تعریف پدیده های نجومی و شرح آنها !

[Easy Bug]

انرژی تاریک

مقدمه
حدود 200 میلیارد کهکشان که هر کدام دارای تقریبا 200 میلیارد ستاره است بوسیله تلسکوپها قابل تشخیص است. اما این تعداد فقط 4 درصد از محل گیتی را تشکیل می‌دهد. حدود 73 درصد از جهان از ماده دیگری ساخته شده است که «انرژی تاریک» (dark matter) نامیده می‌شود. هیچ کس نمی‌داند که ماهیت این ماده ناشناخته چیست، اما مقدار این نوع ماده از تمام اتمهای موجود در تمام ستارگان موجود در کل کهکشانهای قابل شناسایی گستره فضا بسیار بیشتر است.

به نظر می‌رسد این نیروی عجیب ، اجزای جهان را با سرعت فزاینده‌ای از یکدیگر دور می‌کند، در حالی که نیروی گرانش با این نیرو مقابله کرده و از سرعت این گسترش می‌کاهد. این اکتشافها بوسیله رصدخانه مداری که کاوشگر ناهمسانگرد ریز موج ویلکینسون (WMAP) نامیده می‌شود، انجام شده است. این کاوشگر افت و خیزهای ناچیز موجود در پرتوهای ریز موج پس زمینه کیهانی را اندازه می‌گیرد که در اثر پژواکهای میرای انفجار بزرگ بوجود آمده است ... .
انبساط جهان

این یافته‌ها به مشاجرات فراوانی که در مورد جهان ، عمر جهان ، سرعت انبساط آن و ترکیب آن جریان داشت پایان داد. با استفاده از نتایج دو تحقیق ذکر شده ، اخترشناسان امروز بر این باورند که سن جهان 13.7 میلیارد سال با تقریب چند صد هزار سال است. بر اساس اطلاعات موجود ، جهان با سرعت شگفت آور 71 کیلومتر در ثانیه در مگا پارسک در حال انبساط است. (پارسک یک واحد اخترشناسی است و تقریبا برابر 3.26 میلیون سال نوری است).

به نظر می‌رسد که چیزی در فضا نهفته است و همانند نوعی نیروی ضد گرانشی عمل می‌کند.‌ این نیرو باعث می‌شود که بجای آنکه جهان متراکم شود و اجزای آن به یکدیگر نزدیک شود، انبساط می‌یابد. از حدود بیست سال پیش حدس می‌زنند که در جهان ماده تاریک وجود دارد، چرا که در آن زمان دریافتند که جهان به گونه‌ای عمل می‌کند که انگار بسیار سنگینتر از چیزی است که واقعا به نظر می‌رسد.

دانشمندان برای توجیه پدیده مشاهده شده همه احتمالات ممکن را در نظر گرفتند از جمله وجود سیاهچاله‌ها ، کوتوله‌های قهوه‌ای و ذرات غیرقابل شناسایی که از نظر ماهیت با انواع معمولی اتمها تفاوت دارند. اما هیچ کدام از آنها نتوانست جرم بسیار زیاد مشاهده شده را توجیه کند.

آغاز داستان انرژی تاریک
داستان انرژی تاریک از سال 1998 آغاز شد. در آن زمان دانشمندان دریافتند که بسیاری از کهکشانهای دور دست با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه که محاسبات موجود پیش بینی کرده‌اند، از یکدیگر دور می‌شوند. تحقیقاتی که روی انواع ویژه‌ای از ابر نواخترها (Supernova) انجام شد، بیانگر آن بود که محاسبات انجام شده اشتباهی نداشت، به عبارت دیگر محاسبات دقیقا نشان دهنده آن بود که سرعت انبساط جهان لحظه به لحظه در حال افزایش است و از سرعت این انبساط کاسته نمی‌شود.

به نظر می‌رسد کشف بعضی از انواع نیروهای غیرمنتظره غیرقابل شناسایی که باعث می‌شوند ساختار فضا بطور مرتب از یکدیگر فاصله گرفته و از هم دور شوند، موءید مشاهدات هالدین (JBS Haldane) دانشمند انگلیسی است که سالها پیش صورت گرفته است. وی می‌گوید: «جهان عجیبتر از چیزی است که فکر می‌کنیم، جهان حتی عجیبتر از چیزی است که بتوان فکرش را کرد.»

یک بار دیگر پرسشهای اساسی بسیاری در مورد ماهیت جهان مطرح شده است: ماهیت فضا ، زمان ، انرژی و ماده چیست؟ اکنون یک بار دیگر زمان آن فرا رسیده است که نظریه پردازان تفسیری بر این مشاهدات ارائه دهند و در مرحله بعد آزمایشاتی را طراحی کنند که موید نظریه‌های آنان باشد.

بنابراین دانشمندان یکبار دیگر توجه خود را معطوف همان پدیده‌ای کرده‌اند که برای اولین بار شاهدی بر انفجار بزرگ (Big Bang) محسوب می‌شد، یعنی تابش پس زمینه ریز موج کیهانی. این تابشها اولین پرتوهای پس از تولد جهان محسوب می‌شوند. دانشمندان در صددند با انجام آزمایشهای متعددی در چند رشته مختلف از جمله آزمایشهای صورت گرفته در جنوبگان و استفاده از بالونهای در ارتفاعهای بسیار بالا تصویر دقیقتری از کیهان بدست آورند. به نظر می رسد جهان باید شامل چیز دیگری به غیر از این اتمهای معمولی باشد و به همین نام ماده تاریک برای آنان انتخاب شد. ماده تاریک بطور یکنواخت در تمام جهان پراکنده شده و در فضاهای خالی مخفی شده است. ماهیت ماده تاریک هنوز بصورت یک راز است.


منبع : رشد

[Easy Bug]

کهکشان راه شیری




مقدمه

در شبی تاریک و صاف ، ستارگان چنان می‌درخشند که گویی می‌توان با دست آنها را لمس کرد. در واقع بیشتر ستارگان قابل دید برای چشم غیر مسلح ، در محدوده یک هزار سال نوری واقع هستند. گذشته از ستارگان چشمک زن ، نواری مه مانند و کم نور در سرتاسر آسمان کشیده شده است که به آن راه شیری می‌گوییم. این مه حفره فام ، دهها هزار سال نوری با ما فاصله دارد. با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ کوچک ، به صورت اجتماع انبوهی از هزاران هزار ستاره کم نور دیده می‌شود. گرچه این ستارگان بسیار دور دست هستند، ولی مجموع نور آنها را می‌توان با چشم دید.
مشخصات کهکشان راه شیری

کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود 500 میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود 10 میلیارد سال پیش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت. در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند.

قطر هسته یک کهکشان در حدود 10000 سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با 100000 سال نوری و ضخامتی برابر با 1000 سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا 50000 سال نوری است. منظومه شمسی (شامل ابر اوپتیک-اورت) با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود 220 کیلومتر (135 مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود 250 میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید 15 تا 20 دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است.

گذر صورتهای فلکی از راه شیری
بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است.
فراوانی میدان ستاره

انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید.
ماهیت راه شیری

ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم. در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما 100000 سال نوری است. 30000 سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد.
قسمت نورانی راه شیری

روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است. تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند.

عکس اشعه X از کهکشان راه شیری توسط ناسا

تغییر صورتهای فلکی

چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخشهای مرکزی پیوسته از قسمتهای بیرونی پیشی می‌گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز بطور مداوم در پهنه آسمان حرکت می‌کنند. در چند میلیون سال آینده ، منظره صورتهای فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.


منبع : رشد

[Easy Bug]

صور فلکی

دجاجه دجاجه صورت فلکی شمالی درخشانی است که در امتداد کهکشان راه شیری قرار دارد.

ستارگان شمالی این نقشه ستارگان ، تصویر بخش درونی نیمه شمالی کره آسمان بر صفحه‌ای تخت است.

سه ستاره درخشان کمربند جبار و ستاره رجل الجبار در پای راستش یافتن این صورت فلکی را آسان می‌کند.

ستارگان جنوبی این نقشه ستارگان ، تصویر نیمه جنوبی کره آسمان بر روی صفحه‌ای تخت است.

مقدمه
از زمانهای کهن ، مردم در آسمان شب در میان گروههای ستارگان ، اشکالی خیالی دیده‌اند. با استفاده از خطوط ، آنها ستارگان این گروهها را به یکدیگر متصل کرده و اشکالی به نام صورت فلکی را تشکیل داده‌اند. امروز طبق سیستمی بین المللی آسمان پیرامون زمین به 88 منطقه تقسیم می‌شود و هر منطقه در بر گیرنده یک صورت فلکی است.

طرح هر صورت فلکی نمایانگر شیء یا جانداری است و تعدادی از آنها به یاد شخصیتهای اسطوره‌ای نامگذاری شده‌اند. از زمین ، ستارگان هر صورت فلکی مجاور یکدیگر به نظر می‌آیند، اما در حقیقت آنها فاصله بسیاری از همدیگر دارند. همگی آنها در فواصل مختلفی از زمین قرار دارند. اگر می‌توانستیم از جای دیگری از فضا به صورت فلکی جبار نگاه کنیم، طرح ستاره‌ای آن از آنچه که از زمین می‌بینیم، متفاوت می‌باشد.
کره آسمان

از زمین ، صورتهای فلکی چنین به نظر می‌رسند که به داخل کره‌ای تو خالی معروف به کره آسمان چسبیده‌اند. ظاهراً این کره هر 24 ساعت یکبار در مسیری شرقی _ غربی به دور زمین می‌گردد. شبکه‌ای از خطوط معروف به بعد و میل به اختر شناسان کمک می‌کند تا محل ستارگان کره آسمان را بیابند و نقشه‌های ستارگان ، تصویر کره‌ای فرضی بر روی صفحه‌ای تخت هستند.
ستاره قطبی و دبها

آنهایی که در نیمکره شنالی زندگی می‌کنند، می‌توانند به قطب شمال کره آسمان بنگرند. ستاره قطبی به این قطب بسیار نزدیک است. بر خلاف سایر ستارگان ، به نظر نمی‌آید که با گردش زمین به دور محورش ، ستاره قطبی در آسمان حرکت کند. صور فلکی پیرامون ستاره قطبی عبارتند از دب اکبر (خرس بزرگ) و دب اصغر (خرس کوچک).

