شنبه 8 خرداد 1395

چرا ماه همیشه یک سوی خود را به طرف زمین نگه می­دارد؟

 

کشش گرانشی ماه بر روی زمین باعث بالا آمدن آب اقیانوس­ها در دو طرف زمین می­شود و دو برآمدگی جذر و مدی را ایجاد می­کند. همچنان که زمین از غرب به شرق می­چرخد، یکی از این دو برآمدگی جذر و مدی که همیشه رو به ماه دارد و دیگری رو به سوی مخالف ماه، دور زمین از شرق به غرب حرکت می­کنند.

همچنان که این دو برآمدگی جذر و مدی به دور زمین می­گردند، با ته دریاهای کم ژرفا مانند دریای برینگ و دریای ایرلند، اصطکاک ایجاد می­کنند. مجموعۀ این اصطکاک­ها انرژی چرخشی زمین را به گرما تبدیل می­کند. خیلی آهسته، همین طور که از انرژی چرخشی زمین کاسته می شود، سرعت حرکت سیارۀ ما به در محورش آهسته­تر می­شود. جذر و مد در برابر چرخش زمین مانند ترمز عمل می­کند و در نتیجه، شبانه روز ما هر صد هزار سال، یک ثانیه طولانی­تر می­شود.

فقط آب­ها نیستند که در اثر گرانش ماه بالا می­آیند. پوستۀ جامد زمین هم تحت تأثیر این کشش قرار می­گیرد، اگرچه مقدار بالا آمدگی آن قابل توجه نیست. دو برآمدگی صخره­ای هم زمین را دور می­زنند که یکی از آنها رو به ماه دارد و دیگری در سمت مخالف آن است. همین طور که این برآمدگی­های صخره­ای دور زمین می­چرخند، اصطکاک یک لایۀ صخره­ای بروی لایۀ زیرین آن هم باعث کاهش انرژی چرخشی زمین می­شود. (البته برآمدگی­ها واقعاً به دور زمین نمی­چرخند، اما همچنان که زمین می­چرخد، سمت پایینی برآمدگی­ها که در یک مکان قرار دارد، در جای دیگری شکل می­گیرد).

ماه هیچ دریایی ندارد و جذر و مد عادی در آن به وجود نمی­آید. با این حال پوستۀ صخره­ای آن تحت تأثیر نیروی گرانشی زمین قرار می­گیرد و نیروی گرانشی زمین هم هشتاد برابر نیروی گرانشی ماه است. برآمدگی­هایی که روی سطح ماه ایجاد می­شوند، بسیار بزرگ­تر از برآمدگی­هایی هستند که روی سطح زمین به وجود می­آیند، در نتیجه ماه تحت تأثیر اصطکاک جذر و مدی­ای قرار می­گیرد که به میزان قابل توجهی بیش از اصطکاک جذر و مدی زمین است، البته اگر آن هم در دوره­های بیست و چهار ساعته به دور خود می­چرخید. از سوی دیگر، ماه با جرم خیلی کمتری که از زمین دارد، در طول مدت گردش مساوی با زمین، انرژی چرخشی کمتری از زمین هم دارد.

ذخیرۀ انرژی اولیۀ ماه که کمتر از زمین بود، در اثر برآمدگی­های بزرگی که زمین ایجاد می­کرد، با سرعت بیشتری کاسته شد و دورۀ گردش آن با سرعت نسبتاً زیادی رو به فزونی گذاشت. میلیون­ها سال پیش، سرعت چرخش ماه باید آن قدر آهسته شده باشد که دورۀ چرخش آن به دور خودش، با دورۀ گردش آن به دور زمین برابر شده باشد. وقتی که ماه به این نقطه برسد، همیشه یک سوی خود را به طرف زمین نگه خواهد داشت.

این موضوع باعث می­شود که برآمدگی­ها در جای خودشان ثابت بمانند. یکی از این برآمدگی­ها درست در مرکز ماه به سمت ما قرار دارد و دیگری درست در مرکز سمت دیگر ماه که ما آن را نمی­بینیم، رو به طرف مخالف ما دارد. از آنجا که این دو جهت جایشان را عوض نمی­کنند، برآمدگی­ها دیگر حرکت نمی­کنند و دیگر هیچ اثر اصطکاکی در برابر دورۀ گردش آن وجود ندارد. در نتیجه، ماه تا مدت نامحدودی فقط یک سوی خود را به طرف ما نگه خواهد داشت، و همان طور که می­بینید، این یک رویداد تصادفی نیست، بلکه نتیجۀ غیر قابل اجتناب تأثیر گرانش و اصطکاک است.

ماه یک مثال نسبتاً ساده­ است. تحت برخی شرایط، اثر جذر و مدی می­تواند شرایط پیچیده­تری از پایداری را ایجاد نماید. مثلاً به مدت هشتاد سال، چنین تصور می­شد که سیارۀ تیر (نزدیک­ترین سیاره به خورشید که بیش از همه تحت تأثیر نیروی گرانشی آن قرار دارد)، به همان دلیلی که ماه یک سوی خود را به طرف زمین نگه می­دارد، یک روی خود را به سمت خورشید گرفته است. در واقع بعداً معلوم شد که در مورد سیارۀ تیر، تأثیر اصطکاک می­تواند یک دورۀ پایدار 58 روزه را ایجاد نماید که درست دو سوم طول مدت 88 روزۀ گردش این سیاره به دور خورشید است.

 

  • نظرات() 
  • سه شنبه 28 اردیبهشت 1395

    چرا ستارگان دنباله‌­دار، دنباله دارند؟

     

    برای دوران­های بسیاری، ستارگان دنباله‌­دارمردم را می­ترساندند. هر چند وقت یک بار، یک ستارۀ دنباله‌­دار، بدون دلیل آشکاری در آسمان ظاهر می­شد. شکل آن شبیه به شکل هیچ کدام از اجسام آسمانی دیگر نبود. به جای آنکه لبه‌­های تیزی داشته باشد، مه آلود بود و دنبالۀ کم نوری به دنبال آن کشیده شده بود. به نظر بعضی از مردم خیالباف، دنباله شبیه به موهای از شکل افتادۀ زنی گریان بود (واژۀ Comet به معنی ستارۀدنباله‌­دار از از یک واژۀ لاتین به معنی «مو» گرفته شده است) و نشانه­ای برای رخ دادن رویدادی فاجعه بار به حساب می­آمد.

    در قرن هجدهم، سرانجام مشخص گردید که برخی ستارگان دنباله‌­دارروی مدارهای معمولی به دور خورشید حرکت می­کنند، اما معمولاً این مدارها کشیده هستند. آنها در انتهای دور مدارشان قابل دیدن نیستند و فقط در انتهای نزدیک مدارشان که هر چند ده (یا چند صد یا چند هزار) سال به آن نزدیک می­شوند، قابل دیدن هستند.

    در سال 1950، ستاره شناس هلندی، یان اچ. اورت پیشنهاد داد که ابر بسیار بزرگی از شاید میلیاردها شبه سیاره در فاصلۀ یک سال نوری یا بیشتر به دور خورشید می­چرخد. آنها ممکن است هزار بار دورتر از پلوتو، دورترین سیاره باشند، و با وجود تعداد زیادشان، به هیچ وجه قابل دیدن نیستند. هر چند وقت یک بار، شاید به دلیل کشش گرانشی ستارگان نزدیک، از سرعت مداری تعدادی از آنها کاسته می­شود و به سمت خورشید سقوط می­کنند. گه گاه یکی از آنها به قسمت­های داخلی­تر منظومۀ شمسی نفوذ می­کند و چنان به خورشید نزدیک می­شود که از فاصلۀ چند میلیون کیلومتری خورشید به دور آن می­چرخد. در نتیجه مدار جدیدش را حفظ می­کند و تبدیل به چیزی می شود که ما آن را به عنوان ستارۀ دنباله‌­دار می شناسیم.

    تقریباً در همان زمان، ستاره شناس آمریکایی، فرد ال. ویپل پیشنهاد داد که ستارگان دنباله‌­دار از موادی با دمای جوش پایین مانند آمونیاک و متان تشکیل شده­اند و شامل ذرات سنگی هم هستند. در ابر ستارگان دنباله‌­دار که در فاصلۀ دوری از خورشید قرار دارد، آمونیاک، متان و مواد دیگر، منجمد و تبدیل به یخ بسیار سختی می­شوند.

    ساختار یخی ستارگان دنباله دار در فاصلۀ زیاد از خورشید، پایدار است. اما چه می­شود اگر سرعت یکی از آنها کاهش پیدا کند و به سمت خورشید سقوط کند؟ همچنان که آن به قسمت­های داخلی منظومۀ شمسی وارد می­شود، افزایش دمایی که از خورشید به آن می­رسد، باعث می­شود که یخ­های آن بخار شوند و ذارت سنگی که در لایۀ سطحی یخ به دام افتاده­‌اند آزاد می­شوند. در نتیجه، هستۀ ستارۀ دنباله‌­دار با ابری از غبار و بخار احاطه می­شود که با نزدیک شدن به خورشید، غلیظ­تر می­شود.

    باد خورشیدی در همۀ جهات از خورشید دور می­شود. این باد، جریان رو به بیرونی از ابری از ذرات زیر اتمی است. باد خورشیدی نیرویی ایجاد می­کند که از کشش گرانشی ضعیف ستارۀ دنباله‌­دارقوی­تر است. در نتیجه، ابر بخار و غبار دور ستارۀ دنباله‌­دار، در اثر باد خورشیدی به دنبال آن کشیده می شود و از خورشید دور می­شود. همچنان که ستارۀ دنباله‌­داربه خورشید نزدیک­تر می­شود، باد خورشیدی قوی­تر می­شود و ابر بخار و غبار به صورت دنبالۀ درازی از خورشید دور می­شود. هر چه ستارۀ دنباله‌­دارنزدیک­تر شود، دنبالۀ آن درازتر می­شود، با این حال غلظت موادی که از دور آن پراکنده می­شود بسیار کم است.

