 |
از این پس برای دسترسی به همه ی نوشتارهای بخش "اخترشناسی" پایگاه خورشیدوش می توانید به برگه ی "اخترشناسی" که در فهرست پایه ی www.khorshidvash.com جای دارد بروید. |
|
|
1. چگونه یک شهاب سنگ را بیابیم؟ 2. کهکشان ها
چگونه یک شهاب سنگ را شناسایی کنیم؟
شماری از ویژگی های شهاب سنگ ها، چنانچه بررسی دقیقی بر آن ها انجام شود، می توانند راه گشای بازشناخت سنگ های آسمانی از سنگ های معمولی زمینی باشند. این ویژگی ها به طور جداگانه در زیر توضیح داده خواهند شد. به طور عادی ترکیبی از برخی از این ویژگی ها در سنگ های آسمانی هست که اجازه ی شناسایی بی ابهام آن ها را به ما می دهد.
نگاره ی بالا یک سنگ آسمانی را که در زمین فرو رفته است را نشان می دهد.
بیشتر سنگ های آسمانی دست کم مقداری فلز آهن دارند (در واقع آلیاژی از آهن و نیکل). شما می توانید درخشش فلز را در سطوح شکسته ی آن ها ببینید. سنگ های آسمانی به طور کامل همواره مقداری فلز دارند و بسته به مقدار فلز آن ها در سه گروه دسته بندی می شوند:
نگاره ی بالا چگونگی پراکندگی فلز در یک شهاب سنگ معمولی (از گونه ی Chondrite )را نشان می دهد. Abbott
بسیاری از سنگ های آسمانی، به ویژه شهاب سنگ های فلزی، بسیار سنگین تر و چگال تر از سنگ های زمینی هستند. چگالی فلز آهن در حدود 8 گرم بر سانتی متر مکعب است، چنانکه بیشتر سنگ های آسمانی دارای چگالی بالاتر از 3.3 گرم بر سانتی متر مکعب هستند. چگالی شمار کمی از سنگ های زمینی ، البته به جز سنگ های معدن فلزی، بالاتر از این است، که آن ها هم به طور نوعی اکسید آهن (مانند سنگ آهن مغناطیسی و یا هماتیت) هستند.
بیشتر سنگ های آسمانی دارای مقداری آلیاژ آهن - نیکل هستند و به آسانی یک آهنربا را به سوی خود می کشند. شما می توانید به آسانی این و با یک آهن ربا این ویژگی را آزمایش کنید. یک آهنربا بی گمان به سنگ های آسمانی خواهد چسبید به شرط آن که دست کم دارای مقداری فلز باشند. برخی از شهاب سنگ ها مانند گونه ی سنگی آن ها تنها دارای مقدار کمی فلز هستند با این وجود یک آهن ربای آویخته با ریسمان را به سوی خود می کشند.
شهاب سنگ نشان داده شده در نگاره ی بالا فلزی است.
جرم پیروکسین (گونه ای ماده ی معدنی) در شهاب سنگ ها بیشتر سنگ های آسمانی معمولی که به زمین برخورد می کنند Chondrite نام دارند. آنان شهاب سنگ های "سنگی" هستند و گلوله هایی کوچک و سنگی را که "جرم پیروکسین" نامیده می شوند دارند. قطر آن گلوله ها در حدود 1 میلی متر است.
نگاره ی بالا سطح برش خورده ای از Chondrite را نشان می دهد. Allende
هنگامی که یک سنگ آسمانی از جو زمین می گذرد یک لایه ی بسیار نازک بر روی سطح بیرونی آن گداخته (ذوب) می شود. این لایه ی نازک "پوسته ی گداخته" نامیده می شود. آن اغلب سیاه و همانند پوسته ی تخم مرغ است (مانند تصویر زیر از سنگ آسمانی Camel Donga ). پوسته ی گداخته همچنین می تواند به رنگ خرمایی روی سنگ های آسمانی رخ بنماید؛ که چرایی آن را باید در وضعیت آب و هوایی پس از فرو افتادن آن ها یافت.
گهگاه هنگامی که یک سنگ آسمانی از جو زمین می گذرد فرم ریگماگلیپت ها را در سطح خود می گیرد. این ها به مانند اثر انگشت شست شما روی خمیر بازی هستند.
تصویر بالا نمونه ای از شهاب سنگ آهنی Sikhote Alin از روسیه را که ریگماگلیپت ها به خوبی در سطح آن پخش شده اند نشان می دهد.
