۷ نکته از سیاه چاله ها

همه ما عکس‌های زیادی از سیاه چاله‌ها را در فیلم‌ها یا عکس‌های مختلف دیده‌ایم ولی مطمئنیم که هیچ کدام از آن‌ها تصویر واقعی از یک سیاه چاله نیستند. هرچند که سیاه چاله‌ها مرموزترین اجرام کیهانی هستند ولی آن‌قدر هم در این عالم نادر و کمیاب نیستند؛ بلکه یقین داریم که سیاه چاله‌ها واقعا وجود دارند. بنابراین سوال ساده‌ای پیش می‌آید که آن‌ها چه چیزی هستند؟

آموزش نجوم توسط محمد همایونی سیاه چاله

تصویر شبیه سازی از سیاه چاله

این مقاله مخصوص اعضای ویژه است و به زودی دسترسی عمومی آن محدود می‌شود

۱ـ  تشکیل یک سیاه چاله

تقریبا هر ستاره‌ای که بیش از ۲۰ برابر خورشید جرم داشته باشد، در نهایت به یک سیاه چاله تبدیل می‌شود. یک ستاره در طول عمر اصلی خود سوخت هیدروژنش را مصرف می‌کند و با تبدیل آن به هلیوم، مقدار زیادی انرژی و گرما هم تولید می‌کند. هنگامی که این مخزن اصلی هیدروژن در هسته ستاره تمام می‌شود، دوران اصلی زندگی ستاره آرام آرام به انتهای خود نزدیک می‌شود. پس از آن ستاره چند مرحله را می‌گذارند که همراه با سوختن عناصر دیگر در هسته ستاره است. در ستارگان بسیار سنگین، این مرحله‌ها به سرعت طی می‌شوند و براثر غلبه نیروی بسیار قوی گرانش بر نیروی فشار تابشی؛ قسمت‌های داخلی ستاره بر روی مرکز فرومی‌ریزند و در نهایت منجر به یک انفجار بسیار شدید ستاره‌ای می‌شوند که آن را «انفجار ابرنواختری» می‌گوییم.

آموزش نجوم توسط محمد همایونی انفجار ابرنواختری

انفجار ابرنواختر (شبیه سازی)

در اثر انفجار ابرنواختری، مقدار بسیار زیادی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود و از ستاره فقط یک قسمت مرکزی با دمای بسیار زیاد باقی می‌ماند. اگر جرم این کره باقی مانده کمتر از ۳ برابر خورشید باشد فشار و تراکم آن به قدری زیاد است که الکترون‌ها با پروتون‌ها ترکیب شده و همه حجم این کره به ذرات نوترون چسبیده به هم تبدیل می‌شوند: ستاره نوترونی.

ولی اگر جرم آن هسته باقی‌مانده بعد از انفجار بیش از ۳ برابر خورشید باشد، این نوترون‌ها هم نمی‌توانند در مقابل نیروی عظیم گرانش به سمت مرکز مقاومت کنند و بازهم این کره متراکم و کوچک‌تر می‌شود. این فشرده شدن باعث می‌شود شدت گرانش به قدری زیاد شود که این جسم به ناحیه‌ای تبدیل شود با گرانش فوق العاده عظیم که حتی نور هم نخواهد توانست از آن فرار کند. دقت کنید که این اتفاقات در بین ستارگان، بسیار طبیعی و نرمال هستند و تبدیل ستارگان خیلی بزرگ به سیاه چاله یک مرگ معمولی برای آن‌هاست. سیاه چاله‌های این چنینی که جرم‌هایی در حد جرم ستارگان دارند، فقط یک دسته از انواع سیاه چاله‌ها هستند. اما … .

البته در مرکز کهکشان راه شیری، وضع به صورت دیگری است. یک سیاه چاله بسیار پرجرم در مرکز آن قرار دارد که ۴/۳ میلیون برابر خورشید جرم دارد! تراکم ستارگان در مرکز راه شیری بسیار بیشتر از نواحی بیرونی کهکشان است و طبیعتا جمعیت سیاه چاله‌های موجود در این منطقه هم باید بسیار بیشتر باشد. و احتمالا این سیاه چاله‌های زیاد در آن فضای متراکم، به هم برخورد کرده و باهم ترکیب شده‌اند تا آن سیاه چاله بسیار پرجرم مرکزی را ساخته‌اند.

آموزش نجوم توسط محمد همایونی سیاه چاله مرکزی راه شیری

«A* قوس» در پرتوی ایکس

این سیاه چاله مرکزی در امتداد صورت فلکی قوس قرار دارد و آن را «A* قوس» نام گذاشته‌اند. از این گونه سیاه چاله‌های بسیار پرجرم فقط در مرکز اغلب کهکشان‌های بزرگ مارپیچی و بیضوی مشاهده شده‌اند و گمان اخترشناسان بر این است که سیاه چاله‌های ستاره گون (جرم-ستاره‌ای) یعنی همان دسته اول، در نواحی بیرونی کهکشان توزیع شده‌اند.

۲ـ  چرا سیاه چاله‌ها سیاه‌اند؟

سیاه چاله‌ها واقعا سیاه‌اند، چون هیچ نوری از سطح آن‌ها به بیرون راه پیدا نمی‌کند. این موضوع هم برمی‌گردد به اندازه سرعت فرار در سطح سیاه چاله! سرعت مورد نیاز برای فرار از جاذبه گرانشی یک جسم را «سرعت فرار» آن می‌گویند. این سرعت بستگی به جرم جسم و فاصله از آن دارد. به عنوان مثال برای آن‌که یک سفینه فضایی بتواند از جاذبه زمین فرار کنند باید سرعت ۱۱/۲ کیلومتر بر ثانیه به دست آورد.

اما در مورد سیاه چاله‌ها موضوع خیلی فرق دارد؛ چراکه در آن‌ها مقدار بسیار زیاد ماده در یک فضای بی‌نهایت کوچک متراکم شده و نیروی گرانش فوق العاده عظیمی را ایجاد کرده است. این گرانش به قدری زیاد است که سرعت فرار در مجاورت آن‌ها بیشتر از سرعت نور خواهد بود. از این رو نه تنها ذرات ماده، بلکه فوتون‌های نور هم نخواهند توانست از سطح سیاه چاله فرار کنند و بنابراین هیچ نوری از سطح آن خارج نخواهد شد و واقعاً یک سیاه چاله تاریک و سیاه خواهد بود.

البته توصیف دقیق‌تر آن بر اساس تئوری نسبیت عام این است که مقدار جرم یک جسم و تراکم آن در یک منطقه از فضا باعث ایجاد انحنا در ساختار فضا-زمان می‌شود. مقدار این انحنا و خمیدگی نشان دهنده شدت نیروی گرانش جسم مورد نظر در آن منطقه است. هر چقدر که جرم جسم و تراکم آن در فضا بیشتر باشد، مقدار این خمیدگی و انحنای فضا-زمان هم بیشتر خواهد بود. سیاه چاله به قدری جرم متراکم در خودش دارد که باعث می‌شود فضا-زمان در یک نقطه بر روی خودش بپیچد. از طرفی پرتوهای نور هم در حرکت خود مقید هستند که در ساختار فضا-زمان حرکت کنند؛ بنابراین پرتوهای نور هم هرگز نخواهند توانست از قید انحنای شدید چنین فضا-زمان خمیده‌ای خارج شوند. و این یعنی سرعت فرار بیش از سرعت نور شده است.

۳ـ  ساختار یک سیاه چاله:

اما به سراغ داخل این اجرام مرموز کیهانی می‌رویم، از درون آن‌ها چه اطلاعی داریم؟ از آن داخل چه خبر؟

با مطالعه سیاه چاله‌ها پی می‌بریم که هر سیاه چاله از سه ناحیه فعال ساخته شده است: ۱- تکینگی  ۲- افق رویداد  ۳- ارگوسفر (کارکره).  ناحیه سوم مخصوص سیاه چاله‌های چرخان است، و اگر سیاه چاله‌ای چرخان نباشد، آن را ندارد. البته چون ستارگان در حال چرخش هستند، پس سیاه چاله‌ای هم که از آن ایجاد می‌شود حتما چرخان خواهد بود.

        ۱ـ  تکینگی:

ماده و امواج الکترومغناطیسی در مجاورت سیاه چاله به داخل آن مکیده می‌شوند. هرچه به آن نزدیک‌تر شوند، نیروهای گرانشی هم قوی‌تر می‌شوند. البته این قدرت جاذبه همزمان با مکش بیشتر، زیادتر هم می‌شود. اما سوال مهم این است که این مواد به کجا می‌روند؟

نقطه‌ای را که مواد مکیده شده به آن وارد می‌شوند «تکینگی» می‌گویند که در حال حاضر فقط یک توصیف نظری بر اساس معادلات فیزیک و ریاضی از آن‌ها در دست داریم. به وسیله معادلاتی که دانشمندان در اختیار دارند، می‌توانند موقعیت این نقطه و شرایط حاکم بر آن را توصیف کنند. البته به صورت ریاضی، چرا که ما شاهدی فیزیکی و تجربی از درون تکینگی در دست نداریم. همه معادلات ریاضی و فیزیکی، ویژگی‌های این نقطه را در قالب «بی‌نهایت» توصیف می‌کنند، مانند کوچکی بی‌نهایت و چگالی بی‌نهایت و انحنای بی‌نهایت!

تکینگی موجودیتی عجیب دارد، زیرا عبارت است از جسم یا وجودی در طبیعت که ماده و انرژی در یک «نقطه» متراکم شده‌اند! و ازین‌رو خواص اعجاب انگیز و دور از ذهنی هم خواهد داشت.

