نمايی از IC 4678  در صورت فلکی قوس . به سحابی ، توده ستاره ها و نواحی تاريک توجه کنيد

سحابی سه تکه(M20) يکی زيباترين اجرام آسمان تابستان 

 M104 از ديد اسپيتزر

تصوير ام ۱۰۴ از نور فرو سرخ  و مرئی و ترکيبی از اين دو.

اسپیتزر بار دیگر شگفتی آفرید . اسپیتزر تلسکوپ فضایی ناسا در حالی که دوربین های مادون قرمز خود را بر روی کهکشان  سامبرو ام 104 تنظیم کرده بود توانست تصویری تماشایی شکار کند . نکته ی قابل توجه اینکه این کهکشان در نور مرئی به کلاه لبه پهن مکزیکی شبیه است در حالی که در این عکس فرو سرخ بیشتر با روزنه ای گرد شباهت دارد تا یک کلاه ! تصویر کامل اسپیتزر نشان میدهد صفحه ی کهکشان اندکی تاب برداشته  است که اصولا به دلیل مواجه شدن با نیروی گرانشی کهکشانی دیگر یا نواحی انبوه ( شکل گیری ستاره ای) واقع در لبه های خارجی حلقه میباشد . اسپیتزر گسیلی از فرو سرخ را آشکار کرد که این تابش تنها مربوط به

حلقه ای ان نبود بلکه سرچشمه آن از مرکز کهکشان بود . سیاهچاله ای با جرم عظیم

آن سوی ماه: دنیایی تقریباً جدید

نوشته: چارلز وود

برگرفته ازمجله: 2006 Sky & Telescope  

برگردان از : آقاي منصور کاهه -عضو انجمن نجوم آماتوري ايران

 

پس از حدود 50 سال از شرع کاوشها در منظومه شمسی، اکنون به همه سیارات و بسیاری اجرام کوچکتر فضاپیما فرستاده ایم و با آنها بیشتر آشنا شده ایم، از تیر با سطح چروکیده اش تا نپتون با لکه تاریک بزرگش. اما سرزمین بزرگی در منظومه شمسی  به ندرت دیده شده و تقریباً فراموش شده است: سمت دیگر ماه.

طعنه آمیز است که سمت دیگر ماه اولین پهنه آسمانی جدید بود که در سپیده دم عصر فضا مورد کاوش قرار گرفت. اتحاد جماهیر شوروی سابق در اکتبر1959 کاوشگر لونا 3 (Luna 3) را به پشت ماه فرستاد تا تصاویری دانه دانه دار را از آن ارسال کند. جهان از این کار بزرگ شگفت زده شد؛  کاوشهای فضایی سرزمینهای پنهانی را آشکار کرد که فکرها و تخیلات را برای قرنها به خود مشغول کرده بود. اما تا زمانی که برنامه اربیتر(Orbiter) ایالات متحده آمریکا در 1966و1967 به تحقق پیوست، تصاویر خوبی از پشت ماه نداشتیم تا منظره غیر آشنایی از ماه را ببینیم که دریاهای تیره و گسترده ماه که در سمت نزدیک آن فراوان است، در آن نباشد.

فضانوردان آپولو نیز در حین بررسی ماه بین سالهای 1968تا1972 تصاویر تماشایی و خارق العاده ای از آن گرفتند، اما به دلیل آنکه محل فرود و نمونه برداری آنها از سنگهای ماه در سمت نزدیک آن بود تقریباً تمام مطالعات بعدی وابسته، مربوط به سمت آشنای ماه که رو به زمین است بود.

منظره ای جدید

این روند باید در ژانویه 1994 تغییر می یافت، اما چنین نشد. وزارت دفاع ایالات متحده برای نمایش قابلیتها و توانمندیهای حسگرهای کوچک که برای برنامه جنگ ستارگان تهیه و تولید شده بود فضاپیمای کوچک کلمنتین(Clementine)  را به دور ماه فرستاد. کلمنتین بیش از 2میلیون عکس دیجیتالی از ماه گرفت که برای اولین بار تمام سطح ماه را پوشش می داد و در تهیه تصویر از ماه بسیار مؤثر بود. این عکسها هر کدام سطح کوچکی از ماه را نشان می داد. دانشمندان نقشه بردار زمین شناسی آمریکا (USGS) در Flagstaff در آریزونا جزء گروهی بودند که این عکسهای کوچک را در دو نمای مرکب از سمت نزدیک و دور ماه در کنار یکدیگر چیدند. متاسفانه تصاویر کلمنتین اغلب بی فایده بودند، زیرا بیشتر ماه تحت روشنایی زیاد خورشید، مشابه نماهای ماه بدر که از زمین دیده می شود، عکسبرداری شده بود. بنابراین بیشتر عکسهای USGSچون گوهرهای نتراشیده دیجیتالی به وب سایت آژانس (http://astrogeology.usgs.gov/project/celementine) پیوست.

وقتی به عکسهای کلمنتین برخوردم از تفاوت دو چهره ماه شگفت زده شدم. می دانستم که دریا (Maria) در سمت دیگر ماه خیلی کم است، اما عکسها این مطلب را کاملاً مجسم می کرد و بعد پی بردم که قبلاً هرگز عکس درستی از سمت دیگر ماه ندیده بودم، زیرا عکسی وجود نداشت! تمام مطالعات در مورد سمت دیگر ماه با کنار هم گذاشتن تصاویر اربیتر و آپولو(Apollo) انجام شده بود که به صورت مایل گرفته شده بودند. با کلمنتین برای اولین بار کل سمت دیگر ماه را در یک روشنایی و در یک نظر دیدیم. مکانی ناآشنا با ویژگیهای منحصر به فردی که در سمت رو به زمین ناشناخته است و سزاوار توجه ما می باشد.

عکسهای کلمنتین از سمت دیگر ماه به وضوح تکه های گدازه های ماریا و دهانه هایی با پرتوهای روشن را نشان می دهد. اما نبودن دریاها به طور گسترده در سمت دیگر ماه، شکل یکنواختی  به آن می دهد که کمتر قابل تشخیص می باشد، بنابراین سخت تر است که راه خود را به اطراف پیدا کنید. اگر سمت دیگر ماه رو به زمین بود،نبودن نوروطرحهای تیره کارمردم باستان را در شناسایی صورتها و خرگوش در سطح ماه دشوارتر می کرد.

 

سمت نزدیک ماه

بیایید برای درک عجیب بودن سمت دیگر ماه، آنچه را درباره نیمکره رو به زمین می دانیم با هم مرور می کنیم.

ماه 5/4میلیارد سال پیش از باقیماندههای برخورد عظیم یک سیاره نخستین با زمین که به فضا پرتاب شدند شکل گرفت. مواد پرتاب شده در اثر این برخورد به شدت ضربه خورده یا ذوب شده بودند، بنابراین گازهای خود و به خصوص آب را از دست دادند. ماه از به هم پیوستگی( جمع شدن در اثر نیروی جاذبه) این باقیمانده ها در نزدیکی زمین شکل گرفت. در این فرایند، حرارت عظیم ناشی از برخورد سریع، قمر تازه شکل گرفته را ذوب کرد. فلزات ته نشین شدند تا هسته ماه را تشکیل دهند و مواد سبکتر سرشار از کلسیم به روی سطح شناور شدند: سرباره هایی بر روی اقیانوس سراسری از ماگما. پوسته بالاخره سرد شد و لایه ای به عمق 60کیلومتر( 40مایل) تشکیل داد که غالب آن را آنورتوسیت (Anorthosite) تشکیل می دهد – سنگی که عمدتاً از پلاجیوکلاس (Plagioclase) معدنی غنی از کلسیم ساخته شده است. رنگ نسبتاً روشن پلاجیوکلاس توجیهی برای نواحی درخشان در ارتفاعات ماه می باشد

همچنان که در این تصویر دیده می شود، گودال مسکوینس (Moscovience)  از کف دریای تیره بزرگتر است. این تصویر قبل از دوران تصویر سازی دیجیتالی، از ترکیب فیلمهای ضبط شده توسط Orbiter متعلق به ناسا تهیه شده است.