این همیشه آسان نیست که یک شهاب سنگ را با به کار بردن ویژگی های نامبرده در بالا بشناسید، چرا که برخی از آن ویژگی ها با سنگ های زمینی و مواد ساخت بشر دارای اشتراک هستند. بگذارید نگاهی به مورد هایی که سردرگمی می تواند رخ دهد بیاندازیم. در زیر موشکافی دو نمونه از فلز آهن ( Fe ) را داریم. آن یکی که دارای نقطه های اوج نیکل ( Ni ) است یک سنگ آسمانی است و دیگری که نیکل ندارد یک سنگ زمینی معمولی است!!
فعالیت آدمیان در چند صد سال گذشته، به طور ناخواسته اشیای بی مصرفی از آهن ناب (خالص) ایجاد کرده است. روشن است که اشتباه گرفتن این اشیا با شهاب سنگ ها دور از انتظار نیست. اشیایی همچون گلوله های تراش خورده ی آهنی، اغلب دارای یک ظاهر کروی صافند و شاید گمان شود که شهاب سنگ هستند. توده های تفاله ی آهن به دست آمده از فرایند های گدازگری (ذوب کاری) نیز می توانند همانندی هایی با سنگ های آسمانی داشته باشند؛ پس هشیاری درباره ی آن ها نیز بایسته است. ناهمسانی بنیادین میان آهن ابزار های ساخت آدمی و شهابسنگ های فلزی، در "حضور نیکل" است. فلز آهن در همه ی شهابسنگ ها دربردارنده ی دست کم مقدار کمی نیکل است، در حالی اشیای فلزی ساخت بشر در حالت کلی نیکل ندارند. افزون بر این، ساختار درونی شهابسنگ های آهنی یگانه و بی مانند است و ناهمسان با همه ی گونه های آلیاژ فلزی ساخت بشر. موشکافی های ویژه و تکنیک های آماده سازی دقیقی برای آزمایش ساختار و آرایش درونی یک شهابسنگ مشکوک نیاز هست. به هر روی، پاسخ چنین آزمایش هایی به طور کامل قطعی هستند.
همان گونه که پیش از این گفته شد به طور کلی شهاب سنگ ها چگال تر و سنگین تر از سنگ های زمینی هستند. به هر روی، توده یا تکه آهن های ساخت بشر به طور کلی از گونه های اکسید آهن معدنی، آهن مغناطیسی و هماتیت هستند. گونه های دیگر مواد ساخت بشر نیز می توانند تا اندازه ای چگال باشند، به ویژه گونه های تفاله و فرآورده های فرعی فرآیند های صنعتی. این گونه مواد نیز می توانند با سنگ های آسمانی اشتباه گرفته شوند.
مواد طبیعی و یا ساخت بشر که دارای ویژگی مغناطیسی هستند نیز می توانند به آسانی با شهاب سنگ ها اشتباه گرفته شوند. نمونه های معدنی آهن که به طور معمول با سنگ های آسمانی اشتباه می شوند مگنتیت (آهن مغناطیسی) و هماتیت هستند. هر دوی این مواد معدنی می توانند به عنوان جرم های بزرگ با سطوح صاف و وزنی سنگین تر از سنگ های معمولی رخ بنمایانند. مگنتیت به طور ویژه ای بسیار مغناطیسی است (که نامشان نیز نشان از آن دارد)، و هماتیت هم کمابیش مغناطیسی است. ولی خوشبختانه ... هر دوی این مواد معدنی می توانند به کمک یک ویژگی شناخته شده که "رگه" نامیده می شود بسیار ممتاز از مواد شهاب سنگی باشند. شما می توانید "رگه" را به آسانی بیازمایید. اگر شما یک کاشی سرامیک معمولی (مانند کاشی آشپزخانه) را در دست بگیرید، می بینید که یک روی آن را یک سطح لغزنده ی لعابی صاف پوشانده است. روی دیگر کاشی که هنگام کارگذاری به دیوار می چسبد دارای سطحی ناصاف و کدر است. نمونه ای را که گمان می کنید شهاب سنگ است در دست بگیرید و با شدت آن را به روی ناصاف و بی لعاب بکشید. اگر این کار یک رگه ی خاکستری تیره بر جای گذاشت، نزدیک به یقین می توان گفت که نمونه یک شهاب سنگ است و اگر یک رگه ی سرخ یا خرمایی برجای نهاد نزدیک به یقین آن نمونه هماتیت است. گفتنی است که یک شهاب سنگ، تا زمانی که در معرض دگرگونی های آب و هوایی نباشد، رگه ای بر جای نمی گذارد.
