مقدمه:

زحل ششمين سياره از خورشيد درمنظومه شمسي ما مي باشد . آن دومين سياره بزرگ است . (مشتري بزرگترين مي با شد) آن حلقه هايي زيبا ييدارد كه از تكه هاي يخ (تعدادی سنگ)ساخته شده و به اندازه يك ناخن از اندازه يك ماشين گسترش يافته اند زحل بيشتر از همه از هيدروژن و گاز هليم تشكيل يافته است زحل بدون استفاده از تلسكوپ قابل مشاهده مي باشد اما يك تلسكوپ با توان پايين براي ديدن حلقه هاي آن مورد نياز است.

اندازه و شكل

زحل حدود 74،898 مايل ( 536 ، 120 كيلو متر ) است ( در خط استوا روي ابر ) آن حدود 4/9 زمان قطر زمين مي باشد 764 زمين مي توانست داخل يك زحل گود جاي شود زحل تخت ترين سياره در منظومه شمسي مي باشد آن يك قطر استوايي 74،898 مايلي ( 536 ، 120 كيلو متري ) و يك قطر قطبي 560 / 67 مايلي ( 728 ، 108 كيلو متري ) دارد ده در صدي شكل تخت زحل شايد توسط چرخش سريع آن و تراكم گازي شكلش به وجود آمده است .

حرکت زحل

زحل با نیم قطر اطول 9.539AV و دوره تناوب گردش نجومی 29.458 سال ، در مداری با خروج از مرکز 557% که با دایرِة البروج زاویه 49.2 درجه می‌سازد، می‌گردد. از روی زمین قطر زاویه‌ای زحل در نقطه مقابله حدود 20 دقیقه است. مانند مشتری ، زحل دارای جو غلیط پر از ابری است که به صورت جزئی می‌چرخد. از مشاهدات انتقالات دوپلری در عرض سیاره و با زمان بندی دقیق علامتهای جوی ، دوره تناوب چرخش نجومی آن ، در نزدیک استوایش 10 ساعت و 14 دقیقه و در عرضهای جفرافیایی بالا 10 ساعت و 38 دقیقه محاسبه شده است. در اینجا هم مجددا چرخش جزئی مشابه مشتری داریم. استوای زحل به اندازه 26 درجه و 45 دقیقه با صفحه مداری آن زاویه می‌سازد، بطوری که قطبهای سیاره در فاصله‌های زمانی حدود 15 سال یک بار سمت زمین متمایل می‌شوند. چرخش باعث پخی زیاد (96%) زحل می‌گردد، بطوریکه شعاعهای قطبی و استوایی به نسبت 10/9 می‌باشند. 

حلقه ها 

حلقه های زيبای زحل از زمين تنها با استفاده از تلسکوپ قابل مشاهده می باشند . آنها اولين بار توسط گاليله در 1610 ديده شدند ( با استفاده از تلسکوپ با قدرت 20 خودش).

این حلقه ها در 7 قسمت اصلی متفرق هستند . دو قسمت اصلی ( حلقه های ای و بی صدا رده می شود ) به علاوه حلقه های کوچکتر (حلقه سی یا حلقه کرپ ) در و افسا ، شکاف بزرگتردر حلقه های که صدا زده می شود بخش کسینی و شکاف کوچکتر که بخش اینک صدا زده می شود و جود دارد نزدیکترین حلقه ها و بخش های به زحل شامل دی ، سی ، بی ، بخش کسينی ، ای ، بخش اينک و اف می باشند .( اجزاء ريز در جی ، ابی و يک حلقه با ستون مواد قابل دید گروه صدا زده شده بودند ).

حلقه های با ساختار پیچیده دیده می شوند . تعدادی از این ساختار ها اثر جاذبه ای ماههای می باشند اما حدودا این حلقه های شناخته شده نیستند.حلقه های روشن زحل از تکه های یخ و سنگ ساخته شده اند که به اندازه یک ناخن از اندازه یک ماشین گسترش یافته اند . گر چه حلقه ها خيلي وسيع هستند ( تقریبا 185000 مایل = 300000 کیلومتر ) آنها خیلی نازک می باشند ( حدود 6% مایل = يک کيلومتر ).