آموزش نجوم ساختار سیاه چاله

ساختار سیاه چاله

        ۲ـ  افق رویداد و شعاع شوارتزشیلد:

افق رویداد یک سطح است، سطحی مرزی که دیگر از آن نوری خارج نمی‌شود. در حقیقت هویت یک سیاه چاله با افق رویدادش مشخص می‌شود، این سطح ناحیه تاریکی در فضا را مشخص می‌کند که سرعت فرار در این سطح از سرعت نور بیشتر است. به طور معمول هم اصطلاح «سیاه چاله» را به این منطقه از فضا می‌گویند. هر چیزی (چه ذرات مادی و چه فوتون‌های نور) که به این سطح مرزی برسد، دیگر نمی‌تواند از آن فرار کند و به ناچار به داخل تکینگی کشیده می‌شود. فاصله بین تکینگی تا افق رویداد را شعاع شوارتزشیلد می‌نامند. اندازه این شعاع هم بزرگی سیاه چاله را مشخص می‌کند که ارتباط مستقیم دارد با جرم موجود در سیاه چاله. پس اگر سیاه چاله‌ای در حال مکیدن ماده به درون خود باشد، دائما اندازه‌اش هم بزرگتر خواهد شد.

        ۳ـ  اِرگوسفر (کارکره):

اِرگوسفر ناحیه‌ای است در اطراف افق رویداد که نیروی گرانش شروع به تحت تأثیر قرار دادن حرکت اشیاء نزدیک می‌کند. مواد و اجسامی که در این ناحیه باشند، دیگر نمی‌توانند در مدت طولانی به حالت پایدار در فضا باقی بمانند. با توجه به فاصله بین جسم و افق رویداد، شدت نیروی گرانش می‌تواند بسیار زیاد یا ضعیف باشد. در نزدیکی افق رویداد که سرعت فرار به سرعت نور نزدیک می‌شود، شدت نیروی گرانش باعث خرد شدن اجسام شده و سرانجام مواد آن‌ها را به داخل سیاه چاله فرو می‌کشد.

در فاصله‌های دورتر از ارگوسفر، عملا اثرات خاصی مشاهده نخواهد شد و می‌توان آن‌جا را ناحیه امن نام گذاشت. اجسامی هم که در محدوده ارگوسفر قرار بگیرند، در صورتی که بتوانند به سرعتی بالاتر از سرعت فرار در آن ناحیه برسند، خواهند توانست از قید آن فرار کنند.

تئوری نسبیت عام پیش بینی می‌کند که هر جسم چرخانی فضا-زمان اطرافش را به همراه خود می‌پیچاند. و همین ویژگی باعث می‌شود تا ارگوسفر فقط ویژه سیاه چاله‌ها نباشد و اطراف هر جسم معمولی کیهانی نظیر زمین، سیارات و ستارگان هم وجود داشته باشد. ولی ویژگی‌های سیاه چاله خیلی عجیب و غریب است!

۴ـ  اندازه سیاه چاله:

همان‌طور که در بحث گذشته مورد توجه قرار گرفت، سیاه چاله به عنوان ناحیه‌ای در درون افق رویداد در نظر گرفته می‌شود. با توجه به محاسبات تئوری و نتایج رصدی، اگر یک سیاه چاله ۱۰ برابر خورشید جرم داشته باشد، شعاعی حدود ۳۰ کیلومتر خواهد داشت، درحدود اندازه یک سیارک. این نشان می‌دهد که سیاه چاله‌ها اجسام بسیار کوچکی هستند. البته سیاه چاله‌های بسیار پرجرم در مرکز کهشکان‌ها به نسبت از این اندازه بزرگترند، ولی بازهم در مقابل اندازه اجسام کیهانی، خیلی کوچکند. مثلا تخمین زده شده که افق رویداد سیاه چاله «A* قوس» در حد مدار سیاره عطارد باشد. ولی تصور می‌شود ارگوسفر فعال آن ۱۰ روز نوری قطر دارد.

۵ـ  چگونه می‌توانیم یک سیاه چاله را آشکار کنیم؟

به چند روش می‌توان وجود سیاه چاله را آشکار کرد که عبارتند از:

     ۱ـ  حرکت اجرام مجاور:

با توجه به جذب کامل نور توسط سیاه چاله، غیرممکن است که بتوان آن را به صورت مستقیم مشاهده کرد. همانطور که نمی‌توانیم باد را مستقیما مشاهده کنیم ولی از حرکت و جنبش برگ درختان پی به حضور باد می‌بریم. جرم زیاد سیاه چاله‌ها هم باعث می‌شود که بتوانیم اثراتی را که بر حرکت اجسام مجاورش می‌گذارد مشاهده کنیم و از این طریق وجودش را اثبات کنیم.

پژوهشگران زیادی از سال ۱۹۹۸ میلادی شروع به جمع‌آوری اطلاعات مداری ۹۰ ستاره‌ای که در همسایگی «A* قوس» قرار دارند، کردند و توانستند مسیر حرکت و نحوه حرکت‌شان را به دور یک نقطه مشترک در فضا مشخص کنند. با استفاده از قوانین مداری کپلر، و به کار بردن این داده‌ها توانستند اطلاعات دقیقی از موقعیت و جرم آن سیاه چاله مرکزی کهکشان راه شیری را به دست آورند.

آموزش نجوم توسط محمد همایونی

مدار چند ستاره در مرکز راه شیری

     ۲ـ  تابش‌های اشعه X:

همان‌طور که مواد میان ستاره‌ای به سوی یک سیاه چاله کشیده می‌شوند، شتاب می‌گیرند. و هر چه به سیاه چاله نزدیک‌تر می‌شوند، این شتاب بیشتر و بیشتر می‌شود. از طرفی همین شتاب باعث می‌شود که دمای آن‌ها بالا رود. این افزایش دما به قدری زیاد می‌شود که این گازها به دماهای چندین میلیون درجه سانتیگراد (کلوین) می‌رسند و یونیزه می‌شوند. ذرات این گازها یونیزه به علت شتاب و گرمای بسیار زیادی که دارند، از خود پرتوهای ایکس قوی تابش می‌کنند. این وضعیت را به دو طریق می‌توانیم آشکار کنیم: یا به کمک تلسکوپ‌های پرتو ایکس به صورت مستقیم مشاهده کنیم، یا به کمک اجسامی که این پرتوهای ایکس آن‌ها را برانگیخته کرده و در حال تابشند. معمولا این آثار را به صورت خروج دو جت قدرتمندِ مواد و پرتوها از دو قطب آن محدوده رصد می‌کنیم.

آموزش نجوم توسط محمد همایونی سیاه چاله مرکز کهکشان

جت فورانی از مرکز کهکشانM87

به طور معمول این جت‌های پرتوی ایکس برای یک سیاه چاله ثابت و پایدار نیستند. زیرا تغذیه یک سیاه چاله کاملا تصادفی است و وابسته به مقدار ماده‌ای است که به ارگوسفر آن وارد می‌شود. سیاه چاله مرکزی راه شیری، اکنون خیلی آرام است زیرا بیشتر ماده‌ای که در مجاورت آن قرار دارد جذب آن شده و عملا ماده زیادی در نزدیکی آن نیست تا آن را ببلعد. اما دیگر کهکشان‌ها در این مورد بسیار فعالند و تابش‌های ایکس قوی از هسته آن‌ها آزاد می‌شود. یکی از معروف‌ترین آن‌ها هسته کهکشان M87 است. (تصویر بالا)

     ۳ـ  لنزهای گرانشی:

بر اساس تئوری نسبیت عام، سیاه چاله هم مانند هر جسم جرم دارِ دیگری، فضا-زمان اطراف خود را خمیده می‌کند. اما چون در این اجسام مقدار بسیار زیادی ماده در یک فضای بسیار کوچک فشرده شده است، پس اثر بسیار قدرتمندی را بر روی ساختار فضا-زمان و خمیدگی آن می‌گذارد. اگر یک سیاه چاله در کنار مسیر نور یک جسم دورتر قرار داشته باشد، می‌تواند موجب ایجاد یک لنز گرانشی برای تصویر آن جسم دوردست شود و از این طریق می‌توان به وجود سیاه چاله پی برد. ولی از آن جهت که سیاه چاله‌های ستاره گون (جرم-ستاره‌ای) حجم فعال بسیار کوچکی در فضا دارند، عملا شاید بتوان سیاه چاله‌های بسیار پرجرم را از این طریق آشکارسازی کرد.

آموزش نجوم توسط محمد همایونی لنزهای گرانشی

طرحی از نحوه کار لنزهای گرانشی

اولین تصویر این مقاله هم نشان دهنده اثر لنز گرانشی‌ای است که یک سیاه چاله فرضی می‌تواند از تصویر اجسام دوردست ایجاد کند. البته این یک تصویر هنری است.

۶ـ  وضعیت جهان در تکینگی:

از نظر ریاضی، تکینگی عبارت است از شرایطی که معادلات موجود نمی‌توانند نتایج معتبری را ارائه دهند. معادلات فعلی ما که بر اساس تئوری نسبیت عام بنا شده‌اند نمی‌توانند توصیف موفقی از شرایط تکینگی را ارائه دهند. زیرا معادلات و مقیاسی که در نسبیت عام به کار می‌روند در حد ابعاد و اندازه‌های بسیار بزرگ عالم است ولی تکینگی یک ویژگی بسیار کوچک کوانتومی است. بنابراین شاید مکانیک کوانتومی بتواند آن را توصیف کند، ولی هنوز پل ارتباطی مناسبی بین این دو نظریه برای توصیف ویژگی‌های تکینگی پیدا نشده است.

۷ـ  تابش سیاه چاله و نابودی آن!

نکته‌ای جالب وجود دارد که استفان هاوکینگ به کمک معادله تابش خودش نشان داد که در واقع سیاه چاله‌ها می‌توانند انرژی از خود تابش کنند (یک چیز بسیار عجیب!). محاسبات هاوکینگ پیش بینی می‌کنند که بر اثر این تابش‌های کوانتومی، انرژی سیاه چاله در گذر زمان کاهش می‌یابد و به تبع آن از جرم آن هم کم خواهد شد. به عبارتی پس از گذشت زمان لازم، سیاه چاله‌ها تبخیر خواهند شد و به صورت ابدی نخواهند ماند. البته این زمان بسیار بسیار زیاد است.

آموز نجوم تابش هاوکینگ

دیاگرام تابش هاوکینگ از سیاه چاله ها

عکس فوق شمایی است از مکانیزم تابش هاوکینگ در جوار افق رویداد یک سیاه چاله در گذر زمان.

 

آرزوی ما موفقیت و لذت روزافزون شما از درک بیشتر این آیات الهی و عظمت آفرینش است.

موفق باشید.