 

ماه اولیه همچنان با خرده های باقیمانده از تشکیل آن و نیز سایر اجرام باقیمانده از تولد منظومه شمسی بمباران می شد. این مرجله تشکیل دهانه های اولیه، شامل پرتابه هایی به بزرگی کوه بود که فرورفتگیهای ایجاد شده از برخوردهای کوچکتر را پر می کردند. دهانه های آتشفشانی کوچکتر از حدود 15کیلومتر مانند یک کاسه ساده هستند، اما در دهانه های بزرگتر دیواره ها فرو ریخته و ایجاد شیب و پله می کنند و لایه های زیرین، بالا آمده و یک قله مرکزی به وجود می آورد. تیکو (Tycho) به قطر 85 کیلومتر و کپرنیک (Copernicus)  به قطر 93کیلومتر نمونه هایی از این دهانه های پیچیده هستند که برای هر استفاده کننده از تلسکوپ شناخته شده اند.

هنگامی که اثر برخورد بیشتر از 300 کیلومتر باشد قله مرکزی با یک حلقه مرکزی جایگزین می شود. در قطرهای بزرگتر از 400 کیلومتر حلقه های هم مرکز خارجی نیز تشکیل می شود. بعلاوه، مواد کند شده نواحی اطراف را تا صدها کیلومتر می پوشانند و تکه های بزرگ سرگردان پس از برخورد حدود 100کیلومتر دورتر پرتاب شده و دهانه ثانویه به یزرگی 20 تا 30 کیلومتر ایجاد می کنند. این گودالهای بزرگ چند حلقه ای، بزرگترین اثر زمین شناسی روی ماه هستند. نواحی بین این گودالها که بیشتر در یک سوم جنوبی سمت نزدیک ماه هستند، ارتفاعات(Highland) نامیده می شوند.

دهها تا صدها میلیون سال پس از اتمام آخرین بمباران شدید، حرارت ایجاد شده در اثر فروپاشی رادیواکتیوی توریم، اورانیوم، سنگهای دوباره ذوب شده را دهها کیلومتر به زیر پوسته برد. این ماگمای مذاب از شکستگیهای زیر دریاچه ها بالا آمده و کف آنها را با گدازه های بازالتی پوشاند. بازالت( عمومی ترین سنگ آتشفشانی روی زمین) غنی از آهن و منیزیم است که علت رنگ تیره دریاهای ماه می باشد.

چرا سمت دیگر ماه مخفی است؟ چرا ماه همواره یک چهره خود را به ما نشان می دهد و روی دیگر خود را پنهان می کند؟ علت در نیروی کشش است. ماه در نزدیکی زمین شکل گرفت و هر دو در آن زمان سریعتر از حال خود می چرخیدند. جاذبه آنها منجر به تغییرات اندکی در یکدیگر شده و به تدریج سرعت چرخش آنها را کم کرد ( به دلیل اصطکاک کششی ) در حالیکه انرژی چرخشی به بزرگ شدن مدار ماه منجر می شد. حتی امروز نیز ماه به تدریج باعث کاهش سرعت چرخشی زمین می شود ( بیشتر با حرکت بیهوده آب اقیانوسها ) و در نتیجه ماه همچنان هر سال به اندازه8/3 سانتیمتر دور می شود. ماه که کوچکتر و روشن تر می شد، تقریباً تمام چرخش خود را مدتها قبل به دلیل توقف کششی از دست داد و هنگامی که تقریباً از چرخش باز ایستاد پدیده دیگری رخ داد. ماه یک کره کامل نیست بلکه اندکی کشیدگی دارد، بنابراین به طور طبیعی در وضعیت " قفل شدگی کششی" قرار گرفت. این وضعیت هنگامی که دو جرم نسبتاً نزدیک هم گردش می کنند معمولی است. قمرهای مصنوعی زمین نمونه ای از این پدیده هستند. اگر پشتیبان جهت یابی شاتل فضایی خاموش شود، به تدریج به گونه ای در وضعیت مطلق قرار می گیرد که دماغه آن رو به پایین می ایستد.

مناظر سمت دیگر ماه

در مقابل، سمت دیگر ماه با دهانه های آتشفشانی، ارتفاعات با رنگ روشن و تنها تعداد کمی دریای کوچک جدا از هم پوشیده شده است. دریای مسکوینس (Moscovience) و کف دهانه تسیولکوسکی (Tsiolkovsky)  از اصلی ترین آنها هستند. بیشتر موارد باقیمانده در یک فرورفتگی قرار می گیرند که از قطب جنوب تا استوا به عرض 2400کیلومتر گسترده شده است. زمین شناسان ماه بر اساس اطلاعات کمی که از آپولو دریافت کردند، متوجه شدند که این منطقه گودالی ناشی از یک برخورد بزرگ بوده است. نقشه های توپوگرافی کلمنتین تایید کرد که این فرورفتگی عظیم، پهناورترین و عمیق ترین اثر فرورفتگی در منظومه شمسی است که در ابتدا به نام «گودال بزرگ پشت ماه» (Big Backside Basin) شناخته می شد، ولی امروزه بیشتر به نام «قطب جنوب-آیتکن» (SPA: South Pole-Aitken)   خوانده می شود، زیرا از قطب جنوب تا دهانه آیتکن امتداد دارد. عمق مرکز آن 94کیلومتر است و برآمدگیهای بلند نزدیک قطب جنوب بخشی از لبه آن هستند.

ضربه ای که فرورفتگی SPA را ایجاد کرد، آنقدر مواد را از جا کند که پوسته ماه در آن قسمت فقط حدود 30کیلومتر است. در واقع پایین ترین قسمت ماه، کف SPA است. حجم زیاد موادی که از SPA خارج گردید در تمام ماه پراکنده شد – برخی باید به زمین رسیده باشد – اما احتمال بیشتر خارج از لبه گودال افتاد. این نکته در ارتفاع فلات پهناور شمال گودال اهمیت دارد که ارتفاع آن به 8 کیلومتر بیش از شعاع متوسط ماه می رسد.

SPA به طور واضح یک فرورفتگی حلقوی است، اما عکسهای کلمنتین که با چند طیف نوری گرفته شده است چیزهایی را آشکار می کند که شگفت آورتر است. بر خلاف بیشتر ماه که سرشار از آهن (دریاها) یا فقیر از آهن (ارتفاعات) است، ناحیه داخل SPA دارای آهن متوسط است که در ظاهر خاکستری آن مؤثر می باشد. شگفت آورتر آنکه SPA نسبتاً دارای توریوم فراوان است و نشانه عناصر  KREEP می باشد: سنگهای غیر معمول ماه که غنی از پتاسیم (K) هستند، عناصر کمیاب زمینی( REE: Rare Earth Element ) و فسفر (P). تصور می شود که سنگهای KREEP در لایه های زیرین پوسته  وجود داشته باشد. به دلیل عمق برخورد SPA که به دهها کیلومترمی رسد، این برخورد ممکن است قشر زیرین و گوشته زیر آن را نیز کنده باشد. بنابراین کف  SPAهدف اولیه برای ماموریتهای نمونه برداری روبوتیک در آینده می باشد.