 حلقه هاي زحل از تكه هاي يخ ( تعدادي سنگ) ساخته شده است به اندازه ناخن از اندازه يك ماشين گسترش يافته اند بنابراين حلقه ها بسيار وسيع هستند ( تقربياً 185000 مايل = 300000كيلو متر ) آنها خيلي نازك مي باشند ( حدود 6/0 مايل =1 كيلو متر ) .

داخل زحل

زحل حدود 97 در صد گاز هيدروژن ، 3 در صد گاز هليم و 5 0/0 در صد متان و بعلاوه امونياك ميباشد نزديك خط استوا بادههاي مهيب در 100/1 متر در هر ساعت به طرف شرق مي وزند ابرها در جو سرد ، كلفت و يكسان در شكل مي باشند زحل يك سياره گازي شكل با هسته سنگي ، يك لايه هيدروژني متاليك مايع بالا ي هسته و يك لايه هيدروژن مولكولي بالاي آن مي باشد هسته سنگي ، سنگين و گرم داراي يك شعاع كه احتمالاً سه بار از شعاع زمين مي باشد است زحل يك ميدان مغناطيسي قوي  دارد ( كمتر از مشتري اما خيلي قوي ) ميدان مغناطيسي زحل شايد توسط جريان الكتريكي در لايه مناسب نزديك هسته سياره دوار با سرعت به وجود آمده باشد به دليل ميدان مغناطيسي قوي ، شفق هاي قطبي فراوان در زحل و پخش راديويي از آن وجود دارد زحل 79 در صد انرژي پخش مي كند كه آن از خورشيد مي رسد و گرما نيز از هسته گرمش مي رسد.

جرم ، جاذبه و چگالي

جرم زحل حدود 10²⁶*69/5 كيلوگرم است بنا براين آن 95 بار از جرم زمين مي باشد جاذبه زحل تنها 08/1 دفعه از جاذبه زمين است به اين دليل زحل يك سياره بزرگ است .

(نيروي جاذبه اي يك سياره كه بر روي يك سطح سياره به كار گرفته  مي شود متناسب با جرمش و عكس شعاع آن مي باشد ) يك شخص 100 پونديتنها روي زحل 108 پوند وزن دارد زحل تنها سياره اي در منظومه شمسي مي باشد كه چگال كمتري از آب دارا مي باشد زحل اگر يك جرمي از آب به اندازه كافي وجود داشت روي آب شناور بود .

                طول يك روز و يك سال در زحل

هر روزي در زحل 2، 10 ساعت در زمين در بر مي گيرد يك سال زحل 46،29 سال زمين مي باشد آن در طي 46، 29 سال زمين ، خورشيد را يكبار دور مي زند .

مدار و فاصله از خورشيد

 زحل539/9 اي يو در ميانگين از خورشيد مي باشد و حدود 30/9 بار دور از خورشيد از زمين است در اپهليون ( مكاني در مدارش جايي كه زحل نسبت به خورشيد دورتر ين مي باشد ) زحل 000،000،10503 كيلو متر از خورشيد قرار دارد در پريهليون ( مكاني در مدارش جايي كه زحل نسبت به خورشيد نزديكترين مي باشد ) زحل 000،000،348، 1 كيلو متر از خورشيد قرار دارد.

درجه حرارت زحل

درجه حرارت زحل ( در بالاي ابر ) 88 لكيوين ( 185 – درجه سانتي گراد و290 – فارنهايت ) مي باشد.

اقمار

 زحل تعداد زيادي ماه دارد ( از آگست 2004 ، 33 ماه کشف شده ) . حدود 18 ماه نامگذاري شده و حدود دوجين ديگر که هنوز نامگذاري نشده وجود دارد . تيتان بزرگترين ماه است . اين ماه اتمسفر نيتروژن دارد .
 

بازديد فضا  پيما

زحل توسط پيونر 11 ( در 1979 ) و توسط وياگر 1 وياگر  2  كاسيني ديده شده است .يك فضا پيما براي بخش حلقه هاي زحل نامگذاري شده است و آن در اين راه مي باشد و در سال 2004 خواهد رسيد

مقايسه زمين – زحل

نام زحل و سمبل

آن براي خداي روحي نامگذاري شده است.

MASER چيست؟

Maser مخفف Micro wave Amplified Stimulated Emission of Radiation است.