یکی از معمول ترین مورد های رخ دادن اشتباه در بازشناخت سنگ های آسمانی "پوسته ی گداخته" است. اغلب، شهاب سنگی را که به تازگی فرو افتاده است لایه ای سیاه رنگ، نازک و درخشان می پوشاند. بسیاری از سنگ های زمینی که ده ها هزار سال است بر روی پوسته ی زمین پراکنده شده اند می توانند یک لایه ی رنگی نازک بر سطح خود داشته باشند. به هر روی، در این مورد پوسته به عنوان یک پی آمد از فرآیندهای آب و هوایی (مانند بر هم کنش با آب باران) فرم می گیرد که قشر فرسایش یافته (هوا زده) نامیده می شود. سنگ های آتش زنه ی بازالتی (سیاه سنگی) که پی آمدی از گدازه های آتشفشانی هستند دارای قشر فرسایش یافته ی سیاه رنگی هستند که به آسانی با "پوسته ی گداخته" اشتباه گرفته می شوند.
برخی از پندارهای نادرست بسیاری از مردم باور دارند که شهاب سنگ ها نمایی گداخته و آب شده دارند، و شاید یک نمای کف مانند یا جوشان. به هر روی، این انگاره درست نیست. بخش بیرونی یک سنگ آسمانی، "پوسته ی گداخته"، به طور کلی یکی از این دو گونه است:
بیشتر شهاب سنگ ها هنگامی که به زمین برخورد می کنند به طور کامل سرد هستند. به هر روی، بسیاری از سنگ های آذرین زمینی دارای سوراخ ها و گودال هایی در درونشان هستند. چنین گودال هایی به وسیله ی حباب های گاز در خمیر مواد معدنی ( ماگما ) هنگام فشانده شدن و ترکیدن ایجاد شده اند. اگر شما چنین سنگی را یافتید که چنین گودال هایی داشت به احتمال قوی یک سنگ زمینی است. زمان نگارش: 1385 منبع: http://epswww.unm.edu/iom/Howto.htm
کهکشان ها فانوس هایی دریایی هستند که جهان را می پیمایند؛ سازندگان تاروپود بزرگ ترین مقیاسی که ما می شناسیم. آن ها یک دامنه ی پهناور از ویژگی ها را پوشش می دهند: از کهکشان های کوتوله با چند میلیون ستاره (که حتی از خوشه های تکی در کهکشان خودمان بیشتر می درخشند) تا گروه بسیار بزرگی از یک میلیارد ستاره در کانون خوشه های بزرگ. کهکشان ما یک سامانه ی مارپیچی با درخشندگی معمولی و دارای دست کم پنجاه سال نوری فاصله از کانونش است و جالب اینجاست که کهکشان های بسیاری را می شناسیم که باز هم بزرگ تر از این هستند. برخی از کهکشان های بیضوی هیچ گواهی از ساخته شدن ستاره های نو دربرندارند در حالی که کهکشان های مارپیچی و نامنظم، به تندی، در همه ی دوران زندگی شان ستاره ها را می سازند. برخی از کهکشان ها بیشتر انرژی شان را در گستره ی فروسرخ تولید می کنند، و برخی بسیار پراکنده و کم نور هستند، با این وجود به سادگی می توان آن ها را یافت.
"صوفی رازی"، دانشمند پرآوازه ی ایرانی، نخستین کسی است که کهکشان مارپیچی M31 را (که در فاصله ی 2.9 میلیون سال نوری از ما جای گرفته است) با چشم غیرمسلح رصد نموده و مطالعه کرده است. گزارش صوفی رازی از کهکشان "زن به زنجیر بسته" (Andromede) و "ابر ماژلانی بزرگ" کهن ترین مدارک موجود از مشاهده ی این اجرام آسمانی است. او همچنین توانست هفت جرم غیرستاره ای دیگر را ثبت و رصد کند. گفتنی است جامعه ی علمی جهان به پاس خدمات برجسته ی این دانشمند بزرگ ایرانی نام او را بر ده نقطه از ماه ثبت کرده است. رازی در سال 365 خورشیدی (987 میلادی) در شیراز درگذشت.
کهکشان M31 که صوفی رازی آن را در سده ی دهم میلادی یافت و ثبت کرد.
