پنجشنبه یک فیلمی گذاشت به نام اندرو مدا که متاستفانه موفق به دیدنش نشدم.
تکرار فیلم جمعه ساعت 10 صبحه.یادم نیست کدوم شبکه بود.
اگه هرکس از شما فیلمو دیده لطف کنه بگه ایا ربطی به ستاره شناسی داشت و اگر هم ندیده لطفا تکرارش رو فراموش نکنید.فکر می کنم جالب باشه

محيط ميان ستاره اي
ستارگان از گازي واقع درمحيط ميان ستاره اي كه لايه نازكي از ماده پخش شده بين ستارگان مي باشد،به وجود مي آيند.در آغاز دهه 1930 م.ستاره شناسان در يافتند كه فضا نميتواند خالي و كاملاًتهي و شفاف باشد.فضا مخلوطي از اتم ها، ذرات گرد و غبارو مولكولها كه چگالي پاييني دارنداشغال شده است.در بعضي مواد اين مخلوط،درون ابرهاي بزرگ تيره رنگ متمركز شده اند.اين همان ماده ايست كه ستارگان از آن تشكيل مي شوند.
مشاهدات بيان مي كند كه محيط ميان ستاره اي بيشتر از گاز هيدروژن تشكيل شده است و اتمهاي ديگر به مقدار خيلي كمتري وجود دارندوتقريباًاين تركيب،مشابه تركيب خورشيد است. به نظر مي رسد كه گرد و غبار تنها يك لك ميكروسكپي در هر 100000 متر مكعب است.آن تقريباً هم اندازه دو ذره گرد و غبار در هر حجم از گنبد نجومي مي باشد.در بيشتر نواحي،گاز داراي چگالي بسيار پايين،حدود1تا10 اتم در هر سانتيمتر مكعب را دارد.در حالي كه هر سانتيمتر مكعب از هوايي كه ما تنفس مي كنيم از اين مقدار بيشتر است.حدود سه برابر.
سحابي
بعضي از شواهد وجود يك محيط ميان ستاره اي توسط چشم غير مصلح را آشكار مي سازد. به آسمان زيباي شب نگاه كنيد،بزرگترين سحابي،سحابي زيباي شكارچي(جبار) با چشم غير مصلح هم ديده مي شود.كه به صورت تكه اي از غبار (مه)در شمشير شكارچي مشاهده مي شود.يك تلسكوپ كوچك و يا حتي دوربين دوچشمي خوب،مي تواند تعداد بيشتري سحابي (ابر هاي حاوي گاز و گردوغبار) را آشكار نمايد.

خوشه ها
با فراهم بودن شرايط ديد مناسب،حتي به كمك دوربين دوچشمي،هر بخشي از آسمان را مشاهده كنيم در ميدان ديد ما دست كم دهها ستاره هويداست.اما،به نظر ميرسد آسمان در برخي نواحي مملو از ستاره است كه آن نواحي زيبا خوشه هاي ستاره اي نام دارند.
از آنجا كه محاسبات الگوي تكامل ستاره اي بي اندازه مشكل است و در آنها تعداد زيادي عامل هاي تقريبي وارد مي شوند.اگر چه تقريب خوبي دارن كه كاملاًمعين نيستند.اختر شناسان،اين مشاهداتي كه ازخوشه هاي ستاره اي به عمل مي آوردند،مقايسه و كنترل مي كنند،معلوم شده است كه تمام ستارگان يك خوشه ستاره اي به طور همزمان از متراكم شدن مواد ميان ستاره اي به وجود مي آيندو از اين رو،سن تمام ستارگان آن تقريباً يكسان است.اين امر،الگوي تكاملي ستاره اي را از روي بررسي دما و درخشندگي تمام ستارگان موجود در يك خوشه ستاره اي را امكان پذير مي سازد.
خوشه ستاره اي، ستارگاني با جرم هاي مختلف را دربر مي گيرد كه عمري تقريباًيكسان دارند.پس ستارگاني در فازهاي تكاملي مختلف را به نمايش مي گذارد.(به شرط آنكه ستاره هاي كافي در آن وجود داشته باشد.)
درواقع خوشه هاي ستاره اي تاييد ديگري از تحول ستاره اي هستند.ستارگان پرجرم كمتر از ستارگان كم جرم متحول مي شوند،زيرا از يك خوشه داده شده،ابتدا ستارگان پر جرم،رشته اصلي را ترك مي كنند.ما حتي مي توانيم سن اين چنين خوشه هايي را با نگاه كردن به نقطه قطع آنها(موقعيتي روي رشته اصلي)جايي كه ستارگان به سمت راست منحرف مي شوندو تبديل به غول مي شوندرا تشخيص دهيم.عمر مورد انتظار يك ستاره در نقطه قطع ، برابر سن خوشه است.
منشا خوشه ها
چون مي دانيم تشكيل ستاره ها ناشي از تراكم سحابي هاي عظيمي است كه از زمان ماده كافي براي ايجاد صد ها يا هزاران ستاره برخوردارند،مي توانيم بپذيريم كه غالب ستارگان به صورت خوشه تشكيل شده اند.برخي از اين ستارگان هويت خوشه اي خودرا از دست داده اند و بعضي ديگر اين هويت را همچنان حفظ كرده اند،همه ستارگاني كه هويت خوشه اي دارند تقريباًاز ما به يك فاصله اند،بنا بر اين قدر ظاهري آنها متناسب با قدر مطلقشان است.
به بيان ديگر،ستاره اي كه در ميان اين گروه ستارگان از همه درخشانتر به نظر مي رسد،در واقع هم درخشان ترين آنهاست.با توجه به رابطه ظاهري بين درخشندگي و جرم يك ستاره ميدانيم كه اعضاي پرجرمتر يك خوشه بايد درخشانترين آنها نيز باشند.از سوي ديگر،اعضاي پرجرمتر يك خوشه ظاهراًتمايل بيشتري دارندكه در ناحيه مركزي خوشه قرار گيرند.احتمالاً خوشه هاي با اين تراكم جرم،حول مركز تشكيل شده اند و ستارگان پر جرم ممكن است به تدريج به سوي موضع مركزي در حركت باشند.