نویسنده:

محمد همایونی

شبیه سازی سیاه چاله

سیاه چاله چیست؟

شاید شگفت‌انگیزترین اجرام کیهانی سیاه چاله‌ها باشند. یک سیاه چاله با نیروی گرانش بسیار عظیمش هر چیزی را به درون خود می‌بلعد، و هیچ چیزی حتی نور قادر به فرار از آن نیست. در این مقاله کوتاه با این اجرام آسمانی عجیب آشنا می‌شویم.

تصویر خیالی از سیاه چاله

سیاه چاله

گرانش: نیروی اصلی

اصلی‌ترین و کلیدی‌ترین نیرویی که در یک ستاره اثر می‌گذارد نیروی گرانش است. درواقع این نیرو است که باعث ایجاد و شکل‌گیری ستاره می‌شود، سیر تحول و زندگی ستاره را کنترل می‌کند و در نهایت هم نوع مرگ یا مراحل پایانی عمر آن ستاره را مشخص می‌کند. البته این نیرو بستگی مستقیم به جرم ستاره دارد، یعنی به مقدار ماده‌ای که ستاره را ساخته است. به همین علت در بررسی تحولات ستاره‌ای، طبقه‌بندی ستارگان براساس جرم آن‌ها انجام می‌شود که جرم آن‌ها هم برپایه جرم خورشید بیان می‌شود.

ستارگانی که جرم آن‌ها بسیار زیاد است و بیش از ۲۰ برابر خورشید جرم دارند، عمر بسیار کوتاهی دارند و در آخر با یک انفجار مهیب ابرنواختری، به زندگی خود خاتمه می‌دهند. در اثر این انفجار مقدار بسیار زیادی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود و فقط هسته کوچکی از ستاره باقی خواهد ماند. برای چنین ستارگان بزرگی، جرم این کره باقی‌مانده بیش از ۳ برابر جرم خورشید خواهد بود. از طرفی این کره هنگام انفجار ابرنواختری و پس از آن دچار یک رُمبش (فروریزش) شدیدی می‌شود که قطر آن را به کمتر از ۱۰ کیلومتر می‌رساند. وجود چنین جرم زیادی در یک حجم بسیار کوچک باعث می‌شود نیروی جاذبه (گرانش) آن بسیار قوی و شدید شود. در این حال نیروی گرانش به قدری زیاد می‌شود که حتی نور هم توان جدا شدن از سطح آن را نخواهد داشت. چنین جسمی یک سیاه چاله است.

نیروی گرانش در ستاره

نیروی گرانش

سرعت فرار

توضیح بیشتر این‌که، هر جسمی با توجه به جرم و تراکمی که در خود دارد نیروی جاذبه خاصی را ایجاد می‌کند. این نیروی جاذبه (گرانش) اجسام مجاورش را به سمت آن جذب می‌کند. مثلا زمین به همه اجسام مجاورش نیروی جاذبه مشخصی وارد می‌کند و آن‌ها را به سمت خودش می‌کشد. حال اگر بخواهیم یک جسم کوچکی را مثلا یک توپ را از سطح زمین دور کنیم باید آن را به بالا پرتاب کنیم. تجربه کرده‌اید که هر چه قدرت شما در پرتاب بیشتر باشد، توپ سرعت بیشتری می‌گیرد و به ارتفاع بالاتری از زمین می‌رسد. حال اگر سرعتی که به توپ می‌دهید آن‌قدر زیاد باشد که توپ از سطح زمین به قدری بالا رود که دیگر برنگردد، توپ از قید گرانش زمین فرار می‌کند.

به این سرعت مورد نیاز، سرعت فرار از سطح زمین گفته می‌شود که فقط بستگی به اندازه و جرم زمین دارد. به عنوان مثلا سرعت فرار از سطح زمین در منطقه استوا، برابر ۱۱/۲ کیلومتر بر ثانیه است (کمی بیش از ۴۰٫۰۰۰ کیلومتر بر ساعت!!) . اگر جسم مرکزی که در این‌جا کره زمین است، متراکم‌تر (چگال‌تر) و پرجرم‌تر باشد، این سرعت فرار بیشتر خواهد بود. سرعت فرار از سطح خورشید به مراتب بیش از زمین و سرعت فرار از سطح ماه خیلی کمتر از زمین است.

سرعت فرار از سطح زمین

سرعت فرار از زمین

به موضوع اصلی برگردیم که سیاه چاله بود. در واقع در یک سیاه چاله قدرت نیروی گرانش در سطح آن به قدری زیاد و عظیم است که سرعت فرار از سطح آن بیش از سرعت نور شده است. در نتیجه هیچ جسم یا علامتی قدرت فرار از سطح آن را نخواهد داشت. حتی نور هم نخواهد توانست از سطح آن فرار کند. چرا که بیشترین سرعتی که در طبیعت می‌توان به دست آورد، سرعت نور است.

 

مقاله مرتبط: «۷ نکته از سیاه‌چاله‌ها»

 

افق رویداد

البته وضع این طور نیست که سیاه چاله‌ها مثل یک جاروبرقی باشند که همه چیز را به درون خود می‌مکند. بلکه اگر ماده و جسمی به فاصله خاصی از مرکز آن برسد، در دام گرانش آن خواهد افتاد. این فاصله (یا شعاع) بستگی مستقیم به جرم سیاه چاله دارد و به «شعاع شوارتزشیلد» معروف است و سطحی که پیرامون آن در این شعاع قرار دارد «افق رویداد» نام دارد. مثلا اگر خورشید می‌توانست به یک سیاه چاله تبدیل شود، شعاع شوارتزشیلد آن ۳ کیلومتر می‌شد. و اگر جرم یک سیاه چاله ۱۰ برابر خورشید باشد، شعاع افق رویداد آن ۳۰ کیلومتر خواهد بود.

در فاصله‌های دورتر از افق رویداد، اتفاقی برسر اجسام نمی‌افتد مگر این‌که در یک مسیر مارپیچی در جهت جذب سیاه چاله باشد. ما از درون افق رویداد هیچ اطلاعی نداریم، چون هیچ علامتی وجود ندارد که از آن به بیرون نفوذ کند. فقط بر اساس مدل‌های ریاضی‌ای که براساس نسبیت عام و مکانیک کوانتومی بنا شده‌اند، می‌توانیم حدس بزنیم که در آن داخل چه خبرهایی هست.

تصویر خیالی از سیاه چاله

سیاه چاله

سیاه چاله‌های بسیار پرجرم

البته سیاه چاله‌هایی که فرآیند ایجادشان را توصیف کردیم، فقط یک نوع از سیاه چاله‌ها هستند. انواع دیگری از آن‌ها در کیهان موجود است که معروف‌ترین آن‌ها سیاه چاله‌های بسیارپرجرم در مرکز کهکشان‌های مارپیچی و بیضوی هستند. برخی از دانشمندان در اواخر قرن بیستم حدس می‌زدند که در مرکز برخی از کهکشان‌ها سیاه چاله‌های بسیار بزرگ وجود دارد. اکنون مطمئن هستیم که در مرکز کهکشان خودمان (راه شیری) یک سیاه چاله بسیار پرجرمی وجود دارد که حدود ۴/۳ میلیون برابر خورشید جرم دارد و در فضایی کمتر از مدار سیاره عطارد محصور است! حتی در مرکز برخی از کهکشان‌های دیگر سیاه چاله‌هایی با جرم‌های چند میلیارد برابر خورشید هم کشف شده است. سازوکار تشکیل این سیاه چاله‌های عظیم، غیر از آن چیزی است که در بالا توصیف شد.

 

سوالات بسیار

آیا سیاه چاله‌ای رصد و مشاهده شده است؟

اگر آن‌ها تاریکند پس چطور مشاهده می‌شوند؟

اگر به داخل آن‌ها سقوط کنیم، چه اتفاقی می‌افتد؟ چه چیزی مشاهده خواهیم کرد؟ آیا فضای بیرون را می‌بینیم؟ چه می‌بینیم؟

ماده در درون سیاه چاله چه می‌شود؟

انواع سیاه چاله‌ها چیست؟

اگر زمین از نزدیکی یک سیاه چاله عبور کند، چه می‌شود؟

این‌ها نمونه سوالات زیادی است که در خصوص سیاه چاله‌ها مطرح است و برای آن‌ها جواب‌های کاملی وجود دارد. می‌توانید جواب آن‌ها را در مقالات بخش اعضای ویژه سایت مطالعه کنید.

 

نویسنده:

محمد همایونی

 

عکسی از سحابی و خوشه ستاره ای در آتشدان

گنجینه‌ای در آتشدان

این عکس خیال انگیز از ستارگان جدید جزئیات زیادی را از قسمت کوچکی از یک سحابی در صورت فلکی جنوبی آتشدان به ما نشان می‌دهد. مکانی که همچون جعبه‌ای از جواهرات آسمانی در حال درخشش است.

عکسی از گنجینه ای در آتشدان

این عکس که توسط دوربین امگا مستقر در تلسکوپ نقشه‌بردار VLT  (به نام VST) در رصدخانه پارانال گرفته شده است، بخشی از گروه ستاره‌ای OB1 را در صورت فلکی آتشدان نشان می‌دهد. در مرکز عکس خوشه ستاره‌ای جوان NGC6193 را مشاهده می‌کنیم و در سمت راست آن سحابی نشری NGC6188  را می‌بینیم که درخشش زیبای آن ناشی از یونیزه شدن اتم‌هایش به وسیله تابش ستارگان درخشان مجاورش است.

[box type=”download” align=”aligncenter” class=”” width=””]فایل صوتی این مقاله را از رادیو ستاره شناس گوش کنید:

[/box]

[button color=”blue” size=”medium” link=”/wp-content/uploads/2017/01/treasure-in-ara.mp3″ icon=”” target=”true”]دانلود صوت[/button]

این نمای زیبا و رویایی در صورت فلکی آتشدان، همچون عکسی است از یک گنجینه جواهرات آسمانی در این صورت فلکی جنوبی. خوشه‌های ستاره‌ای، سحابی نشری و نواحی فعالِ تشکیل ستاره‌ای؛ فقط قسمتی از زیبایی‌های مشاهده شده در این قسمت آسمان هستند که در فاصله ۴۰۰۰ سال نوری از زمین قرار گرفته‌اند. این تصویر بسیار زیبا، دقیق‌ترین عکسی است که تاکنون از این ناحیه از‌ آسمان توسط تلسکوپ نقشه بردار VLT در رصدخانه جنوبی اروپا واقع در شیلی گرفته شده است.