کمیاب بودن گدازه های دریا در سمت دیگر ماه  امکان داشتن نماهای بهتر از داخل گودال برخورد را می دهد. گودالهای سمت نزدیک ماه نظیر ایمبریوم (Imbrium) ، کریزیوم  (Crisium)، سرنیتاتیس (Serenitatis) و ترانکویلیتاتیس (Tranquillitatis) آنقدر با گدازه ها پوشیده شده اند که ساختار داخلی آنها مخفی و نامطمئن است. بهترین نمای ما از ساختار گودالها مربوط به ارینتیل  (Orientale)می باشد که چهار حلقه هم مرکز کوه مانند شبیه چشم گاو دارد و فقط گودالهای کوچکی از گدازه های دریا در بین و مرکز آنها وجود دارد. گودال ارینتیل به خوبی توسط اربیتر 4 (  Orbiter IV) عکسبرداری شد و به الگویی برای تفسیر تمام گودالهای بزرگ دیگر در منظومه شمسی تبدیل گردید

هزاران تصویر گرفته شده توسط فضاپیما کلمنتین در این دوعکس از سمت نزدیک و دور ماه، کنار هم قرار داده شده اند. شمال در بالا است. در عکس سمت دور ماه، محوطه کوچک در بالا- چپ، دریای مسکوینس(Moscoviense) است. دریاچه تیره با لبه های تیز در پایین- چپ، تسیولکوسکی می باشد و لکه خاکستری بسیار بزرگ نزدیک پایین، گودال «قطب جنوب- آیتکن» است که بزرگترین گودال برخوردی شناخته شده در منظومه شمسی می باشد.

بالا: کلمنتین به دقت نقشه ارتفاعات کل ماه را مشخص کرد. این نقشه ها ارتفاعات از8 کیلومتر پایین تر از کره میانگین تا 8کیلومتر بالاتر را نشان می دهد. به عمق دریاهای سمت نزدیک، عمق زیاد گودال بزرگ قطب جنوب-آیتکن و ارتفاع مابقی قسمتهای سمت دور ماه دقت کنید.

 

راست: این حلقه تیره بزرگ در جنوب دریای ارینتیل احتمالاً شامل خاکستر آتشفشانی است که از حفره باریک و طولانی مرکز آن به بیرون پرتاب شده است.

 

شرودینگر (Schrodinger) یک گودال بزرگ در سمت دیگر ماه و در نزدیکی قطب جنوب ( پایین )، کوههای داخلی بین یک برآمدگی مرکزی و حلقه مرکزی تمام عیار را نشان می دهد. تمام چنین ساختارهایی در سمت نزدیک ماه از گدازه ها پوشیده شده اند.

بیشتر گودالها از ارینتیل کوچکترند، اما ساختار حلقه های داخلی را به وضوح نشان می دهند. حلقه داخلی مسکوینس در برخی جاها تقریباً به بزرگی دیواره اصلی است، اما حلقه های با قطر متوسط معمولاً خیلی پایین تر و ناپیوسته هستند. مواد تیره در گودالهای سمت دور بیشتر در حلقه داخلی قرار دارند، همانگونه که در دریای نکتاریس (Nectaris) در سمت رو به زمین اینگونه است. اینها عمیق ترین قسمتهای کف گودال هستند.

بیشتر گودالهای سمت دیگر ماه به طور قابل توجهی شامل دشتهای هموار به رنگ روشن، خصوصاً در خندقهای بین حلقه ها هستند. در برخی موارد این دشتهای هموار دارای برآمدگیهای هم مرکزی شبیه به چروکهای دریاهای سمت نزدیک ماه هستند که به شدت حکایت از آن دارد که دشتهای روشن نیز آتشفشانی هستند. در برخی مکانها، دهانه های برخوردی کوچک به دشتهای روشن نفوذ کرده اند تا مواد دریای تیره را از زیر حفر کنند (موجب ایجاد دهانه های هاله تیره “dark halo craters” می شوند) که نشان می دهد بازالتهای معمولی دریاها در زیر دشتها واقع شده اند. شاید سطوح رنگ روشن، باقیمانده برخوردهای دیرتر در ارتفاعات عمومی و متعارف اطراف باشد. در بقیه قسمتها، دهانه های کوچک فاقد هاله تیره هستند که حاکی از وجود نوع نمومه برداری نشده ای از سنگهای آتشفشانی در سمت دور ماه می باشد. به هر حال، دشتهای هموار نشان می دهد که فعالیت آتشفشانی ماه در سمت دور وسیعتر از آن است که در ابتدا بر اساس کمیابی دریای تیره در آنجا تصور می شد.

همچنین سمت دور ماه یک نوع تحول در گودالها را نسبت به سمت نزدیک نشان می دهد. من و ویلیام هارتمن (William Hartman) در سال 1971 در دانشگاه آریزونا دو گودال کوچک با قطر و ریخت شناسی متوسط بین گودالهای معمولی و دهانه های برخوردی بزرگ شناسایی کردیم. کامپتون “Compton” (175 کیلومتر) و آنتونیادی “Antoniadi” (140 کیلومتر) هر کدام یک دیواره از نوع دیواره های معمولی برای دهانه های با قله مرکزی دارند، اما به جای قله مرکزی دارای یک حلقه داخلی تکه تکه (Fragmentary) هستند. من و هارتمن این ساختارها را گودالهای با قله مرکزی (Central-peak basin) نامیدیم. به نظر می رسد انرژی ضربه ای که یک قله مرکزی را در دهانه های برخوردی ایجاد می کند، به روشی پیچیده و کمتر شناخته شده، بیشتر پراکنده شده و به یک حلقه برآمده در گودال تبدیل شده است.

چرا تعداد کمی دریا؟

چرا سمت دور ماه دریاهای گسترده ندارد؟ رالف بالدوین (Ralph Baldwin) بنیانگذار و پدر زمین شناسی ماه در دهه 1940 یکی از اولینهایی بود که دریافت دریاهای سمت نزدیک، جریان گدازه در حوضچه های دهانه های برخوردی هستند. ضربه هایی که گودالها را ایجاد کردند، پوسته ماه را دچار شکستگی نمودند و این شکافها به مسیرهایی برای گدازه ها تبدیل شدند. پس چرا ماگما در گودالهای سمت دور نیز به اندازه کافی بالا نیامده تا در آنها جاری شود؟

محتمل ترین علت، ضخامت متفاوت پوسته است. اندازه گیریهای جاذبه ای توسط کلمنتین تایید می کند که ضخامت پوسته در سمت نزدیک ماه حدود 55 کیلومتر است، در حالیکه پوسته در سمت دیگر حدود 12 کیلومتر ضخیم تر است. بنابراین ماگما باید بیشتر بالا بیاید تا به سطح سمت دیگر ماه برسد. همانطور که قبلاً اشاره شد بیشتر دریاهای سمت دور در جاهایی هستند که پوسته در اثر برخورد SPA نازکتر شده است.

در حالیکه مقدار گدازه های دریا در سمت دیگر ماه کم است، تعدادی ساختارهای آتشفشانی هستند که در سمت نزدیک متداول و معمول می باشند. گنبدها، شیارهای سینوسی و دهانه های آتشفشانی هاله تیره از اینها هستند.

یکی از انواع صورتهای آتشفشانی ماه که اغلب نادیده گرفته می شود، رسوبهای آذرکوفت (خاکستر آتشفشانی) هستند. مشابه روی زمین اینها هنگامی تشکیل می شوند که گاز محلول در ماگمای مایع، منبسط شده و ماگما را در حالیکه به نواحی با فشار پایین می آید باحبابهای بسیار کوچکی پر می کند، درست مثل کف نوشابه ای که چوب پنبه بطری آن بد برداشته شود. خاکستر حاصله به آسمان ماه پرتاب شده و به سطح ماه بازگشت تا رسوبهای نازک و تیره ای ایجاد کند، نظیر همانهایی که در تلسکوپهای آماتوری روی سطح  آلفونسوس (Alphonsus) و نزدیک سایت فرود آپولوی 17 در Taurus-Littrow قابل رؤیت هستند.