پس از کارهای درخشان صوفی رازی نوبت به دانشمندانی چون شارل مسیه ی فرانسوی رسید که در سده ی هجدهم میلادی فهرستی 103 تایی از اجرام غیرستاره ای را با همکاری پیر مشن ارائه کرد. پس از مسیه مشاهده گرهای بسیاری به بررسی این اشیای ابری و مبهم پرداختند که در میان آن ها می توان از William Parsons نام برد که با کمک تلسکوپ 1.5 متری که دارای آینه ی speculum-metal بود توانست آن ساختارهای مارپیچی را که روی هم رفته دور از نوار حلقوی راه شیری بودند آشکار کند. در دهه ی 1920 میلادی، ابزارهای عکس برداری آشکار کردند که بایستی ده ها هزار از این اشیا در آسمان باشند. آن اشیا ساختارهای گوناگون بیضوی، کشیده و مارپیچی داشتند. مشاهده های کلیدی برای به سرانجام رساندن کشمکش ها پیرامون این اشیای ابرگونه از سوی ادوین هابل (آمریکا 1889 – 1953)، با به کارگیری تلسکوپ نوین 2.5 متری "مونت ویلسون" در کالیفرنیا انجام شد. او با این اندیشه که شاید درخشان ترین و بزرگ ترین "سحابی های سفید" از نظر دوری به ما نزدیک ترند، پی در پی از بخش های برگزیده ای از آن ها تا آن جا که می شد با ژرفای بیشتر عکس گرفت. نقطه هایی ستاره گون و کم فروغ در این سحابی ها دیده شدند، ولی هیچ کس نتوانست نشان دهد که آن ها درواقع ستاره هایی همچون آنانی که در همسایگی خورشید خودمان می شناسیم هستند و از این رو فاصله های بزرگی باید در کار باشد که کم فروغی آن ها توجیح شود. هابل ستاره هایی را که روشنایی متغیری داشتند شناسایی کرد و آن ها را "شمع های استاندارد" نامید که البته روشنایی مطلق آن ها تعیین شدنی بود: "ستارگان متغیر Cepheid" Henrietta Leavitt از هاروارد نشان داد که این رده از ستارگان تپنده یک ویژگی کاربردی دارند: دوره ی مورد نیاز برای یک تپش در دمای سطحی (بیرونی) مرتبط با اندازه (و از این رو درخشندگی) و مقدار انرژی آزاد شده از سوی ستاره است (به طور معمول "قدر مطلق" (درخشندگی مطلق) به درخشندگی یک ستاره در فاصله ی مرجع 10 پارسک گفته می شود که هر پارسک 3.26 سال نوری است). ستارگان تپنده ی Cepheid نخستین ابزار سنجش فاصله های فراکهکشانی را به هابل دادند. این رهیافت یک دورنمای دست نخورده از گیتی را پیش روی ما نهاد. در یک دوره ی ده ساله بسیاری از جستجوهای کهکشانی آغاز شد. خوشه ها و گروه ها شناسایی شدند، برنامه های دسته بندی کهکشان ها پیشنهاد شد، اندازه گیری های بیناب سنجی آغاز گردید و طیف کهکشان ها به دست آمد. اندازه گیری های آغازین از سوی V.M. Slipher در Lowell Observatory، با به کارگیری پرتوگیری های چند شبه ی بسیار حساس، نشان دادند که برخی از "سحابی های مارپیچی" انتقال های دوپلر بزرگی را نشان می دهند که بسیار غیرعادی بود. سرانجام این که کهکشان ها ارتباطی میان انتقال ویژگی های طیفیشان و فاصله های برآورد شده نشان می دهند. این موضوع راهی را برای برآورد کردن فاصله ی کهکشان های دورتر و کم سو تر فرآهم آورد و نخستین دیدگاه های جهان در حال گسترش را مطرح نمود. در سال های آغازین دهه ی 1990 میلادی، تلسکوپ فضایی هابل مشاهده های بهبود یافته ای را انجام داد. آن نشان داد که ماده ی تاریک گم شده در کهکشان ما نمی تواند تنها از ستاره های کوچک و در اصل کم نور تشکیل شده باشد. میدان ژرف هابل (یک پرتوگیری دراز مدت از بخش تاریکی از آسمان) گواهی را فرآهم کرد که بر پایه ی آن در حدود یکصد و هفتاد و پنج میلیارد کهکشان در جهان هست!