ستاره قطبی همواره این چنین در مجاورت قطب شمال سماوی قرار نداشته و همیشه نیز چنین باقی نخواهد ماند. چون زمین اندکی در محورش تکان می‌خورد، قطب شمال همیشه به نقطه‌ای ثابت در کره آسمان اشاره نمی‌کند. در عوض در طی 25800 سال ، بخش شمالی محور زمین دایره کوچکی را در نیمه شمالی کره آسمان بجای می‌گذارد. ستارگانی که به این دایره نزدیکترند، به نوبت قطب شمال کره آسمان را نشان می‌دهند.
قدر ظاهری

هنگامی که به ستارگان درخشان در آسمان شب می‌نگریم، برخی از بقیه درخشانترند. ستاره شناسان برای بیان میزان درخشندگی ستارگان ، از یک مقیاس درخشندگی به نام قدر ظاهری استفاده می‌کنند. برای اولین بار هیپارخوس ، منجم یونانی قرن دوم پیش از میلاد ، ستارگان را این چنین طبقه بندی کرد. سپس دامنه مقیاسش برای در بر گرفتن اجرام سماوی درخشانتر و کم نورتر ، افزایش یافت.
صلیب جنوبی

ساکنان نیمکره جنوبی کره آسمان بنگرند. هیچ ستاره درخشانی مجاور این قطب نیست، اما صورت فلکی صلیب جنونی نشانه‌ای برای یافتن آن است. اگر چه صلیب جنونی از تمام صور فلکی کوچکتر است، اما در زمینه روشن کهکشان راه شیری جنوبی ، یافتن آن آسان است. با گذشت زمان، نقطه‌ای از کره آسمان که محور چرخش زمین رو به آن است، تغییر مکان می‌دهد. در طی سالها این تغییر تنها به اندازه عرض ظاهری ماه است، ولی در خلال قرنها ، این جابجایی شدید است. مثلاً اگر شهرهای نیمکره شمالی نظیر ونکوور یا لندن در 3 هزار سال قبل از میلاد وجود داشتند، ساکنانشان می‌توانستند صورت فلکی صلیب جنوبی را ببیند.
منطقة البروج

چنین به نظر می‌رسد که همزمان با گردش زمین به دور خورشید، خورشید در مقابل زمینه متغیری از ستارگان حرکت می‌کند. مسیر سالیانه خورشید به دایرة البروج و پهنه‌ای از آسمان که با زاویه تقریبی 9 درجه از طرفین آن گسترده می شود، به منطقه البروج معروف است. تمدنهای باستانی برای اندازه گیری زمان، منطقه البروج را به 12 صورت فلکی تقسیم کردند ولی اکنون صورت فلکی دیگری به نام حوا به این باریکه آسمان افزوده شده است.
صور فلکی مهم

برخی از 88 صور فلکی از سایری معروفتند، و طرحهایی دارند که فوراً تشخیص داده می‌شوند. این طرحها همچون نشانه به ستاره شناسان در یافتن آنها در آسمان شبانه کمک می‌کنند. بهترین نمونه ، جبار (شکارچی) ، از درخشنانترین صور فلکی آسمان است. صورت فلکی معروف دیگر دب اکبر (خرس بزرگ) است . دب اکبر شامل هفت ستاره درخشان است که برای مدتهای طولانی علاوه بر ستاره شناسی ، در دریانوردی نیز راهنمای مفیدی بوده‌اند.

نام لاتینی	نام رایج	کره آسمان (شمال/جنوب)	نام لاتینی	نام رایج	کره آسمان (شمال/جنوب)
آندرومدا	امرأة المسلسله	شمال	لاسرتا	چلپاسه (سوسمار)	شمال
آنتلیا	تلمبه	جنوب	لئو	اسد	شمال
آپوس	مرغ بهشتی	جنوب	لئو ماینر	اسد اصغر	شمال
آکواریوس	دلو	جنوب	لپوس	خرگوش (ارنب)	جنوب
آکوئیلا	عقاب	هردو	لیبرا	میزان	جنوب
آرا	آتشدان	جنوب	لوپوس	گرگ	جنوب
آریس	حمل	شمال	لینکس	سیاهگوش	شمال
اوریگا	ارابه ران	شمال	لیرا	شلیاق (چنگ رومی)	شمال
بوتیس	عوا (گاوران)	شمال	منزا	کوهمیز	جنوب
سیلوم	قلم	جنوب	میکروسکوپیوم	میکروسکوپ	جنوب
کاملوپاردالیس	زرافه	شمال	مونوسرس	تکشاخ	هردو
سرطان	خرچنگ	شمال	موسکا	ذبابه (مگس)	جنوب
کانیزوناتیکی	سگهای شکاری	شمال	نرما	گونیا	جنوب
کانیس میجر	کلب اکبر	جنوب	اکتناز	ثمن	جنوب
کانیس ماینر	کلب اصغر	شمال	آفیکوس	حوا (مار افسای)	هردو
کاپریکوموس	جدی	جنوب	اریون	شکارچی (جبار)	هردو
کارینا	حمال	جنوب	پاو	طاووس	جنوب
کاسیوپیا	ذات الکرسی	شمال	پگاسوس	فرس اعظم (اسب بالدار)	شمال
سنتاروس	قنطروس	جنوب	پرسیوس	برساوش	شمال
سفیوس	قیفاووس	شمال	فونیکس	عنقا(سیمرغ)	جنوب
سیتوس	قیطس	هردو	پیکتور	سه پایه نقاش	جنوب
شاملئون	حربا (آفتاب پرست)	جنوب	پیسیز	حوت	شمال
سیرسینوس	دوپرگار	جنوب	پیسیزآسترینوس	حوت جنوبی	جنوب
کلومبا	حمامه(کبوتر)	جنوب	پایپس	کشتی دم	جنوب
کمابرنیسیس	گیسوان برنیکه	شمال	پیکسیس	قطب نما	جنوب
کرونا آسترالیس	اکیل جنوبی	جنوب	رتیکولوم	شبکه	جنوب
کرونا بوریالیس	اکیل شمالی	شمال	ساجیتا	سهم (تیر)	شمال
کروس	کلاغ	جنوب	ساجیتاریوس	قوس (رامی)	عقرب
کریتر	باطیه	جنوب	اسکالپتر	حجار (سنگتراش)	جنوب
کراکس	صلیب جنوبی	جنوب	اسکاتوم	سپر	جنوب
سیگنوس	دجاجه (قو)	شمال	سرپنس	حیه(مار)	هردو
دلفینوس	دلفین	شمال	***تانز	السدس	هردو
درادو	ماهی طلایی (ابوسیف)	جنوب	تاروس	ثور	شمال
دراکو	اژدها	شمال	تلسکوپیوم	تلسکوپ	جنوب
ایکولیوس	قطعه الفرس	شمال	تریانگولوم آسترال	مثلث جنوبی	جنوب
اریدانوس	نهر	جنوب	توکانا	طوقان	جنوب
فروناکس	کوره	جنوب	اورسا میجر	دب اکبر	شمال
جمینی	جوزا (دوپیکر)	شمال	اورسا ماینر	دب اصغر	شمال
گراس	درنا	جنوب	ولا	بادبان	جنوب
هرکولیس	هرکول	شمال	ویرگو	سنبله	هردو
هارولوجیوم	ساعت	جنوب	ولانز	ماهی پرنده	جنوب
هایدرا	شجاع (مار باریک)	هردو	ولپکیولا	ثعلب(روباه)	شمال
هایدروس	هیه الماء (مار آبی)	جنوب	ایندوس	هندی	جنوب

منبع : رشد

[Easy Bug]

قدر ستارگان

میزان روشنایی ستارگان را قدر می‌نامند.

نگاه اجمالی

اخترشناسان یونان باستان برای نخستین بار مقیاسی برای ستارگان وضع کردند. آنها گمان می‌کردند که روشنایی یک ستاره فقط به اندازه آن بستگی دارد. در مقیاس آنها ، نورانی‌ترین ستاره در شش قدر از این رده بندی ستاره قدر اول بود که شش بار نورانی‌تر از ستاره قدر ششم بود.

مقیاس قدر ستارگان

مقیاسی که اخترشناسان امروزی بکار می‌برند، به روش یونانیان شبیه است. در این مقیاس نیز کم نورترین ستاره قابل رؤیت برای چشم غیر مسلح ، در قدر ششم است. ولی ستارگانی که 2.5 بار نورانیتر از قدر ششم هستند، در قدر پنجم قرار دارند، یعنی ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر ششم ، در قدر پنجم هستند، ستارگان نورانی‌تر از ستارگان قدر پنجم ، در قدر چهارم هستند و ... . همچنین در این مقیاس از اعداد منفی استفاده می‌شود. مثلا ستاره‌ای با قدر 1- ، 2.5 بار نورانیتر از ستاره 0 است. قدر نورانی‌ترین ستاره آسمانی شب ، .... ، 1.4- و قدر خورشید 27- است.
قدر مطلق ستارگان

نورانیت ستارگان ، علاوه بر اندازه ، به فاصله آنها نیز بستگی دارد. اگر همه ستارگان در فاصله‌ای یکسان بودند. آنگاه می‌توانستیم به روشنایی واقعی آنها پی ببریم. با این کار قدر مطلق ستارگان بدست می‌آید. فاصله استاندارد برای اندازه گیری قدر مطلق ، 32.6 سال نوری است. بنابراین اگر خورشید در این فاصله قرار می‌گرفت، به صورت ستاره‌ای از قدر پنجم دیده می‌شد.