اين پديده يكي از چشمه هاي نوري است كه توليد آن به دماي جسم بستگي ندارد(Non Thermal radiation)سيستم ماسرها به مانند ليزر است. ماسرها در ناحيه بسيار فشرده در ميان سحابيها (كه معمولاً از ملكولهاي تشكيل شده اند) رخ مي دهد. فضاي ميان ستاره اي شامل گونه هاي كمي از ملكولها مانند: H2,OH,H2o,CH3,OH,Sio مي شود.

بخاطر پراكندگي اين ملكولها، خطوط طيف نشري آنها بسيار ضعيف و شناسايي آنها بسيار سخت است اما با استفاده از پديده ماسر مي توان حتي در كهكشانهاي ديگر هم آنها را شناسايي كرد.

در حالت عادي ماسرها درحالت هاي زير اتفاق مي افتد:

1- وقتي ابر ملكولي درمقابل يك چشمه موج الكترومغناطيسي قرار گيرد. ( مانند زماني كه يك ستاره جوان پر نور در پشت آن قرار گيرد.)

2- وقتي ابرهاي بزرگ H2(GMC)با آنها برخورد كند.

ماسر زماني رخ مي دهد كه ملكولهاي يك ابر ملكولي درحالت برانگيخته باشند( تفاوت ليزر وماسر درهمين جا است چون در ليزرها اتم گازي در حالت برانگيخته شده است)

ملكول برانگيخته مي شود و مي خواهد به حالت پايه برگردد به همين منظور همان مقدار انرژِي را كه گرفته بصورت نورپس ميدهد.اين موج الكترومغناطيس كه ازبين ملكولهاي برانگيخته ديگرعبورمي كند ، اولاً سرعت برگشتن به حالت پايه ملكولهاي ديگر را افزايش مي دهد، دوماً با موج الكترومغناطيس ديگر ملكولها هم فاز بوده بنابراين تداخل سازنده خواهند داشت ودامنه موجي كه ازسحابي بيرون بيايد چند برابر مي شود. به همين ترتيب شدت تابش موج الكترومغناطيس افزايش مي يابد.

ازاين سيستم در آنتن هاي راديويي براي تقويت امواج دريافت شده استفاده مي شود.

براي درك بيشتر موضوع به تصوير روبرو كه مربوط به ليزر است توجه كنيد.

در اينجا پرتويي با (E=hf) انرژي هم اندازه با انرژي بين دو تراز با اتم برخورد مي كند ( اختلاف انرژي = (-ER/n2 ^2)-(-ER/n2 ^2)) اين انرژي با انرژي موج به فركانس f برابر است موج القايي با موج حاصل از اتم هم انرژي هم بسامد وهم فاز است بنابراين با هم تداخل سازنده خواهند داشت. ( در ماسرها هم همينطور است) .

توضيح فرمول ها

h=4.14*10^(-15) الكترون ولت

ثابت پلانگ الكترون ولت ER=13.6 ثابت ريد برگ

گرماي بي‌سابقه و تهديد كره زمين

گرماي بي‌سابقه و تهديد كره زمين

نوروز و تحويل سال

محاسبه فواصل نجومي

يكي از مهمترين پارامترهاي يك جسم در جهان كه براي محاسبه ي ديگر پارامتر هاي آن مورد محاسبه قرار مي گيرد ، فاصله آن از ما است . از روي فاصله اجسام مي توان به اطلاعاتي مهم و اساسي در مورد آنها رسيد . از گذشته هاي دور براي محاسبه ي فاصله ي اجرام آسماني روش هايي ابداع شده بود.اما معمولا تمامي آنها در مورد اجرامي دور تر از سياره هاي مريخ و مشتري جواب نمي دادند زيرا دقت بسيار پاييني در ابزار اندازه گيري موجود بود .اما اين روش ها با گذر زمان پيشرفت كرد و روش هاي جديدي به وجود آمدند . در اين مقاله به چهار نمونه از مهمترين روش هاي اندازه گيري اشاره مي كنيم . .