در مرکز این عکس، خوشه باز NGC6193 قرار دارد که ترکیبی است از حدود ۳۰ستاره جوان که قلب گروه ستاره‌ای OB1 آتشدان را تشکیل می‌دهد. آن دو ستاره بسیار درخشان، ستارگان غول بسیار داغی هستند که با هم، منبع نور و درخشش سحابی نشری کناری را یعنی NGC6188 را فراهم می‌کنند؛ سحابی‌ای که در سمت راست خودنمایی می‌کند.

گروه ستاره‌ای نام‌برده، مجموعه بزرگی از ستارگان جوانی هستند که تازه شکل گرفته‌اند ولی هنوز از جایگاه تشکیل خود جدا نشده‌ و فاصله زیادی هم از یکدیگر ندارند. گروه‌های ستاره‌ای OB شامل تعداد زیادی ستارگان جوان، داغ و آبی-سفیدی هستند که در حدود ۱۰۰٫۰۰۰ مرتبه درخشان‌تر از خورشید می‌باشند و جرم‌هایی بین ۱۰ تا ۵۰ برابر سنگین‌تر از خورشید دارند.

NGC6188 را سحابی لبه (Rim) هم نام برده‌اند. این سحابی دیوار برجسته‌ای از ابرهای تاریک و روشن است که مرزی بین منطقه فعالِ ستاره‌زایی در ابر مولکولی RCW108 را با دیگر قسمت‌های گروه OB  ایجاد کرده است. فضای پیرامون RCW108 سرشار از هیدروژن است. هیدورژن ماده اصلی تشکیل ستارگان است و به چنین مناطقی در کهکشان، نواحی HII گفته می‌شوند.

با توجه به جوان و داغ بودن ستارگان خوشه NGC6193 به نظر می‌رسد که تابش‌های فرابنفش و بادهای ستاره‌ای پرانرژی این ستارگان، باعث ایجاد نسل بعدی از تشکیل ستارگان در ابرهای گاز و غبار اطراف آن می‌شود. این تابش‌های پرانرژی باعث می‌شوند که قطعاتی از ابرها جداشده، برروی خود فروریخته، دمایشان بالا رفته، و آرام آرام ستارگان جدیدی را ایجاد کنند.

[box type=”download” align=”aligncenter” class=”” width=””]فیلم‌ زیبایی از موقعیت این مجموعه در آسمان و عکس‌های با جزئیات زیاد آن را دانلود کنید: [/box]

[button color=”blue” size=”medium” link=”https://cdn.eso.org/videos/hd_1080p25_screen/eso1510a.mp4″ icon=”” target=”true”]دانلود فیلم[/button] [button color=”red” size=”medium” link=”https://www.eso.org/public/images/eso1510a/” icon=”” target=”true”]دانلود عکس[/button]

همزمان با ایجاد ستارگان جدید، بادهای ستاره‌ای و تابش‌های قوی‌ای که از ستارگان پیشین و حتی انفجارات ابرنواختری در مجاورت این ابرهای حامل ستارگان نوزاد ایجاد می‌شوند، باعث تحلیل ابرها شده و باعث می‌شود که چنین مناطق تشکیل ستاره‌ای HII عمر کوتاهی در حد چند میلیون سال داشته باشند. در این حال فرآیند تشکیل ستاره یک روند ناکارآمد خواهد شد، زیرا فقط ۱۰ درصد از ماده‌ موجود، در ستاره‌سازی به کار می‌رود و مابقی به فضای بین ستاره‌ای جارو می‌شود.

سحابی لبه همچنین علائمی نشان می‌دهد که در مراحل آغازین تشکیل «ستون‌ سازی» است. یعنی در آینده به سحابی بسیار معروف «عقاب» (M16) تبدیل می‌شود، مکانی بسیار غنی از ستاره‌زایی که در خود  «ستون‌های آفرینش» و «سحابی دوکی» (قسمتی از NGC2264) را جای داده است.

این تصویر جذاب و دیدنی، در واقع حاصل ترکیب بیش از ۵۰۰ عکس جداگانه‌ای است که در چهار فیلتر رنگی مختلف توسط تلسکوپ نقشه‌بردار VLT گرفته شده است. مجموع زمانی که برای آن نوردهی شده بیش از ۵۶ ساعت بوده و در نهایت این تصویر، دقیق‌ترین تصویری است که با این جزئیات از این ناحیه از آسمان در اختیار ما قرار گرفته است.

منبع: www.eso.org

تهیه و تنظیم:

محمد همایونی

آموزش نجوم: خوشه کروی NGC6934

خوشه های کروی باستانی

خوشه های کروی یکی از اجرام زیبا در کهکشان‌ها و کیهان هستند که در آسمان شب توجه هر رصدگر را به خود جلب می‌کند. توده‌هایی متراکم از تعداد بسیار زیاد ستارگان بسیار پیر که در فضای اطراف کهکشان‌ها می‌توانیم آن‌ها را رصد کنیم. خوشه های کروی از جمله اجسام سماوی جذاب برای رصدهای آماتوری است.

[box type=”download” align=”aligncenter” class=”” width=””]فایل صوتی این مقاله را هم گوش کنید:

[/box]

همانطور که می‌دانید در آسمان دو نوع خوشه ستاره‌ای را می‌توانیم مشاهده کنیم:

۱.  خوشه‌های ستاره‌ای باز: مشابه خوشه پروین که ستارگان بسیار کمی دارند، (یعنی چند ده تا چند صد ستاره) و عموما سن جوان و کمی دارند.

در مقابل:

۲.  خوشه‌های کروی: یا خوشه‌های بسته، مجموعه‌هایی از ستارگانی هستند در کنار هم با تعداد بسیار زیادی. از چندصدهزار ستاره تا حدود یک تا دو میلیون ستاره در بعضی از خوشه‌ها عضو دارند. این باعث می‌شود که فاصله بین ستارگان خیلی کم باشد و تراکم خیلی زیاد. ویژگی خاص این خوشه‌ها سن بسیار بالای آن‌هاست که حدود چندین میلیارد سال سن آن‌ها محاسبه شده است!

آموزش نجوم : خوشه های کروی

خوشه کروی NGC 6934

پراکندگی خوشه‌های کروی در کهکشان راه شیری، در جایی است به نام هاله کهکشانی که فضایی تقریبا کروی شکل در اطراف صفحه کهکشان را تشکیل می‌دهد به نحوی که بالا و پایین صفحه کهکشانی را هم شامل می‌شود. برخلاف آن‌ها خوشه‌های ستاره‌ای جوان یعنی همان خوشه‌های باز فقط در صفحه کهکشان قرار دارند. در خصوص توزیع خوشه های کروی در خوشه های کهکشانی این مقاله را بخوانید.

اما صحبت در مورد باستانی بودن این خوشه‌هاست و سن بسیار زیادی که دارند؛ حتی در بعضی جاها تعبیر فسیل‌های کیهانی هم از این‌ها شده است! بنابراین قبل از آن باید در مورد سن عالم صحبت کنیم.

براساس مدل انفجار بزرگ یا مهبانگ که در واقع پذیرفته شده‌ترین مدل کیهان‌شناسی برای شناخت کل عالم هست، جهان در حدود ۱۳/۷ میلیارد سال پیش از یک گوی یا توده فوق العاده چگال و بسیار پرانرژی و داغ، بر اثر یک انفجار ایجاد شد و پس از آن در دوره‌های مختلف زمانی که بر اساس این مدل مشخص شده‌اند، منبسط شد و توسعه و گسترش پیدا کرد تا اکنون به جهان فعلی رسید. جهانی که اکنون در آن کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی و ابرخوشه‌های کهکشانی را مشاهده می‌کنیم. و در داخل کهکشان‌ها ستارگان و اجرام دیگر وجود دارند.

آموزش نجوم : خوشه های کروی

خوشه کروی NGC6749

به عنوان مثال طبق این مدل حدود ۱۰۰ ثانیه پس از مهبانگ، هسته اتم‌ها ایجاد شدند و هنگامی که سن عالم به یک میلیارد سالگی رسید شکل‌گیری ساختارهای بزرگ نظیر کهکشان‌ها و خوشه‌ها و ابرخوشه‌ها شروع شد. و پس از گذشت این ۱۳ میلیارد سال به وضعیت فعلی رسید.

نکته‌ای هست در مورد سن ستارگان: ستارگانی که ما شناسایی کرده‌ایم، سن و عمرهای مختلفی دارند. به عنوان مثال خورشید که یک ستاره کاملا معمولی و نزدیک‌ترین ستاره به ماست، عمری در حدود ۵ میلیارد سال دارد. و از ستارگان نسل دوم و حتی نسل‌های بعدی محسوب می‌شود. این یعنی در ابتدای تشکیل ساختارها، تعدادی ستاره شکل گرفتند، عموما ستاره‌های بزرگ. این ستاره‌های بزرگ خیلی سریع متحول شده، عمر اصلی‌شان را طی کردند و با انفجار‌های ابرنواختری و اتفاقات بعدی تبدیل شدند به سحابی‌های بعدی؛ و سپس ستارگان نسل‌های بعدی از این سحابی‌ها که غنی از عناصر سنگین بودند ایجاد شدند.

نکته دیگر، ستارگانی با عمر چند میلیارد سال باید مشابه خورشید باشند. زیرا ستارگانی که خیلی بزرگ‌تر از خورشیدند، عمر چند میلیون ساله دارند. اما تعداد ستاره‌های بسیار زیادی هم هستند (بیشتر از ستاره‌های مشابه خورشید) به نام کوتوله‌های قرمز و قهوه‌ای که این‌ها ستارگان کوچک یا ستارگان نارسی هستند که عمرهای خیلی طولانی در حدود چند ده میلیارد سال می‌توانند داشته باشند، چیزی بیش از سن عالم! منتها این‌ها ستارگان کوچکی هستند به رنگ‌های قرمز و نورانیت‌های کم.