قدر تابش سنجی

اختر شناسان با بکار بردن صافیهای گوناگون شدت نور ستارگان را در طول موجهای مختلف مثلا آبی یا فرابنفش اندازه می‌گیرند. این نوع قدر ، قدر تابش سنجی نامیده می‌شود.
















منبع : رشد

[Easy Bug]

ایستگاه فضایی




مقدمه

ایستگاههای فضایی به دور زمین می‌چرخند و برای هفته‌ها یا ماهها محل کار و زندگی فضانوردان هستند، ایستگاه فضایی تمام نیازهای خدمه را برآورده می‌کند تا به هنگام انجام آزمایش زنده و سالم بمانند. زباله‌های خورشیدی بزرگ برق تولید و دیواره‌ها و سپرهای مخصوص دما را مطلوب و خدمه را از تشعشع و قطعات سرگردان فضایی مصون نگه می‌دارند. بار اندازها به سفینه‌های تدارکاتی ارسالی از زمین امکان می‌دهند که محموله خود را تخلیه کنند.

در آینده شاید بتوان از ایستگاههای فضایی به عنوان استراحتگاههای آرامش بخش در آزاد راه فضا استفاده کرد.

اولین ایستگاه فضایی جهان سالیوت 1 در سال 1971 پرتاب شد. این اولین ایستگاه از 7 ایستگاهی بود که اتحاد جماهیر شوروی سابق در مدار زمین مستقر کرد و کیهان نوردان سفینه سایوز به استثنای سالیوت 2 در همگی آنها ساکن شدند. با گذشت زمان طول اقامت آنها از چند هفته به 6 ماه افزایش یافت، سالیوت 6 و 7 یک بار انداز اضافه داشتند تا کیهان نوردان بتوانند با خدمه دیدار کنند و سفینه تدارکاتی پروگرس بتواند آذوقه بیشتری از زمین بیاورد.
سالیوت 1

• تاریخ پرتاب: آوریل 1971
  
• اقامت در مدار: 6
  
  
• اقامت کیهان نوردان: یک بار به مدت 22 روز.سه کیهان نورد به نام گرگوری دوبرفولسکی ، ویکتور پاتسایف و ولادیسلا ولکوف درخلال اقامتشان اولین پژوهشها درباره گیاه شناسی فضایی را انجام دادند. هر سه در مرحله بازگشت این مأموریت رکورد شکنشان کشته شدند. تحقیق نشان داد که شیر فلکه معیوب باعث تراکم زدایی سریع هوای کپسول سالیوت شده و کیهان نوردان درونش را خفه کرده است. برخلاف فضانوردان آپولو این خدمه لباسهای مخصوص فشار هوا نپوشیده بودند، در این صورت ممکن بود زنده بمانند. سالیوت 1 به هنگام بازگشت به جو زمین بر فراز اقیانوس آرام سوخت.

سالیوت 2

• تایخ پرتاب: آوریل 1973
  
• اقامت در مدار: 2 ماه
  
• اقامت کیهان نوردان: بی سرنشین
  
  

ایستگاه به مجرد پرتاب قطعاتش را یکی پس از دیگری از دست داد و 2 ماه بعد که به جو زمین بازگشت سوخت.
سالیوت 3

• تایخ پرتاب: ژوئن 1974
  
• اقامت در مدار: 7 ماه
  
• اقامت کیهان نوردان: یکبار به مدت 14 روز

آمریکا مشکوک بود که سالیوت 3 مأموریتی نظامی دارد و تدابیر شدید امنیتی پرتاب این ایستگاه این ظن را تقویت می‌نمود. گزارشهای بعدی نشان داد که 2خدمه آن ، پاول پایوویچ و یوری آریتوخین احتمالا 2 هفته اقامت خود در مدار را به نقشه برداری دقیق از تأسیسات نظامی آمریکا سپری کرده‌اند، هر چند که جزئیات این گزارشها نادرست است. سالیوت 3 ، هفت ماه بعد از پرتاب در جو زمین سوخت.
سالیوت 4

• تایخ پرتاب: دسامبر 1974
  
• اقامت در مدار:2 سال و یک ماه
  
• اقامت کیهان نوردان: 2 اقامت ، یکی 30 روز و دیگری 63 روز
  
  

درخلال این اقامتها برنامه بلند پروازانه‌ای از آزمایشها و رصدهای خورشیدی ، سیاره‌ای و ستاره‌ای انجام شد. این ایستگاه در بازگشت منهدم شد.
سالیوت 5

• تایخ پرتاب: ژوئن 1976
  
• اقامت در مدار: 13 ماه
  
• اقامت کیهان نوردان: 2 اقامت ، یکی 63 روز و دیگری 17 روز
  
  

خدمه سالیوت 5 مقدار آلودگی ذرات معلق در جو زمین را مطالعه نمودند و اثرات بی وزنی را بر ماهی باردار بررسی کردند. ‌آنها همچنین درباره پرورش بلور آزمایشهایی انجام دادند و با موفقیت بدون استفاده از پمپ ، ماده محرکه ایستگاه رادر فضا تعویض کردند. این ایستگاه در بازگشت سوخت.
سالیوت 6

• تایخ پرتاب: سپتامبر 1977
  
• اقامت در مدار: 4 سال
  
• اقامت کیهان نوردان: 11 اقامت کوتاه (معمولا به مدت یک هفته) و 5 اقامت بلند (که بیشترین آن 184 روز طول کشید.) با 2 کوره مخصوص سالیوت 6 در شرایط جاذبه خفیف مواد نیمه هادی ساخته شد. گاهی اوقات خدمه می‌توانستند با سبزیجات پرورش یافته در باغچه کوچک ایستگاه به غذایشان تنوع ببخشند. سالیوت 6 در سال 1986 به هنگام بازگشت به زمین سوخت.

سالیوت 7

• تایخ پرتاب: آوریل 1982
  
• اقامت در مدار: 8 سال و 8 ماه
  
  
• اقامت کیهان نوردان: سالیوت 7 به مدت 4 سال پذیرای 10 خدمه بود. طولانی‌ترین اقامت آنها 236 روز بود و در این مدت آزمایشهای مفصلی بر روی سیستم عضلات قلب انجام شد. در خلال یک راهپیمایی فضایی ، بااستفاده از دستگاه جوش ، ایستگاه تعمیر شد. سالیوت 7 به هنگام بازگشت به زمین در سال 1991 سوخت.

اسکای لاب

اولین ایستگاه فضایی آمریکا به نام اسکای لاب در 14 مه 1973 پرتاب شد، دقایقی بعد از پرتاب سپر ضد شهابواره و یکی از باله‌های خورشیدی آن بر اثر فشار هوا کنده شد. خدمه اولیه اسکای لاب خسارت وارده را به گونه ای تعمیر نمودند که این ایستگاه فضایی قابل سکونت شد. در سال بعد سه خدمه هر کدام به مدت 28 59 و 84 روز در آن اقامت کردند. اسکای لاب در سال 1979 به زمین سقوط کرد، اکثر بخشهای آن به هنگام ورود به جو منهدم شدند، ولی برخی از قطعاتش در استرالیا افتادند، خوشبختانه کسی در این سقوط آسیب ندید.

ساخت یک ایستگاه فضایی بین المللی با مشارکت آمریکا ٬ روسیه ٬ کانادا و ژاپن از سال 1997 شروع شده است. این ایستگاه موسوم به آلفا ظرف مدت 5 سال در فضا مونتاژ می‌شود. این عملیات با پرتاب یک مرکز کنترل ساخت روسیه آغاز شده است، ایستگاه آلفا علاوه بر کاربردهای علمی و تحقیقاتی توقفگاهی برای مسافرت فضایی به مریخ خواهد بود.

سفینه‌های سایوز

قبل از پیدایش ایستگاههای فضایی سفینه‌های سایوز فقط در مدار زمین می‌چرخیدند. اولین سایوز ، سایوز 1 در سوم آوریل 1967 پرتاب شد. یک ملاقات فضایی میان آن و سایوز 2 ترتیب داده شد، ولی برای سایوز 1 مشکلات فنی پیش آمد و پرتاب سایوز 2 لغو شد. در خلال بازگشت به جو زمین ، بندهای چتر سایوز 1 درهم گره خوردند. در نتیجه این سفینه به زمین اصابت کرد و ولادیمیر کوماروف فضانورد را کشت.

سفینه‌های فضایی سایوز کیهان نوردان روس را به فضا می‌برند و برمی‌گردانند، سه خدمه آن در بخش میانی سفینه که سپر حرارتی دارد مسافرت می‌کنند، زیرا به هنگام بازگشت به جو زمین باید دمای زیادی تحمل کنند. در قسمت جلو واحد مداری حامل غذا و آذوقه است، واحد تجهیزات در عقب حاوی موتور اصلی موتورهای موشکی بازگشت و تجهیزات مخابراتی و کنترل است.




