منبع: http://www.orost.ir/page/soort-image.aspx

بستنی شادی بخش
دانشمندان دریافته اند که خوردن بستنی همان بخش از مغز را تحریک می کند که مسوول پردازش اطلاعات مربوط به شادی و سر خوشی در افراد است. به همین دلیل است که با خوردن بستنی احساس شادی می کنیم.خوردن بستنی بلافاصله بر ناحیه ای موسوم به قشر چشمی پیشانی مغز تاثیر
می گذارد. بستنی با محتوای شیر و خامه از کشور چین منشا گرفته است و قدمت آن به سه هزار سال پیش باز می گردد. دانشمندان چینی می گویند شیر و خامه که هر دو آرامبخش هستند در ترکیب با یکدیگر به عنوان بستنی نیز با محتوای آرامبخش به عنوان یک داروی مسکن ، سالیان متمادی آرامبخش سیستم های عصبی بدن انسان بوده و بشر را برای خواب راحت یاری کرده است

امروزه درج تاریخ تولید و به خصوص تاریخ انقضا، ضروری ترین موردی است که در بسته بندی مواد غذایی به آن توجه می شود. حتی بسیاری از کودکان هم آموخته اند هنگام خرید خوراکی به تاریخ انقضا آن توجه کنند. اما متاسفانه در همه جا می توان مواد خوراکی را دید که برچسب انقضا آنها دستکاری و یا مخدوش شده است.
 

مثل اینکه ژاپنی ها هم با این مشکل دست به گریبان بوده اند. آنها اخیرا برچسب های انقضایی به نام Fresh Label تولید کرده اند، که امکان دستکاری و تقلب را از فروشنده می گیرد.
 

این برچسب با سنجش میزان بخار آمونیاک متصاعد شده از غذاهای بسته بندی شده به یاری مصرف کننده می آید. به این صورت که هنگامی میزان بخار آمونیاک تولیدی ماده غذایی به بالاتر از حد مجاز برسد، برچسب تیره و غیرقابل خواندن می شود و شما دیگر تاریخ انقضا را نمی بینید.

با توجه به اینکه تمامی مواد غذایی، مرکبات و سبزیجات با ماندن در فضای بسته از خود گاز آمونیاک متصاعد می کنند و با فاصله گرفتن از زمان بسته بندی میزان گاز تولیدی بیشتر می گردد؛ این برچسب می تواند یکی از باهوش ترین ابزار سنجش سلامت خوراکی های بسته بندی شده باشد که به این راحتی ها نمی توان سر آن کلاه گذاشت.

تولد تا مرگ ستارگان

خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشكيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز كه كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند تركيبي از بسته هاي محكم اتمي يا ذرات تشكيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي كه در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراكمترند.

ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 كيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان كوچك مي دانند چرا كه ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. كوچكترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند كه شعاع برخي از آنها تنها 10 كيلومتر است.

در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور يكديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديكترين ستاره به خورشيد كه پروكسيما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يك مجموعه چند ستاره ايست كه آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا پروكسيما بيش از 40 تريليون كيلومتر معادل 2/4 سال نوريست.

ستاره ها در گروههايي به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در كهكشان راه شيري قرار گرفته است و يكي از 100 بيليون ستاره ايست كه در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر كدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنيم، البته بدون كمك تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.

ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي كنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي كند تا اينكه به يك غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده كه كوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينكه به يك كوتوله سياه تبديل گردد.

ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند كرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله كوتوله سفيد و سپس كوتوله سياه مي شوند. درصد كمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يك انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.

ستارگان در شب

اگر شما شبي به آسمان نگاه كنيد متوجه خواهيد شد كه به نظر مي رسد درخشش آنها كم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك مي زنند. حركتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مكان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي كنيد مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان به آرامي به دور يك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.

چشمك زدن ستارگان و كم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حركت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حركت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.

درخشش ستارگان

ميزان درخشندگي ستارگاني كه نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يك، درخشش واقعي ستاره كه در اصل مقدار انرژي نورانيست كه از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يك ستاره نزديك كه كم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يك ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست كه آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي كند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتي از نيمكره شمالي زمين به آسمان نگاه مي كنيم، ستارگان به دور نقطه اي كه به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمكره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي كه به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حركت مي كنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است كه حركتهايي كه ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلكه همه آنها به دليل حركت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري كه بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حركت گردشي به نظر مي رسند.

اسامي ستارگان

اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيكر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در كنار يكديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، كه به آنها صور فلكي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلكي اريون (شكارچي) به ياد يك قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.

امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي كنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلكي را شناسايي كرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلكي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلكي ليرا، آلفاي ليرا است.

حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلكي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلكي به كار مي رود. به همين شكل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكي از 24 حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته مي شوند.

به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني كه كشف مي شوند، استفاده مي كند. اغلب اسامي جديد تشكيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي كند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مكان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.

مشخصات ستارگان

هر ستاره داراي پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگي، كه ستاره شناسان آن را در واحدي به نام قدر مي سنجند. 2) رنگ. 3) دماي سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه اين مشخصات به طور پيچيده اي با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بيانگر دماي سطح است و درخشندگي آن به دماي سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص مي كند كه ستاره اي با اندازه مشخص چقدر مي تواند انرژي توليد كند بنابراين بر دماي سطح تاثير گذار است. براي اينكه اين ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداري به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده مي كنند. اين نمودار به ياد ستاره شناس دانماركي هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنري نوريس راسل (Henry Norris Russell) از ايالات متحده كه به طور جداگانه كار مي كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاري شد. اين نمودار همچنين مي تواند به ستاره شناسان در فهم و توضيح چرخه زندگي ستارگان كمك كند.

قدر و تابندگي ستاره

قدر ستاره يك سيستم شماره گذاري براي تعيين ميزان درخشندگي ستارگان است و توسط ستاره شناس يوناني، هيپاركوس، در سال 125 قبل از ميلاد ابداع شد. هيپاركوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان درخشندگي آنها كه از زمين به چشم مي خورد، شماره گذاري كرد. او شماره 1 را به درخشانترين ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگي كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همين ترتيب به قدر 6 رسيد كه آنها كم نورترين ستارگان آسمان بودند.

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمين رويت مي شود، قدر ظاهري مي گويند. آنها سيستم هيپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگي واقعي ستارگان، چيزي كه قدر مطلق ستاره ناميده مي شود، را نيز با آن بيان كنند. بر اساس دلايل فني، قدر مطلق يك ستاره برابر است با قدر ظاهري آن، براي ناظري كه در فاصله 6/32 سال نوري از ستاره قرار دارد.

ستاره شناسان همچنين سيستم اندازه گذاري قدر را براي ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره اي كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 مي باشد. براي مثال، قدر ظاهري ستاره ريگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسيار نورانيتر، از صفر نيز كمتر مي باشد و شامل اعداد منفي مي شود. درخشانترين ستاره آسمان سيريوس (شباهنگ) است و قدر ظاهري آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ريگل 1/8- است. بر اساس شناختي كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هيچ ستاره اي نمي تواند داراي قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف ديگر، كم نور ترين ستارگاني كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهري معادل 28 دارند.
بر اساس تئوري قدر مطلق هيچ ستاره اي نمي تواند كمتر از 16 باشد.

تابندگي يك ستاره برابر است با مقدار انرژي كه ستاره منتشر مي كند. اصطلاحا به اين مقدار انتشار، قدرت ستاره مي گويند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گيري مي كنند. براي مثال قدرت خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمي سنجند. در عوض آنها ميزان تابندگي را بر اساس ميزان تابندگي خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي نمونه آنها مي گويند كه تابندگي آلفاي سنتوري (قنطورس) 3/1 برابر تابندگي خورشيد و تابندگي ريگل حدودا 150.000 برابر تابندگي خورشيد است.

تابندگي به روش ساده اي با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با يك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگي. بنابراين ستاره اي با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره اي باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره اي با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره اي با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره اي با قدر مطلق 7 تابناكتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنيد، حتي بدون تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، خواهيد ديد كه رنگ ستارگان يا تقريبا قرمز، يا تقريبا زرد و يا تقريبا آبيست. براي مثال، ستاره بيتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكي شكارچي يا جبار، قرمز رنگ به نظر مي رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشيد، زرد رنگ است و ستاره ريگل، تقريبا آبي به نظر مي آيد.

رنگ يك ستاره به دماي سطحي آن بستگي دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحد اندازه گيري كلوين (kelvin) با علامت اختصاري K مي سنجند. واحد كلوين از 15/273- درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي صفر كلوين برابر است با 15/273- درجه سانتيگراد و دماي صفر درجه سانتيگراد برابر است با 15/273 كلوين.

دماي سطحي ستارگان قرمز تيره تقريبا 2500K مي باشد. دماي سطحي ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دماي سطحي خورشيد و ديگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دماي سطحي ستارگان آبي رنگ بين 10.000K تا 50.000K مي باشد.

گرچه ستارگان با چشم غير مسلح، تك رنگ به نظر مي آيند اما در واقع آنها طيفي از رنگها را منتشر مي نمايند. شما مي توانيد به كمك يك منشور مشاهده كنيد كه نور خورشيد، به عنوان يك ستاره زرد، از رنگهاي بسياري تشكيل شده است. طيف مرئي شامل همه رنگهاي رنگين كمان مي باشد. اين رنگها از قرمز (كه توسط ضعيفترين فوتونها ايجاد مي شود) تا بنفش (كه توسط قويترين فوتونها ايجاد مي شود) هستند.