    طبیعتاً وقتی ستارگان دنباله‌­دار وارد قسمت­های داخلی­تر منظومۀ شمسی می شوند، مدت زیادی دوام نمی­‌آورند. هر بار عبور از نزدیکی خورشید، باعث می­شود که آنها مقداری از مواد خود را از دست بدهند و پس از چند ده بار بازگشت، از ستارگان دنباله‌­دار چیزی بجز هستۀ سنگی آن باقی نمی­‌ماند یا این که کلا خرد و تبدیل به شهاب­های کوچک می­شوند. تعدادی جریان­های شهابی وجود دارند که در مدارهای معمولی به دور خورشید می­گردند و وقتی که یکی از آنها با جو زمین برخورد کند، نمایش خیره کننده­ای از شهاب­ها را به وجود می­‌آورند. آنها بی­شک باقی­ماندۀ ستارگان دنباله‌­دار مرده هستند.

     

  • نظرات() 
  • پنجشنبه 23 اردیبهشت 1395

    چرا و چطور سیارۀ پلوتو با همۀ سیاره‌­های دیگر تفاوت دارد؟

     

    سیارۀ پلوتو دورترین سیاره از خورشید است (متوسط فاصلۀ آن 5/8 میلیارد کیلومتر است). اما به هر حال یک سیاره باید دورترین باشد و این قرعه به نام پلوتو افتاده است.

    با این وجود، فقط این نیست. پلوتو ویژگی­های عجیب و غیرعاد‌ی‌­ای دارد که آن را از بقیۀ هشت سیارۀ دیگر جدا می­سازد و آن را تبدیل به چیزی می­‌کند کنجکاوی قابل توجه ستاره شناسان را برانگیخته است. به عنوان مثال:

    1) مدار پلوتو از مدار همۀ سیاره­های بزرگ دیگر بیضی شکل­تر است. یک دایرۀ کامل خروج از مرکزی برابر با 0 دارد و خروج از مرکز مدار زمین فقط 0/017 است، پس به دایره بسیار نزدیک است. اما خروج از مرکز مدار پلوتو 0/25 است. گاهی اوقات تا 4/3 میلیارد کیلومتر به خورشید نزدیک می­شود و گاهی اوقات تا 7/2 میلیارد کیلومتر از آن دور می­شود. در واقع، وقتی که پلوتو در نزدیک­ترین نقطه به خورشید قرار دارد، حتی از نپتون هم نزدیک­تر است و برای مدتی، دیگر دورترین سیاره به حساب نمی­‌آید. در حال حاضر، پلوتو در فاصله­‌ای نزدیک­تر از نپتون به خورشید حرکت می­کند و تا چهل سال همین طور نزدیک­تر باقی می­ماند.

    2) مدار پلوتو اریب­‌تر مدار همۀ سیاره­‌های بزرگ دیگر است. اگر همۀ سیاره‌­ها در مدارشان در یک طرف خورشید به خط شوند، هر یک درست پشت سر دیگری قرار خواهند گرفت، همگی بجز پلوتو. مدار پلوتو  نسبت به مدار ما 17 درجه کجی دارد و می­تواند خیلی بالاتر از موقعیت سیاره­‌های دیگر قرار بگیرد یا خیلی پایین رود (به همین دلیل است  که آن وقتی که به خورشید نزدیک می­شود، هرگز با نپتون برخورد نخواهد کرد، بلکه از مدار نپتون، از فاصلۀ دوری در بالای آن خواهد گذشت).

    3) هشت سیارۀ دیگر بجز پلوتو به دو گروه تقسیم می­شوند. نخست، چهار سیاره که به خورشید نزدیکند: تیر، ناهید، زمین و بهرام. همگی کوچکند، چگالند و جو نسبتاً رقیقی دارند. سپس چهار سیارۀ خارجی قرار دارند: برجیس، کیوان، اورانوس و نپتون. سیاره‌­هایی غول آسا، با چگالی کم و جو بسیار غلیظ. فقط پلوتو باقی می­ماند، که در بین غول­های گازی قرار دارد، با این وجود مانند سیارات داخلی دنیای کوچگ و چگالی است. آن سیاره از جای خود خارج شده است.

    4) اگر تیر و ناهید را در نظر نگیریم، که به خورشید بسیار نزدیکند و اثر گرانشی خورشید، چرخش وضعی آنها را کند کرده است، می­توانیم بگوییم که همۀ سیارات به سرعت دور محورشان می­گردند. دورۀ گردش وضعی سیارات بین 10 تا 25 ساعت است. با این حال گردش وضعی پلوتو 153 ساعت طول می­کشد، یعنی نزدیک به 7 روز.

    چرا این سیاره این قدر غیر عادی است؟ آیا دلیلی وجود دارد که پلوتو این قدر متفاوت باشد؟

    در این مورد، پیشنهاد جالبی ارائه شده است. تصور کنید که پلوتو از ابتدا یک سیاره نبوده ، بلکه یکی از قمرهای نپتون بوده است. تصور کنید نوعی فاجعۀ کیهانی رخ داده و آن را از مدار قمری خود به یک مدار سیاره‌­ای مستقل پرتاب کرده باشد.

    اگر چنین باشد، ماهیت آن انفجار (اگر این چیزی باشد که رخ داده است) به خوبی می­تواند آن را به مداری اریب و نامتعادل پرتاب کرده باشد، که آن را به طرف نپتون یعنی جایی که کارش را از آنجا آغاز کرده باز می­گرداند.

    به عنوان یک قمر، می­توانست به جای این که یک غول گازی مانند سیاره­‌های خارجی باشد، یک سیارۀ کوچک و چگال باشد. همین طور به عنوان یک قمر، در زمانی به دور محورش می­چرخید که گردش خود را به دور نپتون انجام می­داد (با توجه به اثر گرانشی نپتون). این مورد در میان اقمار عمومیت دارد و حتی در مورد ماه خودمان هم چنین است. در این صورت، دورۀ گردش پلوتو به دور نپتون می­توانست در حدود یک هفته باشد (دورۀ گردش ماه چهار هفته است). وقتی که پلوتو به دور از نپتون پرتاب شد، ممکن است دورۀ چرخش وضعی خود را حفظ کرده باشد و به این ترتیب تبدیل به عجیب­ترین ویژگی این سیاره شده است.

    اما بدبختانه، همۀ اینها فقط گمانه پردازی هستند. هیچ دلیل محکمی وجود ندارد که پلوتو زمانی قمر نپتون بوده است، و اگر بوده است، ما نمی­دانیم که چه نوع فاجعه‌­ای می­تواند آن را به بیرون پرتاب کرده باشد.

  • نظرات() 
  • شنبه 11 اردیبهشت 1395

    چرا شکل مداری تقریباً همۀ سیاره ­ها یکسان است؟

     

    بهترین حدس ستاره شناختی این است که آنها به این دلیل مدارهای یکسانی دارند که از یک صفحۀ تخت از مواد شکل یافته ­اند.

    نظریه­ های جاری می­گویند که منظومۀ شمسی در ابتدا تودۀ عظیمی از غبار و گاز چرخان بوده که شکل کروی داشته است. این توده تحت فشار گرانشی خودش، فشرده شده و در نتیجه سرعت چرخش آن سریع­تر شده تا اندازه حرکت زاویه ­ای خود را حفظ کند.

    همچنان که آن ابر بیشتر و بیشتر فشرده می­شد و با سرعت بیشتر و بیشتری می­چرخید، نیروی گریز از مرکز، قطعاتی از آن را از منطقۀ استوایی آن دور کرد. این قطعات بیرون پرتاب شده، که درصد ناچیزی از کل ماده بودند، به شکل یک صفحۀ تخت به دور قسمت مرکزی ابر قرار گرفتند. به دلایلی (در مورد جزئیات این امر توافقی وجود ندارد) سیاره ­ها از این صفحۀ چرخان شکل گرفتند و قسمت اصلی ابر هم تبدیل به خورشید شد. سیاره­ ها در منطقه ­ای که در آغاز تحت اشغال آن صفحۀ چرخان بود، به چرخش خود ادامه دادند، و به همین دلیل، آنها در مدارهای یکسان می­چرخند، در مداری به دور استوای خورشید.

    به دلایل مشابهی، همانطور که سیارات فشرده می­شدند، اقماری تشکیل شدند که معمولاً به طور یکسان روی صفحه ­ای به دور استوای سیاره می­چرخند.

    استثنائات این قانون موارد اندکی هستند که در نتیجۀ رویدادهای شدیدی به وجود آمده­ اند که مدت­ها پس از شکل گیری اصلی منظومۀ شمسی رخ داده است. سیارۀ پلوتو روی صفحه ­ای به دور خورشید می­گردد که با صفحۀ گردش زمین 17 درجه اختلاف دارد (صفحۀ حرکت هیچ سیارۀ دیگری تا این حد کج نیست). برخی ستاره شناسان چنین گمان می­کنند که ممکن است پلوتو زمانی قمر نپتون بوده و در اثر رویداد نامشخصی از آن جدا افتاده است. قمر اصلی نپتون، تریتون، نیز روی صفحۀ استوایی آن نمی­چرخد، که همین، خود نشانۀ وقوع رویدادی فاجعه ­بار در مورد سیاره است.

    برجیس هفت قمر کوچک دوردست دارد که دور استوای آن نمی­گردند. دورترین قمر کیوان نیز از همین نوع است. ممکن است این قمرها وقتی که منظومۀ شمسی در حال به وجود آمدن بود، در آن موقعیت شکل نگرفته باشند، بلکه سیارک­هایی باشند که توسط آن سیارات غول پیکر به اسارت در آمده باشند.