منبع : رشد

[Easy Bug]

شاتل فضایی

شاتلها در اصل هوا - فضاپیماهایی هستند که وظایف گوناگونی دارند. ولی مهمترین آنها حمل ماهواره‌ها و قرار دادن آنها بر روی مدارهای خاص زمین است.

مقدمه

در بین تمامی وسایلی که به فضا پرتاب شده‌اند نام یکی از آنها بیشتر از بقیه به گوش ما خورده است، شاتل فضایی (Shuttle). طراحی و ساخت یک هو - افضاپیما کار بسیار مشکلی است و با طراحی و ساخت هواپیما از زمین تا آسمان فرق دارد. طراحی هواپیما در یک جو صورت می‌گیرد و دیگر مهندسان دغدغه رقیق یا غلیظ شدن هوا را ندارند و احتیاجی به محاسبه نیروهای آیرودینامیکی وارد بر هواپیما در ارتفاعات مختلف نیست، در صورتی که در هوا - فضاپیماها در بسیاری از نقاط چگالی هوا بسیار کم است و نمی‌توان از نیروهای بالابرنده (Lift) به خوبی بهره برداری کرد. یکی دیگر از تفاوتهای آنها ، گذر از جو زمین است.

هواپیماها تا ارتفاع محدودی اوج می‌گیرند، در صورتی که هوا - فضاپیماها باید از جو زمین نیز بگذرند. گذر از جو زمین تحمل حرارتی بسیار بالا می‌خواهد، زیرا در آنجا هوا بسیار فشرده است و به همین خاطر است که دماغه بسیاری از هوا - فضاپیماها از جنس آلیاژهای سرامیکی خاص هستند تا تاب تحمل حرارتهای بسیار بالا را داشته باشد. زیرا در غیر این صورت بدنه هواپیما ذوب می‌شود.

ساخت یک شاتل نیز تمامی این دغدغه‌ها را دارد. ما قصد داریم در این مقاله شما را با چگونگی ساخت و آزمایشات اولین شاتل فضایی آشنا کنیم. شاتل فضایی آمریکا که اولین بار در سال 1981 میلادی پرتاپ شد، اولین سفینه قابل استفاده مجدد جهان بود. از سه بخش آن ، مدار پیما ، موشکهای تقویت کننده و مخزن خارجی سوخت، فقط مخزن سوخت آن می‌باشد که بعد از هر مأموریت قابل استفاده نیست. کاشیهای مخصوص مقاوم در برابر گرما مانع از سوختن مدار پیما به هنگام بازگشت به جو زمین می‌شوند. بازوی قابل کنترل از راه دور تعبیه شده در مخزن محموله مدار پیما می‌تواند ماهواره‌ها را در فضا قرار دهد و همچون سکوی ثابت برای کار فضانوردان عمل می‌کنند.

مدار پیماها در ارتفاع 185 تا 1100 کیلومتری پرواز می‌کنند.

مشخصات شاتل فضایی
سازه‌ قدرتمند مدارپیما در ارتفاع 185 تا 1100 کیلومتری (115 تا 610) پرواز می‌کنند و اجزای قطعات آن شامل: کاشیهای ضد حرارت ، دریچه ورود خدمه ، کابین پرواز و اتاقکهای خدمه ، دریچه ایمنی بال دلتا شکل، درپوش مخزن محصول دریچه بال ، سیستم مانور در مدار ، موتور اصلی سکان و کاهنده سرعت می‌باشد.
آزمایشگاه فضایی

آزمایشگاه فضایی آزمایشگاه مخصوصی است که درون مخزن محموله مدارپیما جای می‌گیرد تا با ایجاد فضای اضافی ، دانشمندان بتوانند در فضا آزمایش کنند. این آزمایشگاه بنا به نوع آزمایشهای هر سفر مجهز می‌شود، آزمایشگاه فضایی همچنین بخشهای رو بازی دارد که برای مطالعه فضا و زمین هستند. این آزمایشگاه متراکم از طریق مجرای هوابند به مدارپیما متصل می‌شود. تمامی مدارپیماها نامگذاری شده‌اند، اولین آنها به نام انترپرایز از نام سفینه فضایی مجموعه تلویزیونی استارترک اقتباس شد. انترپرلیز برای مقاصد آزمایشگاهی ساخته شده بود، ولی هیچگاه به مدار نرفت. هر چند که چندین بار در بالای یک فروند بوئینگ 747 پرواز کرد، در سال 1977 انترپرایز از ارتفاع 6700 متری (22هزار پایی) رها شد و سالم به زمین نشست. ناوگان کنونی 4 مدار پیما دارد: کلمبیا ، دیسکاوری ، آتلانتیک و اندور.
شاتل اینترپرایز

اینترپرایز (Enterprise) اولین شاتلی است که ایالات متحده آمریکا ساخت. در ابتدا به مناسبت دویستمین سالگرد تصویب قانون اساسی آمریکا قرار بود اسم آن را قانون اساسی (Constitution) بگذارند. اما بعد از مدتی با اعتراضات بسیاری روبرو شد بخصوص به دلیل جو خاصی که یکی از برنامه‌های تلویزیونی آمریکا به نام داستان علم در بین مردم درست کرده بود. افراد و کارکنان این برنامه طبق نامه‌ای سرگشاده به کاخ سفید ، تقاضای تغییر نام این شاتل را از قانون اساسی به اینترپرایز کردند و کاخ سفید نیز برای کاستن از کشمکشها و مسایل حاشیه‌ای دیگر ، قبول کرد که اولین شاتل فضایی آمریکا با نام اینترپرایز شناخته شود.

قرارداد ساخت آن در ۲۶ جولای سال ۱۹۷۲ امضا شد و تنها بعد از دو سال طراحیها تمام و اولین قدم برای ساخت کابین و جای خدمه آن شروع شد. در ۲۶ آگوست همان سال کار راه اندازی و ساخت بدنه اصلی نیز شروع شد. از حساسترین قسمتهای یک شاتل ، بالها و دم آن است که کار طراحی بال را به شرکت با تجربه (Grumman) واگذار کردند. شرکت گرومن سابقه‌ای طولانی در صنعت هوافضای آمریکا دارد و هم اکنون هواپیمایی چون بمب افکن B-2 را طراحی کرده است.

ساخت بالها در ۲۳ مه سال ۱۹۱۵ به پایان رسید و بالها را به پالمدیل (Palmdale) فرستادند. ساخت اینترپرایز در پایگاه هوایی ۴۲ (Rockwell) در پالمدیل در ایالت کالیفرنیا پیگیری می‌شد. در ۱۲ مارس ۱۹۷۵ کار ساخت شاتل کامل شد و سرانجام در ۱۷ سپتامبر ۱۹۷۶ از پایگاه پالمدیل خارج شد و در ۳۱ ژانویه ۱۹۷۷ از پالمدیل به ادواردز رفت. شاتل اینترپرایز در ناسا (NASA) با مشخصه OV-101 شناخته می‌شود. در پایگاه ادواردز در مرکز تحقیقات پروازی درایدن (Dryden) شروع به امتحان دادن و انجام آزمایشات و تستهای گوناگون چون فرود و برخاست (Takeoff and Landing) را انجام دهند. برنامه آزمایشی ALT قرار شد به مدت ۱۹ ماه به طول انجامد. ALT شامل آزمایشاتی چون قسمتهای دینامیکی و استاتیکی و پایداریهای فرود و برخاست است.
الحاق شاتل آمریکا

در 29 ژوئن سال 1995 میلادی شاتل فضایی آتلانتیک 5 فضانورد آمریکایی و 2 کیهان نورد روسی را به مسیر برد. پیش از آن چندین فضانورد روسی در مسیر ساکن بودند، این اولین الحاق شاتل با مسیر بود. یک سیستم الحاق مخصوص در مخرن محموله آتلانتیک نصب شده بود. بعد از 5 روز این شاتل به همراه 6 آفریقایی و 2 روسی به زمین بازگشت و 2 خدمه تازه نفس را برای مسیر باقی گذاشت.
دیپلماسی فضایی

الحاق شاتل با مسیر راه برای همکاریهای فضایی بین المللی در آینده هموار می کند. الحاق شاتل به مسیر بیست سال پس از اولین ملاقات فضای آمریکاییها و روسها اتفاق افتاد. در سال 1975 میلادی یک سفینه آپولو به مدت 47 ساعت به یک سایوز ملحق شد. شاتل به بار انداز واحد کریستال ملحق شد و این واحد بخاطر حفظ ثبات از محل همیشگی‌اش برداشته شده و موقتا به بار انداز عقبی واحد الحاق چند جانبه رابطه متصل گردید.

دودی که در پایین سمت راست مشاهده می کنید نشان می‌دهد که در کجا 73 ثانیه بعد ازپرتاب گاز نشت کننده شعله ور شده است.

فاجعه چلنجر
در 28 ژانویه سال 1986 میلادی میلیونها ببیننده تلویزیون در سراسر جهان با وحشت شاهد انفجار شاتل فضایی چلنجر در کمتر از 2 دقیقه بعد از پرتابش بودند. این شاتل کاملا منهدم شد و همه 7 خدمه آن کشته شدند. یکی از آن خدمه به نام کریشیامک آلیف معلمی بود که قصد داشت از فضا شاگردانش را تعلیم دهد. تحقیق درباره این فاجعه آشکار نمود که عایق میان 2 بخش موشکهای تقویت کننده جدا شده بود و باعث نشت گاز و احتراق سفینه شده بود. بعد از این حادثه برنامه فضایی شاتل به مدت سه سال متوقف شد تا ایمنی آن بهبود یابد.
نیروی رایانه شاتل

امروزه اکتشافات فضایی بدون استفاده از نیروی رایانه غیر ممکن است. رایانه‌ها قادرند فضا را هدایت کنند، سیستمهای بی شمار فضا را بررسی و صحت عملکرد آنها را اعلام کنند. مرکز هدایت زمینی را در جریان وضعیت فضا پیماها مشخص کرده ، آنها را هدایت کنند. در نخستین پروازهای فضایی به اندازه امروز رایانه‌ها استفاده نمی‌شد؛ در حقیقت رایانه‌هایی که آن روزها برای هدایت فضاپیمای ایلات متحده آمریکا یعنی آپولو مورد استفاده قرار می‌گرفتند و نیرویی به اندازه رایانه‌های شخصی امروزی ما داشتند. کاوشگرهایی که در فاصله‌های دور دست کره زمین در فضا پرواز می‌کنند، با خود رایانه‌هایی را حمل می‌کنند که برای هدایت دوربینها و اندازه گیریهای مختلف برنامه نویسی شده‌اند.

