نیمه شب 22 تیرماه 1403 من و دوستانم در گشت رصدی که توسط انجمن نجوم آیاز تبریز در پیست اسکی سهند برگزار شد شرکت کرده بودیم.
عکس زیر یکی از عکسهایی هست که از این شب به یادگار مانده است.
سیارات
سَیاره یا اپاختر یک جرم آسمانی است که در حرکتی مداری به دور یک ستاره یا بقایای ستارهای میگردد؛ جرم آن به اندازهای است که تحت تأثیر نیروی گرانش خود گِرد شود؛ اما جرم آن بقدری زیاد نیست که سبب همجوشی هستهای شود و طبق نظر اتحادیهٔ بینالمللی اخترشناسی اما نه همهٔ دانشمندان سیارهشناس همسایگی خود را از سیارکها پاکسازی کردهباشد. کلمه سیّاره از سیر کردن و گردیدن میآید. سیّاره ممکن است الزاماً به دور مرکز یک ستاره نچرخد بلکه این چرخش حول مرکز جرم سیستم یا همان منظومه خواهد بود. در منظومه شمسی به جز زمین، پنج سیاره اغلب با چشم غیرمسلح قابل دیدن هستند.
برای یک ناظر زمینی سیارات با نوری ثابت (بدون چشمک زدن) بر روی دایره البروج قابل رویت هستند.
سیارات منظومهٔ شمسی به دو دسته کلی تقسیم میشوند: سیارههای غولپیکر کمچگالی و سیارههای کوچکتر زمینسان سنگی. بنا بر تعاریف اتحادیه بینالمللی اخترشناسی، هشت سیاره در منظومه شمسی وجود دارند. به ترتیب افزایش فاصله از خورشید، چهار سیارهٔ سنگی عطارد، زهره، زمین و مریخ قرارگرفتهاند و پس از آنها چهار غول گازی مشتری، زحل، اورانوس و نپتون قرار گرفتهاند. شش سیاره از این هشت سیاره، یک یا چند قمر طبیعی دارند که به دور آنها میگردند.
چندین هزار سیاره در اطراف ستارگان (سیارات برونخورشیدی یا برونسیارهها) دیگر در کهکشان راه شیری کشف شدهاند: تا تاریخ یکم ژوئیهٔ ۲۰۲۱، ۴٬۷۷۷ سیارهٔ برونخورشیدی در ۳۵۳۴ سامانهٔ سیارهای (که ۷۸۵ تا از آنها سامانههای چندسیارهای هستند) کشف شده که اندازههای آنها از سیاراتی در اندازهٔ کمی بزرگتر از ماه تا غولهای گازی با بزرگی دوبرابر مشتری متغیر است. از میان آنها بیش از ۱۰۰ سیاره هماندازهٔ زمین هستند که فاصلهٔ ۹ تای آنها از ستارههایشان به اندازهٔ فاصلهٔ زمین از خورشید، یعنی در محدودهٔ کمربند حیات است.
در مورد چگونگی پیدایش سیارات، هنوز اطلاع قطعی وجود ندارد. نظریه پیشتاز این است که سیارات در حین فروریختن یک سحابی و تبدیل آن به به قرص نازکی از گاز و غبار شکل میگیرند. در پی این فروریزی یک پیشستاره در هسته تشکیل میشود که قرص پیشسیارهای چرخانی آن را دربرگرفتهاست. از طریق برافزایش (یک فرایند برخورد چسبنده) ذرات غبار قرص به شکل پایداری در کنار هم انباشته میشوند تا اجسامی بزرگتر تشکیل دهند. تجمعهای محلی جرم به نام سیارات خرد شکل میگیرند و با بهرهگیری از جاذبه گرانشی فرایند برافزایش را تسریع میکنند. این تجمعها مرتباً چگالتر میشوند تا اینکه سرانجام بر اثر گرانش به درون فرو ریخته و پیشسیارهها را تشکیل میدهند پس از آنکه قطر سیاره از ماه بزرگتر شد، شروع به انباشتن یک اتمسفر گسترده میکند و از طریق پدیده پسار اتمسفری (نیروی مقاوم شاره)، سرعت جذب سیارات خرد آن بسیار افزایش مییابد. وقتی یک پیشستاره بهاندازهای بزرگ میشود که شعلهور گردد و ستارهای بهوجود آید، قرص باقیمانده توسط پدیدههای تبخیر فوتونی، بادهای خورشیدی و کشش پوینتینگ-رابرتسون از درون به خارج رانده میشود. پس از آن ممکن است که هنوز پیشسیارههای زیادی در حال گردش به دور ستاره یا یکدیگر باشند، اما به مرور زمان با هم برخورد کرده یا تشکیل یک سیاره بزرگتر یا اینکه مواد آنها پراکنده میشود تا جذب پیشسیارهها و سیارههای بزرگتر شود. آن اجسامی که به اندازه کافی پرجرم میشوند، بیشتر مواد موجود در همسایگی خود را جذب میکنند و تشکیل سیاره میدهند. در این میان، پیشسیاراتی که از برخوردها دوری کردهاند، یا از طریق جذب گرانشی به قمرهای طبیعی این سیارات تبدیل میشوند یا اینکه در کمربندهایی در کنار اجسام دیگر باقیمانده و تبدیل به سیاره کوتوله و اجرام کوچک میشوند.