دانشمندان به چینش، دسته بندی و سازماندهی پدیده های نوین تمایل دارند تا شاید الگوهای بنیادینی که معنای فیزیکی دارند دیده شود. چندین دسته بندی برای کهکشان ها در هنگام شناخت اولیه شان پیشنهاد شد؛ در این میان دسته بندی هابل با این که تنها از روی ظاهر کهکشان ها انجام شد، همبستگی خوبی با اندازه گیری های فیزیکی مانند "ساختار ستاره ای"، "ساختار گازی" و "محیط" از خود نشان داد. کهکشان های بیضوی با E نشانه گذاری شدند، قالب ظاهری را هم با یک شماره نشان می دهیم: "صفر" برای برای یک قالب به طور کامل گرد، 5 برای قالبی که پهنای آن یک دوم طولش است و 7 برای تخت ترین و کشیده ترین بیضوی ها. ما نمی توانیم تنها با "یک تصویر" قالب چنین کهکشان هایی را تعیین کنیم؛ شاید اگر کهکشانی را از یک سوی دیگر ببینیم درجه ی فشردگی متفاوتی داشته باشد. روی هم رفته، کهکشان های بیضوی با گروه های ستاره ای پیر و مقدار گاز و گردوغبار کم (که برای ساخته شدن ستاره های نو مورد نیاز است) توصیف می شوند. مارپیچی ها در دو گروه "مارپیچی های معمولی" و "مارپیچی های بسته" دسته بندی می شوند. در مارپیچی های بسته، بازوها از یک میل گرد مستقیم که از کانونشان می گذرد بلند می شوند، حال آنکه مارپیچی های معمولی یک پیکربندی درونی S مانندتری دارند. مارپیچی های معمولی با S و مارپیچی های بسته با SB نشانه گذاری می شوند. هر دو گونه، به طور معمول، دربردارنده یک برآمدگی در کانونشان هستند؛ اغلب ویژگی های بسیاری را با کهکشان های بیضوی به اشتراک دارند. مارپیچی ها خود نیز به زیرمجموعه هایی دسته بندی شده اند که بر پایه ی پیچاپیچی و برآمدگی بازوها و اهمیت نسبی برآمدگی کانونشان تعیین شده اند. کهکشان های Sa یک برآمدگی درخشان و بازوهای به طور تنگاتنگ پیچ خورده دارند، حال آنکه کهکشان های Sc بازوهای مارپیچی نه چندان سفت و سختی دارند و برآمدگیشان به نسبت کم فروغ تر است. این زیرمجموعه ها (Sa – Sb – Sc – Sd) همتایانی در کهکشان های مارپیچی بسته دارند: SBa – SBb – SBc – SBd از آنجایی که جزئیات بیشتری در برخی از کهکشان ها دیده شده است زیرمجموعه هایی میانی نیز هرجا که نیاز باشد افزوده می شود که از این قرارند: Sab – Sbc – Scd – S0/a
گونه های کهکشانی بر پایه ی دسته بندی هابل. E برای نشان دادن کهکشان های بیضوی، S برای مارپیچی و SB برای مارپیچی های بسته به کار رفته اند.
برخی از کهکشان ها هیچ آرایش ویژه ای را نشان نمی دهند، چرا که یا برخی از رویدادهای تازه آن ها را به حالتی آشفته درآورده است و یا آنکه آن ها در اصل چرخش سازماندهی شده و جنبش های موجی یک کهکشان مارپیچی را ندارند. آن ها کهکشان های "نامنظم" نام دارند. آن هایی که پی آمدی از آشوب و اختلال بیرونی نیستند، در بسیاری از رابطه ها، گسترشی فراتر از زیرمجموعه ی مارپیچی Sd را شکل می دهند. مشاهده ها نشان می دهند که شمار بسیاری از کهکشان های خوشه ی Coma Berenices به یک دسته ی ویژه وابسته هستند که هابل آن ها را S0 نام نهاد. آن ها در قطب هایشان دارای پهن شدگی شدیدی هستند که خیلی بیشتر از کهکشان های بیضوی (و کمابیش همانند مارپیچی های معمولی) است. آنها هیچ ابر یا گاز کدر کننده ای ندارند و به مقدار کم و یا در اصل هیچ ساختمان مارپیچی نشان نمی دهند. بسیاری از کهکشان های S0 شناخته شده اند و آموختن و دانستن خاستگاه و سرشت آن ها داده های بسیاری درباره ی گذشته ی کهکشان ها به ما می دهد. برخی از بازنگری ها درباره ی دسته بندی هابل بسیار پرکاربرد نشان می دهند.Gerard de Vaucouleurs تمایزهایی را وابسته به این که آیا ساختارهای مارپیچی از یک هسته ی s شکل و یا یک حلقه ی درونی (r) و یا ترکیبی از آن دو (sr یا rs) ساخته شده اند نشان داد. او همچنین قالب های میانی SAB را در بین کهکشان های بسته و مارپیچی بازشناخت. این ابعاد تازه، جدایی بهتری از ساختار کهکشان ها را به ما نمایاند و راهی را برای آموختن جزئیات بیشتری از ویژگی های فیزیکی کهکشان های مارپیچی پیش روی ما گشود.Sidney van den Bergh اشاره داشت که مارپیچی های درخشان، بازوهای مارپیچی گسترش یافته و بلندی دارند. او همچنین یک دسته بندی بر پایه تابندگی که معیارش ساختار و شمار بازوهاست مطرح کرد؛ کهکشان های Sc I درخشان ترین و Sc V ها کم نورترین کهکشان های رده ی Sc هستند. به یاد بسپارید که این دسته بندی تنها بر پایه ی سیمای ظاهری کهکشان در ازای قدرمطلق یک کمیت وابسته ی آن است. برخی از کهکشان ها به خوبی با سامانه ی Hubble و یا متغیرهای آن تفسیر نشده اند، حتی مستثنی شدن "train wreck" ها که پی آمدی از برخوردهای کهکشانی هستند از آن جمله اند. به طور معمول در خوشه های پربار سامانه های بیضوی مانند بزرگی هستند که شاید میلیون ها سال نوری بیشتر از ناحیه هایی که یک بیضوی بزرگِ همانند آنها نشان می دهد گسترده باشند. از سوی یک برنامه که در Yerkes Observatory توسط W.W. Morgan انجام شد، نام cD بر اینها نهاده شد. کهکشان های "کوتوله" بسته به این که درجه ی تقارن و تراکم مرکزی شان چه اندازه است شاید نامنظم، بیضوی، یا کره وار باشند. کوشش های تازه تر روشن کرد که کهکشان های با درخشندگی بسیار کم باید گذشته ی به نسبت متفاوتی از مارپیچی های آشنا داشته باشند. تا هنگامی که بسیاری از اینها همانند ارواحی از کهکشان های مارپیچی معمولی به نظر می آیند، روشن نیست که چگونه به گونه های هابلی آشنای ما می پیوندند.