رایانه‌ها قادرند اطلاعاتی که از کاوشگرهای فضایی بصورت علائم ضعیف رادیویی دریافت می‌کنند را به اطلاعات لازم و قابل فهمی تبدیل کنند. دانشمندان نیز به نوبه خود این اطلاعات را مورد تجزیه و تحلیل قرار می‌دهند تا به نکات جدیدی در مورد اجرام آسمانی دست یابند. رایانه‌هایی که شاتل فضایی را هدایت می‌کنند جزء پیشرفته‌ترین رایانه‌ها محسوب می‌شوند.
چینی‌ها در فضا

حدود ۳۱ سال است که از اولین راهپیمایی انسان توسط آرمسترانگ بر روی سطح کره ماه می‌گذرد و هم اکنون کشور چین مایل است دست به انجام چنین کاری بزند. این حرکت چینیها در فضا باعث ایجاد رعب و وحشت بسیار در مجامع آمریکایی شده است؛ زیرا آنان عادت دارند که تکنولوژیهای فضایی را در انحصار کشور خود ببینند. حتی یکی از سناتورهای آمریکایی در یک سخنرانی گفته است: شما می‌دانید چینیها مشتاقند بر روی ماه بروند، ولی ما نمی‌خواهیم آنها به ماه دست پیدا کنند. حال چه گنجی بر روی کره ماه دیده شده که آمریکاییها اینقدر نسبت به این موضوع حساسند، خدا می‌داند. در هر صورت تمامی کشورهای جهان در انتظار پرتاب شاتل فضایی چینی هستند و تمامی ما هم امیدواریم که سرنوشتی مانند شاتل کلمبیا برای آنها رخ ندهد، زیرا فضاپیمای چینی با سرنشین است.

پروژه ALT با تستهای زمینی شروع شد از جمله تست تاکسی (Taxi) هواپیمای بویینگ ۷۴۷ حامل شاتل اینترپرایز بود تا مشخص شود برای برخاست (Takeoff) آن چه مسافتی با چه سرعتی باید پیموده شود تا از زمین بلند شود. تمامی این قسمتها با شاتل بی سرنشین انجام می‌شد و قرار بود تا هنگامی که شاتل اینترپرایز قابل اطمینان شد دیگر با سرنشین پرواز کند. بعد از آن پنج پرواز محدود (Captive) توسط اینترپرایز انجام شد و در آن اکثر سیستمها آزمایش شد و این آزمایش موفقیت آمیز بود. در برخی از پروازهای آزمایشی معمولا دو فضانورد نیز از طرف ناسا در شاتل حضور داشتند. بعد از صرف چنین وقتی تازه تصمیم به پرواز آزاد (Free Flight) با شاتل اینترپرایز را گرفتند و به دنبال آن تستهای دیگری چون تست لرزش (Flutter Test) نیز از OV-101 به عمل آمد.

البته با تکنولوژی کنونی طراحی شاتلها بسیار کمتر وقت و هزینه می‌برد، به عنوان مثال شاتل فضایی آتلانتیس (Atlantis) با وزنی حدود ۱۷۱هزار پوند در مدت بسیار کمی طراحی و ساخته شد. در تمامی پروازهای محدود و سه پرواز اولیه دم مخروطی شکل از بدنه شاتل جدا شده بود تا کمترین مقدار نیروی مقاوم (Drag) و کمترین لرزش بوجود بیاید، ولی در آخرین پروازش که در برنامه ALT قرار است دم مخروطی شکلی دوباره به آن ملحق شود. این دم مخروطی توسط ۱۱ قفل الکترونیکی بر روی اینترپرایز نصب می‌شود.

OV-101 اولین شاتلی بود که توسط آمریکا ساخته شد و به همین خاطر آزمایشات بسیار زیادی در عرض چندین سال از آن به عمل آمد به گونه‌ای که به مراکز تحقیقاتی چون مرکز پرواز فضایی مارشال (Marshall) ، مرکز فضایی کندی (Kennedy) و ... برده شد تا بدون نقص ساخته شود. در ۱۰ آوریل ۱۹۷۹، OV-101 به مرکز فضایی کندی رفت تا با راکتهای سوخت جامد و یک منبع داخلی آزمایش شود. سرانجام در ۱۶ آگوست همان سال به مرکز تحقیقات درایدن برگشت و در ۳۰ اکتبر به زادگاهش یعنی پالمدیل رفت. بین ماههای مه و ژوئن سال ۱۹۸۳ اینترپرایز به پاریس رفت تا در نمایش هوایی شرکت کند و بعد از آن در ۱۸ نوامبر سال ۱۹۸۵ از مرکز فضایی کندی به فرودگاه دالز (Dulles) واقع در واشنگتن رفت و دیگر پرواز نکرد.

در آنجا به موسسه اسمیتسونیان (Smithsonian) تحویل داده شد. شاتل اینترپرایز برای تست و آزمایش ساخته شده بود و هیچ گاه به مأموریتهای فضایی نرفت. اما بعد از آن با تجربه‌ای که آمریکاییها بدست آورده بودند شروع به ساخت شاتلهای متعددی چون شاتل کلمبیا کردند که اولین شاتلی بود که در مدار زمین قرار گرفت. کلمبیا در سال ۱۹۸۱ پروازش را انجام داد و بعد از آن چهار شاتل دیگر در عرض ده سال ساخته شدند که عبارتند از چلنجر (Challenger) که در سال ۱۹۸۲ ساخته ولی چهار سال بعد منهدم شد. سپس شاتل دیسکاوری (Discovery) در سال ۱۹۸۳ و بعد از آن شاتل آتلانتیس (Atlantis) در ۱۹۸۵ و سرانجام در سال ۱۹۹۱ شاتلی به نام ایندیورد (Endeavour) ساخته شد تا جایگزین شاتل منهدم شده چلنجر باشد.







منبع : رشد

[Easy Bug]

کاوشگر فضایی



مقدمه

کاوشگر فضایی سفینه‌ای بی سرنشین است که برای کاوش منظومه شمسی به فضا پرتاب می‌شود. کاوشگر حامل تجهیزات و دوربینهایی جهت گردآوری اطلاعات و ارسال آن به زمین بصورت علایم رادیویی است. کاوشگرها از ستاره دنباله‌دار هالی دو سیارک و کلیه سیارات بجز پلوتون دیدن نموده‌اند و به خورشید نیز نزدیک شده‌اند، معمولا آنها از کنار سیارات یا قمرهایشان می‌گذرند و یا جهت نقشه برداری از سطح آنها در مدارشان می‌گردند و یا به منظور بررسی جزئیات محیط آنها فرود می‌آیند.

هدف از ساخت کاوشگرها حمل دوربینهای تلویزیونی و ابزارهای لازم برای جمع آوری اطلاعات به فضا است. این ابزارها اطلاعات حمع آوری شده به زمین را مخابره می‌کنند. موشک پرتاب ، تنها سرعت اولیه لازم را به کاوشگرهای فضایی می‌دهد و این موتورهای خود کاوشگر هستند که به آنها اجازه تغییر جهت می‌دهند.

انرژی کاوشگرهایی که به اکتشاف بین سیاره‌ای مشغولند، بوسیله سلولهای خورشیدی تأمین می‌شود، ولی انرژی کاوشگرهایی که در قسمتهای دورتر منظومه شمسی در حال اکتشاف هستند، بوسیله مواد رادیو اکتیو تأمین می‌شود. معمولا جهت آنتنهای رادیویی بطرف زمین است، تا از یک سو تصاویر و اطلاعات را به زمین بفرستد و از سوی دیگر دستورات لازم را از مرکز هدایت زمینی دریافت کنند.
وظایف مدار پیما

کاوشگری که در مدار یک سیاره قرار می‌گیرد، می‌تواند آن را از نزدیک مشاهده کند و تصاویری از آن رانیز به زمین بفرستد. این تصاویر سطح کامل سیاره مذکور را با جزئیات به تصویر می‌کشند. کاوشگرهایی که در مدار سیاره زهره می‌چرخیدند برای نفوذ در لایه ابرهای ضخیم و نقشه برداری سطح زیر آنها از رادار استفاده می‌کردند. کاوشگرها بدلیل سالها ماندن در مدار یک سیاره ، می‌توانند تغییرات سطح سیاره مذکور را ضبط کنند.

برای مثال ، مدار پیماهای وایکینگ به مدت 4 سال در مدار مریخ باقی ماندند و توانستند طوفانهای غباری در سطح مریخ را با جزئیات ضبط کنند. اگر در یک مأموریت از سفینه فرود استفاده شود، مدار پیما می‌تواند پیامهای ارسالی سفینه فرود از سطح یک سیاره یا قمر را گرفته و به زمین مخابره کند. پیامها در زمین بوسیله رایانه‌های مرکز هدایت تجزیه و تحلیل می‌شوند.