1 - اختلاف منظر ظاهري :

انگشتتان را مقبل خود بگيريد ، چشم چپ خود را ببنديد و با چشم راست به پشت زمينه انگشت خود نگاه كنيد حال اين كار ار با چشم چپ هم انجام دهيد . در هر مورد پشت زمينه ي انگشت شما تغيير مي كند زيرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دليل اختلاف منظري كه با هم دارند زمينه هاي متفاوت را به شما نشان مي دهند . با اين روش مي توان با داشتن فاصله ي دو چشم از هم فاصله ي انگشت را محاسبه كرد.اين روش كه اختلاف منظر ناميده مي شود براي محاسبه ي فاصله ي اجرام نزديك بسيار خوب و ساده است .(براي اندازه گيري در ارتش از اين روش استفاده مي شود.)براي محاسبه ي جابه جايي منظره ي پشت يك جرم از در دو نوبت كه معمولا در طرفين مدار زمين است عكس مي گيرند و جابه جايي زاويه اي آن را با حالت قبلي مقايسه كرده و بر حسب در جه قوسي بدست مي آورند حال با استفاده از معادله ي زير به راحتي فاصله را بر حسب واحد نجومي بدست مي آورند(همانطور كه مي دانيد هر واحد نجومي [Au] برابر فاصله زمين تا خورشيد يا 150ميليون كيلومتر است .):

1(Au)/206265 d (Au) =P (arcsec)

كه طبق تعريف هر 206265 واحد نجومي را يك پارسك در نظر مي گيرند و رابطه را به صورت زير مي نويسند.كه با محاسبه P (جابه جايي ظاهري بر حسب ثانيه قوس d بدست مي آيد .

1 / d (Pc) = P (arcsec)

با اين روش بدليل ناتواني فقط مي توان تا 100 پارسك را اندازه گيري كرد كه با حذف اثر جو به 1000پارسك قابل تغيير است. بنابراين زياد كاربردي نيست ومعمولا در مورد اندازه گيري در منظومه شمسي خودمان استفاده مي شود .

2 - اختلاف منظر طيفي :

ستارگان بر اساس دماي سطحي اشانو شكل طيفشان ، دسته بندي طيفي مي شوند كه اين دسته بندي نوع طيف ستاره را مشخص مي كند و با دانستن نوع طيف ستاره مي توان اطلاعاتي از جمله درخشندگي مطلق ستاره را محاسبه كرد . نموداري به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد كه درخشندگي مطلق ستارگان بسياري را بر حسب رده بندي طيفي آنها به صورت تجربي و آماري مشخص مي كند . ازروي اين نمودار و با طيف نگاري از اين ستارگان مي توان درخشندگي مطلق هر ستاره را مشخص كرد با به دست آوردن درخشندگي مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده اي كه در مورد درخشندگي مطلق و ظاهري وجود دارد فاصله ي جرم محاسبه مي شود.در اين فر مول درخشندگي ظاهري (b) نيز لازم لست كه بوسيله فوتو متري از روي زمين تعيين مي شود.

به اين روش كه طيف نگاري مبناي تعيين فاصله است اختلاف منظر طيفي مي گويند.اين روش بدليل نداشتن دقت كافي و لازم براي ستارگان كم نور و دور دست محدوديت هايي دارد ولي بهتر از اختلاف منظر ظاهري است زيرا تا حدود فاصله ي دهها ميليون پارسك را براي ستارگان پر نور تعيين مي كند كه مزيت بزرگي نسبت به روش قبلي است اما در مورد خوشه ها و كهكشان ها با توجه به كم نور بودن ستارگانشاناستفاده ار اين روش دقت كمي دارد.

3 - استفاده از متغيير هاي قيفاووسي و ابر نو اختران:

متغيير هاي قيفاووسي و ابر نو اختران از شاخص هاي اندازه گيري فاصله هستند زيرا تناوب آنها مستقيما با درخشندگي آنها رابطه دارد .متغيير هاي قيفاووسي مهمترين ابزار براي محاسبه ي فاصله ي كهكشان ها هستند .

اخيرا ستاره شناسان با استفاده از ابر نواختر هاي گروه I(a)ميتوانند فاصلهي اجرام بسيار بسيار دور را نيز بدست بياورند.زيرا در خشندگي اين ابر نو اختران به قدري زياد مي شود كه مي توان انها را از فواصل دور نيز رصد كرد.