ما ستاره ها، گاز، و گردوغبار را در کهکشان ها می بینیم. ستاره ها در دامنه ی گسترده ای (از نظر عمر و جرم) پراکنده اند و به طور پیچیده ای با "فرآیندهای زایش و مرگ ستاره ای" به ماده ی میان ستاره ای پیوند می خورند. این به آن معناست که ما می توانیم گذشته ی کهکشان ها را بررسی و کاوش کنیم، هم با پژوهیدن جزئیات ساخته شدن یک کهکشان و هم با روش منحصر به اخترشناسی سنتی (نگریستن به نور کهکشان های بسیار دوردست هنگامی که بسیار جوان تر از امروز بوده اند). در پی گیری ساخته شدن کهکشان ها، نشانه های بی شماری درباره ی گروه های ستاره ای کنونی دیده می شود. گونه های ناهمسان ستاره ای (غول / کوتوله، داغ / سرد، غنی / تهی از عنصرهای سنگین) دارای الگوها و شدت مشخصه های متفاوتی در طیفشان هستند. در بیشتر کهکشان ها، ما تنها می توانیم طیف کلی شان را بنگریم، چنانکه یک رهیافت ریاضی محدودیت هایی را بر جمعیت کلی به ما می دهد ولی این رهیافت بدون فرض های افزوده (مانند نرخ یکدست ساخت ستاره ها، یا نسبت های پایستار جرم ستاره ای) به خوبی پاسخگو نیست. برای از میان برداشتن این پیچیدگی ها، مشاهده ی کهشکان های بسیار نزدیک که در آن ها می توان ستاره های درخشان تکی را دید تعیین کننده است. برخی از اجزای یک کهکشان در گونه های مشخصی از مشاهده ها نمایان تر هستند، چنانکه ماده ی میان ستاره ای و گونه هایی از ستاره ها را می توان جداگانه بررسی کرد. تابش رادیویی 21 cm هیدروژن تجزیه ناپذیر سرد با ارائه ی یک فهرست از ساختار گازی و ردیابی جنبش های درونی، آن جزء کهکشان را به خوبی ردیابی می کند. این گاز اغلب با زایش ستاره های نو همبستگی دارد؛ همچنین سردتر و چگال تر از هیدروژن خنثی است، اغلب با ساختار هیدروژن مولکولی است و از راه ردیابی مولکول CO (مونوکسید کربن) که خطوط طیفی را در گستره ی 1 تا 3 میلی متر گسیل می کند به خوبی مشاهده شده است. بیشتر ستاره های سنگین و جوان تابش فرابنفش بسیاری را گسیل می کنند، که شاید به وسیله ی گازهای پیرامون جذب و سپس بازگسیلش شده باشند مانند خط های طیفی دربردارنده ی H-alpha در ناحیه ی مرئی، چنانکه به کار گیری پالایه ها و تصویرپردازی ها نمایی از این ناحیه های یکتای ساخت ستاره را پیش روی ما می نهد (البته اگر این ناحیه ها در پس گردوغبار حایل پنهان نشده باشند). این گردوغبار خودش تابش های فروسرخ (طول موج های بلندتر) را گسیل می کند، از این رو ما می توانیم به مکان گردوغبار میان ستاره ای پی ببریم و ناحیه هایی را که با نور ستاره ای گرم شده اند موقعیت یابی کنیم. موج های فرابنفش را تنها می توانیم در داغ ترین ستاره ها که تابش های کافی گسیل می کنند ببینیم، همچنین این پهنه به ما اجازه ی ردیابی ناحیه های فعال ساخت ستاره را می دهد. و سر انجام، نگریستن به یک کهکشان در پهنه ی پرتوی X. در این ناحیه ما تنها می توانیم پرانرژی ترین جزءها را ببینیم – ستاره های دوتایی که در آن ماده به سوی یک ستاره ی نوترونی و یا یک سیاه چاله فرو می ریزد و دمای بسیار بالایی را آزاد می کند، تابش از گاز در میلیون ها درجه، و گاهی تابش از اختروَش (quasar) مرکزی – مانند نوکلئی های فعال که از آن رو که به اصطلاح فرآیندهای غیردمایی درگیر هستند شاید نشانگر درستی از دما را به ما ندهد.