لیست سیارات منظومه شمسی:
- عُطارِد (Mercury)
- زهره (Venus)
- زمین (Earth)
- مریخ (Mars)
- مشتری (Jupiter)
- زُحل (Saturn)
- اورانوس (Uranus)
- نپتون (Neptune)
کوتوله قهوه ای (Brown Dwarfs)
کوتولههای قهوهای (Brown Dwarfs) نوعی از اجرام آسمانی هستند که به عنوان “ستارههای ناکام” شناخته میشوند. این اجرام بین ستارههای معمولی و سیارات غولپیکر قرار دارند و ویژگیهای خاصی دارند که آنها را از هر دو دسته متمایز میکند.
ویژگیهای کوتولههای قهوهای:
1. جرم: کوتولههای قهوهای معمولاً جرمی بین ۱۳ تا ۸۰ برابر جرم سیاره مشتری دارند. آنها به اندازه کافی بزرگ نیستند که بتوانند فرآیندهای هستهای مشابه ستارهها را آغاز کنند.
2. عدم همجوشی هیدروژن: در حالی که ستارهها میتوانند هیدروژن را به هلیوم همجوشی کنند و انرژی تولید کنند، کوتولههای قهوهای به دلیل جرم ناکافی، نمیتوانند این فرآیند را آغاز کنند. به همین دلیل، آنها به عنوان “ستارههای ناکام” شناخته میشوند.
3. دما: دمای سطح کوتولههای قهوهای معمولاً بین ۳۰۰ تا ۲۵۰۰ کلوین است. این دما به آنها رنگ قهوهای میدهد و به همین دلیل به این نام شناخته میشوند.
4. نورانی بودن: کوتولههای قهوهای به دلیل دمای پایینتر خود، نورانی نیستند و معمولاً با چشم غیرمسلح قابل مشاهده نیستند. آنها بیشتر در ناحیه مادون قرمز طیف الکترومغناطیسی قابل مشاهده هستند.
5. تشکیل: کوتولههای قهوهای معمولاً در فرآیندهای مشابه تشکیل ستارهها به وجود میآیند، اما به دلیل عدم رسیدن به جرم کافی، نمیتوانند به ستارههای کامل تبدیل شوند.
در زیر به برخی از کوتولههای قهوهای معروف اشاره میشود که به دلیل ویژگیهای خاص یا تحقیقات علمی مورد توجه قرار گرفتهاند:
1. Luhman 16: این سیستم شامل دو کوتوله قهوهای به نامهای Luhman 16A و Luhman 16B است. این دو کوتوله قهوهای نزدیکترین سیستم کوتوله قهوهای به زمین هستند و در فاصله حدود ۶.۵ سال نوری از ما قرار دارند.
2. Gliese 229 B: این کوتوله قهوهای یکی از اولین کوتولههای قهوهای شناسایی شده است و در سیستم ستارهای Gliese 229 قرار دارد. Gliese 229 B به دلیل ویژگیهای خاص خود و دما و ترکیب شیمیاییاش مورد توجه قرار گرفته است.
3. Teide 1: این کوتوله قهوهای در سال ۲۰۰۱ کشف شد و در فاصله حدود ۱۰ سال نوری از زمین قرار دارد. Teide 1 به عنوان یکی از نزدیکترین کوتولههای قهوهای به زمین شناخته میشود.