نور مرئي يكي از شش پرتوي طبقه بندي شده در رده پرتوهاي الكترومغناطيس است. اين پرتوها از كم انرژي ترين آنها به ترتيب عبارتند از امواج راديويي (مايكروويو يا موج ريز، پرتوهاي راديويي با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهي جدا پس از امواج راديويي مورد مطالعه قرار مي گيرند اما در اين مقاله آنها در گروه امواج راديويي نام برده مي شوند.م.)، پرتوهاي فروسرخ، نور مرئي، پرتوهاي فرابنفش، اشعه ايكس ري و پرتوي گاما. همه اين شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر مي شوند، البته بعضي از ستارگان همه شش پرتوي مذكور را متساطع نمي نمايند. تركيبي از همه اين شش گروه را طيف الكترومغناطيس مي نامند.

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشيد مي سنجند. آلفا سنتوري A شعاعي معادل 05/1 برابر شعاع خورشيد دارد و تقريبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ريگل بيش از 78 برابر شعاع خورشيد است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشيد مي باشد.

ابعاد و دماي سطح ستاره، درخشندگي آن را معين مي كند. دو ستاره را در نظر بگيريد كه دماي سطح يكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در اين شرايط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با دماي سطح يكسان را مقايسه كنيد، نخست، بايد شعاع ستاره بزرگتر را تقسيم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائيد و سپس مربع عدد حاصل را به دست آوريد (حاصل تقسيم به توان 2).

حال دو ستاره را با شعاع برابر ولي دماي سطح (بر حسب كلوين) متفاوت تجسم كنيد. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دماي آن به توان 4 است. اگر بخواهيد درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دماي مختلف دارند مقايسه كنيد، دماي ستاره گرمتر را بر دماي ستاره سردتر تقسيم كرده و حاصل اين تقسيم را به توان 4 برسانيد.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نيز بر اساس جرم خورشيد اندازه گيري مي كنند. براي مثال آلفا سنتوري A جرمي معادل 08/1 جرم خورشيد دارد، جرم ريگل 5/3 برابر جرم خورشيد است. جرم خورشيد معادل دو ميليون ميليون ميليون ميليون ميليون كيلوگرم يعني 2 به همراه سي عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما داراي ابعاد برابر نيستند. در واقع چگالي ستارگان نسبت به هم متفاوت است. براي نمونه، ميانگين چگالي خورشيد 1400 كيلوگرم در هر متر مكعب است، يعني تقريبا 140 درصد چگالي آب. شباهنگ B جرمي حدودا معادل جرم خورشيد دارد اما چگالي آن 90.000 برابر چگالي خورشيد است.

طبقه بندي درخشندگي

نقاطي كه در بالاي نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نوراني و نقاط پائين نمودار نشانگر ستارگان كم نور مي باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمريكايي ويليام مورگان (William W. Morgan) و فيليپ كينان (Philip C. Keenan) چيزي را بداع كردند كه سيستم طبقه بندي درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 اين سيستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در اين سيستم، اعداد كوچك به بزرگترين و درخشان ترين رده ها اطلاق مي گردد. رده هاي MK عبارتند از: la ، ابرغولهاي درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهاي درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهاي كوچك و V، ستارگان رشته اصلي يا كوتوله ها.

رده هاي طيفي

نقاطي كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد مي باشند. در سيستم MK هشت رده طيفي وجود دارد كه هر كدام بيانگر ميزان مشخصي از دماي سطحي ستاره مي باشند. اين طبقه بندي از داغترين به سردترين ستارگان به ترتيب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طيفي به نوبه خود از ده نوع طيفي تشكيل مي شود كه اين ده نوع با اعداد مشخص مي گردند. شماره مربوط به داغترين ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترين ستاره عدد نه است.

بنابر آنچه گفته شد علائم سيستم MK تركيبي از حروف براي بيان درخشندگي و اعداد براي بيان طيف هر ستاره مي باشد. براي مثال نام خورشيد در اين سيستم G2V است. نام آلفا سنتوري نيز G2V مي باشد و نام ستاره ريگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژي مهيب ستارگان در فرايندي به نام گدازش هسته اي ايجاد مي شود. اين فرايند زماني آغاز مي شود كه دماي هسته ستاره در حال شكل گيري به 1 ميليون K برسد. يك ستاره از دل يك ابر بسيار بزرگ كه به آرامي در چرخش است و تقريبا به طور كامل از عناصر شيميايي هيدروژن و هليوم تشكيل شده است، به دنيا مي آيد. اين ابر همچنين ممكن است حاوي اتمهاي ديگر عناصر و غباري از ذرات ميكروسكوپي باشد.

به اقتضاي نيروي گرانش، اين ابر شروع به منقبض شدن مي كند و در نتيجه كوچكتر مي شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بيشتر مي شود درست همانطور كه سرعت يك اسكيت باز كه بر روي يخ به دور خود در حال چرخيدن است، با جمع كردن بازوانش بيشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر مي شود. لايه هاي خارجي ابر يك ديسك چرخان را ايجاد مي كنند. لايه هاي داخلي به شكل يك توده كروي كه همچنان در حال انقباض است تبديل مي شوند.

ماده در حال انقباض گرمتر مي شود و فشار آن نيز بيشتر مي گردد. اين فشار تمايل زيادي به خنثي كردن نيروي گرانشي كه عامل انقباض است، دارد. در نهايت، سرعت انقباض بسيار كاهش پيدا مي كند. در قسمت داخلي توده در اين هنگام جنين ستاره يا پيش ستاره به وجود مي آيد. پيش ستاره يك جرم توپي است كه نه ديگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پيرامون پيش ستاره پوسته اي از گاز و غبار است كه لايه هاي بيروني توده نخستين مي باشند.

تركيب هسته اي

هنگاميكه دماي مركز پيش ستاره به اندازه كافي زياد شد، گدازش هسته اي آغاز مي شود. گدازش هسته اي تركيب دو هسته اتمي و تشكيل يك هسته بزرگتر است.
يك اتم كامل داراي پوسته اي خارجي متشكل از يك يا چند ذره به نام الكترون است كه بار الكتريكي منفي حمل مي كند. در درون و مركز اتم، هسته آن وجود دارد كه تقريبا همه جرم اتم را شامل مي شود. ساده ترين هسته كه رايجترين شكل عنصر هيدروژن در عالم مي باشد، متشكل از يك ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الكتريكي حمل مي كند. همه هسته هاي ديگر داراي يك يا چند پروتون و يك يا چند نوترونند. نوترون هيچ بار الكتريكي حمل نمي نمايد و يك ذره خنثي است در نتيجه هسته همه اتمها، بار مثبت الكتريكي دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهاي موجود در هسته داراي الكترون مي باشند در نتيجه يك اتم كامل، خنثي است.

در هر صورت، تحت دما و فشار بسيار بسيار شديد مركز پيش ستاره، اتمها الكترونهاي خود را از دست مي دهند. به اتمهاي الكترون از دست داده، يون مي گويند و به تركيبي از الكترونهاي آزاد و يونها، پلاسما مي گويند.

گفتيم كه در درون پيش ستاره، اتمها همه الكترونهاي خود را از دست مي دهند و هسته هاي لخت با سرعت بسيار زيادي به يكديگر مي رسند. در شرايط عادي، موادي كه داراي بار الكتريكي يكسانند، يكديگر را دفع مي كنند با اينحال اگر دما و فشار در درون پيش ستاره به اندازه كافي زياد شود، مي تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت مي گيرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن" به جاي "گدازش" استفاده مي كنند اما بايد توجه داشت كه گدازش هسته اي، چيزي كاملا متفاوت با اشتعال در معناي عام آن است.

تبديل جرم به انرژي

وقتي دو هسته اتمي با هم تركيب شوند، مقدار كمي از جرم آنها به انرژي تبديل مي شود؛ بنابراين جرم هسته جديد، از حاصلجمع جرم دو هسته اي كه با هم تركيب شدند كمتر است. آلبرت اينشتين رابطه جرم و انرژي را كشف كرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بيان كرد. اين معادله بيانگر مقدار انرژي آزاد شده از تركيب ذرات است. E به معناي انرژي، m به معناي مقدار جرم و c سرعت نور است.

سرعت نور برابر است با 299.792 كيلومتر در ثانيه. اين مقدار واقعا عدد بزرگي است و چنانچه آنرا در معادله بگذاريم متوجه مي شويم كه با گداختن جرم بسيار كمي از ماده، مي توان انرژي مهيبي به دست آورد. براي مثال با سوخت هسته اي كامل 1 گرم ماده، 90 تريليون ژول انرژي به دست مي آيد. اين مقدار انرژي تقريبا برابر است با انرژي آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژي بمب هسته اي آمريكا كه در سال 1945، در جريان جنگ جهاني دوم ، به هيروشيماي ژاپن اصابت كرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودي هسته هاي سبك

در مركز پيش ستاره، هنگاميكه دما به 1 ميليون K مي رسد، گدازش هسته آغاز مي شود. شروع اين گدازش باعث تغيير و از ميان رفتن هسته هاي سبك مي شود. از جمله هسته ليتيوم 7، كه شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرايندي كه اين هسته شركت دارد، يك هسته هيدروژن با آن تركيب شده و هسته ليتيوم 7 را به دو قسمت تقسيم مي كند. هر قسمت شامل يك هسته هليوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هليوم 4، ذره آلفا نيز گفته مي شود.

گدازش هيدروژن

پس از نابودي هسته هاي سبك، پيش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه مي دهد. در نهايت، دماي هسته به حدود 10 ميليون K مي رسد و در اين هنگام سوختن هيدروژن آغاز مي شود. با شروع گدازش هيدروژن، پيش ستاره به يك ستاره تبديل مي گردد.
در گدازش هيدروژن، چهار هسته هيدروژن با هم تركيب شده و يك هسته هليوم 4 را به وجود مي آورند. دو شكل كلي براي انجام اين عمل وجود دارد. 1) واكنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه كربن-نيتروژن-اكسيژن (CNO).

واكنش P-P مي تواند به چندين روش شامل چهار مرحله زير رخ دهد:
1- تركيب دو پروتون. در اين مرحله دو پروتون با هم برخورد مي كنند و سپس يكي از پروتونها با آزاد كردن پوزيترون بار مثبت خود را از دست مي دهد. اين پروتون علاوه بر پوزيترون يك ذره خنثي به نام نوترينو نيز آزاد مي نمايد.

