تعداد مطالب : 20
تعداد نظرات : 7
زمان آخرین مطلب : 2925روز قبل

یکی از ملحقات نظریۀ استاندارد فیزیک ذرات به نام اَبرتقارن (Super Symmetry)، پیشنهاد می‌کند که «ذرات سنگین با برهم کنش ضعیف» (WIMP) ممکن است جزء اصلی در مادۀ تاریک سرد باشد. یکی از نامزدهای اصلی نوترالینو (Neutralino) است - سبک‌ترین ذرۀ ابرمتقارن خنثی. در هر ثانیه ملیاردها WIMP می‌تواند از ما عبور کند! گاهی ممکن است که با هستۀ یک اتم برهم‌کنش داشته، آن را به عقب براند - چیزی شبیه به برخورد یک توپ درحال حرکت بیلیارد و یک توپ ساکن. براساس اصول، اما با زحمت بسیار زیاد، این برهم‌کنش‌ها قابل آشکارسازی است.
برخی راه‌های ممکن در تشخیص عقب‌نشینی هسته‌ای، ناشی از برهم‌کنش WIMP، عبارت است از:
(1) در نیمه‌هادی‌هایی چون سیلیسیوم و ژرمانیوم، با عقب‌نشینی اتم، بار الکتریکی آزاد می‌شود. این یونیزاسیون قابل تشخیص و اندازه‌گیری است.
(2) در انواع مشخصی از کریستال‌ها و مایعات، موسوم به سینتیلاتور ، با کم شدن سرعت اتم، برق‌هایی از نور تابش می‌شود. این نور، که مقدار آن به انرژی عقب‌نشینی بستگی دارد، به وسیلۀ لامپ فتومالتی‌پلایر (PMT) قابل تشخیص است.
(3) در کریستال، انرژی عقب نشینی به ارتعاشاتی موسوم به فونون (Phonon) منتقل می‌گردد. در دمای اتاق، این ارتعاشات در میان ارتعاشات القایی توسط حرارت گم می‌شود. اما با سرد کردن کریستال تا دمایی نزدیک به صفر، می‌توان آنها را آشکار نمود.
هرچند که ممکن است در هر ثانیه یک ملیون WIMP از هر سانتیمترمربع عبور کند، اما بسیار به ندرت با یک هسته برهم‌کنش می‌نماید. برآورد می‌شود که در یک آشکارساز 10 کیلوگرمی، در هر روز و به‌طور متوسط تنها یک برهم‌کنش رخ دهد. اوضاع وقتی بدتر است که بدانیم همواره با پرتوهای کیهانی بمباران می‌شویم. این پرتوها که از مادۀ معمولی ساخته شده‌اند، به آسانی برهم‌کنش می‌کنند؛ لذا هرگونه برهم‌کنش WIMP کاملاً پایمال می‌شود! یک راه که تعداد پرتوهای کیهانی ورودی به آشکارساز را بسیار کاهش می‌دهد آن است که آن را در اعماق زمین جای دهیم - مثلاً در عمق 1100 متری معدن بولبی پوتاش در شمال یورک‌شایر . در این عمق، لایه‌های صخره‌ای از هر یک ملیون پرتو کیهانی، تنها یکی را عبور می‌دهد، و این درحالی است که تنها سه عدد از یک ملیارد WIMP با هستۀ تخته سنگ‌ها در بالای آشکارساز برهم‌کنش می‌نماید.
به‌علاوه، رادیو اکتیو طبیعی موجود در سنگ‌های اطراف آشکارساز با تولید نوفه، برهم‌کنش‌های WIMP را می‌پوشاند. از اینرو آشکارسازها را با سپر تابشی از سرب بسیار خالص، پوشش مسی یا پلی‌اتیلن می‌پوشانند، و ممکن است آنها را در مخزن آب غوطه‌ور نمایند. آشکارسازها خود می‌توانند ذرات آلفا یا بتا تابش کنند، لذا بایستی در مورد مادۀ سازندۀ آنها دقت ویژه‌ای مبذول داشت. لامپ‌های فتومالتی‌پلایر (به منظور آشکارسازی جرقه‌ها) نیز مشکلات خاص خود را دارند. هدایت‌کننده‌های نوری (Light Guide) جهت انتقال نور از کریستالی که برهم‌کنش در آن صورت می‌گیرد، مانند یدید سدیم، به لامپ‌های فتومالتی پلایر حفاظت شده مورد استفاده قرار می‌گیرد.

 کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه 392 و 393 

http://astronomy2012.blogfa.com/ 

يکشنبه 30/7/1391 - 21:52
مهم­ترین آشکارساز جدید، دوربین سی­سی­دی است. این آشکارساز از یک سطحِ متشکل از دیودهای سیلیکونی حساس به نور ساخته شده است. هر عنصر تصویر یا پیکسل، یک دیود است. این دیودها در یک آرایه­ی مستطیلی کنار هم چیده شده­اند.

فوتون برخوردی به آشکارساز، یک الکترون آزاد می­کند که در پیکسل به دام می­افتد. پس از اتمام نوردهی، با اِعمال اختلاف پتانسیل­های متغیر، بارهای جمع­آوری شده به­صورت ستون به ستون به یک میانگیر[1] خروجی منتقل می­شوند. در میانگیر، بارهای الکتریکی به­صورت پیکسل به پیکسل وارد یک مبدل آنالوگ به دیجیتال شده، داده­ی دیجیتال خروجی به رایانه ارسال می­گردد. با خواندن تصویر، آشکارساز پاک می­شود. اگر نوردهی خیلی کوتاه باشد، قسمت عمده­ای از زمان رصد به مدت زمان لازم برای خواندن آشکارساز اختصاص می­یابد.

دوربین سی­سی­دی تقریباً خطی است؛ یعنی تعداد الکترون­ها متناسب است با تعداد فوتون­ها. از این رو، تنظیم داده­ها بسیار ساده­تر از صفحه­ی عکاسی می­باشد.

به دلیل نوفه‌ی حرارتی در دوربین، حتی در تاریکی مطلق نیز یک جریان در خروجی وجود دارد که به جریان تاریک معروف است. برای کاهش نوفه، باید دوربین را خنک کرد. معمولاً دوربین‌های سی‌سی‌دی نجومی را با نیتروژن مایع خنک نگه می‌دارند. بدین ترتیب بیشتر جریان تاریک حذف می‌شود. با وجود این، با سرد شدن آشکارساز، حساسیت آن نیز کاهش می‌یابد؛ بنابراین خیلی سرد هم خوب نیست. دما را باید ثابت نگه داشت تا داده‌ی به دست آمده یک‌دست باشد. آماتورها نیز می‌توانند از دوربین‌های سی‌سی‌دی با قیمت مناسب استفاده کنند. این دوربینها به صورت الکتریکی خنک می‌شوند. بسیاری از این دوربینها را می‌توان برای کارهای علمی نیز به کار برد، البته اگر دقت بالایی مد نظر نباشد. جریان تاریک را می‌توان به سادگی با بستن نوربند (شاتر) دوربین اندازه گرفت. اگر این جریان را از تصویر مشاهده شده کم کنیم، تعداد واقعی الکترون‌ها ناشی از نور تابشی به‌دست می‌آید.



[1] - Buffer

 

کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۷۶ و ۷۷

 

http://astronomy2012.blogfa.com/ 

چهارشنبه 12/7/1391 - 5:33

جرم راه شیری، حدود 100 میلیارد برابر جرم خورشید است. با توجه به سن حدود 10 میلیارد ساله­ی آن، ستارگان با نرخ میانگین ۱۰ جرم خورشید در سال ساخته می­شوند. البته این برآورد، تنها یک حد بالا برای نرخ کنونی است؛ چرا که نرخ تشکیل ستارگان در گذشته، باید بسیار بالاتر بوده باشد. با توجه به اینکه طول­عمر ستاره­های رده­ی O تنها حدود یک میلیون سال است، بر مبنای تعداد ستارگان مشاهده شده در این رده می­توان به برآورد بهتری از نرخ تشکیل ستارگان دست یافت. نتیجه آنکه در حال حاضر، تنها با نرخ حدود سه جرم خورشید در سال، ستارگان جدید راه شیری در حال شکل­گیری هستند.