براي مثال در سال 1992 يك تيم از اختر شناسان از نتغيير هاي قيفاووسي يك كهكشان به نام IC 4182 براي تعيين فاصله ي آن از زمين اشتفاده كردند.انها براي اين منظور از تسكوپ فضايي هابل بهره جستنددر 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن كهكشان عكس برداري كردند. با مقايسه ي عكس ها با يكديگر آنها 27 متغيير را در عكس ها شناسايي كردند با رصد هاي متوالي از ان متغيير ها توانستند منحني نوري آنها را رسم كنند سپس با طيف سنجي ، طيف ستارگان متغيير را مورد بررسي قرار مي دهند و از روي طيف آن مقدار آهن موجود در متغيير را شناسايي مي كنند.اگر مقدار اهن زياد باشد متغيير I(a) است و كم باشد از نوع II است .

از روي منحني نوري ستاره ميانگين قدر ظاهري آن را محاسبه مي كنندو دورهي تناوب آن را بدست مي آورند.همان گونه كه گفتيم دوره تناوب با درخشندگي متغيير ها رابطه ي مستقيم دار د. اين رابطه از روي نمودار زير كه يك نمودار تجربي است بدست مي آيد .با قرار دادن دوره تناوب متغغير مورد نظر و دانستن نوع طيف آن (IياII)مي توان در خشندگي مطلق آن را بدست اورد. از طرفي چون افزايش درخشندگي براي قدر مطلق به صورت لگاريتمي و(در پايه ي 2.54 ) تغيير ميكند. به ازاي دانستن نسبت درخشندگي مطلق به درخشندگي خورشيد مي توان از رابطه ي زير قدر مطلق ستاره را محاسبه كرد.

حال با دانستن قدر مطلق از رابطه ي بالا و قدر ظاهري از روي نمودار منحني نوري با استفاده از رايطه ي مودل فاصله ، فاصله بدست مي آيد.

m-M=distance modulus =5 log d-5

4 - استفاده از قانون هابل :

روش ديگربراي محاسبه ي فاصله ي اجرام مخصو صا كهكشان ها استفاده از قانون هابل است. در اين روش از صورت رياضي قانون هابل كه به صورت زير است استفاده مي كنيم .

V=d*H

كه درآن v سرعت جسم در راستاي ديد ما است و H ثابت هابل است . براي محاسبه ي فاصله ي كهكشان ها و اجرام دوردستسرعت شعاعي (_در راستاي ديد ) جرم را بوسيله ي انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روي طيف آن محاسبه مي كنند. طبق پديده ي انتقال به سرخ اگر جسمي از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزذيك شود انتقال به ابي صورت گرفته كه مقدار آن از رابطه زير به دست مي آيد. كه در آن Z انتقال به سرخ ،لاندا صفر طول موج طيف آزميشگاهي ، و لاندا طول موج طيف گرفته شده از ستاره است. بوسيله ي رابطه ي زير از روي انتقال به سرخ مي توان سر عت را بدست آورد:

v=C*Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه ي هابل فاصله بدست مي آيد.

d=C*Z/H

البته روش فوق دقت زيادي ندارد.دليل آن مشخص نبودن مقدار دقيق ثابت هابل است.زيرا اين ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظريات مختلف مقدار ان تغيير ميكند هم چنين وابستگي اين عامل به زمان نيز در محاسابت اختلال بوجود مي آورد.در حال حاضر بهترين روش براي اندازه گيري فاصله ي اجرام استفاده از ابر نو اختر هاست كه تا فواصل چند ده مگا پارسكي را با دقت خوبي محاسبه مي كند

سياهچاله مو ندارد

استفن هاوكينگ

ترجمه: سليمان فرهاديان

شكل بالا فضا نوردى را نشان مى دهد كه در ساعت 57/59/11 روى يك ستاره در حال رمبش فرود مى آيد و همانطور كه ستاره براثر گرانش شديد آن كه هيچ سيگنالى نمى تواند از آن بگريزد، تا زير شعاع بحرانى منقبض شود، فضانورد نيز به ستاره ملحق مى شود. فضانورد در فاصله هاى زمانى مشخص سيگنال هايى را از ساعت خود به فضاپيمايى كه در حال چرخش دور ستاره است، ارسال مى كند. كسى كه از فاصله دور به ستاره نگاه مى كند، هيچ وقت متوجه برخورد فضانورد با افق رويداد و ورودش بر سياه چاله نمى شود. در عوض به نظر مى رسد كه ستاره دقيقاً خارج از شعاع بحرانى قرار دارد و تصور مى شود ساعت موجود در سطح ستاره كند شده و نهايتاً متوقف مى شود.