وظیف سفینه فرود

کاوشگرهای فرود به جمع آوری نمونه‌های خاکی و سنگی در سطح سیاره می‌پردازند. دانشمندان نمونه‌ها را از نظر ساختار شیمیایی مورد تجزیه قرار می‌دهند تا عناصر تشکیل دهنده آنها را کشف کنند. البته می‌توان این نمونه‌ها را به زمین آورد و در اینجا به مطالعه آنهاپرداخت. کاوشگرهای وایکینگ که در سال 1976 میلادی در سیاره مریخ فرود آمدند، آزمایشگاههای خود را به ابزار خودکار مجهز کرده بودند. این ابزار خاک را برای یافتن نشانه‌های حساس آزمایش می‌کردند. آنها همچنین هوای سیاره مریخ را مورد مطالعه قرار دادند. از دیگر کارهای آنها می‌توان به فرستادن تصاویر دقیق محلهای فرود در سیاره مریخ به زمین اشاره کرد.

می‌توان بقایای کاوشگرهایی که در سطح سیارات فرود آمده یا متلاشی شده‌اند را در مریخ ، زهره و ماه یافت. اکنون چهار کاوشگر فضایی سیارات منظومه شمسی را ترک کرده بسوی ستارگان دیگر رهسپارند.
مشخصات و وظایف کاوشگرها

اولین کاوشگری که از محدود منظومه شمسی خارج شد٬ پایونیر 10 بود که در 13 ژوئن 1983میلادی از مدار نپتون گذشت. این کاوشگر رهسپار ستاره راس 248 در صورت فلکی ثور است و انتظار می‌رود تا سال 2000 میلادی با زمین در ارتباط باشد. پایونیر 11 در جهت مخالف پایونیر 10 از منظومه شمسی خارج می‌شود.

ویجر 1 و 2 نیز تقریبا تا سال 2010 میلادی اطلاعاتی در مورد میدان انرژی خورشید مخابره خواهند کرد. انتظار می‌رفت کاوشگر گالیله که در سال 1989 میلادی پرتاب شده ٬ تا دسامبر 1997 میلادی اطلاعاتی درباره مشتری و چهار قمر بزرگ و درخشانش یعنی گانیمید ٬ کالیستو ٬ ‌آیو و اروپا به زمین مخابره کند. جوتو که فعالیتش بعد از ملاقات با ستاره دنباله‌دار هالی در سال 1986 میلادی متوقف شده بود٬ مجدداْ در سال 1992 میلادی برای رویارویی با ستاره دنباله دار گریگ - اسکیلرآپ بکار انداخته شد. بعدا به وضعیت سکون بازگردانده شد٬ ولی می‌توان در آینده آنرا فعال نمود.

مارینر 10 در سال 1973 میلادی برای مطالعه زهره ، عطارد پرتاب شد که هنوز به دور خورشید می‌چرخد ولی تماس با این کاوشگر در سال 1975 میلادی قطع شد. ماژلان که در سال 1989میلادی برای نقشه برداری از زهره با کمک رادار پرتاب شد٬ شش بار این سیاره را بررسی کرد و سپس در مدار پایینتری مستقر شد. در 12 اکتبر 1994 میلادی ماژلان به درون جو زهره فرو رفت و منهدم شد.

پایونیر 10 که در مارس 1972 میلادی پرتاب شده ٬ بسوی ستاره‌ای به نام راس 248 در صورت فلکی ثور حرکت می‌کند و 33 هزار سال دیگر به آن می‌رسد. پایونیر 11 ٬ که در آوریل 1973 میلادی پرتاب شد٬ اکنون در مسیر ستاره لاندا عقاب در صورت فلکی عقاب حرکت می‌کند و طی مدت تقریبا 74 میلیون سال از آن می‌گذرد. در سپتامبر 1995 میلادی ناسا سرانجام تماس با پایونیر 11 را متوقف کرد، زیرا نیروی کاوشگر برای اداره تجهیزاتش و انتقال اطلاعات ضعیف بود.

ویجر 1 که در سپتامبر 1977 پرتاب شد٬ بسوی ستاره‌ای به نام 3888 79 + AC در صورت فلکی زرافه در حرکت است و 40 هزار سال طول می‌کشد تا ویجر 2 که در اوت 1977 پرتاب شده به ستاره شعرای یمانی در صورت فلکی دب اکبر برسد. انتظار می‌رود کاوشگر اولیسه که در سپتامبر 1995 میلادی سفرش را از زیر قطب جنوبی خورشید به بالای قطب شمالی آن تکمیل کرد، در سال 2000 میلادی به قطبهای خورشید باز گردد.

کاوشگرهای وایکینگ 1 و 2 که در سال 1976میلادی به مریخ رسیدند٬‌ در اواسط دهه 1980 میلادی به فعالیت خود خاتمه دادند و در مدار بالاتری مستقر شدند. آنها همچنان تا دهه اول یا دوم قرن بیست و یکم در مدار مریخ می‌چرخند و سپس به این سیاره سرخ اصابت می‌نمایند. خاک نشین وایکینگ 2 فقط چهار سال کار کرد. هر دو کاوشگر وایکینگ استرلیزه شده بودند تا مبادا مریخ را آلوده کنند.



منبع : رشد

[Easy Bug]

محاسبه فواصل نجومی



مقدمه

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم.

اختلاف منظر ظاهری
انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می‌کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه‌های متفاوت را به شما نشان می‌دهند. با این روش می‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می‌شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می‌شود.)

برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می‌گیرند و جابجایی زاویه‌ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می‌آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می‌آورند(همانطور که می‌دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می‌گیرند و رابطه را به صورت زیر می‌نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می‌آید. (P = 1/d (pc

با این روش به دلیل ناتوانی فقط می‌توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می‌شود.
اختلاف منظر طیفی

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.

در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از متغیرهای قیفاووسی و ابر نواختران
متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.

آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:

m - M = distance modulus =5 log d - 5

استفاده از قانون هابل

روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می‌کنیم:

V = d×H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می‌کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می‌آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می‌توان سرعت را بدست آورد:

v = C×Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می‌آید:

d = C×Z/H

البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می‌کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می‌آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می‌کند.


منبع : رشد

[Easy Bug]

نواختر


نواختر (Novafaittaril)
ریشه لغوی

نواختر به معنی تازه و نو ، ریشه در زبان لاتین دارد و از آن برای توصیف افزایش نورانیت یک ستاره که برخی اوقات این افزایش چندان زیاد نیست، استفاده می‌شود.



نگاه اجمالی
تولد یک ستاره جدید در یک ابر غول آسایی که از گاز و غبار به نام ابر رخ می‌دهد. این ابر با کشش گاز و غبار به داخل توسط نیروی گرانش شروع به فروپاشی می‌کند و صدها ستاره جوان تشکیل می‌گردد. هر ستاره جوان یا پیش ستاره با تولید انرژی هسته‌ای شروع به درخشش می‌کند. نیروی این انرژی بیشتر ، گاز و غبار احاطه کننده ستاره را به اطراف پراکنده می‌کند و یک ستاره نوع تی - شوری را بر جا می‌گذارد. سپس ستاره میلیاردها سال در دوره رشته اصلی می‌ماند و می‌درخشد.

اما سرانجام گازها که به عنوان سوخت واکنش هسته‌ای ستاره عمل می‌کنند، خاتمه می‌یابد. در نتیجه مرکز ستاره داغتر و داغتر می‌شود، تا جایی که ستاره منبسط می‌شود تا جایی که یک غول سرخ را تشکیل می‌دهد. وقتی که تمام سوخت ستاره تمام شد، ستاره منقبض می‌شود و تبدیل به کوتوله سفید می‌شود که کم نور تر و کم نور تر می‌شود. برخی از ستاره‌های بزرگ با چنان سرعتی منقبض می‌شوند که بطور چشمگیری در یک انفجار ابرنواختر منهدم می‌شوند.
تاریخچه

قدیمی ترین گزارش ثبت یک نواختر به حدود 134 سال قبل از میلاد باز می‌گردد و از آن سال تا 1900 میلادی ظهور مرتب 160 نواختر گزارش شده بود. با پیشرفتهای بوقوع پیوسته در فناوری اپتیکی و متعاقبا برنامه ریزی منسجم باعث شده است که این تعداد در یکصد سال اخیر به دو برابر افزایش یابد.
سیر تحولی و رشد

بیشتر ستارگان به خورشید شباهت دارند و از سوزاندن هیدروژن در مرکزشان انرژی می‌گیرند. میلیاردها سال بعد ، وقتی که این ستارگان به غول سرخ تبدیل شدند، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب می‌کنند و هسته سوخته آنها منقبض می‌شود تا به کوتوله سفید تبدیل شوند. جرم این ستارگان به اندازه‌ای نیست که پس از هلیوم سوزی بتوانند واکنشهای گرمایی هسته‌ای دیگری آغاز کنند. پس از آنکه لایه‌های بیرونی این ستارگان به صورت سحابی سیاره‌ نما پرتاب شدند، جرم لاشه‌‌ای که از آنها باقی می‌ماند. بدون تردید کمتر از حد چاندراسکا خواهد بود. ستارگان بسیار درخشان نیز وجود دارند که بیش از خورشید جرم دارند. اما تعداد این ستارگان کمتر است.