غیر معمولترین رسوبهای آذرکوفت آشکارا در جنوب لکه ارینتیل در سمت دیگر ماه قرار دارد. فضاپیمای زند(Zond) متعلق به شوروی سابق یک حلقه بسیار پهن از مواد تیره را آشکار کرد که در عکس نشان داده شده است. عکسهای کلمنتین یک فرورفتگی جالب باریک و طولانی را در مرکز این حلقه نشان می دهد. کاترین ویتز(Catherine Weitz)، جیمز هد (James Head) و لیونل ویلسون (Lionel Wilson) همگی از دانشگاه براون (Brown) متوجه شدند که ماده سیاه، آن سوی دیواره  گودال ارینتیل و زمینهای مجاور را پوشانده است. آنها با موفقیت آن را با خاکستر آذرکوفتی که از فرورفتگی باریک و طولانی به بیرون پرتاب شده است مدل کردند. این حلقه خاکستر خیلی شبیه حلقه های تاریکی می باشد که آتشفشانهای قمر آیو متعلق به مشتری را احاطه کرده اند. به هر حال یک فوران پیوسته موادی را با سرعت و زاویه ثابت به بیرون ریخته که منجر به شکل گیری حلقه ها شده است.

دهانه پرتوی اهم (ohm) مکانی دیدنی و معروف در سمت دیگر ماه است. نبودن پرتوها در سمت شمال آن ( بالا ) نشانه آن است که پرتابه برخورد کننده با زاویه ای کم از این سمت آمده است.

 

دهانه های پرتوی (Ray Craters)

در سمت نزدیک ماه بدر، حتی دوربین های دوچشمی پرتوهای روشنی را نشان می دهد که از دهانه های نسبتاً تازه نظیر آریستارکوس (Aristarchus) ، کپرنیک (Copernicus) وخصوصاً تیکو (Tycho) به بیرون منتشر می شود. بسیاری از دهانه های کوچکتر هاله های روشنی دارند که به راحتی روی دریای تیره دیده می شود. سطح روشنتر سمت دور ماه دهانه های پرتوی ای دارد که دیدن آن سخت تر است، اما تعداد زیادی از آنها وجود دارد. احتمالاً پرشکوه ترین آنها جکسون (Jackson) و اهم (Ohm) هستند که پرتوهای وسیعی دارند که تا صدها کیلومتر کشیده شده است. هر دوی اینها مثالهایی از برخورد مایل در کتب درسی هستند. پرتوها در شرق و غرب دهانه ها گسترش یافته اند، در حالیکه نواحی شمالی خالی از پرتو است. شبیه سازی آزمایشگاهی برخوردهای مایل نشان می دهد که پرتابه ای که دهانه جکسون را ایجاد کرده با زاویه 15درجه بالای افق از شمال آمده است. هر دو دهانه اهم و جکسون مانند تیکو با حلقه های تاریکی از مذاب شیشه ای سخت شده احاطه شده اند

این مناظر که از تصاویر کلمنتین تهیه شده اند، تصویر ماه را در زاویه 90درجه از خط دید زمین نشان می دهد. در منظره سمت شرق ماه ( تصویر سمت چپ) دریاهای آشنای کریزیوم (Crisium)، فکاندیتاتیس (Fecunditatis) و ترانکویلیتاتیس (Tranquilliatis) در سمت چپ هستند. Oceanus Procellarum در سمت راست قرار گرفته است. دریای ارینتیل در سمت پایین مرکز قرار دارد و حلقه آذرکوفت زیر آن می باشد که یکی از حلقه های گودال ارینتیل را پوشانده است.

یک سمت ماه مانند بیشتر قمرهای طبیعی به سمت سیاره مادر قفل شده است. ما از روی زمین کمی بیشتر از نیمی از ماه را به دلیل حرکات رخگرد ماه می بینیم و هر ماه به نظر می رسد چهره ما کمی به این سو و آن سو می چرخد. اما چهره همواره در حال جابجایی ماه را در وضعیتی تصور کنید که ماه در چرخش هماهنگ با زمین قرار نداشته باشد. ترکیب خط متحرک پایان دهنده (Terminator: جدا کننده نیمه تاریک و روشن ماه ) و چرخش آزادانه ماه، منظره هر شب آن را به کلی متفاوت می کند. ماه چهره های متغیر زیادی را نشان می دهد، گاهی با لکه تیره و زمانی بدون آن، مانند دو تصویر قبل. من دوست دارم ارینتیل را در زمانی که رو به زمین است رصد کنم و خط پایان دهنده را در حالیکه کوههای فرش شده و دریاهای پراکنده سطح آن را می پیماید تماشا کنم. 

 

راز حلقه ها(قسمت سوم)

نوشته: متیو اس. تیسکارنو

مترجم: منصور کاهه

برگرفته از مجله Sky & Telescope – شماره فوریه 2007

 

 

حلقه B:  سرزمین پره ها

حلقه B مشابه حلقه A مملو از ساختارهای شعاعی متراکم است. اما برخلاف موجهای متراکم مارپیچ در حلقه A، بیشتر ظاهر حلقه B با نواحی مشخص پدیده تشدید ارتباط ندارند. بنابراین منشأ آنها بدون توضیح باقی مانده است. دشواری مطالعه حلقه B با به هم فشردگی زیاد ذرات آن در هم آمیخته، به نحویکه به دلیل کم بودن فاصله بین آنها آزمایشهای استتار (Occultation) رادیویی و ستاره ای ویجر موفق به نفوذ در آن نگردید. سرانجام آنتن رادیویی قوی کاسینی در سال 2005 باارسال سیگنال قوی خود از حلقه B به زمین به طور مستقیم توانست از این سد عبور کند. تحلیل اطلاعات فرستاده شده همچنان ادامه دارد، اما نتایج اولیه حاکی از وجود ساختارهای ریز حتی در متراکم ترین بخشهای حلقه B می باشد.که جلوی عبور 99درصد از نور را می گیرد.

حلقه B همچنین به دلیل وجود پره ها در آن مشهور است. پره ها، طرحهای شعاعی شبح مانندی هستند که اولین بار در زمین رصد شدند و بعدها توسط فضاپیمای ویجر1و2 مورد تأیید قرار گرفتند. پره ها به طور ناگهانی ظاهر می شوند و خیلی بیشتر از زمانیکه حرکت مداری کپلری باید اجازه دهد (ذرات داخلی پره ها باید سریعتر از ذرات خارجی آن گردش کنند) بدون تغییر می مانند. کاسینی در اولین سال خود در زحل موفق به مشاهده و برسی یک پره هم نشد، نتیجه ای ناامید کننده تا فرا رسیدن اثرات فصلی. به نظر می رسد پره ها طی بهار و پاییز زحل به صورت بارزتر ظاهر می شوند، چرا که در این زمان نور خورشید با زاویه غیر عمود به پره می تابد.

سرانجام در سپتامبر 2005 ظهور مجدد بزرگ پره ها اتفاق افتاد و اخیراً هرگاه که دید کاسینی مناسب بوده مشاهده شده اند. پره هایی که تا کنون مشاهده شده اند در مقایسه با آنچه در سال 1980 تا 1981 توسط ویجر دیده شده اند ضعیفتر و از نظر تعداد کمتر هستند. دانشمندان انتظار دارند که آنها با رسیدن به نقطه اعتدال در سال 2009 قوی شوند.