پوزيترون ضد ماده الكترون است. جرم آن دقيقا برابر با جرم الكترون مي باشد اما بر خلاف الكترون داراي بار مثبت است. با آزاد شدن پوزيترون، پروتون به نوترون تبديل مي شود. در نتيجه هسته جديد حاوي يك پروتون و يك نوترون است. نام اين تركيب دوترون مي باشد.

2- پوزيترون آزاد شده ممكن است با يك الكترون برخورد كند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوي آنها از بين مي روند و تنها چيزي كه باقي مي ماند دو پرتوي گاما است.

3- دوترون حاصل شده با يك پروتون ديگر تبديل مي شود و هسته هليوم 3 شكل مي گيرد. بر اثر اين تركيب نيز پرتوي گاما ايجاد مي شود.

4- هسته هليوم 3 با هسته هليوم 3 ديگري تركيب شده و علاوه بر تشكيل يك هسته هليوم 4 دو پروتون نيز آزاد مي شوند.
در چرخه CNO هسته كربن 12 شركت دارد. اين هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حين چرخه، اين هسته به نيتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اكسيژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبديل مي شود. و در آخر چرخه اين دو هسته بار ديگر به هسته كربن 12 تبديل مي گردند.

گدازش ديگر عناصر

هليوم 4 مي تواند در فرايند گدازش به كربن 12 تبديل شود، البته به اين منظور دماي مركز بايد تا حدود 100 ميليون K افزايش پيدا كرده باشد. اين دماي بالا ضروريست چرا كه هسته هليوم به انرژي زيادي براي فائق آمدن بر انرژي دافعه ذرات همبار نيازمند است. هسته هليوم داراي دو پروتون است بنابراين ميزان انرژي دافعه در آن چهار برابر انرژي دافعه بين دو پروتون است.

سوخت هليوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراكه اين هسته با سه ذره آلفا تركيب مي شود و يك هسته كربن را ايجاد مي نمايد. سوخت هليوم همچنين هسته اكسيژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) توليد مي كند.

در دماي مركزي حدودا 600 ميليون K، كربن 12 مي تواند سوديوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منيزيوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بيشتري نئون 20 توليد نمايد. البته ستارگان زيادي نمي توانند به اين دماي مركزي برسند.

با توليد شدن عناصر سنگين و سنگينتر در روند گدازش هسته اي، دماي لازم براي فعل و انفعالات بيشتر، افزايش مي يابد. در دمايي معادل 1 بيليون K، اكسيژن 16 مي توان سيلي***** 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) توليد نمايد.

گدازش مي تواند تا زمانيكه جرم هسته جديد از حاصلجمع جرم دو هسته تركيب شده با هم كمتر است، انرژي توليد نمايد. اين روند توليد انرژي ادامه دارد تا زمانيكه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به تركيب شدن با هسته هاي ديگر مي نمايد. وقتي اين اتفاق روي مي دهد جرم هسته جديد از جرم دو هسته تركيب شده اندكي بيشتر است. بنابراين اين فرايند به جاي توليد انرژي، مصرف انرژي دارد.

تكامل ستارگان

چرخه زندگي ستارگان سه الگوي كلي را دنبال مي كند كه به جرم آنها وابستگي دارد. 1) ستارگان پر جرم، كه جرمشان از 8 برابر جرم خورشيد بيشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، كه جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشيد است. خود خورشيد نيز در اين دسته از ستارگان جاي دارد.3) ستارگان با جرم كم، كه جرمشان بين 1/0تا 5/0 جرم خورشيد مي باشد. اجرامي كه جرم آنها از 1/0 جرم خورشيد كمتر است هرگز به دماي مركزي لازم براي شروع سوخت هيدروژن نمي رسند.

چرخه زندگي ستارگان منفرد از چرخه زندگي ستارگان دوتايي آسانتر است بنابراين نخست با چرخه زندگي ستارگان منفرد آغاز مي كنيم. ضمنا از آنجائيكه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشيد از هر ستاره ديگري بيشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز مي شود.

ستارگان با جرم متوسط

ابري كه در نهايت يك ستاره با جرم متوسط را توليد مي كند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه مي دهد تا اينكه پيش ستاره را به وجود آورد. دماي سطح چنين پيش ستاره اي حدود 4000K مي باشد. درخشش آن ممكن است تنها چند برابر خورشيد و يا چند هزار برابر خورشيد باشد. اين بستگي به جرم دارد.

ستاره تا ميليونها سال به انقباض خود ادامه مي دهد. اين انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانيكه نيروي انرژيهاي توليد شده در مركز ستاره با نيروي گرانشي كه باعث انقباض آن مي گردد، به تعادل برسد. در اين زمان، گدازش هيدروژني در مركز ستاره، همه انرژي آن را توليد مي كند و ستاره وارد طولاني ترين دوره عمر خود كه به آن رشته اصلي مي گوييم، مي شود.

هر ستاره اي، صرفنظر از جرم آن، كه همه انرژي خود را از طريق گدازش هيدروژن در مركز خود ايجاد كند، يك ستاره در رشته اصلي به حساب مي آيد.

مدت زمانيكه ستاره در اين مرحله باقي مي ماند به جرم آن بستگي دارد. ستارگان با جرم بيشتر، هيدروژن خود را با سرعت بيشتري مي سوزانند در نتيجه زمان كمتري در اين مرحله باقي مي مانند. يك ستاره با جرم متوسط مي تواند بيليونها سال در اين رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتي همه هيدروژن موجود در هسته يك ستاره با جرم متوسط به هليوم تبديل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغيير مي شود. به دليل اينكه ديگر انرژي ناشي از گدازش در هسته ستاره توليد نمي شود، گرانش بار ديگر دست به كار شده و منجر به انقباض شديد ستاره مي گردد. به دليل اين انقباض سريع، دما به شدت در مركز و مناطق اطراف آن بالا مي رود. با بالا رفتن دما، هيدروژن موجود در پوسته اطراف مركز شروع به سوختن مي كند. انرژي حاصل شده از اين گدازش حتي از انرژي كه قبلا در مركز توليد مي شد نيز بيشتر است. اين انرژي مازاد، لايه هاي بيروني ستاره را به شدت به بيرون هل مي دهد در نتيجه ستاره تا حد بسيار زيادي بزرگ مي شود.

با بزرگ شدن اندازه ستاره، لايه هاي بيروني آن سرد مي شوند، در نتيجه رنگ ستاره سرخ مي گردد. از طرفي با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نيز بيشتر مي شود. در اين مرحله ستاره به يك غول سرخ تبديل شده است.

مرحله شاخه افقي

در نهايت، دماي مركز تا حد 100 ميليون K مي رسد يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه – آلفا.
با ادامه اين فرايند، هسته ستاره بزرگتر مي شود اما دماي آن كاهش مي يابد. با كاهش اين دما، از دماي لازم براي سوخت هيدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نيز كاسته مي شود. به دنبال آن، انرژي منتشر شده از اين لايه نيز كم مي شود و لايه هاي خارجي ستاره شروع به انقباض مي نمايند. ستاره داغتر، كوچكتر و كم نورتر از زماني مي شود كه يك غول سرخ بود. اين تغييرات در يك دوره زماني حدودا 100 ميليون ساله رخ مي دهند.

در پايان اين دوره، ستاره در مرحله شاخه افقي قرار مي گيرد. اين مرحله به دليل خط نمايشگر وضعيت ستاره در نمودار H-R شاخه افقي ناميده مي شود. ستاره به طور مداوم و پايدار هليوم و هيدروژن مي سوزاند بنابراين تغيير شايان ذكري در دما، ابعاد و درخشش آن روي نمي دهد. اين مرحله تقريبا تا 10 ميليون سال به طول مي انجامد.

مرحله غول جانبي

هنگاميكه سوخت هليوم موجود در هسته به اتمام رسيد، هسته منقبض و در نتيجه داغتر مي شود. فرايند سه –آلفا اينبار در پوسته اطراف هسته آغاز مي گردد و گدازش هيدروژن در لايه هاي بعدي آن صورت مي گيرد. با افزايش آهنگ توليد انرژي در پوسته ها، لايه هاي بيروني ستاره منبسط مي شوند. ستاره بار ديگر به يك غول تبديل مي گردد اما اينبار آبي تر و درخشانتر از بار پيش.

هسته يك غول جانبي بسيار داغ و نيروي گرانش بر لايه هاي خارجي ضعيف مي باشد. در نتيجه لايه هاي بيروني در قالب باد ستاره اي از ستاره جدا مي شوند. با جدا شدن هر لايه از ستاره، نوبت به لايه داغتري مي رسد. در نتيجه باد ستاره اي مرتب قويتر مي شود. جريانات جديدتر و سريعتر بادهاي برخاسته از سطح ستاره، با بادهاي قبلي كه هنوز در فضاي اطراف ستاره پرسه مي زنند، برخورد مي كنند. در نتيجه اين برخورد، يك پوسته متراكم گاز به وجود مي آيد كه برخي از آنها با سرد شدن به غبار تبديل مي شوند.

مرحله كوتوله سفيد

ظرف چند هزار سال، غول جانبي بخار مي شود. و گدازش در هسته متوقف مي گردد. هسته مركزي باعث روشن شدن پوسته هاي گازي اطراف خود مي شود. با تلسكوپهاي اوليه و بدوي كه ستاره شناسان در سالهاي 1800 براي رصد استفاده مي كردند، اين پوسته ها شبيه به سيارات به نظر مي رسيدند به همين دليل آنها اين پوسته ها را ابر سياره اي ناميدند. هنوز هم ستاره شناسان از همين عنوان قديمي استفاده مي كنند.

