یکای اخترشناسی

یکای اخترشناسی یا واحد نجومی ( با نماد AU )، یکای طولی است که اخترشناسان برای اندازه گیری فواصل داخل منظومه خورشیدی به کار می برند . یک یکای اخترشناختی، میانگین فاصله بین زمین و خورشید، یعنی نیم محور بزرگ مدار زمین، یا 149،597،870 کیلومتر است .

تعیین فاصله نسبی بین خورشید و سیاره ها بر حسب یکای اخترشناختی، مدت ها پیش از آنکه فاصله های واقعی آن ها با خورشید مشخص شود، معمول بود . یوهان کپلر، اخترشناس آلمانی ( 1571 - 1630 )، در بسط قانون سوم خود نشان داد که نسبت مربع تناوب یک سیاره به مکعب نیم محور بزرگ آن، مقداری است ثابت ؛ این نسبت یرای تمام سیاره ها یکسان است ( تناوب هر سیاره، مدت زمان یک دوره گردش کامل آن به دور خورشید است ) . قانون کپلر را می توان در فرمول ریاضی =K ²/p³a خلاصه کرد که در آن، a نیم محور بزرگ مدار سیاره، p تناوب آن و K ثابت نسبی است . این ثابت برای تمام اجرامی که به دور خورشید می گردنند معتبر است . با انتخاب یک سال به عنوان تناوب زمین یک AU به عنوان نیم محور مدار آن، مقدار عددی ثابت K، برابر با 1 می شود .

اگر بتوان فاصله درست زمین با سیاره ای دیگر را به دقت اندازه گرفت، می توان از قانون سوم کپلر ( که ایزاک نیوتون شکل دقیق تر آن را ارائه کرد است ) در محاسبه مقدار قطعی AU استفاده کرد . نخستین تلاش در این زمینه، در سال 1671 صورت گرفت . در آن هنگام جووانی کاسینی، اخترشناس ایتالیایی تبار فرانسوی ( 1625 - 1712 ) در پاریس و ژان ریشه ( 1630 - 1696 ) در فاصله 8000 کیلومتری او در کاین واقع در گویان ( فرانسه )، به طور هم زمان، اختلاف منظر سیاره مریخ را تعیین کردند . محاسبه هایی که به ایشان امکان اندازه گیری فاصله زمین تا مریخ را از راه مثلث گیری می داد ، نشانگر آن بود که مریخ در فاصله 80 میلیون کیلومتری است . با توجه به معلوم شدن فاصله نسبی زمین و مریخ، تعیین مقدار واقعی AU به مایل یا کیلومتر کار دشواری نبود . در حال حاضر مقدار قطعی AU با روش های نوینی از جمله ارسال تپ راداری به سیاره زهره و ثبت زمان بازگشت آن که فاصله دقیق این سیاره تا زمین را به رست می دهد، تعیین شده است .

غول سرخ

غول سرخ ستاره ای است که ذخیره اصلی سوخت هیدروژنی موجود در هسته خود مصرف کرده باشد . ستاره ای متوسط نظیر خورشید ما، 10 درصد پایان عمر خود را به صورت غول سرخ سپری خواهد کرد . دمای رویه ستاره در این مرحله تا حد فاصل 1،727 و 3،727 درجه سلسیوس کاهش می یابد و قطرش 10 تا 1،000 برابر خورشید کنونی می شود . ستاره، رنگی سرخگون پیدا می کند که سرخ نامیده شدن آن به همین علت است .

وقتی هیدروژنی برای سوخت رسانی به واکنش گرما هسته ای ستاره که نگاه دارنده سوزش آن است در هسته آن باقی نمانده باشد، هسته شروع به منقبظ شدن می کند . این انقباض، نواحی پیرامونی هسته را از بند انرژی گرانشی رها می سازد و موجب انبساط ستاره می شود . به همین خاطر، به همین دلیل لایه های بیرونی سردتر می شود، و رنگ ستاره ( که تابع دمای آن است ) به سرخی می گراید .

ستاره ممکن است تا پیش از تبدیل شدن به غول سرخ، چند بار به آرامی منقبض و منبسط می شود .

این تغییرات نشانگر آغاز فرایندی پویاست که طی آن، ستاره به ستاره ای متغیر تبدیل می شود . ستاره به تناوب درخشان و کم فروغ می شود و معمولاً هر یک از دو وضعیت آن یک سال طول می کشد .

مرحله متغیر بودن ستاره تا زمانی که همه سوخت خود را به پایان برساند، ادامه خواهد داشت .

مادامی که ستاره در مرحله پُف کردن است، انباشت هلیم در هسته آن ادامه دارد . از آنجا که هلیم ابتدا انقدر داغ نیست که دستخوش گداخت ( یا فرایند به هم پیوستن دو اتم و به دست آمدن مقدار زیادی انرژی ) شود، ستاره، چگال و چگال تر می شود . در نهایت، فشار به خودی خود اتم های هلیم را به گداخت وا می دارد . و آنها را به کربن و اکسیژن تبدیل می کند . در همین حال، هسته ستاره منقبض، و ستاره آبی تر و کوچکتر می شود .