فرایند شکل گیری پره ها مبهم باقی مانده است، هر چند میدان مضناطیسی قوی زحل تقریباً به طور یفین در حفظ و پایداری شعاعی آنها دخیل است. گروه کاسینی امیدوار است که فیلمهای با سرعت بالا سرانجام پره ها را در لحظه شکل گیری شکار خواهد کرد و منجر به حل این مسأله خواهد شد.

حلقه F

درست آن سوی حلقه های اصلی، یک نوار باریک وجود دارد که حلقه F نام دارد. این حلقه از هر طرف به قمر های نگهبان محدود است: قمر پرومتوس و پاندورا به ترتیب به عرض متوسط 102 و 84 کیلومتر ( 63 و 52 مایل ). به نظر می رسد هر یک از این دو قمر با پراکندن ذرات نزدیک، مواد حلقه را از آن دور می کنند. در نتیجه عرض متوسط حلقه فقط 1500 کیلومتر است.

اما نه حلقه و نه قمرهای نگهبان آن مدارهای دایروی ندارند. از منظر حلقه F پرومتوس و پاندورا در رقصی ثابت و مداوم به داخل ، بیرون، بالا و پایین حرکت می کنند. این حرکتها باید توانایی قمرها را در نگهداشتن حلقه ها در بین آنها مختل کند، اما همچنان حلقه محدود به آنها می باشد. در نتیجه هسته مرکزی حلقه شامل تعداد بیشماری گره و پیچ و تاب است، چرا که قمرها به طور مداوم آ نرا تحت تاثیر قرار می دهند. قمر پرومتوس که داخل قرار دارد اغلب وارد مرزهای حلقه F می شود و هر بار یک شیار باریک در آن می کند. پرومتوس در سال 2009 به هسته حلقه نفوذ می کند، اتفاقی که مطمئناً جنجالی بزرگ به پا خواهد کرد.

تصاویر کاسینی بیشتر آشکار کرده اند که کناره های موازی در حلقه F با یکدیگر در یک تک بازوی فشرده مارپیچ در ارتباط هستند، که ممکن است از برخوردی بین یک ماهک کوچک و هسته حلقه به وجود آمده باشد.

                                                                                                                                                

 

شرح عکس: (A) حلقه باریک F درست بیرون حلقه های اصلی قرار دارد و بین دو قمر کوچک پرومتوس (Prometheus) که در تصویر نشان داده شده  و پاندورا (Pandora) محصور است. 

بالا رفتن غبار

حلقه های اصلی در مناطقی که مملو از غبار است خودنمایی می کنند. این نواحی در فضاهای پهناور بدون غبار، برجسته و مشخص و از این رو  سزاوار توجه می باشند.

قمر پن در شکاف انکه فضای خود را با چند حلقه کوچک غبارآلود مشترک است. اینها شامل تعدادی پیچ خوردگی و کمان هستند که به همراه پن گردش می کنند، اگرچه بی نظمی آنها از حلقه F کمتر است. کاسینی مشاهده کرده است که این توده های حلقوی کوچک در مقیاس زمانی چند ماهه حرکت می کنند. برخی هنگام مواجهه با پن جهت خود را تغییر می دهند و بعضی نابود می گردند. دانشمندان در تلاشند تا این اثرات را درک کنند. آیا همه آنها به دلیل وجود پن است یا قمرهای دیگری هم در این شکاف هستند؟

مورد چشمگیر دیگر در حلقه ها، حلقه کوچکی است که به تازگی در شکاف کاسینی شناسایی شده است. دوربینهای ویجر باید می توانستند این حلقه کوچک را ببینند اما موفق به انجام این کار نشدند. وقتی برای اولین بار این حلقه کوچک دیده شد یکی از محققان گفت: «به این حلقه کوچک جذاب نگاه کنید!». این جمله سبب شد نام خودمانی آن «حلقه کوچک جذاب» گذاشته شود. اما این حلقه کوچک در شرایط درست به یک غول تبدیل می شود. هنگامیکه حلقه کوچک جذاب در نور پخش شده از جلو که غبار را نورانی می کند دیده می شود همه ناحیه را تحت الشعاع خود قرار می دهد و آنقدر درخشان می شود که برخی عکسهای کاسینی را اشباع کرده است.

طیف نگاری زیرقرمز چشمی کاسینی و طیف سنج نقشه برداری زیر قرمز تأیید می کند که ماده موجود در حلقه کوچک جذاب مشابه مواد حلقه F و حلقه های کوچک شکاف انکه هستند، اما با مواد سایر حلقه های اصلی متفاوت می باشند. چرا حلقه کوچک جذاب متفاوت است و چطور به این صورت در آمده است؟ آیا به تازگی به وجود آمده است؟ ممکن است نتیجه اختلال و تزاحم یک ماهک باشد که مخفی مانده و شکاف را برای اولین بار باز کرده است.

شرح عکس: حلقه های زحل آنقدر مسطح هستند که هنگامی که از لبه کناری دیده می شوند ( مشابه این تصویر ) تقریباً دیده نمی شوند. تصویر گرفته شده توسط کاسینی با رنگ طبیعی که با زاویه یک سوم درجه نسبت به صفحه حلقه ها گرفته شده است، قمر دیون (Dione)  را در حال گذر از جلوی سیاره نشان می دهد و سایه حلقه ها بر روی آن افتاده است

سن و منشأ

کاسینی چندین ماهک به اندازه زمین فوتبال کشف کرده است. برخی را از روی اغتشاشهای پروانه ای شکل که در حلقه A ایجاد می کنند و بعضی دیگر را با مشاهده جلوگیری از نور ستاره که از حلقه F عبور می کند شناسایی نموده است. این ماهکها فضای خالی بین قطعاتی به اندازه خانه در حلقه های اصلی و قمرهای کاملاً بالغ را که حداقل چندین کیلومتر پهنا دارند به یکدیگر ارتباط می دهند.

اندازه این قطعات متوسط حکم می کند که آنها هسته های یخی متراکم دارند، هر چند مطمئناً دفعات زیادی در چرخه به هم پیوستن و جدا شدن بازسازی شده اند. در صورتیکه حلقه ها در اثر نیروی کشند یا فروپاشی در اثر برخورد یک قمر در حدود اندازه میماس (عرض 400 کیلومتر) و یا شاید جرم دیگری از منظومه شمسی به وجود آمده باشند، هسته های متراکم تشکیل می شود. بر مبنای یخهای خیلی تازه که در همه جای سیستم حلقه ها دیده می شود، میزان مهاجرت قمرهای بزرگتر که سیستم حلقه ها را حفظ می کنند و علائمی که نشان می دهد حلقه ها حتی در حال حاضر نیز تغییر می کنند، چنین اتفاقی ممکن است نسبتاً تازه رخ داده باشد، شاید حدود 100 میلیون سال قبل.

از سوی دیگر برخی محققان گمان می کنند که حلقه ها میلیاردها سال عمر دارند و به گونه ای خود را دوباره بازیابی می کنند. کاسینی به یافتن پاسخ برای چنین سؤالاتی ادامه می دهد، مثلا با مشاهده و بررسی تغییر در مدار قمرها در طول دوران مأموریت خود تا بفهمد آیا آنها به نوعی مهاجرت می کنند که در مدت میلیاردها سال قابل پیگیری و ادامه دادن نیست.

حلقه های زحل بیش از آنچه انتظار داشتیم پرکار هستند. قمرها شکاف ایجاد کرده و تولید موج می کنند در حالیکه آبفشانها و برخوردهای سخت تولید غبار می نمایند. حلقه ها همچنان زیبایی باشکوه خود را به طور پیوسته حفظ می کنند.