عقیده بر این است که هم­اکنون ستاره­ها در ابرهای وسیع و متراکم بین­ستاره­ای، که بیش‌تر در بازوهای مارپیچ کهکشان جای گرفته­اند، به­وجود می­آیند. یک ابر، تحت گرانش خود، شروع به انقباض می­کند و به چند پاره تقسیم می­شود. هر کدام از این پاره­ها یک پیش­ستاره خواهند بود. از مشاهدات چنین برمی­آید که ستاره­ها به­صورت گروهی به­وجود می­آیند و نه به تنهایی. ستاره­های جوان در خوشه­های باز و جمع­های غیرمتراکم ستاره­ای یافت می­شوند. این خوشه­ها و جمع­های ستاره­ای نوعاً چند صد ستاره را در بر می­گیرند که باید همزمان به­وجود آمده باشند.
 

 
کتاب مبانی ستاره شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۳۳۷
سه شنبه 4/7/1391 - 19:50

جهان ما برای زندگی مناسب است، اما گستردگی این حیات چگونه است؟ ما بر این گمانیم که غالب اشکال حیات، از همان مبانی شیمی مشابه به حیاتِ مبتنی بر کربن ما سود می­برند. عناصر اساسی وجود ما (کربن، اکسیژن و نیتروژن) آنهایی هستند که برای نخستین بار در ستارگان تولید شدند و از اینرو فراوانند. علاوه بر این، ترکیبات کربن در مقایسه با دیگر عناصر بیشترین تنوع را دارد. امکان وجود گونه­هایی از زندگی برپایۀ گوگرد، آرسنیک و متان غیر ممکن نیست؛ اما به تصور نویسنده، فراوانی بسیار کمتری خواهند داشت.

بنابراین، در بیشتر موارد به مکان­هایی نیاز داریم که آب به­صورت مایع باشد؛ مانند سطح سیاره­ای در کمربند قابل­سکونت ستاره­اش، یا اقیانوسی در زیر یخ­های یک قمر که با حرارت کشندی سیارۀ بزرگ مجاورش گرم شده است. چنانچه امیدی به وجود دیگر تمدن­های پیشرفته داشته باشیم، مدت زمانی قابل ملاحظه لازم است - تا گونه­های سادۀ حیات احتمالاً شانسی برای تکامل پیدا کنند.

در سال 1960، فرنک دریک (Frank Drake)، کسی که سال پیش از آن در پروژه­ای به نام عظمی (Ozma) برای نخستین بار به جستجوی هوش فرازمینی پرداخته بود، گروهی از دانشمندان برجسته را جمع کرد تا برآوردی از احتمال وجود تمدن­های هوشمند دیگر در کهکشان داشته باشند؛ تمدن­هایی که ممکن است سیگنال­هایی برای ما ارسال کنند و ما بتوانیم آنها را در برنامه­های رصدی موسوم به سِتی (SETI)[1] آشکار نماییم.

 


[1]- Search for  ExtraTerrestrial  Intelligence

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی صفحه ۴۰۳

پنج شنبه 30/6/1391 - 23:21
ذرات بنیادی که به زمین برخورد می­کنند، هم از خورشید و هم از بیرون از منظومه شمسی سرچشمه می­گیرند. ذرات باردار، عمدتاً متشکل از پروتون، الکترون و ذرات آلفا (هسته هلیوم)، به صورت پیوسته به بیرون از خورشید جریان دارند. در فاصلة زمین از خورشید، سرعت این باد خورشیدی بین 300 تا ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه است. ذرات با میدان مغناطیسی خورشید برهم­کنش می­کنند. شدت میدان مغناطیسی خورشید در فاصله زمین، حدود یک هزارم میدان زمین است. ذراتی که از بیرون منظومه شمسی می­آیند، پرتو­های کیهانی نام دارند.
باد خورشیدی

