشخص شود که عالم ساختار بسته دارد و اندازه آن هم محدود باشد چی؟ کیهان شناسان اکثرأ به حجم هابل اشاره میکنند. حجم هابل در واقعی حجمی از فضا است که شبیه به عالم مرئی یا قابل دید می باشد. نور هر جرم آسمانی بیرون از حجم هابل هرگز به ما نمی رسد، زیرا فضای میان ما و آن جرم با سرعت در حال انبساط و گسترش است. بر اساس تحلیل های این تیم، یک عالم بسته میتواند حد اقل 251 حجم هابل را احاطه کند.
این اندازه عالم به مراتب بزرگتر از آن حدی است که شما فکر می کنید. نور اولیه فقط اندکی بعد از بیگ بنگ یا انفجار بزرگ در حدود 13.75 میلیارد سال قبل سفر خود را آغاز کرده. از آنجائیکه قانون نسبت خاص می گوید، هیچ چیزی نمی تواند سریعتر از فوتون یا ذره نور حرکت کند، اکثر مردم به اشتباه این مسئله را طوری برداشت نموده اند که گویا عالم مرئی یا قابل دید باید 13.75 میلیارد سال بزرگ باشد. (اندازه آن برابر با 13.75 میلیارد سال باشد). در واقع عالم به مراتب بزرگتر از این حد است. نه تنها بخاطر اینکه عالم از لحظه بیگ بنگ به بعد در حال انبساط است، بلکه خود سرعت انبساط هم بخاطر تأثیر یا نفوذ انرژی تاریک به تدریج در حال گسترش می باشد. از سوی دیگر چون نسبت خاص نمی تواند عاملی برای انبساط خود فضا باشد، کیهان شناسان تخمین میزنند که کهن ترین فوتون یا ذره نور باید فاصله ای به اندازه 45 میلیارد سال را از زمان بیگ بنگ بدین سو طی نموده باشد. در نتیجه عالم مرئی یا قابل دید ما باید چیزی به اندازه 90 میلیارد سال قطر داشته باشد.
اگر بخواهیم جمع بندی کنیم، معلوم می شود که حد اندازه مطرح شده تیم تحقیقاتی برای 251 حجم هابل، یک تخمین محافظه کارانه بر اساس مدل هندسی می باشد که دوره تورم را نیز شامل میگردد. اگر اخترشناسان در صدد آن بودند تا به عنوان اساس بجای اندازه عالم فقط عمر و توزیع اجرامی را که تا امروز دیده اند، جایگزین کنند، در آنصورت متوجه می شوند که یک عالم بسته می تواند حد اقل 398 حجم هابل را دربر گیرد. یعنی این اندازه چیزی حدود 400 برابر اندازه هر چیزی خواهد بود که امیدی برای دیدن آن در عالم داشته باشیم. 

با توجه به واقعیت توانایی های امروزی ما برای رویت عالم، دیدن حتی یک عالم متناهی یا محدود نمی تواند برای ابد وجود داشته باشد.

منبع:  www.kabulsky.com