پس از محو شدن ابر سياره اي، هسته باقيمانده به نام كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع از ستارگان بيشتر حاوي كربن و اكسيژنند و دماي اوليه آنها حدود 100.000 K مي باشد.

مرحله كوتوله سياه

از آنجائيكه كوتوله هاي سفيد سوختي براي گدازش ندارند، با گذشت بيليونها سال پيوسته سردتر مي شوند و در نهايت به يك كوتوله سياه، جرمي بسيار كدر، تبديل مي گردند. كوتوله سياه نماد پايان چرخه زندگي يك ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زياد، آنهاييكه جرمي بيش از 8 برابر جرم خورشيد دارند، به سرعت شكل مي گيرند و زندگي كوتاهي دارند. يك ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل يك پيش ستاره شكل مي گيرد.

اين نوع ستارگان در رشته اصلي بسيار داغ و آبي رنگند. آنها 1000 تا 1 ميليون بار درخشانتر از خورشيد مي باشند و شعاع آنها تقريبا 10 برابر شعاع خورشيد است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان كم جرم كمتر است. با اينحال به خاطر درخشندگيشان از فواصل بسيار دور نيز قابل رصدند و به همين خاطر تعداد زيادي از آنها شناخته شده اند.

ستارگام با جرم زياد، بادهاي ستاره اي بسيار قوي دارند. يك ستاره با جرم 30 برابر خورشيد مي تواند 24 برابر جرم خورشيد را پيش از آنكه از رشته اصلي خارج شود، به شكل باد منتشر نمايد.
وقتي يك ستاره سنگين رشته اصلي را ترك مي كند، سوخت هيدروژن در لايه هاي بيرون هسته آغاز مي شود. در نتيجه شعاع اين ستاره 100 برابر شعاع خورشيد مي شود. با اينحال از درخشش آن اندكي كاسته مي شود. به دليل اينكه در اين مرحله ستاره تقريبا همان مقدار انرژي قبلي را از سطح بزرگتري منتشر مي كند، دماي سطح آن كاهش مي يابد. در نتيجه گرايش به سرخ ستاره بيشتر مي شود.

با بزرگ شدن ستاره، دماي مركز آن به 100 ميليون K يعني دماي لازم براي آغاز فرايند سه-آلفا مي رسد. پس از تقريبا 1 ميليون سال، سوخت هليوم در مركز به اتمام رسيده و نوبت به هليوم موجود در لايه هاي بيرون هسته و هيدروژن موجود در لايه هاي بعد از آن مي رسد. ستاره سنگين ما تبديل به يك ابرغول سرخ درخشان مي شود.

هنگاميكه انقباض هسته دماي آنرا به حد كافي افزايش مي دهد، با سوختن كربن، نئون، سديوم و منيزيوم توليد مي شود. اين مرحله تنها براي 10.000 سال ادامه مي يابد. پس از آن فرايندهايي متوالي در هسته رخ مي دهد. هر فرايند عناصر مختلفي را در بر مي گيرد و مدت زمان كوتاهتري به طول مي انجامد. وقتي عنصر جديدي شروع به سوخت مي كند، عنصر قبلي سوختن خود را در لايه هاي بالاتر سر مي گيرد. نئون تركيب شده و اكسيژن و منيزيوم توليد مي كند. اين فرايند حدودا 12 سال طول مي كشد. سپس با سوختن اكسيژن، سيلي***** و سولفور توليد مي شود. اين فرايند حدودا 4 سال طول مي كشد. در آخر با سوختن سيلي***** ، آهن توليد مي شود. اين فرايند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابر نواختر

در اين هنگام، شعاع هسته آهني حدود 3000 كيلومتر است. همانگونه كه گفتيم سوخت آهن به جاي توليد انرژي، انرژي مصرف مي كند. در نتيجه ستاره به پايان كار خود رسيده است. چون ديگر نمي تواند براي حفظ تعادل گرانش، انرژي توليد كند.

وقتي جرم هسته آهني به 4/1 برابر جرم خورشيد برسد، اتفاقي مهيب رخ مي دهد. نيروي گرانش، هسته را متلاشي مي كند. در نتيجه دماي هسته تا نزديك 10 بيليون K مي رسد!. در اين دما، هسته آهن شكسته شده و به هسته هاي سبكتر و در آخر به پروتون و نوترون تبديل مي شود. با ادامه فشار، پروتونها با الكترونها تركيب مي شوند و نوترون و نوترينو توليد مي كنند. نوترينوها 99 درصد از انرژي ايجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل مي كنند.
حالا هسته، يك توپ فشرده شده حاوي نوترون است. وقتي شعاع توپ به 10 كيلومتر برسد حالت ارتجاعي پيدا مي كند درست مانند يك توپ پلاستيكي كه آنرا فشرده و بعد رها كنيم.

همه اين اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوتروني تنها در مدت يك ثانيه روي مي دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوتروني يك موج كره اي شكل به بيرون از ستاره ارسال مي كند. بيشتر انرژي حاصل از اين موج صرف شروع گدازش و تشكيل عناصر جديد مي شود. با رسيدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزايش مي يابد. در نتيجه ستاره منفجر شده و موادي را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 كيلومتر در ثانيه رها مي كند. نام اين انفجار مهيب ابر نواختر نوع دو است.

ابر نواخترها فضا را آكنده از گاز و غباري مي كنند كه ستارگان ديگر از دل آن پا به عرصه گيتي مي نهند. اين غني سازي فضا، از نخستين ابر نواختر در بيليونها سال پيش تا به اكنون ادامه دارد. ابر نواخترهاي ستارگان نسل اول، عرصه را براي ستارگان نسلهاي بعد مهيا كرده اند.

احتمالا ستارگان داراي سه نسلند. ستاره شناسان تا كنون جرمي پيدا نكرده اند كه متعلق به قديمي ترين نسل ستارگان يعني جمعيت سه ستارگان باشد. اما اعضاي دو نسل جديدتر را يافته اند. ستارگان جمعيت دو كه دومين نسل از ستارگانند حاوي مقدار نسبتا كمي از عناصر سنگينند. ستارگان سنگينتر اين نسل، به سرعت از بين رفته اند بنابراين هسته هاي بيشتري از عناصر سنگين وارد فضا شده اند. به همين علت جمعيت يك ستارگان كه جديدترين نسل مي باشند، حاوي مقادير بيشتري از عناصر سنگين هستند. البته مقدار عناصر سنگين در اين نسل همچنان نسبت به هيدروژن و هليوم موجود، بسيار ناچيز است. براي مثال، مقدار عناصر غير از هليوم و هيدروژن در خورشيد كه جزء ستارگان جمعيت يك مي باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

ستارگان نوتروني

پس از اينكه يك انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتي از هسته ستاره اي باقي مي ماند. اگر جرم هسته باقيمانده كمتر از سه برابر جرم خورشيد باشد تبديل به يك ستاره نوتروني مي شود. اين ستاره حداقل جرمي معادل 4/1 جرم خورشيد را در كره اي كه شعاع آن حدودا 10 تا 15 كيلومتر است نگاه مي دارد.

دماي اوليه ستارگان نوتروني 10 ميليون K است اما به دليل كوچك بودن تشخيص آنها بسيار دشوار است. با اينحال ستاره شناسان پالسهاي راديويي اين ستارگان را تشخيص مي دهند. گاهي از اين ستاره ها 1000 پالس در ثانيه دريافت مي شود.

يك ستاره نوتروني معمولا دو موج متوالي راديويي منتشر مي كند. اين دو موج در دو مسير مختلف از ستاره دور مي شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافكن پخش مي شوند. اگر يكي از از اين موجها به صورت متناوب به زمين برسد، تلسكوپهاي راديويي يك سري پالس را تشخيص مي دهند. اين تلسكوپها به ازاي هر دور گردش ستاره يك پالس دريافت مي كنند. ستاره اي كه به اين روش شناسايي مي گردد، تپ اختر ناميده مي شود.

سياهچاله ها

اگر هسته باقيمانده از يك ابر نواختر جرمي بيش از 3 برابر جرم خورشيد داشته باشد، هيچ نيروي شناخته شده اي نمي تواند در مقابل گرانش آن مقاومت كند. هسته آنقدر فشرده مي شود كه يك سياهچاله به وجود مي آيد. منطقه اي در فضا با چنان گرانشي كه هيچ چيز نمي تواند از نيروي آن بگريزد. سياهچاله ها نامرئيند زيرا حتي نور نيز به دام آنها مي افتد. همه مواد يك سياهچاله در نقطه اي در مركز آن جمع مي شود. اين نقطه تكينگي نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته يك اتم نيز كوچكتر است.

ستارگاني كه جرم آنها كم است يعني از 1/0 تا 5/0 برابر جرم خورشيد، دماي سطحي معادل تقريبا 4000K دارند. درخشش آنها كمتر از 2 درصد خورشيد است. اين ستارگان هيدروژن درون خود را به آهستگي مي سوزانند. آنها مي توانند براي مدت 100 بيليون تا 1 تريليون سال در رشته اصلي باقي بمانند. اين مدت حتي از عمر جهان كه بين 10 تا 20 بيليون سال تخمين زده مي شود نيز بيشتر است، بنابراين هيچ ستاره اي در اين گروه تا بحال نمرده است.

ستاره شناسان تابحال نديده اند كه ستاره اي از اين گروه عنصري به غير از هيدروژن را در گدازش به كار گيرد. بنابراين اگر هم يكي از اعضاي اين گروه بميرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدريجي سرد مي شوند تا اينكه به يك كوتوله سفيد و سپس سياه تبديل گردند.

ستارگان دوتايي از دو پيش ستاره كه بسيار نزديك يكديگرند، تشكيل مي شوند. بيش از 50 درصد از ستارگاني كه با چشم غير مسلح، منفرد ديده مي شوند در واقع دوتايي هستند.
يك ستاره در يك سيستم دوتايي چنانچه به اندازه كافي به جفت خود نزديك باشد، مي تواند بر زندگي آن تاثير گذار باشد. بين اين دو ستاره منطقه اي وجود دارد كه به ياد رياضيدان فرانسوي، جوزف لوييز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج ناميده مي شود. در اين منقطه نيروهاي گرانشي دقيقا برابرند. اگر يكي از دو ستاره بزرگ شود و لايه هاي آن از اين نقطه بگذرد، ستاره ديگر شروع به كشيدن آن لايه ها به سطح خود مي كند.