    بسیاری از سیارک­هایی که در مدارهای بین بهرام و برجیس حرکت می­کنند، صفحه­ های مداری بسیار کجی دارند. در اینجا نیز نشان از فاجعه دیده می­شود. به خوبی امکان دارد که این سیارک­ها در اصل یک سیارۀ کوچک بوده باشند که در صفحۀ عمومی سیارات می­چرخیده است. مدت­ها پس از شکل گیری منظومۀ شمسی، یک انفجار یا رشته­ای از انفجارات، آن سیارۀ نگون بخت را در هم شکسته و قطعات شکسته در مدارهایی که در موقعیت­های گوناگونی نسبت به صفحۀ اصلی قرار دارند، گرد خورشید به پرواز درآمده باشند.

    ستاره ­های دنباله­دار در هر مدار ممکنی حرکت می­کنند. برخی ستاره شناسان گمان می­کنند که ابری از ستاره­ های دنباله­دار در دورترین کرانه ­های منظومۀ شمسی، در حدود یک سال نوری دورتر از خورشید وجود دارد. این­ها ممکن است قطعات فشره شدۀ خارجی­ترین قسمت آن ابر کروی بوده باشند که پیش از آنکه انقباض اصلی ابر آغاز شود و پیش از آنکه صفحۀ استوایی به وجود بیاید، ساخته شده ­اند.

    وقتی که گه گاه یکی از آن ستارگان دنباله­ دار از پوستۀ خارجی به سمت قسمت­های مرکزی­تر منظومۀ شمسی سقوط می­کند (شاید به دلیل تأثیر گرانشی ستارگان دوردست) ممکن است در هر صفحۀ مداری­ ای گرد خورشید به حرکت درآید.

     

     

  • نظرات() 
  • شنبه 4 اردیبهشت 1395

    اگر دمای خورشید آن قدر زیاد است که از شدت حرارت سفید شده است، پس چرا لکه­های خورشیدی سیاه هستند؟ آنها باید سرد باشند تا سیاه دیده شوند. چطور ممکن است چیزی روی خورشید سرد باشد؟

     

    این پرسش، همان طور که مطرح شد، به نظر می­ رسد که می­ تواند متوقف کننده باشد. در واقع، در اوایل قرن نوزدهم، ستاره شناس بزرگ ویلیام هرشل، به این نتیجه رسید که لکه­ های خورشیدی باید سرد باشند و به همین دلیل سیاه دیده می شوند. تنها روشی که او می ­توانست این موضوع را توضیح دهد این فرض بود که همه جای خورشید داغ نیست. درست است که خورشید جو بسیار داغی دارد، اما زیر آن جو جسم جامد و سردی دارد و ما می ­توانیم قسمت­هایی از جسم سرد خورشید را از میان شکاف­هایی که در جو وجود دارد ببینیم. این شکاف­ها هستند که ما به آنها «لکه ­های خورشیدی» می­گوییم. هرشل حتی فکر کرد که جسم سرد خورشید ممکن است محلی برای زندگی موجودات زنده باشد.

    اما این نادرست است. ما کاملاً مطمئن هستیم که همه جای خورشید داغ است. در واقع، سطح خورشید که ما می بینیم، سردترین قسمت خورشید است اما حتی این قسمت هم مطمئناً برای موجودات زنده بیش از حد داغ است.

    تابش و گرمای خورشید به درون آن مربوط است. در سال 1894، فیزیکدان آلمانی ویلهلم وین، روی انواع نورهایی مطالعه می­کرد که در اثر دماهای متفاوت ایجاد می ­شدند. او به این نتیجه رسید که تحت شرایط ایده ­آل، هر جسمی، بدون توجه به ترکیب شیمیایی آن، در یک دمای خاص، مقدار خاصی نور به بیرون می­ تاباند.

    همچنان که دما بالا می­ رود، طول موج پرتوی نور در نظر گرفته شده از همۀ اجسام، کوتاه­تر و کوتاه­تر می­شود. در حدود 600 درجۀ سلسیوس، طول موج پرتوهای تابیده شده آنقدر پایین می­آید که آن جسم با رنگ قرمز رنگ پریده دیده می­شود. سپس همین طور که دما بالا می­ رود، آن جسم به رنگ قرمز درخشان، نارنجی، سفید و سفید مایل به آبی دیده می­شود (اگر دما همچنان بالاتر رود، بیشتر پرتوها به سمت ماوراء بنفش و فراتر از آن می­ روند).

    با اندازه گیری دقیق طول موج پرتوهای تابیده شده از خورشید (که در منطقۀ زرد روشن قرار دارند) ما می­ توانیم دمای سطح خورشید را محاسبه کنیم که در حدود 6000 درجۀ سلسیوس است.

    لکه ­های خورشیدی این دما را ندارند. آنها به میزان قابل توجهی سردتر هستند و دمای قسمت مرکزی آنها در حدود 4000 درجۀ سلسیوس است. به نظر می­ رسد که لکه ­های خورشیدی نشان دهندۀ گسترش عظیم گازی هستند. چنین گسترش گازی روی خورشید، همانند آنچه در یخچال رخ می­ دهد، باعث پایین آمدن قابل توجه دما می­شود. باید پمپاژ گرمایی بزرگی وجود داشته باشد که یک لکۀ عظیم برای روزها و هفته ­ها، در مقابل جریان گرمایی که از اطراف گرم­تر خورشید وارد آن می­ شود، مقاومت کند و سرد بماند. ستاره شناسان هنوز نتوانسته­ اند به طور کاملاً رضایت بخشی، از ساز و کار تشکیل لکه های خورشیدی سر دربیاورند.

    اما حتی در دمای 4000 درجه هم لکه­ های خورشیدی باید درخشان باشند. آنها باید به میزان قابل توجهی از قوس کربنی که روی زمین وجود دارد درخشان­تر باشند و قوس کربنی هم آن قدر درخشان است که نمی ­توان به آن نگاه کرد.

    خوب، بر فرض که لکه­ های خورشیدی از قوس کربنی درخشان­تر باشند و ابزارهای ما هم این موضوع را ثابت کرده باشند. اما مشکل اینجاست که چشمان ما نور را به طور صد درصد نمی­ بینند. ما در مورد درخشندگی یک جسم بر اساس دور و اطراف آن قضاوت می­کنیم. مناطق داغ­تر معمولی روی سطح خورشید، چهار یا پنج برابر درخشان­تر از سردترین مناطق در مرکز لکه­ های خورشیدی هستند و با مقایسۀ این دو، لکه­ های خورشیدی در چشمان ما سیاه به نظر می­ رسند. این سیاهی نوعی خطای دید است.

    چنین چیزی گاهی اوقات در حین کسوف قابل مشاهده است. وقتی که ماه جلوی خورشید را می­ گیرد، سطح تاریک آن که رو به ما قرار دارد، واقعاً در برابر قرص درخشان خورشید، سیاه است. وقتی که لبۀ ماه وارد یک لکۀ خورشیدی بزرگ می­شود، تاریکی آن لکه را می­توان در مقابل ماه دید و این امکان به وجود می­ آید که بتوانیم ببینیم لکۀ خورشیدی واقعاً سیاه نیست. 

     

  • نظرات() 
  • جمعه 14 اسفند 1394

    خورشید تا چه مدتی قادر است زندگی را روی زمین حفظ کند؟

     

    تا جایی که می­دانیم، خورشید می­تواند تا زمانی که با حالت کنونی به تابش انرژی ادامه دهد، زندگی را روی زمین حفط کند. ما می­توانیم به نحو اطمینان بخشی بگویم که این مدت چه اندازه خواهد بود.

    پرتوهای انرژی خورشید در اثر همجوشی هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم تولید می­شود. برای تولید همۀ پرتوهایی که خورشید به بیرون می تاباند، میزان عظیمی از همجوشی باید صورت بگیرد. در واقع در هر ثانیه باید  654,000,000 تن هیدروژن به 649,400,000 تن هلیوم تبدیل ­شود (4,600,000 تن باقی مانده به انرژی تابشی تبدیل می­شود و خورشید برای همیشه آن را از دست می­دهد. درصد ناچیزی از این انرژی که به زمین می­رسد برای نگه داشتن زندگی روی سیارۀ ما کافی است).

    به نظر می­رسد که با این مقدار هیدروژن که در هر ثانیه نابود می­شود، خورشید نمی­تواند مدت زیادی دوام بیاورد. اما این مقدار در برابر جرم عظیم خورشید آنقدر اندک است که به حساب نمی­آید. خورشید به طور کلی جرمی برابر با 2,200,000,000,000,000,000,000,000,000 (بیش از دو میلیارد میلیارد میلیارد) تن دارد. در حدود 53 درصد از این مقدار را هیدروژن تشکیل داده است که خود نشان می­دهد خورشید دارای  1,160,000,000,000,000,000,000,000,000 تن هیدروژن می­باشد.

    (اگر کنجکاو هستید، بقیۀ جرم خورشید تقریبا به طور کامل هلیوم است و کمتر از 0/1 درصد از جرم آن از اتم­های پیچیده ­تر از هیلوم تشکیل شده است. هلیوم از هیدروژن فشرده ­تر است. در شرایط یکسان، مقداری از اتم­های هلیوم، جرمی چهار برابر همان مقدار از اتم­های هیدروژن دارد. به عبارت دیگر، مقدار خاصی از گاز هلیوم، جای کمتری از همان مقدار گاز هیدروژن اشغال می­کند).

    اگر تصور کنیم که خورشید در ابتدا به طور کامل از هیدروژن خالص تشکیل شده و همیشه همجوشی هیدروژن به هلیوم را با سرعت 654 میلیون تن در ثانیه انجام داده است و به همین صورت هم ادامه خواهد داد، می­توانیم محاسبه کنیم که خورشید 40 میلیارد سال است که می­تابد و 60 میلیارد سال دیگر نیز به تابش ادامه خواهد داد.

    اما در واقع موضوع به این سادگی نیست. خورشید یک ستارۀ «نسل دوم» است و از گاز و غبار کیهانی به جا مانده از ستارگانی به وجود آمده که میلیاردها سال پیش سوخته و منفجر شده ­اند. در نتیجه، مادۀ خامی که خورشید را تشکیل داده، برای شروع به کار شامل مقدار بیشتری از هلیوم بوده است؛ تقریباً به همان اندازه که هم اکنون در خورشید موجود است. یعنی اینکه خورشید به دلیل خلوص متوسط ذخیرۀ هیدروژنش، مدت کوتاهی (البته در مقیاس نجومی) است که می­تابد. خورشید شاید کمی بیش از شش میلیارد سال سن داشته باشد.