شرح عکس: تصاویر گرفته شده توسط کاسینی در 12 دسامبر 2004 درکنار هم قرار داده شدند تا یک عکس موزاییکی ایجاد شود که از حلقه D (سمت چپ) تا حلقه F کشیده شده است. شکافها، امواج متراکم و بازوهای مارپیچ همگی در این تصویر قابل مشاهده هستند. این عکس موزاییکی محدوده ای به شعاع 65000 کیلومتر (40000 مایل) را دربرمی گیرد.

 

راز حلقه ها(قسمت دوم)

نوشته: متیو اس. تیسکارنو

مترجم: منصور کاهه

برگرفته از مجله Sky & Telescope – شماره فوریه 2007

 

گورخر در حلقه A

ذرات منفرد دیسک همواره سعی می کنند به صورت ذرات بزرگتر گرد هم آیند، در حالیکه نیروهای کشندی (tidal) می خواهند آنها را از هم جدا نمایند. حلقه A خیلی نزدیک به حد روچ سیاره (Roche limit) است، فاصله ای که این تلاش همیشگی برای نبرد به تعادل می رسد. به دلیل آنکه ذرات به طور دائم با یکدیگر جمع شده و بعد جدا می شوند، نقشهای گورخری که به آن «شیارهای خود گرانشی» می گویند (self-gravity wakes) در حلقه A نمایان میشوند.

این ساختارها اولین بار از مطالعات ویجر (Voyager) درباره ویژگی عجیب حلقه A شناسایی شد: ناظر، حلقه را به سمت جلو-چپ و عقب-راست اندکی درخشانتر و در بین آنها تیره تر می بیند. این اثر عجیب نتیجه این واقعیت است که حلقه ها در زمانیکه از عرض دنباله دیده می شوند نور بیشتر و هنگامیکه در امتداد دنباله مشاهده می گردند نور کمتری را منعکس می کنند.

شرح عکس: قمرهای کوچک پن و دفنیس به ترتیب در شکافهای انکه و کیلر گردش می کنند و موادی را که در صورت نبود آنها شکافها را پر می کردند جارو می نمایند.(A) پن به صورت یک نقطه کوچک در شکاف انکه دیده می شود. شکاف کیلر در سمت راست بالای تصویر است. (B) گرانش پن سبب ایجاد این حلقه کوچک (ringlet) در شکاف انکه می گردد. (C) لبه های شکاف در اثراغتشاش ناشی از گرانش پن به صورت دالبر درامده است. (D) گرانش دفنیس به جای ایجاد طرح دالبر موزون، شکل دنده اره ای تیزی ساخته است.

 دانشمندان کاسینی با اندازه گیری درخشندگی حلقه ها از منظرهای متفاوت، شکل مدلی برای این شیارها ساختند و دریافتند که آنها چند متر ارتفاع و چند ده متر عرض دارند. آنها با ربط دادن شکل مدل با اندازه شیارها می توانند حدود دقیقتری برای بزرگی عمودی حلقه A مشخص نمایند.

 آبفشانها و کمانها

بیشتر ذرات یخی که در حلقه های اصلی زحل موجودند اندازه ای از یک تیله تا یک خانه دارند. اثرات الکتروومغناطیس ذرات غبار کوچکتر را به دورتر جارو می کند، بنابراین دانشمندان به مناطق کمی در حلقه های اصلی که غبار باقی می ماند توجهی خاص دارند، زیرا ممکن است محل شکل گیری فعالیتهای فعلی باشند.

بهترین وضعیت برای آشکار سازی غبار، مشاهده حلقه ها در نور پخش شده از جلو در زمان قرار گرفتن حلقه بین ناظر و خورشید است. شاید هنگام تمیز کردن یک قفسه نیز به این مطلب توجه کرده باشید. برای مشاهده غبار در امتداد سطح به سمت منبع نور نگاه می کنید. کاسینی نیز هنگامیکه در سمت زحل و مقابل خورشید است همین کار را انجام می دهد تا غبار پشت نور را مشخص تر نماید.

فعالیت مداوم حلقه F در نتیجه دو قمر نگهبان آن مقدار زیادی غبار را تکان می دهد و آن را به درخشان ترین جزء حلقه در نور تابیده شده از پشت تبدیل می کند. ویژگی برجسته دیگرآن است که حلقه داخلی D و حلقه های خارجی G و E تقریباً از سایر زوایای دید غیر قابل رؤیت هستند.

شرح عکس: (اولی) در 15 سپتامبر 2006 کاسینی در موقعیت خوبی برای عکس گرفتن از قمر انسلادوس و حلقه E مرتیط با آن بود. آبفشانهای موجود در قطب جنوب این قمرذرات یخ را در فضا منتشر می کنند که توسط نیروی گرانش زحل به دام افتاده و حلقه E را می سازند. در هنگام عکاسی خورشید درست پشت زحل قرار داشته و این نوردهی ازپشت سبب شده تا حلقه E درخشانتر از آنچه ایت به نظر یرسد. قمر تتیس (Tethys) در سمت چپ انسلادوس دیده می شود. (دومی) حلقه G بر خلاف سایر حلقه های زحل، اما شبیه حلقه های نپتون یک کمان (arc) دارد که به صورت ناحیه ای با درخشندگی بالا در تصویر دیده می شود. این ساختار به وسیله تشدید با قمر میماس ایجاد و حفظ می شود و ممکن است یک قمر یا خانواده ای از ماهکها را پنهان کرده باشد. سه نقطه سقید در سمت چپ حلقه ستاره هستند.

حلقه D به ندرت مورد مطالعه قرار گرفته است. از آنجا که این حلقه بین حلقه های اصلی و بالای ابرهای زحل قرار گرفته به طور غیر منتظره ای پویا و دینامیک است. برجسته ترین حلقه کوچک (ringlet) که توسط ویجر مشاهده شده به اندازه 200 کیلومتر  به سمت داخل حرکت کرده و به میزان قابل ملاحظه ای تاریک شده است. این یکی از تغییرات خیلی کمی است که در طی 25 سال با فضاپیما تایید شده است. حلقه D نه تنها به نظر می رسد که دارای پیچ و تاب است بلکه پیچش آن با گذشت زمان بیشتر می شود. محققان با تعیین سرعت پیچش و استنتاج و برون یابی به این نتیجه رسیدند که این چین خوردگی در حدود سال 1984 به صورت یک تغییر مکان ساده عمودی آغاز شده که احتمالاً بر اثر یک سیارک یا برخورد دنباله دار ایجاد شده است.

حلقه E  که قمر انسلادوس (Enceladus) را در برمی گیرد بزرگترین حلقه زحل است، اگرچه کم نورترین حلقه نیز می باشد و در نبود نور زمینه، مشاهده آن از سایر حلقه ها سخت تر است. کاسینی تأیید کرده است که این حلقه از کریستالهای بسیار ریز یخ آب تشکیل شده است که از آبفشانهای قطب جنوب این قمر به بیرون پرتاب شده اند.