اين فرايند كه انتقال جرم نام دارد به چندين روش صورت مي گيرد. اگر انتقال جرم از يك غول سرخ به ستاره همدمش كه در رشته اصلي مي باشد صورت گيرد، عناصري نظير كربن و يا عناصر سنگينتر در طيف ستاره رشته اصلي نمايان مي گردد. چنانچه اين دو ستاره به اندازه كافي به هم نزديك باشند، پس از تبديل شدن غول سرخ به يك كوتوله سفيد، جريان مواد برعكس مي شود و مواد به سمت كوتوله سفيد بر مي گردند. اين مواد يك ديسك داغ را اطراف كوتوله سفيد تشكيل مي دهند. اين ديسك در نور مرئي و فرابنفش مي درخشد.

اگر ستاره غول به جاي كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله شود، ممكن است يك دوتايي ايكس ري شكل گيرد. در اين حالت، ماده اي كه از ستاره رشته اصلي منتقل مي گردد، بسيار داغ مي شود. هنگاميكه اين ماده با سطح ستاره نوتروني برخورد مي كند و يا به درون سياهچاله كشيده مي شود، اشعه ايكس ري منتشر مي شود.

در حالت سوم، غول سرخ تبديل به كوتوله سفيد مي شود و ستاره رشته اصلي تبديل به غول سرخ مي شود. وقتي گاز كافي از غول سرخ در سطح كوتوله سفيد اندوخته شد، هسته اتمهاي گاز به صورت درخشاني دچار گدازش مي شود به اين حالت نواختر مي گويند. در برخي شرايط، به حدي گاز در كوتوله سفيد جمع مي شود كه اين ستاره فشرده و متلاشي مي شود. تقريبا به طور ناگهاني كربن مي سوزد و كل كوتوله سفيد دچار انفجار ابر نواختر نوع يك مي گردد. اين نوع انفجار بسيار نورانيست به حدي كه نور آن مي تواند كل يك كهكشان را براي ماهها تحت الشعاع قرار دهد.

صدخانه یا کعبه زرتشت؟

کابرد نجومی بنای کعبه ی زرتشت

این نظریه به استناد کتاب «رصدخانه خورشیدی نقش رستم»  تألیف آقای غیاث آبادی، به طور خلاصه، به شرح زیر می باشد.

بنای کعبه ی زرتشت همانطور که در تصویر دیده می شود، دارای تعدادی پنجره ی کور و تعدادی پله در مقابل درب ورودی بنا می باشد. تاریخ ساخت این بنا به اعتقاد باستانشناسان به حدود 500 قبل از میلاد (2500 سال پیش) باز می گردد، که یادآور یکی دیگر از آثار بجامانده از داریوش کبیر هخامنشی است. کاربرد اصلی این بنا تا بحال در پرده ی ابهام باقی مانده است. نظریات مختلفی در این مورد مطرح شده که یکی از آنها نظریه ی آقای مرادی غیاث آبادی است. اساس این نظریه بر مبنای تشکیل سایه های مختلف در پنجره های کور و ایجاد سایه های گوشه شمال شرقی بنا، بر پلکان در هنگام طلوع خورشید و ظهر حقیقی می باشد.

در مورد سایه ی لبه های درونی پنجره ها، محاسبات غیاث آبادی نشان می دهد که پرتو خورشید در هنگام طلوع و در روزهای اول مهرماه و فروردین ماه دقیقاً در راستای شرق جغرافیایی است و همانطور که در شکل 1 نمایش داده شده این پرتو در امتداد خط OD بر پنجره های ردیف سوم یا در امتداد خط "O"E بر پنجره های ردیف دوم قرار دارد و به همین ترتیب چون مکان طلوع خورشید در هر ماه نسبت به شرق تغییر می کند، امتداد پرتوهای تابیده بر پنجره ها نیز تغییر می کند. مثلاً در روز اول آبان و اسفند که میل خورشید حدود 11- درجه می باشد، این پرتو در امتداد OE بر پنجره ها می تابد و زاویه ی DOE دقیقاً نیز برابر با 11 درجه است. به همین ترتیب برای 9 ماه از سال مطابق شکل مقابل پرتو خورشید بامدادی در نخستین روز هر ماه بر مکان خاص از پنجره های بنا می تابد و بر این اساس می توان شروع هر ماه خورشیدی را با رصد سایه ها متوجه شد.

در ماههای خرداد، تیر و مرداد نیز می توان از پرتوهای بامدادی تابیده بر در شرقی و غربی بنا استفاده کرد. بدین ترتیب که مطابق شکل مقابل انحراف پرتو ورودی از شرق در روز اول خرداد و اول مرداد که میل خورشید حدود 20 درجه می باشد، در ضلع شمالی بر اثر کسر انحراف 18 درجه ایِ بنا، به 2 درجه رسیده و در امتداد پاره خط OA که نسبت به ضلع شمالی 2 درجه انحراف دارد، بر لبه ی غربی در بنا می تابد و در روزهای اول تیرماه نیز به همین ترتیب پرتو خورشید بامدادی در امتداد OB که نسبت به ضلع شمالی 5ر5 (= 18-5ر23)درجه انحراف دارد بر لبه ی شرقی بنا قرار می گیرد.

در مورد پله ها نیز همین طور می توان لبه ی سایه ی بنا را بر پله ای خاص برای آغاز هر ماه مشاهده کرد. زیر نشان دهنده ی پلان بنا و هم چنین سایه ی لبه ی شرقی بنا بر روی پله ها و سایه ی لبه ی بام بنا، بر روی همان پله هاست. بدین ترتیب که روز اول مهر و فروردین سایه بر امتداد پله 27، در اردیبهشت و شهریور بر پله 29، در خرداد و مرداد بر پله 30، در تیر بر آخرین بخش پله 30 و در آبان و اسفند بر پله 25، در آذر و بهمن بر پله 23 و بالاخره در دی ماه بر پله 22 قرار می گیرد. همچنین در هر روز از هفته آخر شهریور سایه ی لبه ی بام، در ظهر به ترتیب بر هفت پله آخر پلکان می تابد.

        

وبدین ترتیب نویسنده ی کتاب نتیجه می گیرد که این بنا برای نوشتن تقویم و یا یافتن اول هر ماه شمسی به طور دقیق، بکار می رفته است، و این نشان از دانش نجوم ریاضی نزد ایرانیان باستان دارد.

منبع:

ریاضی، نعمت الله؛ تنها، مرضیه، «بررسی کاربرد نجومی بنای کعبه ی زرتشت»، کنفرانس فیزیک ایران، 1384

مرادی غیاث آبادی، رضا، رصدخانه خورشیدی نقش رستم، 1378

تألیف:

ا.م.گمینی

دانشمندان ايتاليايي نمونه آزمايشي اولين توربين بادي بدون ملخ دنيا به نام "تورنادو لايك" را در شهر فلورانس رونمايي كردند.

 

به گزارش سرويس علم و فن آوري پايگاه اطلاع رساني صبا به نقل از خبرگزاري مهر، اين توربين بادي بدون ملخ كه Tornado Like نام دارد در چند ماه آينده در استان توسكاني ايتاليا نصب خواهد شد. اين توربين حتي قادر است در مناطقي كه سرعت باد در آنها بسيار ضعيف (حتي با سرعت دو متر بر ثانيه) است نيز به خوبي عمل كند.

تورنادو لايك را گروهي از مهندسان ايتاليايي شركت "وسترن كو" متخصص در توليد فناوريهاي نوآورانه ساخته اند و آن را در اجلاس رهبران احزاب سبز اروپا در فلورانس رونمايي كردند.

علاوه بر عملكرد مطلوب تورنادو لايك حتي در بادهاي ضعيف يكي ديگر از مزاياي اين توربين ارتفاع كم آن است. به طوري كه ارتفاع يك توربين بادي عادي به طور متوسط بين 20 تا 30 متر است در حالي كه ارتفاع "تورنادو" بيش از دو متر نيست و در مدلهاي آينده نيز اين ارتفاع كمتر خواهد شد.

ارتفاع كم اين توربين مي تواند به هوا شتاب دهد و در محيط پيرامون خود يك اثر گردبادي ايجاد كند. اثر گردبادي براي حركت توربين و توليد انرژي از اهميت بسيار بالايي برخوردار است. توليد انرژي اين توربين بيش از توربينهاي بادي عادي است و در عين حال هزينه توليد انرژي آن 30 درصد كمتر از توربيهاي بادي فعلي است.

اين توربين شبيه به يك قيف بوده و به اين ترتيب هوا مي تواند در ستون قيف نفوذ كند و داخل دستگاه اين جريان هوا به يك گردباد بسيار قوي تبديل شود و انرژي الكتريكي توليد كند.

براساس گزارش پرس وب، آزمايشات اوليه اين توربين بادي بدون ملخ ظرف چند ماه آينده در فلورانس آغاز خواهد شد و اولين دستگاههاي تورنادو لايك براي راه اندازي يك نيروگاه بادي در نيمه اول سال 2010 ساخته مي شوند.

گروهي از دانشمندان سازمان فضايي آمريكا با ارائه برنامه اي شگفت انگيز اعلام كردند به منظور نجات زمين از گرماي جهاني و افزايش طول عمر آن مي توان اين سياره را به مداري دورتر انتقال داد.

به گزارش خبرگزاري مهر، دانشمندان به منظور جلوگيري از افزايش حرارت زمين شيوه اي غير طبيعي را كشف كرده اند: حركت دادن زمين به نقطه اي خنك تر از منظومه خورشيدي. تنها ابزاري كه براي انجام اين انتقال نياز خواهد بود چند ستاره دنباله دار در نزديكي زمين است و پس از آن سياره زمين در منطقه اي ايمن و خنكتر از منظومه خورشيدي قرار خواهد گرفت.