فروزش هسته ستاره معمولاً تا مدتی با استفاده از سوخت هلیم ادامه پیدا می کند، با این حال ستاره تنها اندکی از مرحله انبساط خود درخشان تر است . در همین حال، تمام هیدروژن های باقیمانده در نواحی دور از هسته ستاره با گداخت، به هلیم تبدیل می شود . هسته آنچنان داغ می شود که ممکن است به تپیدن ( یا تغییر درخشش ) بیافتد . این مرحله چندان طول نخواهد کشید، چرا که هلیم به سرعت می سوزد .

با تمام شدن هلیم، ستاره دوباره پف می کند . در این زمان اندازه آن تقریباً 500 برابر خورشید و درخشش اش حدود 5،000 برابر آن است . در ژرفای درونی جوّ نا پایدار ستاره، هسته ای داغ به اندازه تقریبی زمین که در عین حال 60 درصد جرم خورشید جرم دارد، پنهان شده است . در آخرین مرحله، جوّ ستاره از هسته رها می شود و به صورت سحابی سیاره ای { در فضا } شناور می ماند . هسته درخشان که کوتوله سفید نامیده می شود، تا ابد به سرد شدن ادامه می دهد .

ستاره های پر جرم تر، مرحله غول سرخ را با انفجار اَبَر نواختری و تبدیل شدن به ستاره نوترونی ( که بقایای پُر نوترون یک ستاره است ) و یا سیاهچاله ( که نقطه ای تکین با جرم و گرانی فوق العاده است ) پشت سر می گذارند .

منابع: 1. دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

پرتو کیهانی

پرتو های کیهانی، ذراتی مادی، پر انرژی و نامرئی اند که از همه سوی فضا به زمین می رسند . فیزیک دانان پرتو های کیهانی را در دو دسته طبقه بندی می کنند : اولیه و ثانویه . پرتو های کیهانی اولیه از بیرون جوّ زمین منشأ می گیرند . پرتو های کیهانی ثانویه ذراتی اند که بر اثر برخورد پرتو های کیهانی اولیه با مولکول های جوّ زمین تولید می شوند .

ماهیت پرتو های کیهانی

اتمِ هر عنصر خاص دارای هسته ای است که ابری از الکترون ها یا ذرات باردار منفی آن را احاطه کرده است . هسته از پروتون های با بار مثبت و نوترون های بدون بار تشکیل شده است . این ذرات می توانند به اجزایی کوچک تر به نام ذرات زیراتمی تقسیم شوند . پرتو های کیهانی شامل هسته ها و ذرات مختلف زیراتمی اند . بیشتر پرتو های کیهانی پروتون یا هستۀ اتم هیدروژن اند . هسته اتم هلیم، با یک پروتون و یک نوترون، دومین جزئی است که در پرتو های کیهانی به وفور یافت می شود . هسته های هیدروژن و هلیم در مجموع 99 درصد تابش کیهانی اولیه را تشکیل می دهند .

پرتو های کیهانی اولیه با سرعتی برابر 90 درصد سرعت نور یا حدود 269،755 کیلومتر در ثانیه وارد جوّ زمین می شوند . این پرتو ها با مولکول های گازی موجود در جوّ زمین برخورد می کنند و در نتیجه این برخورد، پرتو های کیهانی ثانویه، شامل فوتون، هسته، الکترون و سایر ذرات زیر اتمی دیگر تولید می شوند . این ذرات بر اثر برخورد با ذرات دیگر، تابش های ثانوی بیشتری تولید می کنند . از آنجا که این ریزشِ برخورد ها و ساخته شدن ذرات واقعاً گسترده است، از آن به عنوان رگبار، رگبارِ هوایی یا ریزشِ رگباری یاد می کنند . رگبار پرتو های کیهانی ثانویه به سطح زمین می رسد و حتی به درون آن رخنه می کند .

پرتو های کیهانی اولیه دارای انرژی اند . این انرژی به میلیارد ها الکترون ولت ( با نماد eV ) می رسد . انرژی یاد شده به هنگام برخورد با ذرات دیگر تلف می شود . در نتیجه پرتو های کیهانی ثانویه نسبت به نوع اولیه، انرژی کمتری دارند . با کاهش انرژی ذره، رگبار ذرات در جوّ پدید می آید .

منشأ پرتو های کیهانی

منشأ اصلی تابش کیهانی به درستی روشن نیست . این باور وجود دارد که برخی از تابش ها با مِهبانگ و به هنگام پیدایش عالم تولید شده اند . پرتو های کیهانی کم انرژی را خورشید، به خصوص طی آشفتگی هایی نظیر شراره های خورشیدی تولید می کند . ستاره های انفجاری، موسوم به اَبَرنواختر هم ممکن است سرچشمه ای برای پرتو های کیهانی باشند .

منابع: 1.
دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...