ستارگان پر جرم همچون ستارگان کم جرم ، هنگامی که به غول سرخ تبدیل می‌شوند در هسته خود هم هیدروژن و هم هلیوم می‌سوزانند. اما در این ستارگان به سبب جرم بسیار زیاد ، شروع به واکنش گرما - هسته‌ای دیگری نیز می‌کنند. مثلا هسته غنی از اکسیژن و کربن ستاره کم جرم ، غیرفعال است. اما در ستارگان پرجرم ، وزن بی اندازه زیاد ماده ستاره‌ای سبب می‌شود که دمای نواحی مرکزی به 700 میلیون درجه سانتیگراد برسد و کربن سوزی آغاز شود.


مرحله اکسیژن سوزی
حتی پس از آن نیز ، زمانی که دمای نواحی مرکزی به یک میلیارد درجه برسد، اکسیژن سوزی آغاز می‌شود و در هریک از این موارد ، واکنش گرما - هسته‌ای تا زمانی در مرکز ستاره ادامه خواهد داشت که تمامی سوخت به پایان برسد. سپس واکنش گرما - هسته‌ای زمانی کوتاه باز می‌ایستد و هسته ستاره تحت تاثیر نیروی گرانش منقبض می‌شود. بی درنگ دمای بالای هسته در حال انقباض چنان افزایش می‌یابد که واکنش هسته‌ای مشایهی در پوسته نازکی در پیرامون هسته آغاز شود. خاکستر به جا مانده از اکسیژن سوزی ، سیلیس است. هر چه پوسته نازک اکسیژن به طرف بیرون حرکت می‌کند، ذخیره‌ای (فراوان) از سیلیس بر جای می‌ماند.
مرحله سیلیس سوزی

هنگامی که تراکم بیشتر هسته ستاره ،‌ دمای مرکز را به 3 میلیارد درجه سانتیگراد می‌رساند، سیلیس سوزی آغاز می‌شود. آهن خاکستر به جا مانده از سیلیس سوزی است. اما هر قدر هم که هسته ستاره داغ شود، آهن نمی‌سوزد. بنابراین ستاره پر جرم در اواخر عمرش ، هسته‌ای غیر فعال و غنی از آهن دارد که چندین پوسته نازک آن را در برگرفته‌اند. در این پوسته‌ها که در آنها واکنش هسته‌ای جریان دارد، نزدیک به هسته ستاره مجتمع شده‌اند. تشکیل هسته غنی از آهن نشانه مرگ زودرس ستاره است. البته اتمهای آهن در هسته سوخته ستاره کاملا جدا از هم و گسسته‌اند و هیچ اتمی در گرما و فشار بی‌اندازه زیاد موجود در مرکز ستاره سالم باقی نمی‌ماند. در نتیجه هسته ستاره حاوی هسته‌های اتم آهن است که در دریایی از الکترون شناورند.

هرچه پوسته سیلیس سوز به آهستگی از مرکز ستاره دور می‌شود، مقدار بیشتری الکترون و هسته اتم آهن بر جا می‌ماند. سرانجام هسته مرده ستاره دیگر نمی‌تواند وزن سنگین و خرد کننده بقیه ستاره را تحمل کند. زمانی که جرم هسته آهنی به 1.5 برابر جرم خورشید می‌رسد، فشار چنان زیاد می‌شود که الکترونها به درون هسته‌های اتم آهن فشرده می‌شوند. در چنین حالتی الکترونهای منفی با پروتونهای مثبت ترکیب می‌شوند و نوترون بوجود می‌آورند. درنتیجه این فرایندها هسته ستاره به شدت درهم می‌ریزد که این فروریزش هسته بطور ناگهانی روی می‌دهد و مقدار بسیار زیادی انرژی آزاد می‌گردد. با هجوم آوردن یک موج شوکی از هسته درحال انفجار بطرف بیرون ، ستاره کاملا از هم می‌پاشد، در این حالت ستاره به ابر نواختر تبدیل شده است.
مکانیزم

نواخترها به کمک طیف و افزایش نورانیت ظاهریشان به آسانی شناخته می‌شوند. میزان تغییرات درخشندگی آنها ممکن است بین 15-8 قدر نوسان داشته باشد. نواخترها متعلق به دسته‌ای از ستارگان متغیر به نام متغیرهای غیرمترقبه یا CV ها می‌باشند. در طی انفجار یک ابر نواختر ، روشنایی ستاره محکوم به فنا ناگهان میلیونها بار افزایش می‌یابد. در مدت چند روز نور ستاره با کل نور کهکشان که ستاره در آن قرار دارد، برابری می‌کند. آخرین ابر نواختر نزدیک به ما درسال 1604 در صورت فلکی مار و پیش از آن درسال 1572 ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی دیده شد. در فورانهای نواختری فقط مقادیر کمی از ماده ستاره به فضا پرتاب می‌شود. برعکس در انفجار ابر نواختر ، مقادیر زیادی از ماده ستاره با سرعتهایی فراتر از سرعت صوت پرتاب می‌شود.

این گازهای پرتاب شده با هجوم سریع به درون مواد میان ستاره‌ای پیرامونشان پرتو افشانی می‌کنند و می‌درخشند. در توفندگان جریان هیدروژن سوزی بسیار کندتر از آن است که بتوان انرژی توفندگان را ناشی از آن دانست. از این رو برخی از اختر فیزیکدانان هلیوم سوزی را فشار انرژی آنها می‌دانند. اما صرفنظر از نوع دقیق سوخت مصرفی شباهت بسیار زیادی میان نمودارهای مربوط به انفجار توفندگان و انفجار نواختران وجود دارد و همانطور که توفندگان می‌توانند بارها زبانه بکشند.
انواع نواختر

نواختران بر حسب رفتاری که از خودشان در طول یک کمینه تا بیشینه نشان می‌دهند به سه دسته عمده تقسیم می‌گردند.
نواختران سریع (NA)

این نواختران صعود تندی را به بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و حداکثر چند روز در این وضعیت باقی می‌ماند. از آن پس درخشندگی آنها شروع به کاهش می‌کند و بتدریج شیب آنها کاهش می‌یابد و ممکن است بسیار هموار گردند.
نواختران کند

نواختران کند افزایش منظم تا بیشینه درخشندگی از خود نشان می‌دهند و از چند هفته تا چندین ماه در آن وضعیت باقی می‌مانند. آنها در آغاز با افت و خیزهای اندکی شروع به کم نور شدن می‌نماید. اما به تدریج این میزان افزایش می‌یابد. همچنانکه شاهد کاهش درخشندگی ستاره هستیم، می‌بینیم که کمی پرنور شده و بیشینه دومی می‌رسد و پس از آن به علت کمینه حرکت می‌کند. طول دوره کاهش 3 قدر در این هسته ممکن است 150 یا بیشتر باشد.
نواختران بسیار کند

دسته کوچکی از نواختران وجود دارند، که دارای منحنی نوری مشابه به حالتهای قبل هستند. با این وجود ممکن است در چند سال تا یک دهه در حالت بیشینه باقی بمانند و کاهش درخشندگی آنها نیز بسیار کندتر خواهد بود.

منبع : رشد

[Easy Bug]

همجوشی هسته‌ای



مقدمه

از دیرباز آرزوی بشر دستیابی به منبعی از انرژی بوده که علاوه بر آنکه بتواند مدت مدیدی از آن استفاده کند، تولید پسماندهای خطرناک نیز در پی نداشته باشد. اکنون در هزاره سوم میلادی این آرزوی به ظاهر دست نیافتنی کم کم به واقعیت می‌پیوندد. اکنون بشر خود را آماده می‌کند تا با ساخت اولین رآکتور گرما هسته‌ای (همجوشی هسته‌ای) آرزوی نیاکان خود را تحقق بخشد. سوختی پاک و ارزان به نام هیدروژن انرژی تولیدی سرشار و پسماندی بسیار پاک به نام هلیوم. اکنون به واکنشهای گرما هسته‌ای و راهکارهای استفاده از آن می‌پردازیم.


خورشید و ستارگان

سالهاست که دانشمندان واکنشی را که در خورشید و ستارگان رخ داده و در آن انرژی تولید می‌کند کشف کرده‌اند. این واکنش عبارت است از ترکیب (برخورد) هسته‌های چهار اتم هیدروژن معمولی و تولید یک هسته اتم هلیوم. اما مشکلی سر راه این نظریه است. بالاترین دمایی که در خورشید وجود دارد مربوط به مرکز آن است که برابر 15ضرب در 10 به توان 6 می‌باشد. در حالی که در ستارگان بزرگتر این دما به 20 ضرب در ده به توان 6 می‌رسد. به همین خاطر تصور بر این است که آن واکنش معروف ترکیب چهار اتم هیدروژن معمولی و تولید یک اتم هلیوم در سایر ستارگان بزرگ نیست که باعث تولید انرژی می‌شود.

بلکه احتمالا چرخه کربن در آنها به کمک آمده و کوره آنها را روشن نگه می‌دارد. منظور از چرخه کربن آن چرخه‌ای نیست که روی زمین اتفاق می‌افتد، بلکه به این صورت است که ابتدا یک اتم هیدروژن معمولی با یک اتم ¹²C ترکیب می‌شود (همجوشی) و یک اتم ¹³N به همراه یک واحد پرتو گاما را آزاد می کند. بعد این اتم با یک واپاشی به یک اتم ¹³C به علاوه یک پوزیترون و یک نوترینو تبدیل می‌شود. بعد این ¹³C دوباره با یک اتم هیدروژن ترکیب می‌شود و ¹⁴N و یک واحد گاما حاصل می‌شود.

دوباره در اثر ترکیب این نیتروژن با یک هیدروژن معمولی اتم ¹⁵O و یک واحد گاما تولید می‌شود و ¹²C واپاشی کرده و ¹⁵N به علاوه یک پوزیترون و یک نوترینو را بوجود می‌آورد. و دست آخر با ترکیب ¹⁵N با یک هیدروژن معمولی ¹²C به علاوه یک اتم هلیوم بدست می‌آید.