اين خواص سياهچاله ها را كه تاكنون تشريح كرديم هيچ مشكل مهمى را با موجبيت بر نمى انگيزد. زمان براى فضانوردى كه درون سياهچاله سقوط كرده و با تكينگى مواجه مى شود، به پايان مى رسد. به هرحال در نسبيت عام شخص مجاز است كه زمان را در مكان هاى متفاوت با سرعت هاى مختلفى اندازه بگيرد. بنابراين مى توان با نزديك شدن يك فضانورد به تكينگى به ساعتش سرعت بخشيد. تا آنجا كه وى حتى بتواند فاصله زمانى بى نهايت را اندازه بگيرد. در نمودار زمان- فاصله همه سطوح مقدار ثابت اين زمان جديد در مركز نمودار و زير نقطه اى كه تكينگى ظاهر مى شود، تجمع مى يابند. و اما در فضا زمان تقريباً تخت در فاصله هاى دور از سياهچاله اين مقدارها با اندازه گيرى هاى معمول از زمان مطابقت دارد. اگر تابع موج اوليه را بدانيم، مى توان اين زمان را در معادله شرودينگر بكار برد و تابع موج زمان هاى بعد را به دست آورد. بنابراين هنوز هم موجبيت برقرار است. با اين همه، اين نكته هيچ ارزشى ندارد، زيرا در اواخر وقت قسمتى از تابع موج در درون سياهچاله است كه هيچ كس ديگرى كه بيرون از آن است، نمى تواند آن را مشاهده كند. بنابراين ناظرى كه آنقدر فهميده است كه خود را به درون سياهچاله نيندازد، نمى تواند از معادله شرودينگر روبه گذشته استفاده كرده و تابع موج زمان هاى اوليه را به دست آورد. براى انجام اين كار لازم است از قسمتى از تابع موج كه درون سياهچاله است آگاه شويم. اين قسمت از تابع موج حاوى اطلاعاتى در مورد آن چيزهايى است كه به درون سياهچاله سقوط كرده اند. اطلاعات بالقوه بسيار زيادى در اين مورد وجود دارد، زيرا سياهچاله اى با جرم و سرعت چرخش خاص مى تواند از تعداد بسيار زيادى و مجموعه هاى متفاوتى از ذرات تشكيل شود؛ سياهچاله به ماهيت جسمى كه رمبيده و آن را به وجود آورده است، بستگى ندارند. جان ويلر از اين نتيجه با عنوان «سياهچاله مو ندارد» ياد كرد. براى فرانسويان اين نكته فقط مويد حدسشان بود. معضل موجبيت وقتى آغاز شد كه من كشف كردم كه سياهچاله كاملاً سياه نيست. همانطور كه در فصل سوم ديديم، نظريه كوانتوم بيان مى دارد كه ميدان ها حتى در جايى كه خلاء نام دارد، نمى تواند كاملاً صفر باشد. اگر ميدان ها صفر باشد، هم مقدار دقيق آن يعنى موقعيتش صفر است و هم ميزان دقيق تغييرات آن، يعنى سرعت برابر صفر مى شود. اين امر در تناقض با اصل عدم قطعيت است كه مى گويد نمى توان همزمان موقعيت و سرعت را دقيقاً اندازه گرفت. در عوض تمام ميدان ها بايد داراى يك مقدار مشخصى از افت و خيز خلأ باشند (درست مثل آونگ فصل دوم كه مى بايست داراى افت وخيز نقطه صفر باشد) افت و خيز خلأ را مى توان به چندين روش تفسير كرد كه متفاوت از يكديگر به نظر مى رسند اما در اصل از لحاظ رياضى يكسان هستند. از ديدگاه يك اثبات گر شخص مختار است تا از هر كدام از اين تصويرها كه براى مسئله موردنظر مفيدتر است، استفاده كند. در اين مورد مفيد است كه افت وخيز خلأ را به عنوان زوج هايى از ذرات مجازى درنظر بگيريم كه با هم در بعضى از نقاط فضازمان ظاهر شده، از هم جدا مى شوند و به يكديگر برخورد كرده و يكديگر را نابود مى كنند. «مجازى» يعنى اين ذرات را نمى توان مستقيماً مشاهده كرد، اما آثار غيرمستقيم آنها را مى توان اندازه گرفت كه اين آثار به طور چشمگيرى با پيش گويى هاى نظرى مطابقت دارد . اگر سياهچاله اى موجود باشد، يك ذره از اين زوج ذرات ممكن است در سياهچاله سقوط كند و ذره باقى مانده ديگر به فضاى بى نهايت بگريزد براى كسى كه بسيار دور از سياهچاله است، به نظر مى رسد ذره گريزان توسط سياهچاله ساطع شده است. طيف سياهچاله دقيقاً همانند طيفى است كه از يك جسم داغ با دمايى متناسب با ميدان گرانشى در افق- مرز- سياهچاله انتظار داريم. به عبارت ديگر، دماى سياهچاله به اندازه آن بستگى دارد. سياهچاله اى كه جرمش چند برابر جرم خورشيد باشد، دمايى حدود يك ميليون درجه بالاى صفر مطلق دارد و سياهچاله هاى بزرگ تر دمايشان حتى از اين مقدار هم كمتر است. بنابراين تمام تابش هاى كوآنتومى ناشى از چنين سياهچاله هايى بايد در تابش 7/2 درجه اى باقى مانده از انفجار بزرگ داغ (تابش پس زمينه كيهانى كه در فصل دوم شرح داديم) غوطه ور باشد.