مرموزترین حلقه زحل احتمالا حلقه غبارالود و کم نور G است که فضای بین حلقه های اصلی و حلقه E را پر می کند. حلقه های A تا D یک مجموعه واخد را تشکیل می دهند، E به وضوح از انسلادوس سرچشمه می گیرد و F  محصور بین قمرهای پرومتوس (Prometheus) و پاندورا (Pandora) است. در مقابل حلقه G فاقد هیچ قمر پدر یا هرگونه دلیلی برای وجود است. اما کاسینی یک سرنخ حیاتی پیدا کرده است: یک کمان (arc) که حدود 10 درصد از محیط حلقه را اشغال می کند. این کمان پنج بار درخشانتر از مابقی حلقه است و با قمر میماس (Mimas) در حالت تشدید قرار دارد. این قمر در زمانیکه کمان هفت دور به گرد زحل می چرخد، شش بار آن را دور می زند. کمانهای پایدار قبلاً فقط در حلقه های نپتون مشاهده شده بودند و آنجا نیز احتمالاً تشدید سبب می شود که ذرات در محیط حلقه پخش شوند. آیا ممکن است این کمان، قمر پدر حلقه G یا کمربندی از ماهکهای پدر را پنهان کرده باشد؟

شرح عکس: (چپ) ویجر1و2 پره ها را در حلقه B زحل مشاهده کردند که ایجاد آنها احتمالاً به دلیل زاویه تابش خاص خورشید بوده است. براساس فوانین گرانش این شیارهای شعاعی مرموز باید بلافاطله از بین برود، زیرا ذرات داخلی پره ها سریعتر از ذرات خارجی به دور زحل می چرخند. (پایین) کاسینی در 28سپتامبر 2006 از این پره ها عکس گرفت. تعداد و شدت پره ها در طی چند سال بعد افزایش خواهد یافت زیرا وضعیت مشاهده بهبود خواهد یافت.

 

 

راز حلقه ها

نوشته: متیو اس. تیسکارنو

مترجم: منصور کاهه

برگرفته از مجله Sky & Telescope – شماره فوریه 2007

حلقه های زحل احتمالاً مسطح ترین ساختار شناخته شده در جهان دانش هستند. فاصله یک انتها تا انتهای دیگر آنها به اندازه فاصله زمین تا ماه است، در حالیکه ارتفاع آنها خیلی بلندتر از یک گروه آکروبات که روی شانه های یکدیگر ایستاده اند نمی باشد. برای مقایسه می توان گفت اگر حلقه ها به ضخامت یک برگه کاغذ بودند کشیدگی آنها 3 کیلومتر می شد.

هر چهار سیاره غول منظومه شمسی ما دارای حلقه هستند، اما فقط زحل یک سیستم از حلقه های درخشان و عظیم دارد. آیا این بی همتایی تصادفی است یا چیزی بیش از یک اتفاق می باشد؟ حلقه های زحل چه چیز بیشتری درباره مبدأ منظومه شمسی و موارد مشابه در دیگر نقاط کهکشان میتوانند به ما بگویند؟

این پرسش و پرسشهای دیگر منجر به ساخت فضاپیمای کاسینی (Cassini) متعلق به ناسا شد که در سال 1997 پرتاب و در جولای 2004 وارد مدار زحل گردید. کاسینی علاوه بر نقشه برداری  دریاچه های متان در قمر تایتان، شناسایی آبفشانهای یخی (icy geyser) بیرون زده در قمر انسلادوس (Enceladus) و ردیابی توفانها در جو زحل، مطالعات فراوان و گسترده ای بر روی سیستم حلقه ها و محیط آنها انجام داده است. این بررسیها و مشاهدات به ماهیت ذرات حلقه ها، چگونگی برهم کنش آنها با یکدیگر و با قمرهای سیاره و نقش غبار ریز در سیستم حلقه ها نور تازه ای بخشیده است. و همچون همیشه با اکتشافات جدید، سؤالات بیشتری مطرح می شود.

شرح عکس: بازوهای مارپیچ هم در حلقه های زحل و هم در کهکشانها تشکیل می شوند، هر چند از نظر منشأ و مقیاس با هم تفاوت دارند. اثر تشدید قمرهای بزرگتر امواج متراکم مارپیچ در حلقه ایجاد می کند. در این تصویر این امواج را در حلقه A می بینید.

حلقه های اصلی زحل عبارتند از: خارجی ترین حلقه A، حلقه متراکم و درخشان B و حلقه داخلی C که ظریفتر و نازکتر است. بخش کاسینی بین حلقه های A و B خالی نیست بلکه مواد رقیقی مشابه حلقه C دارد. حلقه F نواری باریک و مغشوش بلافاصله بیرون حلقه A است و سه حلقه غبارآلود عبارتند از حلقه D (داخل حلقه C)، حلقه G (بیرون F) و حلقه E (بیرون G ).

شرح عکس: کاسینی در سپتامبر گذشته 12 ساعت در سایه زحل قرار داشت و از این فرصت برای ثبت درخشندگی حلقه ها در نور از پشت تابیده خورشید استفاده کرد. به دلیل اینکه دوربین از سمت تاریک به سیستم نگاه می کند، مناطق مات نظیر حلقه B تاریک دیده می شوند، در حالیکه حلقه های رقیق شامل ذرات ریز غبار، درخشان هستند. بخش راست تصویر (سایه) در برابر سمت شب سیاره که نور ضعیفی دارد به صورت سیاه نما دیده می شود.

قمرها و دیسکها

حلقه های زحل تنها راه ما برای نزدیک شدن به یک دیسک آستروفیزیک است. منجمان ستاره های نزدیک زیادی را کشف کرده اند که توسط دیسکهای جوان گازی یا دیسکهای پیرتری از غبار احاطه شده اند. منظومه شمسی ما احتمالاً روزگاری شبیه این ستاره ها بوده است. ما می توانیم با مشاهده و رصد از راه دور و مدلهای نظری بیشتر درباره آنها یاد بگیریم، اما فقط در زحل می توانیم روند تغییرات دیسکها را به صورت مستقیم و با جزئبات بررسی کنیم.

یکی از علایق خاص دانشمندان بررسی برهم کنش بین دیسک و یک جرم سنگین – یک قمر یا ماهک (moonlet) در مورد زحل، و یا یک سیارک یا سیاره حول یک ستاره می باشد. کاسینی به  روشهای مختلف چنین پروسه هایی را روشنتر نموده است.

دو قمر هر یک به عرض چندین کیلومتر در شکافهای بیرونی حلقه A گردش می کنند. پن (Pan) در شکاف انکه (Encke) به عرض 320 کیلومتر و دفنیس (Daphnis) در شکاف کیلر (Keeler) به عرض 35 کیلومتر. پن و دفنیس چرخش ذرات کوچک حلقه را که با آنها عبور می کنند به وسیله گرانش مغشوش می کنند، همان گونه که یک سیارک در دیسک دور یک ستاره جوان ایم کار را انجام می دهد و بدین ترتیب نقشهای دالبر شکل در لبه های شکاف ایجاد نموده و دنباله هایی تولید می کنند که در حلقه پراکنده می شود.

لبه های شکاف بیش از آنچه نظریه پردازان پیش بینی کرده اند پیچیده است. کاسینی لبه های موج دار شکاف انکه را رصد کرده است که هم در فرکانس و هم در دامنه تغییر و نوسان دارند. آنها هرگز به طور کامل از بین نمی روند. بسیاری از لبه های حلقه های دیگر از جمله حلقه A، B و شکاف کیلر شکلهای پیچیده تری از آنچه انتظار می رفت دارند.  علت این پیچیدگی واضح و روشن نیست. ردیابی آنها ممکن است به کشف ماهک کوچکی در نزدیکی آنها منتهی شود یا درک ما را از فرایندهای خالی شدن شکافها اصلاح کند.

قمرهای بزرگتر خارج از حلقه های اصلی در موقعیتهایی از حلقه که با مدار قمر در تشدید (Resonance) هستند موجهای مارپیچ متراکمی به وجود می آورند. تشدید را میتوان با مثال هل دادن تاب در زمین بازی درک کرد. اگر تاب را به طور نامنظم هل دهید، گاهی هنگام حرکت آن به جلو و گاهی در زمان برگشت به عقب، در اینصورت تاب خیلی بالا نمی رود و هیچ چیز جالبی رخ نمی دهد. اما اگر با فرکانس طبیعی تاب آنرا هل دهید به طور فزاینده ای بالا و بالاتر می رود و کودک را شاد می کند.