    همچنین خورشید برای همیشه به تابش انرژی با سرعت کنونی ادامه نمی­دهد. هیدروژن و هلیوم موجود در خورشید به طور کامل با هم مخلوط ن می­شوند. هلیوم در مرکز هستۀ خورشید متمرکز می­شود، و واکنش­های همجوشی در سطح این هسته انجام می­شود.

    همچنان که خورشید به تابش ادامه می­دهد، هستۀ هلیومی سنگین­تر می­شود و دمای مرکز آن بالا می­رود. سرانجام دما آنقدر زیاد می­شود که هلیوم را وادار به همجوشی به اتم­های پیچیده ­تر می­کند. تا آن زمان، خورشید به همین صورت کنونی تابش می­کند، اما پس از آنکه همجوشی هلیوم آغاز شد، شروع به بزرگ شدن می­کند و کم کم تبدیل به یک غول سرخ خواهد شد. دمای زمین به میزان غیر قابل تحملی بالا خواهد رفت و اقیانوس­ها تبخیر خواهند شد. تا جایی که می­دانیم، در این صورت سیارۀ ما دیگر جایگاهی برای زندگی نخواهد بود.

    ستاره شناسان تخمین می­زنند که خورشید تا هشت میلیارد سال دیگر وارد این مرحلۀ جدید خواهد شد. هشت میلیارد سال هنوز هم مدت کاملاً درازی است و هیچ جایی برای نگرانی فوری وجود ندارد.  

     

  • نظرات() 
  • یکشنبه 2 اسفند 1394

    باد خورشیدی چیست؟

     

    در سال 1850، ستاره شناس انگلیسی، ریچارد سی. کرینگتون، که روی لکه ­های خورشیدی مطالعه می­کرد، متوجه زبانۀ آتش کوچکی روی سطح خورشید شد که به مدت پنج دقیقه قابل دیدن بود. کرینگتون فکر کرد که شاید به طور اتفاقی، سقوط یک شهاب بزرگ به درون خورشید را دیده است.

    در دهۀ 1920، استفاده از ابزارهای پیشرفته­ تر برای مطالعۀ خورشید نشان داد که چنین «زبانه­ های خورشیدی»، رویدادهای عادی­ ای هستند و در ارتباط با لکه­ های خورشیدی رخ می­دهند. به عنوان مثال، ستاره شناس آمریکایی، جورج ای. هِیل، در سال 1889 بیناب نگار خورشیدی را اختراع کرد که امکان مشاهدۀ خورشید با یک طول موج نوری خاص را به وجود آورد. می­شد تصویری از خورشید تهیه کرد که با استفاده از نور هیدروژن درخشان موجود در جو خورشید گرفته شده بود، یا به عنوان مثال، کلسیم درخشان. معلوم شد زبانه­ های خورشیدی هیچ ارتباطی به شهاب­سنگ­ها ندارند، بلکه تنها انفجارات کوتاه عمری از هیدروژن هستند.

    زبانه­ های کوچک کاملاً معمولی هستند و در جاهایی که تعداد زیادی از لکه ­های خورشیدی وجود دارند به تعداد صد زبانه در روز تشخیص داده شده­اند، مخصوصاً زمان­هایی که لکه ­ها در حال بزرگ شدن هستند. زبانه­ های خیلی بزرگ، مانند آنچه که کرینگتون مشاهده کرد، کمیاب­تر هستند و فقط تعداد اندکی از آنها در هر سال رخ می دهند.

    گاهی اوقات یک زبانه درست در مرکز قرص خورشید رخ می­دهد، در نتیجه انفجار آن به سمت موقعیت زمین بلند می­شود. پس از اینکه این اتفاق رخ داد، رویداد جالبی روی زمین شکل می­گیرد. در طول مدت چندین روز، نورهای درخشان شفق شمالی دیده می شوند که گاهی اوقات در مناطق معتدل پایین­تر هم دیده شده­اند. قطب نمای مغناطیسی گیج می­شود و حرکات دیوانه­ واری انجام می­دهد. از این رو این پدیده گاهی اوقات «طوفان مغناطیسی» خوانده می­شود.

    قبل از شروع این قرن، این پدیده تأثیر چندانی روی زندگی عمومی مردم نداشت. با این وجود در قرن بیستم مشخص شد که طوفان مغناطیسی روی پرتوهای رادیویی و به طول کلی روی دستگاه­های الکترونیکی تأثیر گذار است. با وابستگی هر چه بیشتر بشریت به چنین دستگاه­هایی، طوفان­های مغناطیسی اهمیت بیشتری پیدا کرده­ اند. به عنوان مثال، در طول چنین طوفانی، ارسال و دریافت پرتوهای رادیویی و تلویزیونی متوقف می­شوند و تجهیزات رادار کار نمی­کنند.

    ستاره شناسان این زبانه ­ها را با دقت بیشتری مطالعه کردند و معلوم شد که این انفجارات، هیدروژن داغ را تا ارتفاع زیادی از خورشید به بیرون پرتاب می­کنند، به طوری که مقداری از این هیدروژن موفق می شود که علی­رغم گرانش غول آسای خورشید، از آن بگریزد و وارد فضا شود. هستۀ هیدروژن فقط از یک پروتون تشکیل شده، پس خورشید با ابری از پروتون­ها احاطه شده است (و همینطور مقدار ناچیزی از هستۀ اتم­های پیچیده ­تر) که در همۀ جهات به بیرون پاشیده می­شود. در سال 1958، فیزیک­دان آمریکایی، یوجین ان. پارکر، این جریان رو به بیرون ابر پروتونی را «باد خورشیدی» نامید.

    جریان پروتون­ها که به سمت موقعیت زمین می­آید، به ما می­رسد و بیشتر آن توسط میدان مغناطیسی زمین منحرف می شود. اما با این وجود، قسمتی از آن به جو بالایی راه می­یابد و باعث به وجود آمد شفق شمالی و برخی پدید ه­های الکتریکی گوناگون می­شود. زبانه­ های بزرگ خاص که ابر غلیظی را به سمت ما می­فرستند، چیزی را به وجود می­آورند که ما به آن «تندباد موقت خورشیدی» می­گوییم و تأثیرات طوفان مغناطیسی را به وجود می­آورند.

    همچنین، این باد خورشیدی است که موجب به وجود آمدن دنبالۀ ستارگان دنباله­ دار می­شود. ابری از غبار و گاز که در اطراف ستارۀ دنباله­ داری وجود دارد که در نزدیکی خورشید حرکت می­کند، به وسیلۀ باد خورشیدی از آن دور می شود. تأثیرات باد خورشیدی حتی روی ماهواره­ های ساختۀ دست انسان نیز مشاهده شده است. یک ماهوارۀ بزرگ و سبک وزن، مانند اکو 1، در اثر باد خورشیدی به مقدار محسوسی از مدار از پیش محاسبۀ خود دور می­شود.

     

  • نظرات() 
  • پنجشنبه 22 بهمن 1394

    چه اتفاقی برای انرژی­ ای می ­افتد که توسط همۀ ستارگان به بیرون تابیده می­ شود؟

     

    ستارگان انرژی را به روش­های گوناگونی به بیرون می­ تابانند:

    1) از طریق فوتون­های بدون جرم پرتوهای الکترومغناطیسی و به صورت پرانرژی­ ترین پرتوهای گاما تا کم انرژی­ ترین پرتوهای رادیویی (حتی از مواد سرد هم فوتون­هایی تابش می ­شود، هر چه ماده سردتر باشد، فوتون­های آن نیز ضعیف­ ترند). نور مرئی قسمتی از این نوع پرتوهاست.

    2) به صورت ذرات بدون جرم دیگر مانند نوترینوها و گراویتون­ها.

    3) به صورت ذرات جرم دار پر انرژی، که بیشتر شامل پروتون­ها هستند، اما شامل مقادیر اندکی از ذرات هسته­ ای مختلف و همین طور انواع دیگری از ذرات نیز هست. اینها پرتوهای کیهانی هستند.

    تمام ذرات تابش شده فوتون­ها، نوترینوها، گراویتون­ها، پروتون­ها و از این قبیل- تا زمانی که در فضا هستند، پایدارند. آنها می­ توانند میلیاردها سال نوری در خلأ و به مدت میلیاردها سال سفر کنند و تا جایی که ما می ­دانیم، دستخوش هیچ تغییری نمی ­شوند.

    در نتیجه، تمام این ذرات تابیده شده وجود دارند، تا زمانی که (مهم نیست چقدر طول می­ کشد) به نوعی از ماده برخورد کنند و جذب آن شوند. تقریباً هر نوع ماده­ ای می­ تواند فوتون­ها را به خود جذب کند. پروتون­های پر انرژی کمی سخت­تر متوقف و جذب می ­شوند و جذب شدن نوترینوها به مقدار خیلی زیادی مشکل­تر است. در مورد گراویتون­ها هم تا جایی که ما تا کنون می ­دانیم، مقدار آن بسیار کم است.

    حال تصور کنید که جهان فقط شامل ستارگانی است که به شکلی غیر قابل تغییر ترتیب و قرار گرفته­ اند. هر ذره ­ای که توسط یک ستاره به بیرون تابیده می­ شود، در طول فضا حرکت می­ کند تا اینکه با چیز دیگری برخورد کند (یک ستارۀ دیگر) و جذب ­شود.  ذرات فقط از یک ستاره به ستارۀ دیگر می­ روند و در کل، هر ستاره همۀ انرژی­ه ایی که به بیرون تابانده را دوباره جذب می­کند. در این حالت به نظر می­ رسد که جهان می­ تواند بدون هیچ تغییری تا ابد دوام بیاورد.