4. Kelu-1: این کوتوله قهوهای در سال ۲۰۰۰ کشف شد و به عنوان یکی از نزدیکترین کوتولههای قهوهای به زمین شناخته میشود. Kelu-1 در فاصله حدود ۱۸ سال نوری از ما قرار دارد.
5. 2MASS J12073346-3932545: این کوتوله قهوهای به عنوان یکی از سردترین کوتولههای قهوهای شناخته میشود و دماهای بسیار پایینی دارد. این کوتوله قهوهای در فاصله حدود ۱۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد.
این کوتولههای قهوهای به دلیل ویژگیهای خاص خود و نقش آنها در تحقیقات نجومی، مورد توجه قرار گرفتهاند و به ما کمک میکنند تا درک بهتری از فرآیندهای تشکیل ستارهها و سیارات داشته باشیم.
کوتوله سفید (White Dwarf)
در علم نجوم، “کوتوله سفید” (White Dwarf) به نوعی ستاره اشاره دارد که در مراحل پایانی زندگی خود قرار دارد. این ستارهها معمولاً از ستارههای مشابه خورشید به وجود میآیند و پس از پایان فرآیندهای هستهای خود، به این مرحله میرسند.
ویژگیهای کوتولههای سفید:
1. حجم کوچک: کوتولههای سفید معمولاً اندازهای مشابه زمین دارند، اما جرم آنها میتواند تا حدود ۱.۴ برابر جرم خورشید باشد.
2. چگالی بالا: این ستارهها دارای چگالی بسیار بالایی هستند. به طوری که یک قاشق چایخوری از ماده آنها میتواند به وزن چند تن برسد.
3. نورانی بودن: کوتولههای سفید به دلیل دمای بالای سطحی خود، نورانی هستند، اما به تدریج با گذشت زمان سرد میشوند و نور آنها کاهش مییابد.
4. پایان عمر ستاره: کوتولههای سفید معمولاً نتیجه انفجار سوپرنوا یا از دست دادن لایههای بیرونی یک ستاره بزرگتر هستند. پس از این فرآیند، هسته باقیمانده به صورت یک کوتوله سفید باقی میماند.
5. مدت زمان طولانی: کوتولههای سفید میتوانند میلیاردها سال به آرامی سرد شوند و در نهایت به یک “کوتوله سیاه” تبدیل شوند، که در واقع یک مرحله نهایی و غیرقابل مشاهده از ستارهها است.
کوتولههای سفید به عنوان یکی از مراحل مهم در چرخه زندگی ستارهها شناخته میشوند و مطالعه آنها به ما کمک میکند تا درک بهتری از فرآیندهای نجومی و تکامل ستارهها داشته باشیم.
کوتوله های سفید معروف:
در علم نجوم، چندین کوتوله سفید معروف وجود دارند که به دلیل ویژگیهای خاص یا تحقیقات علمی مورد توجه قرار گرفتهاند. در زیر به برخی از این کوتولههای سفید اشاره میشود:
1. سیرس (Sirius B): این کوتوله سفید بخشی از سیستم ستارهای سیرس است که شامل دو ستاره میباشد. سیرس B در واقع یک کوتوله سفید است که به دور سیرس A، یک ستاره اصلی، میچرخد. این کوتوله سفید اولین کوتوله سفیدی بود که در سال ۱۸۴۴ شناسایی شد.
2. وگای (Vega): اگرچه وگا به عنوان یک ستاره اصلی شناخته میشود، اما در واقع یک کوتوله سفید به نام وگا B نیز در این سیستم وجود دارد. وگا یکی از درخشانترین ستارهها در آسمان شب است.
3. گلیزه ۵۸۱ (Gliese 581): این سیستم ستارهای شامل یک کوتوله سفید به نام گلیزه ۵۸۱ d است که به دلیل وجود سیارات قابل سکونت در اطراف آن مورد توجه قرار گرفته است.
4. پروکسیما قنطورس (Proxima Centauri): این کوتوله سفید نزدیکترین ستاره به زمین است و بخشی از سیستم ستارهای قنطورس است. پروکسیما قنطورس به عنوان یک کوتوله قرمز شناخته میشود، اما در واقع یک کوتوله سفید نیز در این سیستم وجود دارد.
5. آرکتوروس (Arcturus): این ستاره یکی از درخشانترین ستارهها در آسمان شب است و در واقع یک کوتوله سفید به نام آرکتوروس B نیز در این سیستم وجود دارد.