ايده حركت دادن زمين به منظور بهبود دادن موقعيت بين سياره اي زاييده افكار گروهي از دانشمندان ناسا و اخترشناسان آمريكايي است كه معتقدند با انجام چنين كاري مي توان 6 بيليون سال ديگر به عمر مفيد زمين افزود.

گرگ لاگلاين از مركز تحقيقاتي امز در اين باره معتقد است تغيير مدار زمين نيازمند فناوريهاي دور از ذهني نيست، براي انجام چنين كاري مي توان از شيوه اي كه اكنون براي منحرف كردن شهاب سنگها و ستاره هاي دنباله دار استفاده مي شوند كمك گرفت.

برنامه اي كه توسط اين محققان ارائه شده است هدايت كردن يك شهابسنگ يا ستاره دنباله دار است به شكلي كه از نزديك ترين فاصله ممكن از زمين عبور كند در اين صورت بخشي از نيروي گرانشي آن به زمين منتقل شده و در نتيجه سرعت مداري زمين افزايش پيدا خواهد كرد. به اين شكل سياره زمين به مداري بالاتر از موقعيت كنوني خود و در فاصله اي بيشتر از خورشيد قرار خواهد گرفت.

به گفته دانشمندان ناسا چنين راه حلي در كوتاه مدت مي تواند براي جلوگيري از بحران گرماي جهاني بسيار موثر باشد. براي هدايت اجرام كيهاني بايد از راكتي شيميايي استفاده كرده و در زمان مناسب به شهاب سنگ يا ستاره دنباله داري ضربه زد.

بر اساس گزارش گاردين، با اين حال براي انجام چنين برنامه اي محاسبات بسيار دقيقي لازم است زيرا يك اشتباه بسيار كوچك مي تواند منجر به برخورد جرم كيهاني هدايت شده با زمين شود كه بر اساس تخمينها، برخورد جرمي با قطر 100 كيلومتر با زمين با سرعتي در مقياس سرعتهاي كيهاني مي تواند زمين را از حيات تهي كند.

نقاشی با حروف

نقاشی با خاک

نقاشی با قهوه و خامه

نقاشی با پاستل

شيشه ماده‌ شفافی است که من و شما به خوبی آن‌را می‌شناسيم و هرجا و در هر شرايطی که زندگی کنيم، برای تامين نور طبيعی ساختمان‌‌ها از آن استفاده می‌کنيم. انواع و اقسام آن‌را ديده‌ايم و می‌دانيم که يک جسم شيشه‌ای بسته به رنگ و صخامتی که دارد، در برابر نور رفتار متفاوتی نشان می‌دهد. شيشه‌های معمولی بيش‌ترِ نور تابيده شده را عبور می‌دهند، بخشی از آن‌را هم منعکس می‌کنند (مانند زمانی که آينه گونه عمل می‌کنند و شما تصوير آدم‌ها يا محيط اطراف را بر روی آن می‌بينيد) و مقدار کمی را هم جذب می‌نمايند. اما معمولا عايق‌های حرارتی خوبی نيستند. در زمستان گرما داخل خانه را هدر می‌دهند و در تابستان خنکی مطبوع آن‌را. آلودگی را هم به سرعت به خود جذب می‌کنند، با بارش چند قطره باران و يا حتی با کوچکترين تماس دستی آلوده می‌شوند. اين مسئله شايد برای شيشه‌های پنجره يک خانه مسکونی چند طبقه اهميت چندانی نداشته باشد، اما برای ساختمان‌های بلند مسئله قابل توجهی می‌شود.

کاربری فراوان شيشه در زندگی روزمره و مشکلات آن از نگاه دقيق و موشکاف فناوری نانو دور نمانده است. اين فناوری، با پوشش‌ها و لايه‌های نازک نانومتری خود آماده است تا شيشه‌های جديدی با قابليت‌های جديد ايجاد نمايد (اگر نمی‌دانید نانو پوشش و لايه نازک چيست مقاله‌های پيش‌نياز را از کنار صفحه بخوانيد). ويژگی‌های ظاهری و توانمندی عبور دهی نور در شيشه‌هايي که با لايه‌های نازک نانومتری پوشانده می‌شوند، حفظ می‌گردد اما در کنار آن قابليت‌های جديدی پيدا می‌کنند که بر زندگی روزمره ما تاثير دارد. بررسی دقيق‌تر اين موضوع، هم می‌تواند ما را با دنيای اين شيشه‌های جديد (ويژگی‌ها، عملکرد و ...) آشنا کند و هم می‌تواند قابليت‌های فناوری نانو را در تغيير خواص سطوح مختلف نشان دهد. به بيانی ديگر بررسی اين موضوع، شايد بتواند به ما کمک کند تا درک خوبی از پتانسيل‌های فناوری نانو و تاثير آن بر محيط اطرافمان بدست بياوريم.

الف- شيشه‌های خودتميزشونده
نام اين شيشه‌ها شايد تا حدودی عملکرد آنها را نشان دهد. شيشه‌هايي که آلودگی چندانی را به خود نمی‌گيرند و با بارش باران و يا تابش آفتاب کاملا تميز می‌شوند. شيشه‌های خودتميزشونده به دو روش سطح خود را از آلودگی پاک می‌کنند. ما در اينجا برای اينکه بهتر بتوانيم اين دو دسته را از هم تشخيص دهيم، آنها را به دو دسته آب‌دوست و آب‌گريز تقسيم‌بندی می‌کنيم. اما پيش از آنکه به نحوه عملکرد هر يک بپردازيم لازم است اطلاعاتمان را در مورد آب‌دوستی و آب‌گريزی با هم مرور کنيم.
فرض کنيد که کنار يک شیر آب ايستاده‌ايد و شاهد چکيدن آرام آرام قطرات آب بر روی يک صفحه شيشه‌ای هستيد. قطره آب پس از جدا شدن از شير تا رسيدن به صفحه شيشه‌ای به‌صورت قطره باقی می‌ماند. اما با برخورد به سطح شيشه حالت قطره‌ای خود را از دست داده و بر روی سطح پهن می‌شود. در کتاب فيزيک خوانده‌ايم که آنچه باعث قطره‌ای ماندن آب در هوا می‌شود، نوعی نيروي ربايش بين مولکول‌های آب است که نيروی چسبندگی ناميده می‌شود و آنچه سبب پخش شدن آب بر روی شيشه می‌شود، نوعی نيروی ربايش بين مولکول‌های آب و شيشه است که به آن نيروی چسبندگی سطحی گفته می‌شود. در اين مثال نيروی ربايش بين مولکول‌های آب-آب کمتر از آب-شيشه است و اين باعث پخش شدن آب بر روی شيشه می‌شود. حالا اگر روی همين شيشه مقداری روغن بماليد (اين کار شما شکل ساده‌ای از لايه‌ نشانی است که البته نانومتری نيست)، قطرات آب به شکل‌ کروی‌تری بر روی شيشه قرار می‌گيرند و مانند قبل پخش نمی‌شوند. شما با ماليدن روغن بر روی شيشه نيروی ربايش بين مولکول‌های آب-شيشه را کم کرده‌ايد و ناخود آگاه باعث شده‌ايد که نسبت نيروی بين مولکول‌های آب-آب به مولکول‌های آب-شيشه بيشتر شود. این امر سبب شده که آب به صورت قطره‌ای بر روی سطح قرار گيرد. در اين حالت می‌گوییم سطح شیشه اول، آب‌دوست و سطح شيشه روغنی دوم آب‌گريز است. برای تشخيص آب‌دوستی يا آب‌گريزی يک سطح، می‌توانيم زاويه برخورد قطره آب با آن سطح را محاسبه کنيم. اگر زاويه تماس کمتر از 30 درجه باشد، سطح آب‌دوست و اگر زاويه تماس مساوی و بيش‌تر از 90 درجه باشد، سطح آب‌گريز است. البته اگر زاويه تماس بيشتر از 150 درجه باشد، می‌گوییم سطح ابر آب‌گريز (بسيار آب‌گريز) است (شکل 1). حالا به نظر شما اين حرف‌ها چه ارتباطی با خودتميزشوندگی دارد؟ جواب اين سوال بستگی به نوع شيشه دارد. اگر موافق باشيد ابتدا شيشه‌های خودتميزشونده آب‌گريز را بررسی می‌کنيم.
 

شکل (1)- زوایای تماس قطره آب با سطوح مختلف

الف- 1- شيشه‌های خودتميزشونده آب‌گريز
ايده طراحی اين نوع شيشه‌ها از برگ نيلوفر آبی گرفته شده است. نيلوفر آبی (يا لوتوس) نوعی گياه آبزی است که در آب گل‌آلود می‌رويد. اگر به تالاب انزلی سفر کرده باشيد، برگ‌های اين گياه را بر فراز آب گل‌آلود تالاب ديده‌ايد. برگ‌های نيلوفر آبی معمولا عاری از هرگونه آلودگی هستند و اگر هم آلودگی بر روی سطح اين برگ‌ها بنشيند، با بارش باران سريع تميز شده و از پاکيزگی می‌درخشند. ازاين‌رو گفته می‌شود که برگ‌های نيلوفر آبی خودتميزشونده هستند.
 