    این که در واقع چنین نیست، نتیجۀ این سه دلیل است:

    1) این جهان فقط از ستارگان تشکیل نشده، بلکه شامل مقادیر قابل توجهی از مادۀ سرد، از سیارات بزرگ گرفته تا غبار بین ستاره­ای هم می ­شود. وقتی که این مادۀ سرد، برخی از ذرات را متوقف می­ کند، آن ذرات را جذب می­ کند و به جای آنها، ذرات کم انرژی­تری را بجای آن به بیرون می­ تاباند. چنین چیزی در کل به این معنی است که با گذشت زمان دمای مادۀ سرد بالا می­ رود و محتوای انرژی ستارگان کاهش می یابد.

    2) مقداری از انرژی­ ای که از ستارگان و همین طور اشکال دیگری از ماده به بیرون فرستاده می­ شود (مانند نوترینوها و گراویتون­ها)، گرایش آنچنان اندکی به جذب شدن توسط ماده دارند که در تمام مدتی که جهان وجود دارد، تنها درصد بسیار ناچیزی از آن توسط مواد جذب شده است. چنین چیزی به این معنی است که قسمت بزرگی از انرژی­ ای که ستارگان به بیرون می ­تابانند، در فضا سرگردان است و همین یعنی اینکه محتوای انرژی ستارگان باز هم کمتر می­شود.

    3) جهان در حال گسترش است. هر سال فضای بیشتری بین کهکشان­ها به وجود می ­آید، به طوری که حتی ذرات قابل جذبی مانند پروتون­ها و فوتون­ها، می ­توانند به طور متوسط، پیش از اینکه با ماده­ ای برخورد کنند و جذب آن بشوند، فاصله ­های بیشتری در فضا را طی کنند. همچنین به همین دلیل، هر سال در جهان انرژی کمتری از آنچه ستارگان می­تابانند، نسبت به سال قبل جذب می­شود و مقداری از انرژی که در ذرات پر سرعت، پر انرژی و با این وجود غیر قابل جذب  وجود دارد، باید صرف پر کردن فضای اضافی شود که در اثر گسترش ایجاد شده است. در واقع همین دلیل به خودی خود کافی است. تا زمانی که گسترش جهان ادامه می­ یابد، سرد شدن کلی آن نیز ادامه خواهد یافت.

    البته وقتی که جهان دوباره شروع به انقباض کند، شرایط برعکس خواهد شد، و جهان شروع به گرم­تر شدن خواهد کرد.

     

  • نظرات() 
  • یکشنبه 11 بهمن 1394

    در یک ستاره، همجوشی تا چه زمانی ادامه خواهد یافت؟

     

    زمانی که پروتون­ها و نوترون­ها به شکل هستۀ اتمها با یکدیگر جمع می­شوند، پایدارترند و جرم کمتری نسبت به زمانی دارند که جدا از یکدیگر هستند. در شکل ترکیب یافته، جرم اضافی به انرژی تبدیل شده و به بیرون تابیده می­شود.

    هزار تن هیدروژن که هستۀ اتم­های آن را پروتون­های مجزا تشکیل می­دهند، به 993 تن هلیوم تبدیل می­شود که هستۀ آن از دو پروتون و دو نوترون تشکیل شده است. هفت تن جرم ناپدید شده، به انرژی معادل با آن تبدیل می­شود.

    ستارگان مانند خورشید ما انرژی را که از این طریق شکل گرفته به بیرون تابش می­کنند. خورشید در هر ثانیه 654,000,000 تن هیدروژن را به کمی کمتر از 650,000,000 میلیون تن هلیوم تبدیل می­کند و در هر ثانیه 4,600,000 تن جرم را از دست می­دهد. حتی با این نرخ عظیم، خورشید به قدر کافی هیدروژن دارد که بتواند میلیاردها سال به کارش ادامه دهد.

    اما بالاخره روزی ذخیرۀ هیدروژن خورشید هم به پایان خواهد رسید. آیا به این معنیست که همجوشی متوقف و خورشید سرد خواهد شد؟

    نه دقیقاً. هستۀ هلیوم از لحاظ اقتصادی آنقدرها به صرفه نیست. البته هستۀ هلیوم هم می­تواند به هسته ­های پیچیده­ تری تبدیل شود. هسته ­هایی به پیچیدگی هستۀ آهن و از این طریق انرژی بیشتری تولید کند.

    اگرچه، نه آنقدرها. هزار تن هیدروژنی که قبلاً اشاره کردم که به 993 تن هلیوم تبدیل می­شود، بعد از آن تنها می­تواند به 991/5 تن آهن تبدیل شود. به هفت تن ماده­ای که در حین تبدیل هیدروژن به هلیوم به انرژی تبدیل می­شود، در حین تبدیل به آهن، تنها 1/5 تن دیگر افزوده خواهد شد.

    و با رسیدن به آهن، به بن­بست بر می­خوریم. در هستۀ آهن، پروتون­ها و نوترونها با حداکثر پایداری با یکدیگر ترکیب شده ­اند. هر تغییری در اتم آهن، چه در جهت تبدیل آن به اتم­های ساده ­تر و چه در جهت تبدیل به اتمهای پیچیده­ تر، انرژی بیشتری از آنچه تابش می­شود، جذب خواهد کرد.

    پس می­توانیم بگوییم که زمانی که یک ستاره به مرحلۀ همجوشی هلیوم می­رسد، چهار پنجم انرژی حاصل از همجوشی را به بیرون تابانده است، و با حرکت به سمت آهن، آن یک پنجم باقی مانده را نیز به بیرون می­تاباند و این آخر کار است.

    اما پس از آن چه خواهد شد؟

    در فرایند گذر از مرحلۀ همجوشی فراتر از هلیوم، هستۀ ستاره بسیار داغ­تر خواهد شد. بر اساس یک نظریه، با رسیدن به مرحلۀ آهن، قسمتی از واکنش هسته ­ای، تولید مقادیر عظیمی از نوترینوها خواهد بود. نوترینوها توسط مواد ستاره­ای جذب نمی­شوند، در نتیجه به محض تشکیل با سرعت نور، راه خود را بیرون باز می­کنند و انرژی را همراه با خودشان به بیرون می­برند. هستۀ ستاره با از دست دادن انرژی سرد می­شود و ستاره ناگهان می­رمبد و به یک کوتولۀ سفید تبدیل می­شود.

    در حین رمبیدن، لایه­ های خارجی که هنوز اتمهایی دارند که کمتر از آهن پیچیده هستند، به یکباره دچار همجوشی شده و به صورت یک نواختر منفجر می­شوند. انرژی­ ای که از این راه تشکیل می­شود، برخی اتمها را به اشکال پیچیده ­تر از آهن تبدیل می­کند. اتمهایی از همه نوع تا به اورانیوم و فراتر از آن.

    باقی­مانده­ های چنین نواختری شامل اتم­های سنگینی است که با گاز میان ستاره­ای در هم می ­آمیزد و ستارگانی که از چنین گازهایی تشکیل می شوند، ستارگان «نسل دوم» هستند و شامل مقادیر اندکی از اتمهایی هستند که از طریق همجوشی عادی خود آنها به وجود نمی ­آیند. خورشید ما نیز یک ستارۀ نسل دوم است و به همین دلیل است که طلا و اورانیوم روی زمین وجود دارد.

  • نظرات() 
  • یکشنبه 4 بهمن 1394

    یک ستاره تا چه میزان می­تواند گرم باشد؟

     

    این موضوع بستگی دارد به خود ستاره و اینکه شما کدام قسمت از ستاره را مد نظر داشته باشید.

    بیش از 99 درصد از ستارگانی که می­توانیم بشناسیم، مانند خورشید خودمان، به طبقه بندی خاصی تعلق دارند که «رشتۀ اصلی» نام دارد؛ و معمولاً وقتی که ما راجع به دمای یک ستاره صحبت می­کنیم، منظورمان دمای سطح آن ستاره است. بیایید که از همانجا شروع کنیم.

    هر ستاره­ای گرایش به رمبیدن تحت نیروی گرانشی خودش را دارد، اما هر چه بیشتر می­رمبد، درون آن گرم­تر می­شود، و ستاره گرایش به انبساط خواهد پیدا می­کند. در انتها، این دو نیرو با یکدیگر به تعادل می­رسند و ستاره به اندازۀ ثابتی دست پیدا خواهد کرد. هر چه یک ستاره پرجرم­تر باشد، باید با دمای درونی بیشتری در برابر گرایش به رمبیدن مقاومت کند و در نتیجه دمای سطح آن نیز بالاتر خواهد بود.

    خورشید ما که یک ستاره با اندازۀ متوسط است، دمای سطحی در حدود 6000 درجۀ سلسیوس دارد. ستارگان کم جرم­تر، دمای سطحی پایین تری دارند. دمای سطحی برخی از آنها کمتر از 2500 درجه است.

    ستارگان پرجرم­تر، دمای بالاتری هم دارند: 10,000 درجۀ سلسیوس، 20,000 درجۀ سلسیوس و حتی بالاتر. پرجرم­ترین و در نتیجه درخشان­ترین ستارۀ شناخته شده، دمای سطحی پایداری برابر با 50,000  درجۀ سلسیوس و شاید هم بالاتر دارد. شاید به جرأت بتوانیم بگوییم که بالاترین دمای سطحی پایدار یک ستارۀ رشتۀ اصلی می­تواند به 80,000 درجۀ سلسیوس برسد.

    چرا به بیشتر از این نمی­توانیم دست پیدا کنیم؟ چرا نمی­توانیم ستارگان پرجم­تر و پرجرم­تری داشته باشیم؟ در اینجا ما به مانعی برخورد می­کنیم. اگر یک ستارۀ معمولی آنقدر پرجرم شود که دمای سطحی آن به80,000 درجۀ سلسیوس برسد، دمای فوق­العاده زیاد درون آن باعث انفجارش خواهد شد. ممکن است موقتاً ستاره­ای با دمای سطحی بالاتری وجود داشته باشد، اما پس از اینکه انفجار انجام شد، یک ستارۀ کم­جرم­تر و سردتر به جا خواهد ماند.