این کوتولههای سفید به دلیل ویژگیهای خاص خود و نقش آنها در تحقیقات نجومی، مورد توجه قرار گرفتهاند و به ما کمک میکنند تا درک بهتری از فرآیندهای ستارهای و تکامل آنها داشته باشیم.
ستارگان
سِتاره یا اَختَر یک شیء آسمانی درخشان و گویوار (تقریباً کروی) است که از پلاسما تشکیل شده و انسجام خود را توسط نیروی گرانش خود حفظ میکند. نزدیکترین ستاره به زمین خورشید و پس از آن پروکسیما قنطورس است. ستارگانِ قابل دیدن در شب از روی زمین، بهدلیل فاصلهٔ بسیار دورشان، به شکل نقاطی ثابت (گاهی چشمکزن) و روشن دیده میشوند. در طول تاریخ، گروههای ستارههای برجستهتر، بهنام صورتها و صورتوارههای فلکی، گروهبندی شده و روشنترین ستارگان نیز نامگذاری شدهاند.
یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، بهدلیل همجوشی هستهای هیدروژن به هلیم در مرکز آن، میدرخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره میگذرد و به فضای بیرونی اطراف تابیده میشود. وقتی ذخیرهٔ هیدروژن در هستهٔ یک ستاره رو به اتمام میرود، تقریباً تمام عناصر طبیعی سنگینتر از هلیم از طریق هستهزایی، یا در برخی از ستارگان از طریق هستهزایی ابرنواختری در هنگام انفجار آنها پدید میآیند. ستاره در اواخر عمر خود ممکن است شامل ماده تباهیده نیز باشد. ماده تباهیده مادهای است که چگالی آن به طرز غیرمعمولی زیاد است، به گونهای که عامل اصلی فشار آن را میتوان به اصل طرد پاولی نسبت داد. فشار حفظ شده توسط بدنه یک جسم تباهیده را فشار تبهگنی مینامند و از آنجا ناشی میشود که بنا بر اصل طرد پاولی ذرات تشکیل دهنده نمیتوانند وضعیتهای کوانتومی یکسانی را اشغال کنند.اخترشناسان با بررسی حرکت ستارهها در فضا، درخشندگی آنها و طیفسنجی نجومی میتوانند جرم، سن، فلزینگی (ترکیب شیمیایی ستاره) و سایر ویژگیهای ستارهها را بهدستآورند. جرم کلی یک ستاره تعیینکنندهٔ مراحل تکامل و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در طول عمر ستاره متغیر هستند.
عمر یک ستاره از رمبش گرانشی یک سحابی گازی آغاز میشود که عمدتاً شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی میرسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هستهای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد میشود. سایر قسمتهای داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای تابش و همرفت به بیرون انتقال میدهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری میکند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان میرسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰٫۴ بار از خورشید بزرگتر باشد، منبسط شده و تبدیل به غول سرخ میگردد.
اصل حاکم بر ستارهها یکسان است: ستارهها با همجوشی اتمها در هستهٔ خود، تولید نور و گرما میکنند. این راز زندگی ستارگان است. زمانیکه به آسمان شب نگاه میکنید اجرام مختلفی را میبینید. برای مثال ممکن است ماه را ببینید. گاهی ممکن است نقاط روشنی را ببینید که مانند ستارهها چشمک نمیزنند. این نقاط روشن سیارات هستند. اگر تلسکوپ یا دوربین دو چشمی داشته باشید میتوانید برخی قمرهای سیارات را هم اطراف آنها ببینید و از حملهٔ آنها چهار قمر روشنتر سیارهٔ مشتری را هم احتمالاً بتوانید ببینید. اما در اغلب شبهای تاریک و صاف تنها ستارگان را میبینید.
تولد ستارگان در ناحیههایی از فضا که نام سحابی دارند صورت میگیرد بدین صورت که ملکولهای هیدروژن که در ناحیههای بزرگی از فضا پراکنده هستند آرام آرام به هم نزدیک میشوند و زمانی که ستاره به تعادل هیدرودینامیکی برسد پیشستاره و زمانی که بتواند همجوشی هستهای انجام دهد تا انرژی خود را آزاد کند یک ستارهٔ رشته اصلی بهشمار میآید. حداقل جرم ستاره برای سوزاندن هیدروژن ۰٫۱ جرم خورشید، سوزاندن هلیوم ۰٫۴ جرم خورشید، سوزاندن کربن ۵ برابر جرم خورشید و سوزاندن نئون نیاز به جرمی برابر ۸ جرم خورشید دارد.