اما شگفتی‌ای که در مورد سن خوشه‌های کروی کشف شده، این‌هست  که ستارگانی دارند بسیار پیر و با سن بالا. قبلا سن آن‌ها را چندین میلیارد سال تا حدود ۱۰ میلیارد سال تخمین زده بودند. ولی بر اساس تحقیقات جدیدی که توسط یک گروه ستاره‌شناس بین المللی انجام شده، نشان داده‌اند که خوشه‌های کروی عمری در حدود ۱۲ میلیارد سال و بیشتر دارند. این گروه منجم هدف‌شان بررسی روند تحول کهشکان‌ها و خوشه‌های کروی است و در رصدخانه کِک به کمک یکی از تلسکوپ‌های ۱۰ متری آن در موناکی هاوایی مشغول این رصدها هستند.

آموزش نجوم : تلسکوپ های دوقلوی کک در هاوایی

تلسکوپ‌های دوقلوی کک

در حقیقت تحقیقات آن‌ها نشان داد که خوشه‌های کروی در دو دوره زمانی تشکیل شده‌اند: یکی از آن‌ها ۱/۲ میلیارد سال و دوره بعدی ۲/۲ میلیارد سال پس از مهبانگ بوده‌ است. به عبارت دیگر آن‌ها سن‌های فوق العاده زیادی دارند و اجرام بسیار پیری هستند که به آن‌ها می‌توانیم بگوییم خوشه‌های باستانی کیهانی. خوشه‌های کروی توانسته‌اند دقیقا پس از دوره بازیونیزاسیون که یکی از مراحل فرآیند مدل مهبانگ هست، شکل گرفته و از آن جان سالم به در برند. چرا که اگر در آن دوره می‌خواستند شکل بگیرند عالم مملو از پرتوهای فرابنفش شده بود و این خوشه‌ها ساختارشان پاشیده می‌شد.

اکنون خوشه‌های کروی اجرامی هستند بسیار پایدار و سرسخت که در واقع برخلاف عالم و کهکشان‌های داخل آن، که دائما دچار تحول و دگرگونی در این مدت طولانی شده‌اند، توانسته‌اند ساختار خودشان را محکم و استوار حفظ کنند. و این نکته جالبی است که چگونه این اتفاق افتاده است.

از طرفی سوال مهمی که هست، در آن عصر یعنی در زمانی که ۱/۲ میلیارد تا ۲/۲ میلیارد سال از سن عالم می‌گذشته این خوشه‌ها در کجاها و چگونه شکل گرفته‌اند. این‌ها پرسش‌هایی است که باید برای جواب آن‌ها منتظر تحقیقات و نتایج جستجوی دانشمندان و اخترشناسان بمانیم تا در آینده نزدیک پرده از اسرار آن‌ها برایمان بردارند.

تهیه و تنظیم:

محمد همایونی

تپ اختر تنبل! SXP 1062

ستاره شناسان شواهدی از وجود یک تپ اختر را درون بقایای یک انفجار اَبَرنواختری در نزدیکی کهکشان راه شیری پیدا کرده‌اند. این تپ اختر در ابرکوچک ماژلانی در فاصله ۱۸۰٫۰۰۰ سال نوری از ما قرار گرفته است. نام آن را SXP 1062 گذاشته‌اند و در کنار یک سحابی بزرگ و زیبای ستاره ساز در این کهکشان نزدیک مشاهده می‌شود. تلسکوپ‌های پرتو ایکس چاندرا و نیوتن کمک کرده‌اند تا خصوصیات این تپ اختر تنبل را محاسبه کنند.

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

تپ اختر SXP1026

تپ اختر SXP1026 در کنار یک سحابی زیبا

(برای آشنایی با تپ اخترها مقاله «ستارگان نوترونی و تپ اخترها» را ملاحظه کنید.)

اما چرا تنبل!

همانطور که می‌دانیم، تپ اخترها به علت کوچکی بسیار زیاد، سرعت دوران بسیار زیادی دارند، و نهایتا پس از مدت زیادی که از عمرشان گذشت آرام آرام سرعت چرخش‌شان کاهش می‌یابد تا در حد چند ثانیه برسد. ولی این تپ اخترِ جوان به قدری آهسته می‌چرخد که در هر ۱۸ دقیقه یک بار به دور خودش می‌گردد. به همین خاطر آن را با صفت «تنبل» معرفی کردم.

SXP 1062  اولین جسم سریع و چگالی همچون یک تپ اختر است که در بقایای یک ابرنواختر در کهکشان ابر ماژلانی کوچک کشف شده است. (دسامبر ۲۰۱۱) ابرهای ماژلانی از جمله کهکشان‌های اقماری راه شیری هستند و ابر ماژلانی کوچک در صورت فلکی توکان که از صورت‌های فلکی جنوبی است قرار دارد. باید در نیمکره جنوبی باشید تا آن را بتوانید مشاهده کنید.

در این عکس که ترکیبی است از تصاویر نور مرئی رصدخانه Cerro Tololo  واقع در شیلی با تصاویر پرتو ایکس از رصدخانه‌های فضایی چاندرا و نیوتن (رنگ‌های آبی)؛ این تپ اختر را در مرکز ابرهای باقی مانده از ابرنواختر در سمت راست تصویر نشان می‌دهد. بقایای ابرنواختر همچون ابری کمان مانند اطراف ستاره آبی سفید و درخشان ما را گرفته است. از تصویر نور مرئی در سمت چپ این ستاره، یک سحابی بزرگ را در ابر ماژلانی کوچک می‌بینیم که یکی از نواحی فعال ستاره‌زایی در این کهکشان است. پهنای کل این تصویر ۷۴۴ سال نوری است.

تحقیقات اخیر در مقایسه تصویر چاندرا با تصاویر نور مرئی نشان می‌دهد که این تپ اختر یک همدم بسیار داغ و پرجرم دارد. همدمی از نوع ستارگان Be که حضور آن در کنار یک تپ اختر چرخان اثرات اعجاب آوری را از خود به جای می‌گذارد. (به این نوع مجموعه‌ها دوگانه‌های Be/X-ray می‌گویند.)

sxp1062

بقایای ابرنواختری پیرامون تپ اختر

اخترشناسان علاقه خاصی به SXP 1062  دارند، چرا که داده‌های چاندرا و نیوتن نشان می‌دهند این تپ اختر به طرز غیر منتظره‌ای بسیار کند و به آرامی به دور خود می‌چرخد. خصوصا آن‌که یک تپ اختر جوان است و همه تپ اخترهای تازه متولد شده دارای سرعت دوران فوق العاده‌ای هستند. در واقع این ویژگیِ SXP 1062    آن را یکی از کندترین تپ اخترها قرار داده است.

در خصوص سن این تپ اختر، تیم‌های مجزا نتایج مختلفی را به دست آورده‌اند که از ۱۰٫۰۰۰ تا ۴۰٫۰۰۰ سال متغیر است. و این نشان از جوان بودن این تپ اختر می‌دهد. به احتمال بسیار زیاد این ستاره از همان انفجاری که بقایای ابرنواختری اطرافش را ایجاد کرده است، به وجود آمده است. اما آن‌چه که به صورت راز و رمز همچنان باقی مانده این است که چرا چنین تپ اختر جوانی توانسته سرعت دورانش را اینقدر به سرعت کاهش دهد. کشف ساز و کار چنین پدیده‌ای تلاش اخترشناسان را به خود جلب کرده است.

تهیه و تنظیم:

محمد همایونی

در صورت تمایل می‌توانید فایل پی دی اف این مقاله را از لینک زیر دانلود کنید:

[button color=”red” size=”medium” link=”http://setareshenas.com/wp-content/uploads/2016/12/SXP-1062.pdf” icon=”” target=”true”]دانلود کنید[/button]

ستارگان غول و ابرغول

ستارگان غول و ابرغول

ستارگان غول و ابرغول از جمله اجرام کیهانی بسیار بزرگ هستند که تصور بزرگی‌شان در ذهن هم نمی‌گنجد. ستارگان از لحاظ اندازه و بزرگی به انواع مختلفی دسته‌بندی می‌شوند. معیار سنجش اندازه آن‌ها هم همانند دیگر مشخصات‌شان، اندازه خورشید است. تعداد زیادی از ستارگان حدود اندازه خورشید را دارند و تعداد بسیار زیاد دیگری هم اندازه‌هایی بسیار کوچکتر از خورشید دارند. در این بین تعداد اندکی از آن‌ها از خورشید بسیار بزرگترند که در این مقاله قصد توضیح آن‌ها را دارم.

ستارگان غول و اَبَرغول

معمولا ستارگانی را که قطرشان بیش از ۱۰ برابر قطر خورشید باشند ستارگان غول می‌گویند؛ و آن‌هایی که از این هم فراتر رفته و بزرگتر از ۱۰۰ برابر خورشید می‌شوند، اَبَرغول نامیده می‌شوند. حتی ابرغول‌هایی مشاهده شده‌اند با قطرهای بیش از ۱۰۰۰ برابر قطر خورشید!!

البته برای این دسته‌بندی، میزان درخشندگی ستاره را هم در نظر می‌گیرند. مثلا رِجل جبار را که ستاره‌ ای بسیار داغ به قطر حدود ۹۰ برابر خورشید است یک ابرغول آبی نام گذاشته‌اند؛ بیشتر به خاطر درخشندگی بالا و شدت تولید انرژی در آن است.

غول‌ها و ابرغول‌ها را با رنگ‌شان شناسایی و بیان می‌کنند؛ به عنوان نمونه از کوچک‌ترین غول‌ها می‌توان به ستاره عیوق در صورت فلکی ارابه‌ران اشاره کرد با قطر حدود ۹ برابر خورشید که یک غول زرد رنگ است. و از بزرگ‌ترین آن‌ها ابط‌الجوزا در شانه‌ صورت فلکی شکارچی با بزرگی نزدیک به ۱۰۰۰ برابر خورشید که یک ابرغول سرخ است.