    با این حال سطح یک ستاره گرم­ترین جای آن نیست. گرمای سطح ستاره به جو رقیقی که ستاره را پوشانده (و به آن «تاج» هم گفته می­شود) منتقل می­شود. اگر همۀ تاج را در نظر بگیریم، دمای آن چندان زیاد نیست، اما در مقایسه با خود ستاره، تعداد اتمهای موجود در تاج آنقدر کم است که هر اتم می­تواند دمای خیلی زیادی داشته باشد. انرژی گرمایی تک تک اتمها، مقیاسی برای اندازه­گیری دما است، و به همین دلیل، تاج خورشیدی دمایی در حدود 1,000,000 درجۀ سلسیوس دارد.

    دمای مرکز یک ستاره بسیار بیشتر از دمای سطح آن است. باید هم اینطور باشد تا بتواند لایه­های خارجی ستاره را که در برابر فشار گرانشی گسترده شده­اند در جای خود نگه دارد. در نتیجه دمای هستۀ خورشید شاید به 15,000,000 درجۀ سلسیوس برسد.

    طبیعتاً ستارگان پرجرم­تر از خورشید، با توجه به دمای سطحشان، دمای مرکزی بیشتری از خورشید دارند. همچنین، با هر مقدار جرم، هر چه سن ستاره بالاتر می­رود، دمای هستۀ آن نیز بالاتر می­رود. برخی ستاره­شناسان تلاش کرده­اند تا کشف کنند دمای هستۀ یک ستاره، قبل از آنکه منفجر شود، تا چه حد می­تواند بالا رود. یکی از تخمین­هایی که من دیده‌­ام دمایی در حدود6,000,000,000 درجه را براورد می­کند.

    اما تکلیف ستارگانی که در رشتۀ اصلی نیستند چه می­شود؟ مثلاً دربارۀ اجسامی که در دهۀ 1960 کشف شدند، چه می­توانیم بگوییم؟ آنها تپ اختر­هایی هستند که گمان می­رود ستارگان نوترونی آنچنان چگالی هستند که جرم یک ستارۀ معمولی را در کره­ای به قطر شاید 15 کیلومتر جای داده باشند. آیا دمای مرکز آنها می­تواند بیش از حداکثر شش میلیارد درجه باشد؟ یا کوازارها که برخی فکر می­کنند که آنها در حدود یک میلیون ستارۀ معمولی هستند که در یک ستاره با هم ادغام شده­اند. دربارۀ دمای مرکزی آنها چه می­توان گفت؟

    متأسفانه این را کسی نمی­داند.

     

  • نظرات() 
  • چهارشنبه 30 دی 1394

    سیاهچاله چیست؟

     

    برای درک ماهیت یک سیاهچاله، بیایید با ستاره­ای مثل خورشید شروع کنیم. قطر خورشید در حدود 1,400,000 کیلومتر است و 330,000 برابر سنگین­تر از زمین می­باشد. با توجه به میزان جرم و فاصله­‌ای که از سطح تا مرکز آن وجود دارد، هر جسمی که بر روی سطح خورشید قرار داشته باشد، تحت گرانشی در حدود 28 برابر گرانش سطح زمین قرار می­گیرد.

    یک ستارۀ عادی، اندازۀ معمولی خود را با استفاده از تعادل بین دمای فوق‌­العاده زیاد مرکز آن که تمایل دارد جرم آن را منبسط کند و نیروی گرانشی که تمایل به انقباض و فشرده کردن آن دارد، حفظ می­کند.

    در مرحله‌­ای از عمر ستاره، دمای داخلی آن کاهش می­یابد. در این صورت، گرانش غلبه می­کند. در این حالت ستاره شروع به رمبیدن می­کند و در طول این فرایند، ساختار اتمهای درون آن فرو می­پاشد. تا جایی که اتمها تبدیل به الکترون­ها، پروتون­ها و نوترون­های مجزا می­شوند. رمبش ستاره تا جایی ادامه پیدا می­کند که نیروی دافعۀ الکترون­ها در برابر انقباض بیشتر مقاومت کند.

    در این حالت، ستاره یک «کوتولۀ سفید» خواهد بود. اگر ستاره­ای مانند خورشید ما، برمبد و تبدیل به یک کوتولۀ سفید شود، تمام جرم آن در کره­ای که قطر آن حدوداً 15,000 کیلومتر است، فشرده خواهد شد، و گرانش سطحی آن (بر اساس همان میزان جرم اما در فاصله‌­ای بسیار کمتر)، در حدود 210,000 برابر جاذبۀ سطحی زمین خواهد بود.

    تحت شرایط خاصی گرانش می­تواند الکترون­ها را بیش از حد مقاومتشان بفشارد. ستاره باز هم منقبض خواهد شد و الکترون­ها و پروتون­ها را مجبور خواهد کرد تا با هم ترکیب شوند و تبدیل به نوترون گردند و تا حدی فشرده شوند که نوترون­ها در تماس با یکدیگر قرار گیرند. این ساختار نوترونی در برابر انقباض بیشتر مقاومت خواهد کرد و ما یک ستارۀ نوترونی خواهیم داشت که تمام جرم خورشید را در کره­ای به قطر تنها 15 کیلومتر جای داده است. در این حالت جاذبۀ سطحی آن 210,000,000,000 (دویست و ده میلیارد) برابر جاذبۀ سطحی زمین خواهد بود.

    تحت شرایط خاص گرانش می­تواند حتی بر مقاومت ساختار نوترونی هم غلبه کند. در این صورت چیزی وجود ندارد که در برابر رمبش بیشتر مقاومت کند. ستاره می­تواند تا نقطۀ صفر منقبض شود و گرانش سطح آن به بینهایت می­رسد.

    بر اساس نظریۀ نسبیت، نوری که از ستارگان می­تابد، با دور شدن از میدان گرانشی، مقداری از انرژی خود را از دست می­دهد. هرچه میدان گرانشی قوی­تر باشد، از دست رفتن انرژی نیز بیشتر است. این موضوع، هم با مشاهدۀ آسمان و هم در آزمایشگاه اثبات شده است.

    نوری که از یک ستارۀ معمولی مانند خورشید ما می‌­تابد، مقدار خیلی کمی از انرژی خود را از دست می­دهد. نوری که از یک کوتولۀ سفید می­تابد، مقدار بیشتری را از دست می­دهد و کاهش انرژی نوری که از یک ستارۀ نوترونی می­تابد، از آن هم بیشتر است. اگر ستارۀ نوترونی بیش از آن برمبد، سرانجام به نقطه‌­ای می­رسد که نوری که از آن می­تابد، همۀ انرژی خود را از دست می­دهد و نمی­تواند بگریزد.

    اجسامی که بیش از یک ستارۀ نوترونی به هم فشرده می­شوند، میدان گرانشی آنچنان قوی‌­ای دارند که هر چیزی که به آنها نزدیک می­شود به دام می­افتد و نمی­تواند دوباره از آن خارج شود. مانند این که چیزی درون چا‌‌‌‌له‌­ای بیفتد که عمق آن بی­نهایت است و تا ابد در حال سقوط در آن باشد. در ضمن، همانطور که توضیح دادم، حتی نور هم نمی­تواند از آن بگریزد. بنابراین آن جسم فشرده شده، سیاه خواهد بود؛ و به درستی که نام سیاهچاله برازندۀ آن است.

    ستاره‌­شناسان در حال حاضر در حال جستجوی جای جای آسمان برای یافتن شاهدی برای وجود یک سیاهچالۀ واقعی هستند.

     

  • نظرات() 
  • جمعه 20 آذر 1394

    گفته می‌­شود که هر سانتیمتر مکعب از ستارگان نوترونی میلیاردها تن وزن دارد. چطور چنین چیزی امکان دارد؟

     

    قطر اتم در حدود 8-10 سانتیمتر است (یا به عبارت دیگر در طول یک سانتیمتر می­‌توان صد میلیون اتم را پهلو به پهلوی هم چید). در جامدات و مایعات معمولی، اتمها بسیار به هم نزدیک و تقریباً در تماس با هم قرار دارند. در این صورت، چگالی جامدات و مایعات معمولی به اندازۀ دقیق اتمها، فشردگی آنها به یکدیگر و وزن تک تک اتمها بستگی دارد.

    کم چگال­‌ترین جامد معمولی، هیدروژن منجمد است که هر سانتیمتر مکعب آن تنها0/076 گرم است. چگال‌ترین جامد معمولی نیز فلز کمیاب اوسمیوم است که هر سانتیمتر مکعب آن 22/48 گرم می­باشد.

    اگر اتمها، توپ­های تراکم ناپذیری بودند، اوسمیوم چگال­ترین مادۀ ممکن بود و هرگز امکان نداشت که چگالی آن بیش از 22 گرم بر سانتیمتر مکعب برسد، چه برسد به اینکه به چندین تن برسد.

    اما اتم‌ها جامد نیستند. در سال 1909، فیزیکدان نیوزیلندی ارنست راذرفورد، اثبات کرد که بیشتر ساختمان اتم را فضای خالی تشکیل داده است. اطراف اتم را تنها الکترون­‌های بسیار سبک فرا گرفته‌­اند و بیش از 99/9 درصد از جرم اتم در ساختار کوچکی به نام هستۀ اتم که در مرکز آن قرار دارد، فشرده شده است.

    هستۀ اتم قطری در حدود 13-10 سانتیمتر دارد (به عبارت دیگر، یک صدهزارم قطر خود اتم). اگر اتم­ها در یک گوی مادی، آنچنان به هم فشرده شوند که الکترونها به هستۀ اتم نزدیک شده و با آن برخورد کنند، در آن صورت قطر آن گوی به یک صدهزارم چیزی می­‌رسد که قبلاً بوده است.