کتاب مبانی ستاره‌شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۲۰۷
پنج شنبه 30/6/1391 - 23:20

در اوایل دهۀ 1960، آزمایش­های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی کهکشان­ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشان­ها در مکعبی به ابعاد یک ملیون پارسک را به­دست آوریم. با توجه به این­که این کهکشان­ها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می­بینیم. حال اگر می­توانستیم چگالی کهکشان­ها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می­گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام این­گونه اندازه­گیری­ها نمود. اگر چه در داده­های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش، قسمت اساسی داستان کیهان­شناسی را که در پی خواهد آمد تشکیل می­دهد.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی صفحه ۳۷۷

astronomy2012 

سه شنبه 14/6/1391 - 23:37

در نتیجۀ مشکل سن، بسیاری از ستاره­شناسان چندان اعتقادی به مدل­های مهبانگ نداشتند. در سال 1948، هرمن بوندی، توماس گولد و فرد هویل[1] (که از ایدۀ مبدأ آنی برای جهان متنفر بودند) نظریۀ دیگری به نام نظریۀ حالت پایدار (Steady State) را پیشنهاد کردند. تمام نظریه­های کیهان­شناسی چیزی را که اصل کیهان­شناختی (Cosmological Principle) نامیده می­شود در بر می­گیرند. یعنی آنکه در مقیاس بزرگ و در هر زمان معین، منظرۀ جهان از هر نقطه داخل آن یکسان خواهد بود. بوندی، گولد و هویل این نظریه را توسعه دادند و چیزی را که آنها اصل کیهان­شناختی کامل (Perfect Cosmological Principle) می­نامیدند ارائه کردند. در این اصل عبارت «در هر زمان معین» با «در همۀ زمان­ها» جایگزین شد. جهان آنها در مقیاس بزرگ نامتغیر بود. البته نه به این معنی که جهان منبسط نمی­شد، بلکه ایدۀ اصلی در قلب این نظریه آن بود که با فاصله گرفتن کهکشان­ها از یکدیگر به دلیل انبساط عالم، مادۀ جدید به شکل هیدروژن در فضای بین آنها آفریده می­شد. این هیدروژنِ تازه خلق شده، در نهایت، کهکشان­های جدیدی را به­وجود می­آورد و بدین ترتیب چگالی مشاهده شدۀ کهکشان­ها پیوسته ثابت می­ماند. جهان نه ابتدایی دارد و نه انتهایی خواهد داشت، و همان گونه که از نام نظریه برمی­آید، در حالت پایدار خواهد ماند. با توجه به این­که همواره مادۀ جدید در حال خلق شدن است، آن را نظریۀآفرینش پیوسته (Continuous Creation) نیز می­نامند.




[1]- Herman Bondi, Thomas Gold and Fred Hoyle

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی صفحه ۳۷۶ و ۳۷۷

astronomy2012

سه شنبه 14/6/1391 - 23:35

همه ستاره‌ها در حال حرکت به دور مرکز کهکشان هستند، از اینرو به آهستگی در عرض آسمان جابجا می‌شوند. (مگر آنکه جهت حرکت آنها مستقیماً به طرف ما یا به سمت مخالف باشد.) به این حرکت، حرکت ویژه ستاره (Proper Motion) می‌گویند و معمولاً واحد آن ثانیه قوسی در سال است. بنابراین چنانچه تغییر موقعیت ستاره در دو طرف مدار زمین اندازه‌گیری شود، نمی‌توان فهمید که این تغییر ناشی از اختلاف منظر است یا حرکت ویژه و یا ترکیبی از هر دو. برای تفکیک این دو اثر، باید ستاره را بعد از یک دوره یک‌ساله، زمانی که زمین دقیقاً در موقعیت ابتدایی خود است رصد کنیم. هر گونه جابجایی در محل ستاره پس از دوره یک‌ساله تنها ناشی از حرکت ویژه خواهد بود. با اندازه‌گیری دقیق این حرکت، سهم اختلاف منظر در جابجایی ستاره به دست می‌آید. در عمل رصدهای چندساله بهترین نتیجه را می‌دهد.