یک نقشه ی رادیویی ( چپ بالا و نیز راست پایین) از کهکشان Centaurus A که بر روی یک تصویر نوری (در میانه ی تصویر) از آن روکش شده است.
گواهی استوار داریم که نشان می دهد ما درباره ی یکی از مهمترین سازه های کهکشانی، ماده ی تاریک، در نادانی هستیم. اگر گرانش بردی فراتر از هزاران سال نوری را به همان روشی پوشش دهد که مقیاس های کوچک تر (حرکت ستاره ها و گازها در کهکشان، و گاز و کهکشان ها در خوشه ها) را پوشش می دهد بایستی بیشتر جرم این سامانه ها نامرئی باشند. برجسته ترین بخش های این گواه استوار در اینجا آورده شده است: n خم های چرخشی یکنواخت در کهکشان های مارپیچی تندی اوربیتالی اندازه گرفته شده برای ماده ی بخش های بیرونی مارپیچی ها بی آنکه از میان برود کمابیش پایا با فاصله است، که نشان می دهد ما چرخشی بیرون از تراکم جرم اصلی را می بینیم.
خم چرخشی یک کهکشان مارپیچی. A مسیر پیش بینی شده است و B مشاهده شده. این "دوری"، فاصله از هسته ی کهکشان است.
n تندی کهکشان ها در خوشه ها همانند بخش پیشین، جنبش های اندازه گرفته شده ی کهکشان ها برای آن ها بسیار تندتر از آن است که بتواند آن ها را با گرانش ستاره های آشکاری که کهکشان ها دارند کنار هم نگه دارد. گاز داغ میان کهکشانی که با تابش پرتوی X آن آشکار شده است، جرمی را برابر با جرم ستاره ها به مجموعه ی ما می افزاید ولی باز هم یک ضریب 10 میان جرم های گرانشی و آشکار برجای مانده است! n گستره ی گاز داغ در خوشه های کهکشانی در دماهای مشاهده شده ی آن، مقدار جرم مورد نیاز برای نگه داشتنش به شیوه ی گرانشی قابل مقایسه با جنبش های کهکشانی برآورد شده است. در واقع، در بسیاری از موردها گاز به عنوان یک نقشه ی معتبر مورد توجه است. از آنجایی که یک خوشه تنها دربردارنده ی شمار بسیاری کهکشان است؛ و نیز از آنجا که گاز داغ یک میانجی پیوسته است، چنانچه بتوان آن را با جزئیات هرچه بیشتر مشاهده کرد به کهکشان ها اجازه می دهد تا به عنوان ذرات ردیاب عمل کنند.
سرشت این ماده ی ناپیدا فریبنده است و یک شکارگاه گسترده را برای هر دو گروه مشاهده گرها و نظریه پردازان فرآهم می آورد. پیشنهادها از این قرارند: ستاره های کوتوله ی قهوه ای، اشیای برجیس گونه (Jupiter-like)، سیاه چاله های کوانتومی ساخته شده در جهان آغازین، و شاید شمار بسیاری از ذره های ناشناخته که از جهان آغازین برجای مانده اند. کاوش های آزمایشگاهی و اخترشناسانه ی هماهنگ هنوز نمی توانند به ما بگویند که چه چیزی بیشترین ماده ی جهان را ساخته است. ما با فن آوری ودستگاه های پیشرفته مان (!) به درک شایسته ای از تنها 10 درصد کیهان رسیده ایم.
برآوردهای آغازین از کهکشان ها نشان داد که ناحیه هایی معین از آسمان بیشتر از سهمشان دربردارنده ی کهکشان هستند. چنین کانون های کهکشانی مانند "خوشه ی کهکشانی دوشیزه"( Virgo) پیش از آن که سرشت و ساختار کهکشان ها دانسته شود شناخته شده بوده اند. آمارهای کامل تر نشان داده اند که پراکندگی کهکشان ها در فضا ناهمانند با دریای کهکشانی یکنواختی است که در آغاز می پنداشتیم. با کهکشان هایی که در سامانه های گوناگون آرایش یافته اند این موضوع تایید می شود. این سامانه ها از این قرارند: گروه ها، خوشه هایی با هزاران عضو، ابَر خوشه ها، و حتی لایه ها و زبانه های بزرگتری که سرتاسر جهانی که دیده می شود و می توان نقشه برداری کرد را پوشش می دهند!