هابل، تلسكوپ فضايي

طي قرنهاي 16 و 17 ميلادي تحولي در ديدگاه بشر نسبت به آسمان و زمين روي داد. منجماني چون كپرنبك، گاليله و كپلر بكمك تلسكوپ دامنه آگاهي بشر از هستي را وسعت بخشيدند. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بينايي بود و ابزاري براي مشاهده آسمان وجود نداشت. اين منجمان با بهره گيري از تلسكوپ، بر باورهاي باطل بشر درباره مركزيت زمين در كائنات، خط بطلان كشيد.

تلسكوپ در قرن 18 براي منجمان به ابزاري غير قابل چشمپوشي بدل شده بود. با پيشرفت فن تراش عدسي ها و علوم اپتيك، تلسكوپهاي بزرگتر و بهتر در رصد خانه ها نصب شد. حال آدمي سيارات و ستارگاني را مي ديد كه قبل از اختراع تلسكوپ از وجود آنها بي خبر بود. او به مدد تلسكوپ پي برد جهان بزرگتر از پندارهايش است.

با افزايش بزرگنمايي و وضوح تصاوير تلسكوپها، حوضه شناخت بشر از دنياي پيرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با اين حال در آغاز قرن بيستم، اغلب ستاره شناسان اعتقاد داشتند كه، جهان فقط از يك كهكشان تشكيل شده است كه همان راه شيري است كه منظومه شمسي از اجزاي آن است.

در سال 1924 ادوين هابل، ستاره شناس آمريكايي با استفاده از تلسكوپ 100 اينچي خود كهكشانهاي بسياري، خارج از كهكشان راه شيري، رصد كرد. وي مشاهده كرد كه كهشكانها در حال دور شدن از يكديگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. كشف وي بار ديگر مرزهاي شناخت هستي را فرو ريخت و در پي آن نظريه انفجار بزرگ مطرح شد كه تاكنون بهترين پاسخ به دورشدن كهكشانهاست.

منجمان، براي مشاهده بهتر آسمان، تلسكوپها را در كوهستانها و نواحي عاري از گرد و غبار و نور شهرها، نصب مي كنند با اين وجود براي رصد آسمان، در بند شرايط جوي هستند.