این دسته از ستارگان، آن‌هایی هستند که مرحله‌ اصلی زندگی‌شان به نام رشته اصلی را طی کرده‌، سوخت هیدروژن خود را تمام کرده‌اند و وارد مراحل بعدی تحول خود شده‌اند. به علت تغییراتی که در قسمتِ مرکزی آن‌ها ایجاد شده، لایه‌های خارجی‌شان بسیار باد کرده (متورم شده) و تبدیل به چنین اجسام غول پیکری می‌شوند. در عکس زیر ابعاد نسبی این غول‌ها و ابرغول‌ها را نسبت به خورشید مقایسه کنید!

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

اندازه غول ها و ابرغول ها

اندازه غول ها و ابرغول ها

ستارگان غول در رنگ‌های سرخ، نارنجی و زرد و در موارد نادری سفید مشاهده می‌شوند. ولی ابرغول‌ها در گستره رنگ (طیف) قرمز تا آبی قرار می‌گیرند. به عنوان مثال غول‌های معروف: دَبَران، سِماک رامح و میرا که سرخ‌اند و عیوق و پولوکس و ستاره قطبی که غول‌های نارنجی و زرد هستند. و ابرغول‌های معروفی چون: قلب العقرب و اِبط الجوزا به رنگ سرخ‌اند، و رِجل‌جبار و رِدِف ابرغول‌های آبی هستند.

رنگ ستاره نشان دهنده دمای سطحی آن است. قرمزها ستارگان سرد با دماهای ۳۰۰۰ تا ۴۰۰۰ کلوین و آبی‌ها ستارگانی داغ با دماهای تا ۳۵۰۰۰ کلوین هستند.

دنیای ستارگان غول و مخصوصا ابرغول بسیار شگفت انگیز است و شناسایی عظمت آن‌ها شاید کمی هم سخت و اعجاب انگیز باشد. برای آن‌که بیشتر با این نشانه‌های عظمتِ آفریدگار آشنا شویم مشخصات و مقایسه بعضی از آن‌ها را با هم مطالعه می‌کنیم:

۱) عیوق (Capella):

ستاره‌ای بسیار جذاب و ششمین ستاره پرنور آسمان است که در نیمکره شمالی آسمان بعد از نَسرواقع و سِماک رامِح در رتبه سوم است. در یک صورت فلکیِ زمستانی قرار گرفته و همچون جواهری در میان آسمان پرستارهِ زمستان می‌درخشد. دیدن آن با چشم غیرمسلح در میان آسمان سرد زمستان بسیار لذت بخش است.

جذابیت این ستاره در چهارگانه بودنِ آن است که دو جفت ستاره کاملا متفاوت از کوتوله تا غول را کنار هم قرار داده است! عیوق از دو جفت ستاره به فاصله حدود ۱۰٫۰۰۰AU از هم تشکیل شده که زوج اصلی آن دو غولِ زردرنگ هستند.

اندازه ستارگان عیوق

اندازه ستارگان عیوق

این دو غول زرد، ستارگانی پرنور و بزرگ‌اند که در فاصله‌ی AU 0/76 از هم قرار دارند و در مدت ۱۰۴ روز به دور هم می‌چرخند. ستاره اول ۲/۵ برابر خورشید جرم دارد و قطرش حدود ۱۲ برابر خورشید است و ستاره‌ دوم با جرم حدود ۲/۴ برابر خورشید و بزرگی ۹ برابر خورشید می‌باشد.

اما آن زوجِ کم فروغ، نه تنها در فاصله‌ی ۱۰٫۰۰۰ واحد نجومی دور افتاده‌اند؛ بلکه ستارگانی تاریک و سرد هستند از نوع کوتوله‌های سرخ. آن‌ها به سختی مشاهده شده‌اند.

این مجموعه با عمری حدود ۶۰۰ میلیون سال در فاصله‌ ۴۳ سال نوری از ما قرار گرفته‌اند و جزء همسایگان منظومه شمسی محسوب می‌شوند.

۲) دَبَران (Aldebaran):

یک غول نارنجی در صورت فلکی ثور (گاو نر) که همچون جواهری نارنجی رنگ همیشه دنبال کننده خوشه پروین است. فاصله‌اش ۶۵ سال نوری است و با جرم ۱/۵ برابر خورشید، قطری ۴۴ برابر خورشید دارد.

نکته جالبی هست که فضاپیمای پایونیر ۱۰ که در سال ۱۹۷۲ م پرتاب شد، اکنون درخارج از منظومه شمسی به سوی  این ستاره در حرکت است و پس از حدود ۲ میلیون سال به آن خواهد رسید!

۳) قلب العقرب (Antares):

از معروف‌ترین ستاره‌های آسمان در شب‌های تابستان است. یک ابرغول قرمز که در فاصله حدود ۶۰۰ سال نوری از ما در قلب صورت فلکی عقرب می‌درخشد. این ابرغول با ۱۲/۴ برابر جرم خورشید، شعاعی در حدود ۸۰۰ برابر شعاع خورشید دارد؛ واقعا بزرگ است! اگر در منظومه‌ی شمسی به جای خورشید می‌نشست، لبه‌های آن تا نزدیکی مدار مشتری می‌رسید! ستاره‌ای است سرد با دمای سطحی ۳۴۰۰ کلوین. این ستاره در شرایطی است که هر لحظه امکان دارد بر اثر یک انفجار اَبَرنواختری منفجر شود و آسمان شب را نورافشانی کند.

۴) رِجل جبار (Rigel) یا پای شکارچی:

این بار به سراغ یک ابرغول آبی می‌رویم. ستاره‌ای بسیار بزرگ و داغ که با شدت هر چه تمام‌تر در حال مصرف سوخت هیدروژن خودش است. رجل به منزله‌ پای صورت فلکی شکارچی است و سرتاسر پاییز و زمستان می‌توانید آن را در آسمان مشاهده کنید.

براساس قوانین اخترفیزیک، ستارگان هرچه جرم و ماده بیشتری در خود داشته باشند، فعال‌ترند و با سرعت و شدتِ بیشتری سوخت هیدروژن خود را می‌سوزانند و بنابراین عمرشان هم کوتاه‌تر خواهد بود. در عوض هر چه ستاره کم‌جرم‌تر باشد، آهنگ تبدیل ماده به انرژی در آن آهسته‌تر است و عمر بیشتری خواهد داشت.

اندازه ستارگان

اندازه ستارگان

۵) ابط الجوزا (Betelgeuse):

باز هم ستاره‌ای در شکارچی آسمان، ولی این بار در شانه او. یکی از بزرگترین ابرغول‌های سرخ شناخته شده است. از قلب العقرب هم بزرگتر است و قطری در حدود ۱۰۰۰ مرتبه بزرگتر از خورشید دارد. البته باز هم ستارگان بزرگتر از این هم در عالم هست!!

تهیه و تنظیم:

محمد همایونی

در صورت تمایل می‌توانید فایل پی دی اف این مقاله را از لینک زیر دانلود کنید:

[button color=”red” size=”medium” link=”http://setareshenas.com/wp-content/uploads/2016/12/Giant-Super-Giant.pdf” icon=”” target=”true”]دانلود کنید[/button]

قلب سحابی خرچنگ

ستارگان نوترونی و تپ اخترها

ستارگان نوترونی چیستند؟

سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور بقایای به جامانده از یکی انفجار ابرنواختری است که در سال ۱۰۵۴ میلادی مشاهده و ثبت شده است. در آن سال این ستاره‌ی نوظهور  به مدت ۲۳ روز، در مکانی که الان سحابی خرچنگ قرار دارد با نورانیتی در حدود سیاره زهره در آسمان می‌درخشید. اکنون در قلب این سحابی ستاره‌ای بسیار کم فروغ در هر ثانیه بیش از ۳۰ بار روشن و خاموش می‌شود! این‌جا یکی از قوی‌ترین منابع امواج رادیویی و پرتو ایکس در آسمان است که در حقیقت آثاری از تپش یک ستاره نوترونی است که از  آن ستاره اصلی به جامانده است.

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

سحابی خرچنگ

سحابی خرچنگ

تپ اختر

تپ اختر سحابی خرچنگ

تپ اختر سحابی خرچنگ

ستارگان نوترونی

ستارگان نوترونی چگال‌ترین و متراکم‌ترین ستارگان موجود هستند. تصور این‌‌که یک حبه قند از ماده این ستارگان صدمیلیون تُن جرم داشته باشد، واقعا دیوانه کننده است!! تاکنون بیش از ۱۰۰۰ ستاره نوترونی کشف شده‌اند که جرم آن‌ها بین ۱/۵ تا ۳ برابر جرم خورشید است، ولی قطرشان از ۲۰ تا ۳۰ کیلومتر بیشتر نیست.

در حقیقت این ستارگان توده‌هایی متراکم از نوترون کنارِ هم قرارگرفته هستند و هیچ فضای خالی‌ای بین این ذرات نیست؛ دقیقا مثل خرماهایی که در جعبه خرما کنار هم چیده شده‌اند. چگالی آن‌ها هم‌ارز چگالی هسته اتم‌هاست، یعنی ۱۰۱۷ کیلوگرم در هر مترمکعب!

ستارگان نوترونی آخرین بازمانده از ستارگانِ سنگینی هستند که پس از انفجار اَبَرنواختری، جرم هسته باقی مانده از ستاره بیش از ۱/۴ برابر جرم خورشید باشد. در این هسته که ترکیبی است از پروتون، نوترون و الکترون؛ نیروهای هسته‌ای هم نمی‌توانند در مقابل فشار بسیار شدید گرانشی تحمل کنند و ستاره دوباره برروی خود فرومی‌ریزد تا الکترون‌ها و پروتون‌ها ترکیب شده و به نوترون تبدیل شوند. در این مرحله به قدری متراکم می‌شود که از کره‌ای که کمی بزرگتر از زمین بوده (همان کوتوله سفید)، به کره‌ای با قطر حدود ۲۰ کیلومتر تبدیل می‌شود؛ کره‌ای مملوّ از نوترون‌های به هم چسبیده.

براساس مدل‌های ستاره‌ای و مشاهداتِ رصدی، ستارگانی که جرمی بین ۸ تا ۲۰ برابر جرم خورشید دارند به ستاره نوترونی تبدیل می‌شوند. جرم این ستاره نوترونی نمی‌تواند بیش از ۳ برابر خورشید باشد، چون در این صورت، باز نیروی گرانش غلبه کرده و آن را به قدری متراکم می‌کند تا به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود و قطری درحدود یک کیلومتر پیدا خواهد کرد!