دیدید که در این چرخه ¹²C نه مصرف شد و نه بوجود آمد، بلکه فقط نقش کاتالیزگر را داشت. این واکنشها به ترتیب و پشت سر هم انجام می‌شوند. و واکنش اصلی همان تبدیل چهار اتم هیدروژن به یک اتم هلیوم است. مزیت چرخه کربن این است که سرعت کار را خیلی بالا می‌برد. ولی اشکالی که دارد این است که در دمای حد اقل20 ضرب در ده به توان 6 شروع می‌شود. بنابراین احتمال زیادی می‌رود که در ستاره‌های بزرگتر چرخه کربن باعث تولید انرژی می‌شود.
محصور سازی

یک تعریف ساده و پایه‌ای از همجوشی عبارت است از فرو رفتن هسته‌های چند اتم سبکتر و تشکیل یک هسته سنگین‌تر. مثلا واکنش کلی همجوشی که در خورشید رخ می‌دهد عبارت است از برخورد هسته‌های چهار اتم هیدروژن و تبدیل آنها به یک اتم هلیوم. تا اینجا ساده به نظر می‌رسد، ولی مشکلی اساسی سر راه است می‌دانید هسته از ذرات ریزی تشکیل شده است که پروتون و نوترون جزء لاینفک آن هستند. نوترون بدون بار و پروتون با بار مثبت که سایر بارهای مثبت را به شدت از خود می‌راند. مشکل مشخص شد؟ بله … اگر پروتونها (هسته‌های هیدروژن) یکدیگر را دفع می‌کنند، چگونه می‌توان آنها را در همجوشی شرکت داد؟

همانطور که حدس زدید راه حل اساسی آن است که به این پروتونها آن قدر انرژی بدهیم که انرژی جنبشی آنها بیشتر از نیروی دافعه کولنی آنها شود و پروتونها بتوانند به اندازه کافی به هم نزدیک شوند. حال چگونه این انرژی جنبشی را تولید کنیم؟ گرما راه حل خوبی است. در اثر افزایش دما جنب و جوش و به عبارت دیگر انرژی جنبشی ذرات بیشتر و بیشتر می‌شود، بطوری که تعداد برخوردها و شدت آنها بیشتر و بیشتر می‌شود. به نظر شما آیا دیگر مشکلی وجود ندارد؟ خیر ، مسئله اساسیتری سر راه است.

یک سماور پر از آب را تصور کنید. وقتی سماور را روشن می‌کنید با این کار به آب درون سماور گرما می‌دهید (انرژی منتقل می‌کنید). در اثر این انتقال انرژی دمای آب رفته رفته بالاتر می‌رود و به عبارتی جنب و جوش مولکولهای آب زیاد می‌شود. در این حالت بین مولکولهای آب برخوردهایی پدید می‌آید. هر مولکول که از شعله (یا المنت یا هر چیز دیگری) مقداری انرژی دریافت کرده است آنقدر جنب و جوش می‌کند تا بالاخره (به علت محدود بودن محیط سماور و آب) انرژی خود را به دیگری بدهد. مولکول بعدی نیز به نوبه خود همین عمل را انجام می‌دهد. بدین ترتیب رفته رفته انرژی منبع گرما در تمام آب پخش می‌شود و دمای آب بالا می‌رود. آیا وقتی بدنه سماور را لمس می‌کنیم هیچ گرمایی حس نمی کنیم؟ …بله حس می کنیم.

دلیلش هم برخورد مولکولهای پر انرژی آب با بدنه سماور و انتقال انرژی خود به آن. هدف ما از روشن کردن سماور گرم کردن آب بود نه سماور. امیدوارم تا اینجا پاسخ اولین مشکل اساسی بر سر راه همجوشی را دریافت کرده باشید. بله اگر اگر با صرف هزینه و زحمت بالا سوخت را به دمایی معادل میلیونها درجه کلوین برسانیم آیا این اتمها آنقدر صبر خواهند کرد تا با دیگر اتمها وارد واکنش شوند یا در اولین فرصت انرژی بالای خود را به دیواره داده و آن را نابود می‌کند؟ بنابراین نیاز به محصور سازی داریم، یعنی باید به طریقی اجازه ندهیم که این گرما به دیواره منتقل شود.

رسیدن به دمای بالا
شروع واکنش همجوشی به دمای بسیار بالایی نیازمند است. درست است که دمای پانزده میلیون درجه دمای بسیار بالایی است و تصور بوجود آوردنش روی زمین مشکل و کمی هم وحشتناک می‌باشد، ولی معمولا در زندگی روزمره دور و برمان دماهای خیلی بالایی وجود دارند و ما از آنها غافلیم. مثلا وقتی در اثر اتصالی سیمهای برق داخل جعبه تقسیم می‌سوزد و شما صدای جرقه آنرا می‌شنوید و پس از بررسی متوجه می‌شوید که کاملا ذوب شده فقط بخاطر دمای وحشتناکی بوده که آن داخل بوجود آمده. این دما به حدود سی - چهل هزار درجه کلوین می‌رسد.

البته این دما برای همجوشی حکم طفل نی سواری را دارد. یا اینکه می‌توانیم با استفاده از ولتاژهای بسیار بالا قوسهای الکتریکی را از درون لوله‌های موئین عبور بدهیم. به این ترتیب دمای هوای داخل لوله که اکنون به پلاسما تبدیل شده به نزدیک چند میلیون درجه می‌رسد (که باز هم برای همجوشی کم است). یکی از بهترین راهها استفاده از لیزر است. می‌دانید که لیزرهایی با توانهای بسیار بالا ساخته شده‌اند. مثلا نوعی از لیزر به نام لیزر نوا (NOVA) می‌تواند در مدت کوتاهی انرژی معادل ده به توان پنج ژول تولید کند.

اما باز هم در کنار هر مزیت معایبی هست. مثلا این لیزر تبعا انرژی زیادی مصرف می‌کند که حتی با صرف نظر از آن مشکل دیگری هست که می‌گوید، اگر انرژی تولیدی لیزر در آن مدت کوتاه باید تحویل داده بشود پس برای برقرار ماندن معیار لاوسن (حالا که مدت زمان محصور سازی پایین آمده) باید چگالی بالاتر برود. که در این مورد از تراکم و چگالی جامد هم بالاتر می‌رود.

انواع واکنشها

برای بهینه سازی کار رآکتورهای همجوشی و افزایش توان خروجی آنها راههای متعددی وجود دارد. یکی از این راهها انتخاب نوع واکنشی است که قرار است در رآکتور انجام بشود. واکنش زیر نوعی از واکنش همجوشی به صورتی است که در آن دو هسته سبک با یکدیگر واکنش داده و یک هسته سنگین‌تر را بوجود می‌آورند. یعنی حاصل ترکیب دو هسته دوتریم و تولید یک هسته ترتیم به علاوه یک هسته هیدروژن معمولی است. این واکنش انرژی ده می‌باشد. چون تفاوت انرژی بستگی هسته سنگین‌تر و هسته‌های سبکتر مقداری منفی است.

در این واکنش مقدار انرژی تولیدی برابر MeV4 می‌باشد. قبلا گفته شد که باید برای انجام همجوشی هسته‌ها به اندازه کافی به هم نزدیک بشوند. این مقدار کافی حدودا معادل 3 fm می‌باشد. چون در این فاصله‌ها انرژی پتانسیل الکتروستاتیکی دو دوترون در حدود MeV 0.5 هست پس می‌توانیم با این مقدار انرژی دادن به یکی از دوترونها دافعه کولنی بین دوترونها شکسته و واکنش را شروع کنیم که بعد از انجام مقدار MeV 4.5 تولید می شود (MeV 0.5 انرژی جنبشی به علاوه 4 MeV انرژی آزاد شده).

زنجیره پروتون_پروتون پروتونها جهت تشکیل اتمهای هلیوم پیچیده‌تر تصادم می‌کنند و گداخته می‌شوند. در این فرآیند آنها ذراتی پر انرژی نظیر نوترینو ، پوزیترون و فوترون آزاد می‌کنند.

می‌توانیم رآکتور خود را طوری طراحی کنیم که دور دیواره بیرونی آن لیتیوم مایع تحت فشار جریان داشته باشد. این لیتیوم مایع گرمای تولیدی اضافی را از واکنش گرفته و به آب منتقل می‌کند و با تبدیل آن به بخار باعث می‌شود که توربین و ژنراتور به حرکت در آیند و برق تولید بشود.
اما چرا لیتیم؟

قبلا دیدید که مقرون به صرفه ترین واکنش در راکتور همجوشی واکنش دوتریم - ترتیم است. در این واکنش دیدید که یک نوترون پر انرژی تولید می‌شد. این مسأله یعنی نوترون زایی می‌تواند سبب تضعیف بخشهایی از رآکتور شود. از طرفی برای محیط زیست و مخصوصا سلامتی کسانی که در اطراف رآکتور فعالیت می‌کنند بسیار مضر است. اما اگر لیتیوم را به عنوان خنک کننده داشته باشیم این جریان لیتیم همچنین نقش مهم کند کنندگی را بازی خواهد کرد. به این صورت که با نوترون اضافی تولید شده در واکنش ترکیب شده و سوخت گران قیمت و بسیار کمیاب رآکتور رو که همان تریتیوم است تولید می‌کند. واکنش دقیق آن به شکل زیر است. البته در این مورد باید ضخامت لیتیوم مایع در جریان حداقل یک متر باشد.





منبع : رشد