قمرها می توانند اثر مشابهی روی ذرات حلقه ها داشته باشند، به عنوان مثال هنگامیکه یک تکه صخره یا یخ در مدت زمانی که یک قمر پنج بار می چرخد، شش بار گردش کند، هر بار گذر قمر نیروی مشابهی به آن وارد می کند. وقتی نیروها روی هم جمع می شوند، چرخش ذرات طولانی تر می گردد و از دید سایر اشیاء به داخل و خارج حرکت می کنند. هنگامیکه میلیونها ذرات حلقه در یک منطقه بدین صورت مغشوش می شوند، یک موج متراکم مارپیچی تولید می کنند که به سمت دور از ناآرامی منتشر می شود.

امواج متراکم از همان فیزیکی پیروی می کنند که بازوهای مارپیچی را در کهکشانها بالا می برد، هرچند مبدا آنها متفاوت هستند.  اندازه گیری ارتفاع، شکل و طول موج این امواج می تواند به روشن شدن اطلاعاتی درباره چگالی سطحی حلقه (جرم در واحد سطح) و جرم قمر ایجاد کننده اغتشاش منجر شود و بعلاوه ضخامت عمودی حلقه را معین می کند. نتایج فضاپیمای کاسینی نشان می دهد که چگالی سطحی حلقه A در نزدیکی شکاف انکه بیشترین مقدار را دارد و به سمت داخل و خارج آن کاهش می سابد. اندازه گیریهای موج متراکم، ضخامت عمودی بخش کاسینی را حداکثرچند متر تعیین می کند و حلقه A باید ضخامتی کمتر از 10 تا 15 متر (30 تا 50 فوت) داشته باشد.

عکس مادون قرمز از خوشه پروین

 

هفت خواهران یا خوشه پروین در عکس زیرقرمز جدیدی که توسط تلسکوپ فضایی اسپیتزر متعلق به ناسا گرفته شده است، به نظر می رسد در بستری از پر شناور است. ابرهای غبار در اطراف ستاره ها قرار دارند و آنها را در پوششی نرم و لطیف پیچیده اند.

این منظره با آنچه که ممکن است کمی بعد از غروب در افق غرب از آن دیده باشید کاملاً متفاوت است. اکنون خانواده مشهور ستارگان در آسمان شامگاهی در کنار زهره بسیار درخشان و خیره کننده پابه بیرون نهاده است. در دوره ای از 10 تا 13 آوریل (21 تا 24 فروردین) خوشه پروین مانند یک دسته الماس، درست در بالای زهره می درخشد. در 19 آوریل (30 فروردین) هلال ماه به این مهمانی خواهد پیوست و بین زهره و پروین حرکت می کند.

عکاسان و علاقمندان در هر دو نیمکره شمالی و جنوبی باید دوربینهای دوچشمی خود را آماده کنند تا بهترین تصویر را از این رخداد داشته باشند. همنشینی زهره و پروین نیز در آسمانهای صاف و تاریک با چشم غیر مسلح قابل مشاهده خواهد بود.

این خوشه ستاره ای حدود 100 میلیون سال پیش در هنگامی متولد شد که دایناسورها هنوز در زمین زندگی می کردند و به میزان قابل ملاحظه ای از خورشید 5 میلیارد ساله ما جوانتر است. درخشانترین اعضای این خوشه و نیز پرجرمترین ستاره های آن در افسانه های یونانی به عنوان والدین شناخته می شوند؛ اطلس (Atlas) و پلیون (Pleione) و هفت خواهر عبارتند از آلسیون (Alcyone) ، الکترا (Electra) ، مایا (Maia) ، مروپ (Merope) ، تایگتا (Taygeta) ، سلائنو (Celaeno) و آستروپ (Asterope) . در این مجموعه هزاران عضو کم جرمتر از جمله بسیاری ستارگان شبیه خورشید ما وجود دارند. برخی دانشمندان بر این باورند که خورشید ما قبل از مهاجرت به خانه مجزاتر فعلی خود در منطقه ای شلوغ نظیر خوشه پروین رشد کرده است.

داده های تلسکوپ اسپیتزرهمچنین کوتوله های قهوه ای یاستاره های ناکامی که تاکنون مشاهده نشده و نیز دیسکهای آوارسیاره ای راآشکار نموده است.جان استافر(John Stauffer)از مأموریت فضایی تلسکوپ فضایی اسپیتزر متعلق به ناسا می گویدخوشه، یک آزمایشگاه کامل برای شناخت تکامل ستارگان است.

طبیعت واقعی خورشید آشکار گردید

شرح عکس: تصویر نمونه از تاج خورشید به وضوح درهم پیچیدگی حلقه های مغناطیسی گرم شده را نشان می دهد.

 مشاهدات و رصدهای فضایی نشان می دهد که جو خارجی خورشید یا تاج به طور باورنکردنی پیچیده است. این لایه فوق العاده داغ است و دمای آن به بیش از یک میلیون درجه سانتیگراد می رسد که در مقایسه با دمای 6000 درجه سانتیگرادی سطح خورشید بسیار زیاد است.

اکنون دانشمندان با مطالعه نقشه کلی میدانهای مغناطیسی، پیشرفتی مهم و اساسی در شناخت و درک این پیچیدگی نموده اند. گروهی از دانشمندان از دانشگاه سنت اندرو (St. Andrew) نتایج بررسی خود را در تاریخ 26 فروردین در جلسه نجوم ملی انجمن نجوم سلطنتی در پرستون (Preston) ارائه نمودند. اندرو هاینز (Andrew Haynes) یکی از اعضای گروه گفت: «میدان مغناطیسی خورشید بر رفتار تاج تأثیرگذاراست وساختار آن را تعیین می کند وکارما یک گام مهم و رو به جلودر فهم ساختارآن می باشد.»

تاکنون پیچیدگی میدان مغناطیسی دانشمندان خورشید شناس را گیج و گمراه کرده بود. پروفسور اریک پریست (Eric Priest) برای اولین بار در سال 1375/1996 مفهوم نقشه کلی خورشید (Solar Skeleton) را ارائه نمود. این طرح شامل عناصر کلیدی است که شکل میدان مغناطیسی بر مبنای آنها ساخته می شود. دکتر کلیر پارنل (Clare Parnell) اضافه کرد: «ما متوجه شدیم که با ساختن نقشه کلی میدان مغناطیسی میتوانیم این پیچیدگی را حل کنیم و امیدواریم تعیین کنیم که تاج چگونه گرم می شود.»

دکتر پارنل و همکارانش مدیریت تهیه برنامه کامپیوتری را برعهده داشته اند که ساختار پیچیده تاج را شبیه سازی می کند و دریافته اند که گرمایش تاج در بخشهای خاصی از نقشه متمرکز است. وی افزود: در آینده خواهیم توانست این نوع تحلیل را با مشاهدات چشمگیر جدید فضاپیمای Hinode که اخیراً پرتاب شده است مقایسه کنیم و در نتیجه درباره مکانیزم گرمایش مطمئن شویم.

بررسیهای گروه سنت اندرو نشان می دهد که نقشه کلی خورشید به صورت پیوسته تغییر می کند و دارای ساختاری باشکوه تر از آن است که هر کسی تصور می کرده است. کار آنها سنگیست بر بنای تلاش ستاره شناسان تا رویدادهایی نظیر شراره های خورشید و برونداد جرم از خورشید را که میلیاردها تن مواد را در فضا پخش می کند بهتر درک کنند.

 

 

قشنگه نه...