با نزدیک ترین ستاره نوترونی به زمین در این مقاله آشنا شوید. (کلیک کنید) 

تپ اخترها

اما ماجرای تپ‌اخترها چه ارتباطی به ستارگان نوترونی دارد؟

ستاره اولیه‌ای که به یک ستاره نوترونی تبدیل شده، در حال چرخش بوده و همزمان با تراکم و کوچکتر شدن‌های پی‌درپی، بر سرعت چرخش آن افزوده می‌شود، به حدی که در مرحله نوترونی شدن، حتی تا هزار بار در ثانیه خواهد چرخید (فوق العاده است!).

علاوه بر این به علت تراکم بسیار زیادی که پیداکرده است شدت میدان مغناطیسی آن هم هزاران برابر افزایش یافته است. از طرفی الکترون‌های بی‌شماری که در اطراف و قسمت‌های خارجی ستاره قراردارند در برهمکنش با این میدان مغناطیسی قوی، تشعشعاتِ پرانرژی تابش می‌کنند که با شدت زیاد از دو قطبِ ستاره به بیرون تابیده می‌شوند. این تابش‌ها در همه طول موج‌های طیف الکترومغناطیس خواهد بود.

حال اگر هنگام چرخش ستاره، امتداد تابش این پرتوها در جهت دید ما برروی زمین باشد، باعث می شود که ما آن را به صورت یک ستاره تپنده مشاهده کنیم که به سرعت روشن و خاموش می شود. در واقع ترکیب این تابش‌های قوی که فقط از دو قطب ستاره خارج می‌شود با چرخش سریع ستاره سبب می‌شود تا ستارگان نوترونیِ چرخان را به صورت چراغ‌های چشمک زنی همانند فانوس‌های دریایی رصد کنیم. این ستارگان تپنده دوره تناوب‌های بسیار کوتاهی در محدوده صدم و هزارم ثانیه دارند. به این اجرام تپ‌اختر (Pulsar) گفته می‌شود.

تپ اختر

تپ اختر

آن چیزی هم که اکنون در قلب سحابی خرچنگ مشاهده می‌کنیم و با دوره تناوب ۰/۰۳۳ ثانیه درحال تپش است یکی از شناخته‌شده‌ترین تپ‌اخترهای آسمان است.

البته به مرور زمان براثر از دست دادن انرژی چرخشی خود، سرعت دوران آن‌ها کاهش یافته و دوره تناوب آن‌ها بزرگتر خواهد شد. یکی از موارد جالب تپ اختر sxp1062 است در ابر کوچک ماژلانی که دوره تناوب بسیار بزرگی دارد! در مقاله «تپ اختر تنبل!» بیشتر با آن آشنا شوید.

نویسنده:

محمد همایونی

در صورت تمایل می‌توانید فایل پی دی اف این مقاله را از لینک زیر دانلود کنید:

[button color=”blue” size=”medium” link=”http://setareshenas.com/wp-content/uploads/2016/12/Neutron-stars-Pulsers.pdf” icon=”” target=”true”]دانلود کنید[/button]

خوشه کهکشانی

خوشه های کروی خارج از کهکشان ها

در این مقاله حضور خوشه های کروی خارج از کهشکان ها  را در خوشه های کهکشانی بررسی می کنیم.

خوشه های ستاره ای مجموعه هایی از ستارگانی هستند که هنگام تولد در کنار هم و از یک سحابی اولیه تشکیل شده اند. آنها را در عالم در دو نوع ۱- کروی و ۲- باز ، مشاهده می کنیم. ویژگی بارز دسته ی دوم تعداد کمِ ستارگان و جوان بودن آنهاست. اما خوشه های کروی بسیار متراکم و پرجمعیت هستند و ستارگان پیری در خود دارند. جمعیت آنها از چند صدهزار تا چند میلیون ستاره میرسد.  این خوشه ها در راه شیری معمولا در هاله ی کهکشانی (خارج از صفحه ی کهکشان) قرار گرفته اند، و به عبارتی حومه نشین کهکشان هستند.

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

خوشه های ستاره ای

خوشه های ستاره ای

نتایجی که اخترشناسان در سال ۲۰۱۳ از تصاویر دقیق تلسکوپ هابل منتشر کردند، حقایق جالبی از درون خوشه ی کهکشانی اِبل ۱۶۸۹ و توزیع خوشه های کروی داخل آن را آشکار کرده است. ابل ۱۶۸۹ (Abell 1689) یکی از خوشه های کهکشانی بسیار بزرگ و پر کهکشانی است که در فاصله ی ۲/۲۵ میلیارد سال نوری از ما در امتداد صورت فلکی سنبله قرار گرفته است. واقعا ساختار بسیار بزرگی دارد.

خوشه کهکشانی ابل ۱۶۸۹

خوشه ی کهکشانی ابل ۱۶۸۹

در تصویرهای مورد نظر که کادر مشخص، قسمتی از ناحیه ی مرکزی این خوشه را نشان می دهد علاوه بر حضور کهکشان های مجموعه، می توان تعداد بسیار زیاد نقاط ریزی همچون کولاک برف مشاهده کرد. این نقاط در واقع جمعیت زیادی از خوشه های کروی در فضای بین کهکشان ها را نشان می دهند. همین موضوع، ویژگی منحصر بفردی است که خارج از کهکشان ها و در فضای بین آنها این خوشه های کروی پراکنده شده اند. چرا که در ساختارهای معمولی مثل راه شیری و کهکشان های همسایه مان، خوشه های کروی هم جزئی از کهکشان هستند و خارج از آن وجود ندارند. ولی در ابل ۱۶۸۹ ، تراکم زیاد کهکشان ها و تعداد فوق العاده زیاد خوشه های کروی باعث شده که آنها در اثر برهمکنش های گرانشی متقابل، به فضای بین کهکشان ها نفوذ کنند.

قسمتی از مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

قسمتی از مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

ستاره شناسانِ محقق در این مورد توانسته اند در این تصویر دقیق که به قلب خوشه ی ابل ۱۶۸۹ زوم کرده است، حدود ۱۰٫۰۰۰ خوشه ی کروی را تخمین بزنند، و برآورد کرده اند که مجموعا حدود ۱۶۰٫۰۰۰ خوشه ی کروی درون این خوشه ی کهکشانی وجود دارند. برای مقایسه جالب است بدانیم که در کهکشان راه شیری فقط ۱۵۰ مورد از این خوشه ها را داریم!

مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

اما دو نکته ی مهم در این تحقیق نهفته است:

یکی به ویژگی های خوشه های کروی و توزیع آنها در خوشه ی کهکشانی برمی گردد. همانطور که می دانیم، خوشه های کروی مجموعه های عظیمی از ستارگانِ بسیار پیر هستند که مخصوصا در ۱ تا ۲ میلیارد سال اولیه ی تشکیل عالم شکل یافته اند، بنابراین آنها به عنوان فسیل هایی در داخل خوشه ی ابل ۱۶۸۹ هستند که می توانند آثاری از مراحل آغازین شکل گیری آن را به ما نشان دهند، و این بسیار ارزشمند است.

و نکته ی دوم به ماده ی تاریک و ویژگی های آن در خوشه کهکشانی ابل ۱۶۸۹ مربوط است. در واقع حضور این خوشه های کروی و بررسی توزیع آنها در مرکز و اطراف این خوشه ی کهکشانی می تواند سرنخ های ارزشمندی را از نحوه ی حضور و توزیع ماده ی تاریک در آن را به ما بدهد. ماده ی تاریکی که در چنین ساختارهای عظیم و بزرگی نقش کلیدی را ایفا می کنند ولی تنها راه بررسی و ثبت حضور آن بررسی آثار گرانشی ای است که از خود آشکار می کنند. این آثار را می توان با بررسی توزیع خوشه های کروی بدست آورد. علاوه بر این نقشی که ماده ی تاریک در شکل گیری خوشه های کهکشانی، در کیهان اولیه، و مراحل آغازین تشکیل کهکشان ها برعهده داشته اند را نباید از نظر دور کرد. و همه ی اینها را باید بتوان از این کولاک خوشه های کروی در لابلای کهکشان ها به ارمغان گرفت. به عنوان مثال تحقیقات اخیر که با بررسی حدود ۹۰۰۰ خوشه ی کهکشانی انجام گرفته نشان می دهد که ماده ی تاریکِ اطراف خوشه های کهکشانی، اثر پیچیده ای را روی تراکم کهکشان ها در داخل خوشه ها می گذارند.

جزئیات مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

جزئیات مرکز خوشه ی ابل ۱۶۸۹

با توجه به مقیاسی که بر روی تصویر می بینیم، می توان تخمین زد که پهنای کادر کوچک حدود ۲۰۰٫۰۰۰ سال نوری، یعنی به اندازه قطر کهکشان آندرومدا است. در بین اجرام آن می توانیم دو نوع کهکشان بیضوی و مارپیچی را به همراه تعداد بیشماری از خوشه های کرویِ ستارگان مشاهده کنیم. برای درک عظمت این گوشه ی کیهان مقیاسی ساده به کار می بریم: اگر کهکشان راه شیری را به پهنای یک زمین فوتبال در نظر بگیریم، آنوقت خوشه ی کهکشانی ابل ۱۶۸۹ به فاصله ی ۲۲۵۰ کیلومتری از آن قرار می گرفت!!

با کمی تأمل و تعمق در آن می توانیم جمال و زیبایی، و عظمتِ آفرینش را نظاره گر باشیم.

تهیه و تنظیم: محمد همایونی

خوشه کهکشانی در جهان آغازین

گروهی از ستاره شناسان شواهدی برای یک مجموعه گسترده از کهکشان‌های جوان در فاصله ۱۲ میلیارد سال نوری از ما کشف کرده‌اند. این “پیش خوشه” ی تازه کشف شده از کهکشان‌ها که پرجرم ترین سازه شناخته شده در این فاصله است؛ در فضایی به پهنای ۴۸۹ در ۲۴۴ میلیون سال نوری در زمانی مشاهده می‌شود که از سن عالم ۱/۷ میلیارد سال می‌گذشته (یعنی ۱۲% از سن کنونی عالم). استفاده از تلسکوپ‌های رصدخانه ملی کیت پیک در آریزونا و رصدخانه کک در موناکی هاوایی، منجر به این اکتشاف شده است.