شکل (2)- برگ‌های نيلوفر آبی بر فراز تالاب انزلی

دانشمندان مدت‌های طولانی بررسی کردند تا توانستند راز پاکيزگی برگ‌های اين گياه را پيدا کنند. آزمايش‌های آنها نشان می‌داد که سطح برگ نيلوفر آبی، يک سطح بسيار آب‌گريز است. اين مسئله باعث می‌شود که نيروی چسبندگی سطحی بين آب و آلودگی بيشتر از نيروی چسبندگی سطحی ميان آلودگی و سطح باشد. از اين‌رو هنگامی‌که يک قطره آب بر روی سطح برگ می‌غلتد، آلودگی را همراه خود حمل کرده و از سطح دور ‌می‌کند (شکل 3). شايد اکنون اين سوال برايتان به‌وجود آمده باشد که چرا سطح برگ نيلوفر آبی تا اين حد آب‌گريز است و اين مسئله چه ارتباطی به فناوری نانو دارد؟

شکل (3)- نيلوفر آبی چگونه کار می‌کند؟

برای يافتن پاسخ اين سوال بايد نگاه دقيقی به سطح برگ نيلوفر داشته باشيم. راستش لازم است که بتوانيم تا اندازه چند نانومتر سطح برگ را به خوبی ببینیم. دانشمندان موفق شده‌اند با کمک ميکروسکوپ‌های الکترونی اين کار را انجام دهند و نتيجه مشاهدات خود را در شکل (4-الف) به ما نشان داده‌اند. آنها دريافته‌اند که سطح برگ نيلوفر پوشيده از برآمدگی‌های ميکرومتری است. اين برآمدگی‌ها سطح تماس قطره آب با برگ را کاهش می‌دهند و در نتيجه قطره نمی‌تواند به راحتی بر روی سطح پخش شود. برای اينکه اين موضوع را بهتر متوجه شويم، فرض کنيم که سطح برگ مانند يک صفحه چوبی بزرگ است و من و شما مانند قطراتی هستيم که روی برگ قرار دارند. در حالت عادی ما می‌توانيم به آسانی روی اين صفحه چوبی دراز بکشيم، اما اگر سطح صفحه را با تعداد زيادی ميخ بپوشانند، آیا باز هم می‌توانيم به همان راحتی روی آن بخوابيم يا ترجيح می‌دهیم به سرعت از روی آن عبور کنيم !؟ در کدام حالت سطح تماس بدن ما با صفحه چوبی بيشتر است ؟ وجود برآمدگی‌ها ميکرومتری سطح تماس و نيروی چسبندگی سطحی ميان قطره آب و برگ نيلوفر را کاهش می‌دهد.

شکل (4)- الف: تصوير ميکروسکوپی برگ نيلوفر آبی ب: برآمدگی‌های ميکرومتری و نانومتری سطح برگ

وجود برآمدگی‌های ميکرومتری سطح برگ را آب‌گريز می‌کند، اما در عمل، برگ نيلوفر از خود خاصيت ابرآب‌گريزی نشان می‌دهد. يعنی زاويه تماس بين قطره آب و سطح برگ بيش از 150 درجه است. علت اين مسئله برآمدگی‌های نانومتری است که بر برآمدگی‌های ميکرومتری قرار گرفته‌اند (شکل 4). با وجود اين برآمدگی‌ها، سطح تماس آب و برگ کاهش بيشتری می‌يابد. اين دو نوع برآمدگی در مجموع سطح بسيار زبر و ناصافی را برای برگ نيلوفر بوجود آورده‌اند و در نتيجه سبب آب‌گريزی شديد آن شده‌اند. به اين رفتار خودتميزشوندگی نيلوفر آبی که ناشی از ساختار ميکرومتری-نانومتری آن است، "اثر لوتوس" گفته می‌شود.
دسته‌ی اول شيشه‌های خود تميزشونده با الگوبرداری از "اثر لوتوس" ساخته شده‌اند. در اين نوع شيشه‌ها پوشش نازکی بر سطح شيشه قرار می‌گيرد که ناصافی‌های ميکرومتری و نانومتری آن، موجب کاهش نيروی چسبندگی سطحی ميان قطرات آب و سطح شيشه می‌شود. به عبارت ديگر در اين نوع شيشه‌ها قابليت خودتميزشوندگی، با افزايش خاصيت آب‌گريزی ايجاد می‌شود. با افزايش ساخت و توليد اين نوع شيشه‌ها، می‌توان منتظر حذف برف پاک‌کن از بدنه اتومبيل‌ها بود.

الف-2- شيشه‌های خودتميزشونده آب‌دوست
شيشه‌ها دسته دوم رفتار و عملکرد متفاوتی از شيشه‌های دسته اول دارند. برای فهم چگونگی کارکرد اين شيشه‌ها لازم است که با نوع خاصی از مواد شيميايي به نام "مواد فوتوکاتاليست" آشنا شويم. فوتوکاتاليست‌ها موادی هستند که در حضور نور (فوتو) از خود خاصيت کاتاليستی نشان می‌دهند. يعنی اگر اين مواد در معرض تابش نور قرار گيرند، می‌توانند سرعت انجام يک واکنش خاص را بدون دخالت در آن افزايش دهند. يکی از اين مواد دی‌اکسيد تيتانيوم است. هنگامی‌که دی‌اکسيد تيتانيوم در معرض تابش اشعه ماورای بنفش، که در نور خورشيد وجود دارد، قرار می‌گيرد تغييراتی در ساختار آن به وجود می‌آيد که آنرا به ماده‌ای بسيار فعال و بسيار آب‌دوست تبديل می‌کند. اگر اندازه ذرات دی‌اکسيد تيتانيوم تا حد چند نانومتر کوچک باشد، اين ماده آن‌قدر فعال می‌شود که می‌تواند به طور کامل با آلودگی‌ها، لکه‌های چربی و مواد آلی (که در دیواره سلولی باکتری‌ها هم وجود دارند) روی شيشه واکنش داده و آنها را به آب و دی اکسيد کربن (CO2) تبديل کند. اين واکنش، چسبندگی ذرات آلودگی را به سطح کاهش می‌دهد. از سوی ديگر بر روی يک سطح بسيار آب‌دوست، آب به طور کامل و به صورت يک لايه پخش می‌شود. اين لايه يکنواخت آبی می‌تواند ذرات و آلودگی‌هايي را که به‌طور ضعيفی به سطح متصل شده‌اند، از جا کنده و با خود پايين آورد

باغ کهکشانی یک محل در هاوایی است.در این باغ نقش کهکشان راه شیری با گل درست شده است.

هرگل(حتی یک بوته)معنی یک قسمت خاص را در کهکشان راه شیری را نشان می دهد(برای مثال چندین گل که در تصاویر بعدی هم خواهید دید نشان دهنده سحابی های معروف(جبارو....).دری این تصویر هر فوت نشان دهنده ۱۰۰۰سال نوری است!

همچنین یک فواره در مرکز باغ(مرکز کهکشان راه شیری )قراردارد که نشان دهنده سیاهچاله مرکز است.

A view from above of the entire Milky Way Galaxy, looking west.


A map of the spiral arms, looking south.


Flowers at the correct distance and direction indicate famous nebulae such as the Orion, North America, Eta Carina, Lagoon, Trifid, Crab, etc.


Another view of the local neighborhood.

Here are some of the flowers representing nebulae mapped in the Galaxy Garden:


Trifid Nebula.


Eta Carinae Nebula.


Lagoon Nebula.

 

 



Bright emission nebula and star-forming regions are represented by hibiscus flowers. This is in the correct position to be the Lagoon nebula in the Sagittarius Arm.


The highlighted plants represent globular star clusters which are often elevated high above the disk of the galaxy.

 

The Far Side of the Galaxy.


A jet from the center of the galaxy indicates recent activity around the black hole at the Galaxy's very center.


Water in the pond flows towards the center, falling into the event horizon that circles the black hole, represented conventionally in the form of a gravity well.


A labeled diagram of the black hole.


The galaxy receives a visitor among the glittering stars.

 

منبع:http://www.galaxygarden.net/tour.html

موج يا امواج گرانشي :

گرانش يكي از چهار نيروي اساسي طبيعت فرض ميشود كه ماهيت عمل آن نظير ساير نيروهاست ، با اين تفاوت كه بسيار ضعيف تر از آنهاست .  نخستين نيرويي كه به طور جدي مورد توجه قرار گرفت گرانش است . طبق قانون جهاني گرانش كه نيوتن كاشف آن است ، هرگاه دو جسم در فاصله‌اي از يكديگر قرار گيرند ، نيرويي بر هم وارد مي‌كنند كه با حاصل ضرب جرم دو جسم متناسب و با مجذور فاصله نسبت عكس دارد . اين نيرو خاصيت ذاتي ماده است و تجربه نشان داده مستقل از خواص فيزيكي ، شيميايي و محيطي همواره اعمال مي‌گردد . برد اين نيرو بينهايت است .  بسياري از فيزيكدانان از جمله فارادي و پلانك اعتقاد داشتند كه نيروهاي گرانشي و الكترومغناطيسي تشابه بسيار زيادي به يكديگر دارند و احتمالاً رابطه مشابهي نظير آنچه كه بين نيروهاي الكتريكي و مغناطيسي وجود دارد ، بين گرانش و نيروي الكترومغناطيسي نيز وجود دارد . آلبرت انيشتين نيز تلاش بسيار كرد كه اين دو نيرو را در يك نيروي اوليه خلاصه كند ، اما موفق نشد . البته در زمان انيشتين نيروهاي مهم و مطرح همين دو نيروي گرانشي و الكترومغناطيسي بود . 

نظريه نسبيت عام كه گرانش را به منزله انحناي فضا - زمان چهار بعدي مطرح مي كند ، انواعي از پديده‌هاي غير عادي را پيش بيني مي كند . بنابر نسبيت عام هر جسمي كه جرم داشته باشد موجب مي‌گردد كه فضاي اطراف آن خميده شود . هر زمان كه اين جسم حركت كند ، اين انحنا با صورت بندي جديد ماده ، متناسب مي گردد . اين تنظيم فضا - زمان با وضعيت متغير مكاني ماده موجب مي شود كه امواج گرانشي با سرعت نور در فضا منتشر شود . در نتيجه هر جسم متحركي از خود تشعشعات گرانشي منتشر مي كند .