     اگر زمین به این نحو فشرده شود، تمام مادۀ آن در گویی به قطر 128 متر قرار خواهد گرفت. اگر خورشید به این نحو فشرده شود، قطر آن به 14 کیلومتر خواهد رسید. اگر تمام مادۀ شناخته شدۀ موجود در جهان به صورتی فشرده شود که همۀ ذرات اتمی با یکدیگر تماس داشته باشند، در این صورت تمام ماده در گویی که قطر آن 322 میلیون کیلومتر است، فشرده خواهد شد و به راحتی در داخل کمربند سیارکی که مابین سیاره‌­های بهرام و برجیس است، جای خواهد گرفت.

    گرما و فشاری که در مرکز ستارگان وجود دارد، ساختار اتمی را می‌­شکند و به هستۀ اتم­ها اجازه می­‌دهد که در کنار یکدیگر قرار گیرند. چگالی ماده‌­ای که در مرکز خورشید وجود دارد، بسیار بیشتر از اوسمیوم است، اما از آنجا که هسته‌­ها به آزادی حرکت می­کنند، ماده همچنان حالت گازی دارد. برخی از ستارگان کاملاً از چنین اتم­های در هم شکسته­ای تشکیل شده­اند. همراه ستارۀ شباهنگ که یک «کوتولۀ سفید» است، بزرگتر از سیارۀ اورانوس نیست، اما با این حال جرمی به اندازۀ جرم خورشید دارد.

    هستۀ اتمها از پروتون­ها و نوترون­ها تشکیل شده است. همۀ پروتون­ها بار الکتریکی مثبت دارند و یکدیگر را دفع می­‌کنند. بنابراین بیشتر از حدود صد پروتون را نمی­‌توان در یک نقطه گرد هم جمع کرد. اما نوترون­ها از نظر الکتریکی خنثی هستند و تحت شرایط مناسب، تعداد بیشماری از آنها می­‌توانند با یکدیگر جمع شوند و «ستارگان نوترونی» را به وجود آورند. گمان می­‌رود که تپ اختر­ها، ستارگان نوترونی باشند.

    اگر خورشید تبدیل به یک ستارۀ نوترونی شود، تمام جرم آن در یک گوی که قطر آن 1/100000 اندازۀ فعلی آن است فشرده­خواهد شد و حجم آن 1/1000003 یا 1/1000000000000000(یک کوادریلیونم)  اندازۀ فعلی آن خواهد شد. در این صورت چگالی آن نیز یک کوادریلیون برابر خواهد شد.

    چگالی متوسط خورشید در حال حاضر برابر با 1/4 گرم بر سانتیمتر مکعب است. اما در صورتی که تبدیل به ستارۀ نوترونی شود، چگالی آن یک کوادریلیون برابر خواهد شد.

    این موضوع خود به این معنی است که یک سانتیمتر مکعب از ستارۀ نوترونی می­تواند جرمی برابر با 1400000000000000یا یک کوادریلیون و چهارصد تریلیون گرم داشته باشد.

     

     

     

  • نظرات() 
  • جمعه 13 آذر 1394

    تپ اخترها چیستند؟

     

    در تابستان سال 1967، آنتونی هیویش و همکارانش در دانشگاه کمبریج، تقریباً به صورت تصادفی، یک تابش رادیویی در آسمان کشف کردند که مشابه آن قبلاً دیده نشده بود. تپش­های آن تابش رادیویی یک و یک سوم ثانیه با هم فاصله داشتند. البته اگر بخواهیم دقیق صحبت کنیم باید بگوییم که هر یک از تپش با هم 33730109/1 ثانیه فاصله داشتند. منبع آن تابش «اختر تپنده» یا به اختصار، «تپ اختر» تامیده شد.

    در طی یکی دو سال بعدی، تعداد قابل توجی از آن تپ اخترها کشف شدند و شاید به نظر شما عجیب به نظر برسد که چرا زودتر از آن کشف نشده بودند. هر تپ اختر انرژی قابل توجهی را در هر بار تپش ارسال می­کرد. اما مدت زمان هر تابش به قدری کوتاه بود که متوسط شدت انرژی تابشی، پایین بود. به همین دلیل کشف نشده مانده بودند. گذشته از این ستاره شناسان تصور می­کردند که منابع تابش­های رادیویی، تابش­ها را به صورت پایدار ارسال می­کنند و به دنبال تپش نمی­گشتند.

    یک تپ اختر که به صورت خاصی سریع بود در سحابی خرچنگ یافت شد که حتی امواج نورانی هم ارسال می­نمود. مانند اینکه با همان سرعتی که تابش رادیویی به بیرون می­فرستد، چشمک هم می­زند. آن تپ اختر قبلاً هم مشاهده شده بود، اما تصور می­کردند که یک ستارۀ معمولیست. هیچ کس حتی به این فکر هم نیفتاده بود که با ابزارهایی حساس آن را بررسی کند تا متوجه شود که آن ستاره در هر ثانیه سی بار روشن و خاموش می­شود. با چنین سرعت تپشی، به نظر هر ستار شناس با ابزارهای عادی اینطور می­آمد که نور آن ستاره، ثابت است.

    اما یک تپ اختر واقعاً چیست؟ اگر جسمی در طی یک دورۀ زمانی تابش ارسال کند، پس در طی آن دوره باید رویدادی فیزیکی در آن اتفاق بیفتد. به عنوان مثال، آن رویداد می­تواند انقباض و انبساط آن جسم باشد، و در حین انقباض، تابش­هایی را ارسال نماید. یا اینکه می­تواند حول محور خودش یا به دور چیز دیگری بچرخد و در هر بار چرخش، انرژی ارسال نماید.

    مشکل اینجا بود که این تپش­ها بسیار سریع بودند و از حدود یک تپش در هر چهار ثانیه تا یک تپش در هر یک سی­ام ثانیه طول می­کشیدند. همچنین آن تپ اختر باید بسیار داغ می­بود و در غیر این صورت نمی­توانست چنین تابش­هایی ارسال نماید. همچنین می­بایست جسم بسیار کوچکی هم باشد و در غیر اینصورت نمی­توانست چنان حرکات سریعی انجام دهد.

    کوچکترین اجسام داغی که دانشمندان تا آن موقع کشف کرده بودند، کوتوله­های سفید بودند. آنها می­توانستند جرمی به اندازۀ جرم خورشید و دمایی به اندازۀ دمای خورشید حتی گرمتر از آن- داشته باشند، اما با این وجود، بزرگتر از زمین نباشند. آیا امکان داشت که این کوتوله­های سفید بتوانند با انقباض و انبساط یا چرخش، باعث به وجود آمدن این تابش­ها شوند؟ یا آیا امکان داشت که دو کوتولۀ سفید با چنین سرعتی به دور یکدیگر بچرخند؟ دانشمندان روی تئوری­های این موضوع کار کردند، اما هر چقدر هم که تلاش کردند نتوانستند کوتوله­های سفید را با این سرعت به حرکت درآورند.

    اما اجسام کوچکتر چطور؟ دانشمندان فرضیه­هایی داشتند که نشان می­دادند ممکن است یک ستاره در اثر کشش گرانش تا حدی فشرده شود که تمام ذرات اتمی آن با یکدیگر تماس پیدا کنند. الکترونها و پروتونها در اثر ترکیب با یکدیگر تبدیل به نوترون می­شدند و جسم آن تبدیل به نوعی ژلۀ نوترونی می­شد. چنین ستارۀ نوترونی­ای می­توانست جرمی اندازۀ جرم خورشید را در جسمی به قطر تنها 15 کیلومتر جای دهد.

    ستارگان نوترونی تا آن زمان هنوز کشف نشده بودند. آنها به قدری کوچک بودند که برخی ستاره شناسان می­ترسیدند که ستارگان نوترونی حتی اگر واقعاً وجود هم داشته باشند، شاید کاملاً غیر قابل کشف باقی بمانند.

    اما چنین جسم کوچکی می­توانست آنقدر به سرعت بچرخد که تپشهای انرژی ارسال کند. تحت شرایط خاصی، الکترونها می­توانند از نقاطی از سطح این ستارۀ نوترونی بگریزند. همانطور که یک ستارۀ نوترونی می­چرخد، الکترونها مانند فوارۀ آب از آن به بیرون پاشیده می­شوند. هر گاه که چنین فواره­ای به سمت موقعیت ما قرار بگیرد، آن تپشهای رادیویی و نورانی را به وجود می­آورد.

    تامس گولد از دانشکاه کورنل، پیشنهاد داد که اگر چنین باشد، ستارگان نوترونی باید انرژی از دست بدهند و سرعت چرخششان به تدریج کندتر شود. این موضوع به بوتۀ آزمایش گذاشته شد و کشف گردید که واقعاً هم به همین صورت است. به نظر می­رسد که به احتمال زیاد، تپ اخترها همان ستارگان نوترونی باشند که اخترشناسان می­ترسیدند که کشف آنها غیر ممکن باشد.

     

     

  • نظرات() 
  • جمعه 6 آذر 1394

    غبار کیهانی چیست و از کجا می­آید؟

     

    بر اساس دیدگاه­های ستاره شناسی امروز، کهکشانها تودۀ عظیمی از گاز و غبار بودند که به آهستگی می­چرخیدند و به توده­های کوچکتر چرخانی شکسته شده که فشرده می­شدند و ستارگان را به وجود می­آوردند. در بعضی جاها که ستارگان در توده­های به هم فشرده­ای شکل گرفته اند، تقریباً همۀ گاز و غبار به ستارگان و چیزهای دیگر تبدیل شده­اند و مقدار بسیار کمی یا اصلاً هیچ چیز از آن در فضای بین ستارگان باقی نمانده است. چنین چیزی در خوشه­های کروی، در کهکشانهای بیضی شکل و در مرکز کهکشانهای مارپیچی رخ داده است.

    در حاشیه­های کهکشانهای مارپیچی، این فرایند با قدرت کمتری انجام می­شود. ستاره­ها در تعداد کمتری شکل می­گیرند و گاز و غبار بیشتری باقی می­ماند. ما در یکی از بازو­های مارپیچی کهکشانمان هستیم و می­توانیم ابرهایی از غبار را ببینیم که جلوی درخشش کهکشان راه شیری را گرفته است. مرکز کهکشان ما کاملاً با چنین توده­های غباری کدر شده است.