این پیش خوشه با جرمی بیش از یک میلیون میلیارد برابر جرم خورشید؛ بسیار شبیه خوشه کهکشانی عظیم گیسو رشد خواهد کرد. چنین خوشه‌های عظیمی بسیار نادرند، فقط تعداد انگشت شماری از نامزدهای این چنینی در کیهان آغازین شناخته شده‌اند. این سیستم جدید اولین سیستمی است که اعضای آن با استفاده از طیف نگاری گسترده تأیید شده اند.

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

پیش-خوشه ی کهکشانیِ در صورت فلکی عوا

پیش-خوشه کهکشانی در صورت فلکی عوا

تیم محقق آن از تلسکوپ مایال در رصدخانه کیت پیک برای آشکارسازی تصاویر بسیار عمیق از بخش کوچکی از آسمان به اندازه دو برابر قرص ماه، در صورت فلکی عوا استفاده کردند. این تیم سپس تلسکوپ کک۲ در موناکی را برای محاسبه فاصله کهکشان های کم نور این ناحیه، به کار بردند. این محاسبات و بررسی ۶۵ عضو این مجموعه نشان دادند که گروه بزرگی از کهکشان های کم سو در فاصله‌های یکسانی از ما قرار دارند، که در اثر گرانش گرد هم متراکم شده اند. شواهد بدست آمده پیشنهاد می کنند که این خوشه کهشکانی در مراحل شکل گیری خود قرار دارد.

ماده در جهان به وسیله برهم کنش گرانش، خودش را در ساختارهایی نظیر ستارگان و کهکشان ها سازمان‌دهی می‌کند. امروزه می‌دانیم ستارگان بیشماری در کهکشان ها ایجاد شده اند، که این کهکشان ها هم به نوبه خود در گروه‌ها و خوشه‌هایی گردهم جمع شده اند. خوشه‌های کهکشانی را که به طور معمول در جهان امروزی مشاهده می شوند، شامل تعدادی از قدیمی ترین و سنگین ترین کهکشان های شناخته شده هستند. هر چند خوشه های نزدیک را که در زمان نزدیک به ما به سر می برند؛ می توانیم با جزئیان زیادی بررسی کنیم ولی ساز و کار تشکیل و تاریخچه ی اولیه این خوشه های عظیم هنوز به درستی شناخته شده نیست. در واقع کشف چنین پیش خوشه های کودک در فاصله های این چنینی به دانشمندان فرصت مشاهده و مطالعه ی مستقیم شکل گیری آنها را می دهد. توزیع این خوشه های عظیم و پرجرم در جهان اولیه کمک زیادی به مهار کردن انبساط و اندازه جهان می‌کند.

رصدخانه کیت پیک در آریزونا

رصدخانه کیت پیک در آریزونا

این تیم ستاره شناس اکنون، در حال جستجوی هیجان انگیز گستره های وسیعتری در آسمان هستند تا نمونه های بیشتری از چنین پیش خوشه های جوان و بسیار عظیم را پیدا کنند. زیرا موضوع مهم این است که یافتن چنین ساختارهای عظیمی، برای فهمیدن تاریخچه ی تشکیل ساختارهای مختلفِ جمعیت های کهکشانی در کل عالم بسیار موثر است.

تصویر بالا پیش خوشه تازه کشف شده از کهکشان ها، در صورت فلکی عوا (گاوچران) است. در این عکس دایره های سبز کهکشان های این خوشه را نشان می دهند و خطوط سفید نشانه خطوط تراکم توزیع کهکشان های عضو نسبت به مرکز تصویر هستند. پهنه این ناحیه از آسمان که در عکس قراردارد ۲۰ در ۱۷ دقیقه قوسی است. کهکشان های این خوشه عموما بسیار کم نور اند، حدود ۱۰ میلیون مرتبه کم نورتر از ضعیف ترین ستارگانی که با چشم غیر مسلح در شبی تاریک می توان دید. کادرهای کوچک داخلی، تصویر برجسته دو نمونه از کهکشان های عضو هستند که در خطوط طیفی آلفا-لیمان هیدروژن می درخشند. این پیش خو ی کهکشانی بسیار سنگین و پرجرم است: با هسته‌ای در حدود یک میلیون میلیارد (کوآدریلیون) خورشید. به احتمال زیاد این پیش خوشه در مسیر تکاملی اش پس از ۱۲ میلیارد سال به ساختاری شبیه خوشه کهکشانی گیسو (که در عکس زیر است) تبدیل می شود.

خوشه کهکشانی گیسو (کما) در نزدیکی ما

خوشه کهکشانی گیسو (کما) در نزدیکی ما

 

اصل مقاله ی ارائه شده توسط این ستاره شناسان:

http://arxiv.org/abs/1604.08627

منابع مورد استفاده:

National Optical Astronomy Observatory

Sky&Telescope

تهیه و تنظیم: محمد همایونی

BHR 71 پرستار ستارگان

این بار به سراغ یک سحابی تاریک در نیمکره ی جنوبی آسمان در حوالی قطب جنوب سماوی می رویم، یک سحابی کوچک در صورت فلکی مگس با نام علمی BHR 71 با پهنای یک سال نوری در فاصله ی ۶۰۰ سال نوری از ما. توده ای تاریک که همچون پرده ای سیاه جلوی ستارگان بسیار دوردست را گرفته است. تنها نوری که از آن دیده می شود همچون شکافی است که پایین این پرده ی تاریک را شکافته است. آنچه که گفتیم و می بینیم تصویری است که تلسکوپ VLT در نور مرئی برای ما نمایان کرده است:

(با کلیک بر روی عکس ها، آنها را بزرگتر ببینید)

سحابی BHR71 از دید تلسکوپ VLT

سحابی BHR71 از دید تلسکوپ VLT

اما داستان این سحابی به همین سادگی نیست، چون که اگر چشمان فروسرخی داشتیم دیگر آن را یک سحابی تاریک و آرام نمی دیدیم. اینجاست که تلسکوپ فضایی اسپیتزر که چشمان تیزبین فروسرخ اخترشناسان است، به کمک مان می آید تا پرده از اسرار این سحابی منزوی و تاریک بردارد. چرا که تلسکوپ فروسرخ به گرما و حرارت (طول موج های بلندتر از قرمز) حساس است، و می تواند تابش های گرمایی را در پس پرده ی تاریک سحابی بر ما آشکار کند:

سحابی BHR71 از دید فروسرخ اسپیتزر

سحابی BHR71 از دید فروسرخ اسپیتزر

عکس های اسپیتزر دو ستاره ی بسیار جوان (در واقع پیش ستاره، چون هنوز غبار و گاز اطراف خود را پس نزده اند و در نور مرئی تابش ندارند) را در دل این سحابی آشکار می کنند. دو ستاره ی بسیار جوانی که با تابش های شدید گرمایی خود در حال تلاش برای نمایان شدن در نور مرئی و رسیدن به ستارگان رشته اصلی هستند. اخترشناسان این دو را با نام های HH320 و HH321 می شناسند. (عجب اسم هایی!! بیشتر به شماره و کد می خورند تا اسم.) این ستارگان جوان غیر قابل کنترل در پشت این ابرهای تاریک در حال از بین بردن گرد و غبار دوران جنینی خود هستند و همانطور که در تصاویر مادون قرمز اسپیتزر مشاهده می شود، قسمت عمده ی این کار توسط جت های قدرتمندی از تابش که از قطبین ستاره ها به بیرون خارج می شوند، انجام می شود:

ترکیب تصاویر مرئی و فروسرخ سحابی

ترکیب تصاویر مرئی و فروسرخ سحابی

رصدهای مادون قرمزی نشان داده که پیش ستاره ی HH320 در واقع ۱۰ برابر از خورشید درخشنده تر است؛ ولی تابش آن در محدوده ی مادون قرمز می باشد، از آن جهت که تابش اصلی آن یک تابش گرمایی ناشی از فشار گازهای ستاره ایست. ترکیب تصاویر مرئی با فروسرخ نشان می دهند که علت گسیختگی پایین این ابر تاریک و چگال، جت قدرتمند همین ستاره ی جوان است. این جت درواقع خروج پرفشار غبار و گاز پیله شده اطراف پیش ستاره است، که با انرژی و فوران از دو قطب پیش ستاره اتفاق می افتد.

همانطور که در تصویر فروسرخ تلسکوپ اسپیتزر مشاهده می شود از دو جرم نورانی، خروج این جت ها مشاهده می شود، ستاره ی سمت چپ دارای فوران قدرتمندی است چرا که همان HH320 است. نکته ی جالبی که از رنگ های متفاوت جت این پیش ستاره می توان دید تغییر رنگ آن در فواصل مختلف است، که یک احتمال منطقی برای آن این است که ستاره ی جوان ما در فوران های منظم و پی در پی مواد پیرامون خود را بیرون زده است.

عکس های ترکیبی سحابی و ستارگانش

عکس های ترکیبی سحابی و ستارگانش

اما رنگ های مختلف  این جت ها: ته رنگ سبزی که در ابتدای جت مشاهده می شود نشانه ی هیدروژن داغ است. قسمت نارنجی گازهای گرم را نشان می دهد و حلقه ی قرمز انتهایی نشانه ی گازهای سرد است. در واقع این تفاوت دمایی گازهای خروجی نشان می دهدکه ستاره به صورت منظم فوران هایی از گاز و انرژی را به بیرون دارد، و گازهایی که در نزدیکی راه خروج جت ها هستند در اثر موج های ضربه ی ناشی از جت ها داغ شده اند.

طبق نظریه های فعلی در آینده ای نزدیک با غنی شدن چرخه ی سوخت هسته ای در مرکز این ستارگان، با پس زدن گاز و غبار تیره رنگ اطراف خود به صورت ستاره های بالغِ جوان در این سحابی مشاهده خواهند شد، و احتمالااین سحابی هم از تاریکی و انزوا درآمده و در اثر نور و انرژی شدید ستارگانش به درخشش در خواهد آمد.

 

منبع: ناسا و اسپیتزر

تهیه و تنظیم: محمد همایونی