امواج گرانشي نسبت به ساير نيروها فوق‌العاده ضعيف است . براي مشاهده ضعيف بودن امواج گرانشي نسبت به امواج الكترومغناطيسي كافيست قانون گرانش و قانون كولن را براي دو الكترون بكار بريد . خواهيد ديد كه امواج الكترومغناطيسي تقريباً ده بتوان چهل مرتبه از امواج گرانشي قوي تر است .

وقتي امواج الكترومغناطيسي به ماده برخورد مي كنند ، فقط ذرات باردار را تكان مي دهند . ولي امواج گرانشي موجب ميشوند كه تمام ذرات ماده تحت تاثير قرار گيرند . همچنين به دليل آنكه امواج الكترومغناطيسي بسيار قوي تر از امواج گرانشي است ( تقريباً ده بتوان چهل بار ) هنگام عبور امواج به همين نسبت نيز ذراتي كه در مسير آنها هستند تحت تاثير قرار مي گيرند .

در دهه 1960 ژوزف وبر از دانشگاه مريلند ترتيبي داد تا امواج گرانشي را آشكار سازد . آنتني كه وبر براي آشكار ساختن امواج گرانشي ساخت استوانه‌اي آلومينيمي بود به قطر 60 سانتيمتر و طول 1.5 متر كه وزن آن بيش از يك تن بود . اين استوانه توسط سيمي كه در وسط آن به دور استوانه پيچيده شده بود در يك محفظه خلا به طور معلق قرار داشت . همچنين اين محفظه به وسيله سيستمي از كمك فنرها از جهان خارج جدا شده بود . وقتي يك موج گرانشي از درون استوانه عبور ميكرد فشارهايي به وجود مي آورد . وبر براي آشكار كردن نوسانات حاصل ، تعدادي كريستال پيزوالكتريك بر روي سطح استوانه نصب كرد . اين كريستالها نوسانات را به جريان‌هاي الكتريكي ضعيفي مبدل مي كنند . سپس اين جريان‌ها تقويت و ثبت مي شوند . يك چنين استوانه آلومينيمي به دليل وجود تاثيرات گرمايي همواره در حال نوسان خواهد بود . براي غلبه بر اين مشكل صافيهايي الكترونيكي در سيستم نصب شده تا تمام نوسانات را به استثناي بزرگترين آنها حذف كند . علاوه بر اين وبر دو عدد از اين آنتن‌ها را يكي در دانشگاه مريلند در نزديكي واشنگتن و ديگري را در آزمايشگاه ملي ارگون خارج از شيكاگو نصب كرد . اين دو آنتن بوسيله خطوط تلفن به نحوي به هم وصل بودند كه نوسانات بزرگ آني كه در هر دو ايستگاه رخ مي داد ، به سرعت ثبت مي كردند . در سال 1969 وبر با اعلام اين خبر كه امواج گرانشي را به طور موفقيت آميزي آشكار كرده فيزيكدانان را متحير كرد . هر روزه حداقل يك نوسان بزرگ ثبت مي شد و نشان مي داد كه يك موج گرانشي به زمين برخورد مي كند . با اين وجود بسياري از دانشمندان نسبت به درستي نتايج آزمايش وبر مشكوك هستند . هرچند كه هيچ كس نتوانسته نشان دهد كه كدام قسمت از نتايج آزمايش وبر نادرست است .

نحوه عملكرد امواج گرانشي بر ذرات باردار و بدون بار چنين بنظر ميرسد : زمانيكه يك موج گرانشي از يك جسم عبور ميكند ، ممكن است جهت نوسان ذرات عمود بر جهت انتشار موج گرانشي باشد ، ولي در اين حالت ذرات نسبت به يكديگر حركت نسبي دارند و ذرات بطور يكسان و يكپارچه و باهم ارتعاش نمي كنند .  بطور مثال اگر امواج گرانشي از يك لوله استوانه‌اي عبور كنند و ما سطح مقطع دايره‌اي آنرا ناظر باشيم ، مشاهده خواهيم كرد كه ذرات سمت چپ و راست از مركز دايره دور ميشوند و در همان لحظه ذرات بالا و پائين به مركز دايره نزديك ميشوند و لحظه‌اي بعد ، اين وضعيت بر عكس ميشود . نمونه كيهاني اين تحولات گرانشي ، لحظه انفجار ستارگان بسيار عظيم است كه جرمشان هزاران مرتبه از خورشيد ما بزرگتر است و امواج گرانشي حاصل از انفجار ، بهنگام عبور از منظومه شمسي ، موجب نوسان ماه و زمين به عقب و جلو ميشوند .

بیاید وادامه مطلب رو ببینید.

ماکی‌ماکیبا نام قبلی(136472) Makemake), سومین سیاره کوتوله بزرگ سامانه خورشیدی و یکی از دو جرم بزرگ کمربند کوئی‌پر است و قطر آن سه چهارم قطر پلوتو می‌باشد.^[ماکی‌ماکی ماه طبیعی ندارد و متوسط دمای سطح آن ۳۰ درجه کلوین است و سطح آن از یخ‌های متان و اتان و نیتروژن تشکیل شده‌است^.

این سیاره کوتوله توسط مایکل ای براون و تیمش در ۳۱ مارس ۲۰۰۵ کشف شد . و در ۱۱ ژوئن ۲۰۰۸ توسط اتحادیه بین‌المللی ستاره‌شناسی به عنوان یک پلوتوئید پذیرفته شد.

غار رود افشان در استان تهران و در 103كیلومتری شهر تهران و 62كیلومتری شهر فیروزكوه و در مجاورت روستایی به همین نام واقع است.
غار در دامنه شمالی دره رود افشان قرار دارد. رودخانه دلیچای یا دیوانه رود در ژرفای دره جریان دارد و آب دریاچه های تار و هویر را كه حاصل ذوب یخچال های قره داغ است، به رودخانه حبله رود می برد. دلیچای از شاخه های اصلی حبله رود است.
دهانه غار در ارتفاع 1800متری سطح دریا و در داخل قیف بزرگی به قطر 100متر قرار گرفته است و تنها از لبه قابل مشاهده است. اختلاف ارتفاع دهانه غار و بستر رود در نقطه مقابل غار حدود 200متر است. دهانه غار بسیار وسیع و قوسی شكل است.
نخستین تالار عظیم غار به قطر 80*100متر و بلندی 25متر بعد از دهانه قرار دارد و تاقدیس بزرگی است كه به علت استحكام لایه ها اثری از شكستگی و یا سنگ قابل سقوط در آن دیده نمی شود.
تالار نخست غار فاقد هر نوع غارسنگ است. وجود تعدادی ایوان ساخته شده یا سنگچین و مقداری خرده سفال نشانه سكونت انسان ها در غار در روزگار گذشته است. پس از تالار نخست، تالار دوم غار واقع است كه بین آن دو، دیوار سنگ چینی به طول 8متر و ضخامت 1متر وجود دارد. اكنون قسمتی از دیوار ریخته شده و دروازه ای به پهنای
5/1متر ورودی به تالار دوم است. در مجاورت دیوار و طرف تالار نخست غار، محوطه وسیعی به وسعت 400متر مربع ساخته اند كه احتمالاً محل نگهداری چارپایان بوده و در طرف شرق آن یك شكاف سنگی دیده می شود. این شكاف در ادامه به پرتگاه تبدیل شده و پس از چند متر به انتها می رسد.
در محل دیوار طاقدیس نسبتاً كوچكی به بلندی 8متر قرار گرفته و بعد از آن تالار دوم شروع می شود. تالار دوم تاقدیس به ابعاد 60*50متر و بلندی 20متر است.
تالار سوم به ابعاد 40*50متر و بلندی 15متر بعد از یك برجستگی سه متری قرار دارد. سرتاسر تالار سوم از چكیده های مخروطی دانه انگوری با قطرهای 40تا 80سانتی متر و حداكثر بلندی 1متر پوشیده شده است. سقف و دیوار این تالار پوشیده از چكنده های گل كلمی و نخودی است. در سمت راست تالار دهلیزی است كه پس از 10متر به اتاقی با ابعاد 8*6متر و بلندی 6متر وارد می شود. كف اتاق مسطح است و ورودی آن از چكیده های خوشه انگوری و دیواره ها و سقف آن از ستون و آبشارسنگ و چكنده های گل كلمی پوشیده شده است. دروازه دیگری از این اتاق به انتهای تالار سوم باز می شود. تالار سوم در انتها به دالانی طویل با پهنای متغیر 5/1تا 2متر و بلندی حداقل 6متر تبدیل می شود. با طی حدود 50متر در مسیر دالان به چكیده غول پیكری می رسیم.
20متر پس از این چكیده پرفعالیت ترین قسمت غار از نظر سنگ سازی واقع شده است. قسمت اخیر دالانی پوشیده از آبشار سنگ و چكیده با بلندترین چكیده غار به ارتفاع 12متر و سقفی پوشیده از چكنده های تیزه ای و گل كلمی است.
ژرف ترین قسمت غار در امتداد دالان و بعد از یك دروازه زیبا در عمقی پایین تر از 150متر از دهانه واقع است.
در ادامه مسیر اصلی غار یك پلكان آهنی محوطه را به دهلیزی می رساند كه دخمه بزرگی به ابعاد 4*6متر و ارتفاع 3متر در انتهای آن واقع است. یك حوض آب در دخمه و ستونی وسط آن وجود دارد. كوهنوردان دخمه را دخمه آناهیتا (الهه آبیاری و باروری) نام گذاشته اند. 10متر پس از دخمه، دالان به تاقدیس ساده ای به عرض 15تا 20متر تبدیل شده و رو به بالا با زاویه ای حدود 45درجه امتداد می یابد. در دو طرف مسیر پرتگاه های فراوانی وجود دارد. این مسیر پس از 15متر به دهلیزی به طول 10متر می رسد. این دهلیز انتهای غار است. ارتفاع انتهای غار 1750متری سطح دریا و 50متر پایین تر از ارتفاع دهانه غار است. طول غار در مسیر اصلی حدود 550متر است.
¤ برگرفته از كتاب