    بیشتر ماده­ای که جهان را شکل داده، هیدروژن و هلیوم است. اتمهای هلیوم تمایلی به چسبیدن به یکدیگر ندارند. اتمهای هیدروژن به هم می­چسبند، اما فقط به صورت جفتی و مولکولهای هیدروژن را تشکیل می­دهند (H2). چنین چیزی به این معنیست که بیشتر ماده­ای که در فضای بین ستاره­ها وجود دارد از اتمهای هلیوم و اتمهای مجزا و مولکولهای هیدروژن ساخته شده است. اینها، گاز بین ستاره­ای را می­سازند که حجم عظیمی از مادۀ بین ستارگان را تشکیل می­دهد.

    غبار بین ستاره­ای (یا غبار کیهانی)، که در مقدار بسیار کمتری وجود دارد، از ذرات بسیار ریزی تشکیل شده، اما از مولکولها و اتمهای تنها بزرگتر هستند. و در نتیجه باید از چیزی بغیر از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده باشد.

    بعد از هیدروژن و هلیوم، اکسیژن، عمومی­ترین اتم در جهان است. اتم اکسیژن می­تواند با اتمهای هیدروژن، گروه هیدروکسیل ایجاد کند (HO) و یا مولکولهای آب را به وجود بیاورد (H2O). اینها تمایل متفاوتی برای جمع شدن با گروه­ها و مولکولهایی دارند که ممکن است با آنها برخورد کنند. به تدریج ذرات ریزی که از میلیونها مولکول تشکیل شده به وجود می­آیند. گروه­های هیدروکسیل و مولکولهای آب قسمت بزرگی از غبار کیهانی را به وجود می­آورند. در سال 1965 بود که برای اولین بار گروه­های هیدروکسیل در فضا تشخیص داده شدند و گستردگی آنها مود مطالعه قرار گرفت. از آن زمان تا کنون، وجود مولکولهای پیچیده­تری که شامل اتمهای کربن هستند هم گزارش شده است.

    غبار کیهانی همچنین می بایست از گروه­هایی از اتمها تشکیل شده باشد که عمومیت کمتری از اتمهای هیدروژن و اکسیژن و کربن دارند. اتمهای کلسیم، سدیم، پتاسیم و آهن هم در فضای بین ستاره­ای از طریق نورهایی که جذب می­کنند، شناسایی شده­اند.

    در داخل منظومۀ شمسی هم چنین غباری -شاید در اثر ستارگان دنباله­دار- وجود دارد. در جایی خارج از مرزهای قابل رؤیت منظومۀ شمسی، شاید پوسته­ای از ستارگان دنباله­دار وجود داشته باشد. بعضی از آنها (شاید در اثر تأثیرات گرانشی ستارگان نزدیک) به طرف خورشید سقوط می­کنند. ستارگان دنباله­دار از قطعات کوچکی از فلز و سنگ تشکیل شده­اند که با سیمانی از جنس یخ، متان جامد، آمونیاک و مواد دیگر به هم پیوسته شده­اند. هربار که یک ستارۀ دنباله­دار به خورشید نزدیک می­شود، قسمتی از مواد تشکیل دهندۀ آن بخار می­شود و مقداری از مواد ریز تشکیل دهندۀ آن در فضا به صورت یک دنبالۀ بلند، پراکنده می­گردد. تا اینکه سرانجام ستارۀ دنباله­دار از هم می­پاشد.

    تعداد بی شماری از ستارگان دنباله­دار در تاریخ منظومۀ شمسی از هم پاشیده­اند و در نتیجه قسمتهای داخلی منظومه، پر از غبار است. زمین هر روز میلیاردها از این ذرات غبار را جمع آوری می­کند (ریزشهاب­ها). دانشمندان علوم فضایی به دلایل گوناگونی به آنها علاقمندند. به عنوان مثال، ریزشهاب­های بزرگتر ممکن است برای فضانوردان آینده و مهاجرنشین­های ماه، خطرناک باشند.

     

  • نظرات() 
  • جمعه 29 آبان 1394

    چرا بعضی­ها راجع به «دمای پایین فضا» حرف می­زنند؟ چطور ممکن است فضای خالی، دما داشته باشد؟

     

    هیچ کس نباید چنین حرفی بزند و چنین چیزی ممکن نیست. دما، عبارت است از متوسط میزان گرمای اتمهایی که در هر مقدار از ماده وجود دارند و تنها ماده است که می­تواند دما داشته باشد.

    جسمی مانند ماه را تصور کنید که در فضا وجود دارد و چندین سال نوری دورتر از نزدیکترین ستاره قرار گرفته است. اگر برای شروع سطح ماه را داری دمایی برابر با 25 درجۀ سلسیوس در نظر بگیریم، به وسیلۀ تابش و به صورت پیوسته شروع به از دست دادن گرما خواهد کرد. اما در عین حال شروع به دریافت گرما به وسیلۀ تابش از ستارگان دور هم می­کند. تابشی که از ستارگان دوردست به آن می­رسد، بسیار ناچیز است و به هر حال قادر به برقراری تعادل با گرمایی که از دست می­دهد نیست. بنابراین بلافاصله دمای سطحی آن شروع به افت می­کند.

    همچنان که دمای سطح ماه پایین می­آید، سرعت از دست رفتن دما هم به صورت ثابت کاهش می­یابد تا اینکه سرانجام، وقتی که دما به اندازۀ کافی پایین آمد، میزان از دست رفتن گرما هم به اندازه­ای پایین می­آید که با میزان جذب گرما از ستارۀ دوردست برابری می­کند. در اینجا البته دمای سطح ماه بسیار ناچیز است، فقط مقدار بسیار کمی بالاتر از صفر مطلق!

    این دمای پایین سطح ماه که در فاصلۀ دوری از ستارگان قرار دارد، مثالی است از چیزی که از آن به عنوان «دمای پایین فضا» یاد می­کنند.

    در عمل، ماه در فاصلۀ زیادی از ستارگان قرار نگرفته است. بلکه کاملاً نزدیک است و در حدود یکصد و پنجاه میلیون کیلومتری یکی از آنها، یعنی خورشید قرار گرفته است. اگر ماه در همین موقعیت قرار داشت و تنها یک سوی آن همیشه رو به خورشید بود، آن سو آنقدر از دمای خورشید را جذب می­کرد تا اینکه در مرکز سوی خورشیدی، دما به بالاتر از دمای جوش آب می­رسید. تنها در این دماست که می­توانست با میزان دمای دریافتی از خورشید به حالت تعادل قرار بگیرد.

    اما ماه طوری دور خورشید می­چرخد که هر قسمت از سطح آن هر بار فقط به مدت دو هفته در معرض نور خورشید قرار می­گیرد. در این دورۀ محدود، دمای هر نقطۀ خاص از سطح ماه به سختی به بالاتر از نقطۀ جوش آب می­رسد. در طی شب طولانی ماه، دمای سطح بیشتر از 120 درجه بالاتر از صفر مطلق نمی­رود (که البته با استاندارهای ما بسیار سرد است) تا وقتی که دوباره در مقابل نور خورشید قرار بگیرد.

    زمین موضوع کاملاً متفاوتی است، برای اینکه جو و اقیانوس هم دارد. اقیانوس گرما را بسیار بهتر از صخره جذب می­کند و آهسته­تر پس می­دهد. عملکرد آن مانند تشکی است که دمای آن در زیر نور خورشید نه خیلی بالا می­رود و نه وقتی که خورشید در آسمان نیست، خیلی پایین می­آید. در ضمن زمین آنقدر سریع به دور خود می­چرخد که بسیاری از نقاط آن در عرض چند ساعت روز و شب را تجربه می­کنند. علاوه بر این، جریان باد در جو گرما را از سمت روز به سمت شب و از خط استوا به قطب­ها می­برد.

    به این ترتیب، زمین گرمای کمتری از آنچه در ماه وجود دارد را تجربه می­کند، اگرچه هردوی آنها در یک فاصله از خورشید قرار دارند.

    چه بر سر انسانی می­آید که در معرض دمایی پایین تر از دمای قطب جنوب قرار بگیرد که در سمت تاریک ماه وجود دارد؟ همان اتفاقی می­افتد که به آن فکر می­کنید. حتی اگر لباسی پوشیده باشیم که به خوبی عایق بندی شده باشد و در زمین باشیم، تقریباً به سرعت دمای بدمان را به جو و بادهای آن خواهیم داد. اما شرایط روی ماه کاملاً فرق می­کند. در آنجا در لباس گرما ساز فضایی و پوتینهای فضایی، انسان گرمای اندکی را از طریق رسانایی یا همرفتی در جایی که اصلاً بادی وجود ندارد، از دست خواهد داد. گویی درون یک فلاسک قرار دارد و فقط مقدار کمی گرما به وسیلۀ تابش مادون قرمز از دست خواهد داد. سرد شدن یه روند طولانی خواهد بود. البته بدنش هم در تمام مدت به تولید گرما خواهد پرداخت و او به جای آنکه احساس سرما کند، احساس گرما خواهد کرد.

     

  • نظرات() 
    • تعداد صفحات :2
    • 1  
    • 2  

    آمار وبلاگ

    • کل بازدید :
    • بازدید امروز :
    • بازدید دیروز :
    • بازدید این ماه :
    • بازدید ماه قبل :
    • تعداد نویسندگان :
    • تعداد کل پست‌ها :
    • آخرین بازدید :
    • آخرین بروز رسانی :

    ساخت وبلاگ در میهن بلاگ

    شبکه اجتماعی فارسی کلوب | اخبار کامپیوتر، فناوری اطلاعات و سلامتی مجله علم و فن | ساخت وبلاگ صوتی صدالاگ | سوال و جواب و پاسخ | رسانه فروردین، تبلیغات اینترنتی، رپرتاژ، بنر، سئو