شش گانه ی Seyfert یک نمونه از گروه های کهکشانی فشرده است. تصویر از تلسکوپ فضایی هابل.
خوشه ها، همانند کهکشان ها، در دسته های گوناگونی جای می گیرند. غنی ترین و چگال ترین خوشه ها اغلب گرد هستند، حال آن که خوشه های کم چگال تر ساختاری تخت یا نامنظم دارند. محیط خوشه ای بازتابنده ی ساختار کهکشانی آن است. محیط های چگال مانند هسته های خوشه اغلب تنها با کهکشان های بیضوی و S0 انباشته شده اند و کمابیش تهی از گازند و ستاره ای در آن ها ساخته نمی شود. محیط های کم چگال تر می توانند، به همان اندازه، کهکشان های مارپیچی و نامنظم را دربرداشته باشند. این نسبت چگالی شناسی یک پرسش محیط وراثتی سنتی را مطرح می کند؛ آیا هرگز کهکشان های مارپیچی در آن ناحیه هایی که شاید یک روز خوشه های غنی بوده اند شکل گرفته اند، یا این که آیا آنها به روشی نابود شده اند و یا این که به چنین خوشه هایی تبدیل شده اند؟ داوری ها همچنان ناکامل و غیرقاطع هستند. به هر روی، گواهی استوار داریم که می گوید در گذشته مارپیچی ها در برخی از خوشه ها پرشمار بوده اند و با عامل های بیرونی به بیضوی ها و سامانه های S0 دگرش یافته اند. چنین سازوکارهای دگرش یابی از راه ادغام کهکشان ها انجام می شود، که این هم، در سرعت های بالای برخوردهای خوشه ای امروزین متداول نیست، شاید در دوران آغازین متداول بوده است. سازوکار دگرش یابی دیگری که مطرح است از این که خوشه ها دربردارنده ی مقداری از گونه ای گاز میان کهکشانی واسطه هستند، سخن می گوید. یک چنین واسطه ای با کمک ماهواره های ستاره شناسی پرتوی X اولیه یافته شد، و بودن آن در همه جای خوشه ها و حتی گروه های کهکشانی آشکار شده است. جنبش های نامنظم در خوشه این گاز را تا دمای 10,000,000 درجه ی کلوین گرم می کند که پی آمدش دیده شدن گاز به کمک تابش پرتوی X آن است. این گاز، به طور نوعی، همان اندازه جرم دارد که ستاره ها در کهکشان های پیدا دارند و همچنان که کهکشان ها در این گازها حرکت می کنند یک باد بیرونی را پدید می آورند و این پدیده در اصل می تواند چنان نیرومند باشد که گاز را به بیرون از کهکشان مارپیچی "بروبَد". در یک مارپیچی تهی از گاز ساخته شدن ستاره از ادامه باز می ایستد. و بی درنگ همانند یک S0 خواهد شد. مشاهده های موشکافانه در خوشه های محلی مانند خوشه ی "دوشیزه" در واقع این چنین نشان می دهند که مارپیچی های نزدیک به مرکز، بخش های بیرونی پراکندگی گازیشان را از دست داده اند. بررسی های موشکافانه درباره ی دوری و گرایش به سرخ کهکشان های نزدیک، سیمایی پویا به دانش ما از خوشه ها داده اند و همچنان گسترده تر و کامل تر می شوند. در دوری های بسیار بزرگ، گرانش یک خوشه تاثیر بیشتری بر جنبش های کهکشان های دور و بر خود می گذارد، چنان که کهکشان ها در دوری های بزرگ تر سرانجام بر ضد انبساط جهان به گرد یکدیگر می چرخند و در پایان در خوشه فرو می ریزند. گروه کهکشان های محلی خودمان جنبشی آشکار به سوی خوشه ی "دوشیزه" (یا دقیق تر، به سوی کانون ابَر خوشه ی محلی) دارد و این چنین جنبش های بزرگ مقیاس در نزدیکی بسیاری از خوشه های نزدیک دیده می شود. در این مفهوم، آغاز تاریخ کیهانی ساخته شدن خوشه های کهکشانی "اکنون" است!
منبع ها: 1. بخش اخترشناسی دانشگاه Alabama: http://www.astr.ua.edu/goodies/data_resources/galaxies.text 2. http://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy
|
© خورشیدوش | 1386 - 1385