 

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی صفحه ۲۵۶

شنبه 11/6/1391 - 12:24

اگر همه ستاره‌ها در یک فاصله قرار داشتند، در آن صورت روشنایی نسبی آنها به طور حقیقی نشان دهنده درخشندگی نسبی آنها بود. ستاره‌شناسان با استفاده از این ایده مقیاس قدر مطلق (Absolute Magnitude) را تعریف نموده‌اند. در این مقیاس، قدر مطلق ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، چنانچه در فاصله 10 پارسکی قرار می‌گرفت. بدین ترتیب قدر مطلق ستارگان نزدیکتر از نسبت به قدر ظاهری آنها افزایش می‌یابد و ستارگان دورتر کاهش پیدا می‌کند. یکی از مشکلات تعیین قدر ظاهری، کاهش نور به دلیل جذب توسط غبار است، پدیده‌ای که به خاموشی (Extinction) معروف است. این پدیده باعث برآورد کمتر درخشندگی ظاهری شده، بالطبع عدد قدر ظاهری بالاتر می‌رود و قدر مطلقی متفاوت را نتیجه می‌دهد. صرف نظر از خاموشی، ستاره‌ای با قدر ظاهری 20 و در فاصله 100 پارسک چنانچه در فاصله 10 پارسک قرار گیرد، 102مرتبه روشنتر به نظر می‌رسد (قانون مربع معکوس). نسبت 100 در روشنایی دقیقاً معادل اختلاف پنج قدر است، لذا قدر مطلق آن برابر است با 10 منهای دو، یعنی قدر 15.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی صفحه ۲۵۸

شنبه 11/6/1391 - 12:23

این نوع تلسکوپ سه وظیفه­ی عمده در مشاهدات نجومی بر عهده دارد:

1)      جمع­آوری نور در یک سطح وسیع. بدین وسیله مطالعه­ی منابع بسیار ضعیف نیز ممکن می­شود.

2)      افزایش قطر زاویه­ای ظاهری جسم و به دنبال آن، ارتقاء تفکیک­پذیری (Resolution).

3)      استفاده در اندازه­گیری و تعیین موقعیت اجسام.

در تلسکوپ، سطح جمع­آوری کننده­ی نور یا عدسی است و یا آینه. از این رو، تلسکوپ­های نوری به دو دسته تقسیم می­شوند: تلسکوپ­های با عدسی که به تلسکوپ شکستی (Refractor ) معروف­اند، و تلسکوپ­های با آینه که تلسکوپ­ بازتابی (Reflector ) نام دارند
 
تلسکوپ شکستی و بازتابی
 
 
تلسکوپ­های شکستی دارای دو عدسی هستند؛ یکی عدسی شیئی[1] که نور ورودی را جمع­آوری کرده، تصویری در صفحه­ی کانونی می­سازد؛ و دیگری عدسی چشمی[2] که یک ذره­بین کوچک جهت نگاه کردن به تصویر است. عدسی­ها در دو انتهای یک لوله قرار دارند. این لوله می­تواند به سمت هر نقطه­ی مورد علاقه­ای نشانه رود. فاصله­ی بین چشمی و صفحه­ی کانونی قابل تنظیم است تا بتوان تصویر را در کانون قرار داد. همچنین می­توان تصویری را که عدسی شیئی می­سازد، مانند یک دوربین عکاسی معمولی، ثبت و ذخیره کرد.
 
تلسکوپ شکستی


[1]- Objective

[2]- Eyepiece

 
کتاب مبانی ستاره­شناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۶۱ و ۶۲
يکشنبه 5/6/1391 - 20:49