رشتهٔ اصلی در ستارهشناسی، به منحنیای در نمودار هرتسپرونگ راسل که بیشتر ستارگان در آن قرار دارند، گفته میشود. رشته اصلی طبقهای از ستارگان را شامل میشود که بین درخشندگی، اندازه و دمای آنها رابطهٔ پایداری وجود دارد و یک ستاره در میانسالی به این حالت میرسد. سن کنونی خورشید ما سن میانسالی است.
به ستارگانی که در این نمودار بر روی این رشته و منحنی قرار گرفته اند ستارگان رشتهٔ اصلی یا ستارگان کوتوله گفته میشود.
آشنایی با المپیاد نجوم
دانش آموزان زیادی علاقمند به حوزه نجوم و اخترفیزیک هستند و هر سال داوطلبان مستعد و مشتاقی در المپیاد نجوم با یکدیگر رقابت میکنند. المپیاد نجوم بصورت داخلی در ایران از سال ۱۳۷۳ برگزار شده است.
و نفرات برتر این المپیاد به المپیاد جهانی راه میابند.
المپیاد نجوم و اخترفیزیک در ایران بین پایه های دهم و یازدهم و در سه مرحله انجام میشود.
مرحله اول :
این مرحله در اواخر بهمن ماه برگزار میشود و داوطلبان باید ۳۵ سوال تستی را پاسخ دهند برای قبولی در این آزمون حداقل ۱۰ الی ۱۵ درصد کف قبولی را باید بدست بیاورند.تقریبا ۶۰۰ تا ۸۰۰ دانش آموز در این مرحله از سراسر کشور قبول میشوند.
مرحله دوم:
دانش آموزانی که در مرحله اول قبول شده اند میتوانند وارد مرحله دوم شوند این مرحله در اوایل اردیبهشت ماه برگزار میشود. در این مرحله ۶ تا ۱۰ سوال بصورت تشریحی خواهد بود. در این مرحله ۴۰ نفر از کسانی که حداقل ۲۸ تا ۴۰ درصد نمرهکل آزمون را گرفتهاند، پذیرفته میشوند. ۴۰ نفر پذیرفته شده بهمدت دو ماه و نیم در کلاسهای فشرده باشگاه دانش پژوهان جوان شرکت میکنند و مباحث پیشرفته و پیچیده مربوط به نجوم و اختر شناسی را یاد میگیرند.
مرحله سوم:
برنامه ریزی برای المپیاد نجوم مرحله سوم انجام میشود و ۴۰ نفر برگزیده مرحلهی قبلی در آزمون تئوری و عملی شرکت میکنند تا رنگ مدالهایشان مشخص شود. ۱۰ نفر اول مدال طلا و بقیه مدال نقره و برنز میگیرند. نمرههای خیلی پایین هیچ مدالی نمیگیرند و فقط دیپلم افتخار شرکت در المپیاد نجوم دریافت میکنند. ده نفر برنده مدال طلا، به جای نشستن سر کلاسهای سال دوازدهم، مدت ۶ ماه در کلاسهای آمادگی دانش پژوهان شرکت میکنند. بعد از پایان کلاسهای آمادگی آزمون تئوری و عملی برگزار میشود، ۵ نفر اول، تیم الف را تشکیل میدهند و به المپیاد جهانی فیزیک و اختر شناسی اعزام میشوند. ۵ نفر بعدی هم به عنوان تیم مهمان در المپیاد جهانی شرکت خواهند کرد.
مباحث المپیاد نجوم و اخترفیزیک
مباحثی که در المپیاد فیزیک دانش آموزان با آن روبرو میشوند شامل پنج سرفصل کلی میباشد: نجوم کروی، اخترفیزیک، مکانیک سماوی، کیهان شناسی، ابزارشناسی و رصد.
آشنایی با اختر فیزیک
اخترفیزیک یکی از شاخههای فیزیک است که به ویژگیهای فیزیکی ستارگان میپردازد. این شاخه به فیزیک ستارگان، فضای میان ستارهای، تولد و مرگ اجرام فضایی میپردازد.