تلسكوپي در فضا

در سال 1923 هرمان ابرت، كه يكي از بزرگان صنايع موشكي آلمان، در مقاله اي به امكان قرارگيري تلسكوپي در مدار، توسط راكت، اشاره كرد. در سال 1946 دانشمند ديگري بنام ليمان اسپيتزر، به بررسي مزاياي بهره گيري از تلسكوپي در آنسوي اتمسفر آشفته زمين پرداخت. ليمان وجود گازها و گرد و غبار موجود در جو زمين را عامل افت كيفي تصاوير بدست آمده از اجرام آسماني مي دانست. در سالهاي 1960 تا 1970 ميلادي دانشمندان بر لزوم بهره گيره از تلسكوپي بزرگ در خارج از جو زمبن توافق داشتند ولي سفينه اي كه بتواند تلسكوپي بزرگ و كار آمد را در مدار قرار دهد، وجود نداشت.

با ساخته شدن شاتل فضايي و امكان حمل محموله هاي بزرگ پروژه ساخت تلسكوپ فضايي سرعت گرفته و سر انجام در سال 1985 يك عدد تلسكوپ فضايي توسط ناسا آماده قرارگيري در مدار بود. بعدها اين ابزار پيچيده و دقيق بياد منجم بزرگ آمريكايي، هابل نام گرفت.

تا سال 1990 كه مشكلات حمل تلسكوپ فضايي برطرف مي گشت، از آخرين تكنولوژي ها، براي به روز آوري و ارتقا ابزارهاي دقيق تلسكوپ فضايي استفاده شد. از جمله سلولهاي خورشيدي، كامپيوترها و ابزار هاي مخابراتي و هدايت آن ارتقا يافت و آزمايشهاي بسياري براي اطمينان از صحت كاركرد تلسكوپ فضايي به عمل آمد. در نهايت در سال 1994 شاتل فضايي ديسكاوري، تلسكوپ فضايي را در فضا رها كرد تا چشمان بشر از فراز جو مغشوش زمين، نظاره گر بي كران آسمان باشد. بدينسان هابل در مداري به فاصله 600 كيلومتري زمين قرار گرفت، تا پرده از اسرار هستي بردارد.

بهره گيري مداوم از آخرين تكنولوژي

هابل بگونه اي طراحي شد، كه قابليت، سرويس و بهبود سيستمهايش توسط فضانوردان مهيا باشد. اين ماشين پيچيده و دقيق از قطعاتي تشكيل مي شود كه جداگانه قابل ارتقا هستند. هابل تاكنون بارها توسط فضانوردان تعمير و ويا اجزاي سيستمهايش به روز شده اند. ضريب دقت و كيفيت تصاوير هابل تاكنون بيش از 10 برابر ارتقا يافته است. خطاهاي لنزها و ابزارهايش طي سالها رفع شده، و اكنون تصاويري بسيار واضح تهيه و به زمين ارسال مي كند.

اين تلسكوپ به مدد بازسازي و به روز آوري مداوم توانسته است پس از 15 سال همچنان به ارسال تصاوير بي نظيرش بپردازد.

كوششهاي هابل

- هابل هر روز بين 10 تا 15 گيگابايت تصوير براي ستاره شناسان ارسال مي كند. حجم اين داده ها تا كنون بيش از 10 ترا بايت بوده است.

- هابل بيش از 400000 رصد جداگانه از اجرام آسماني به عمل آورده است.

- هزاران مقاله نجوم بر اساس اطلاعات هابل نوشته شده است.

- هابل هر 95 دقيقه يك دور مدار خود به دور زمين را مي پيمايد و تا كنون مسافتي بالغ بر 3 ميليارد مايل پيموده است.

- هابل سرانجام تحقيقات 8 ساله محاسبه سرعت گسترش كهكشنها را از يكديگر پابان داد.

- هابل اولين تلسكوپ نوري بود كه توانست از يك سياه چاله تصوير برداري كند. اين سياه چال جرمي معادل چنديدن ميليارد برابر خورشيد دارد.

- هابل براي اولين بار تصاويري واضح از تولد و مرگ ستارگان ارائه داد.

- در سال 1994 هابل از برخورد ستاره اي دنباله دار با مشتري تصويربرداري كرد.

- دور ترين و قديمي ترين اجرام آسماني نسبت به زمين كه تا كنون نور آنها به زمين رسيده است نيز توسط هابل ثبت شده اند.

تاكنون بهترين تصاوير بدست آمده از اجرام آسماني توسط هابل تهيه شده اند. اين تلسكوپ بزودي باز نشسته مي شود و اكنون دانشمندان به دنبال جايگزيني آن هستند.