نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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.
کتاب مبانی ستارهشناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۲۰۷
پنج شنبه 30/6/1391 - 23:20
نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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
نجوم
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
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.
کتاب مبانی ستارهشناسی ترجمه کتاب Fundamental Astronomy صفحه ۶۱ و ۶۲
يکشنبه 5/6/1391 - 20:49