خوشه هاي ستاره اي پيرمحاسبات،اثر چنين نيروهايي بر روي خوشه هايي مانند پروين پروين ياقلائص نشان ميدهد كه آنها تنها حدود چند مليون سال يا بيشتر مي توانند به عنوان خوشه دوام بياورندوپس از آن كاملاًاز هم گسيخته مي شوندو به صورت ستاره اي منفرد،در مي آيندكه هر كدام به راه خود مي روندبنابر اين احتمال ميدهيم،كه در تاريخ كهكشان ها،شكل گيري خوشه ها سريعتر از شكل گيري ستاره ها روي داده است.اما خوشه هاي منفرد عمرمورد انتظار نسبتاًكوتاهي به عنوان خوشه داشته اند.
خوشه هاي ستاره اي كروي
پيرترين اجرام كهكشان ما،خوشه هايي بسيار پر جمعيت،درخشان و گسترده اي هستندكه خوشه هاي كروي ناميده مي شوند.درحدود120 عدد از آنها فهرست شده كه بيشترشان در يك هاله تقريباًكروي هم مركز با كهكشان ما توزيع شده اند.برخلاف خوشه هاي كهكشاني، خوشه هاي كروي به صفحه پهن كهكشان محدود نمي شوند.بلكه تا فاصله هاي زيادي در بالاي اين صفحه گسترده شده اند.همچنين آنها تراكم زيادي در محدوده مركز كهكشان دارند.
از انجا كه خوشه هاي كروي بسيار پر جمعيت اند،اعضاي زيادي از آنها را مي توان يافت كه در فازهاي غولي تكامل ستاره اي هستند.از اين رو اين خوشه ها اجرام به غايت سودمندي براي مطالعه الگوهاي تكاملي ستارگان پير به شمار مي روند.بايد به بيان نكته اشاره كرد كه براي تعيين الگوي تكاملي ستارگاني باجرم بسيار كمتر از خورشيد،هيچ راه مشاهده اي وجود ندارد ،زيرا واقعيت آن است كه زماني طولاني تراز عمر برآورد شده براي جهان طول مي كشد تا چنين ستاره اي تكامل يابدواز رشته اصلي خارج شود. خوشه كروي 55M نمونه اي از خوشه هاي كروي است.

هنگامي كه سن خوشه هاي ستاره اي نزديك به خورشيد در كهكشان ما اندازه گيري شد،نتيجه شگفت انگيزي بدست آمد.اگرچه در اين حجم از فضا،تعدادي خوشه با سن چند ميلياردسال وجود داردما،تعدادخوشه هاي بسيار پير،به طور حيرت انگيزي اندك است.به نظر ميرسد خوشه هايي كه ما در نزديكي خودمان مشاهده مي كنيم،اجرام بسيار جوان با سني كمتر از يك ميليارد سال هستند كه در ميان آنها خوشه هايي كه تنها چند ميليون سال از عمر شان مي گذرد اكثريت دارند.
چنين نگاهي گذرا حاكي از آن است كه خوشه ها پديده هاي جديدي در كهكشان ما هستند ودرزمانهاي قديم،بيشتر ازحدود يك ميليارد سال پيش ازميلاد،تعدادشان بسيار كم بوده است .درمقابل توزيع ستارگاني با جرمهاودرخشندگي هاي گوناگون نشانگرآن است كه در آن دوران بايد تعداد بسيار زيادي ازستاره ها شكل گرفته باشند.حتي از روي آمار،به نظر ميرسد كه از زمان تشكيل كهكشان ما(در 100 ميليارد سال پيش)آهنگ شكلگيري ستارگان به طور پايداري كاهش يافته است.
اگر آهنگ شكل گيري ستارگان از آغاز تشكيل كهكشان كاهش يافته،پس چرا آهنگ تشكيل خوشه هاي ستاره اي افزايش يافته؟پاسخ آن است كه احتمالاًچنين نيست،بلكه به دليل نا پايداري خوشه هاي كوچك چنين به نظر مي رسد.اگر خوشه ستاره اي پر جرم نباشد، نيرو هاي قدرتمند گرانشي بيرون از آن،در خلال عمر كهكشان،بر آن اثر ميگذارند و به تدريج آن را از هم مي پاشند.

خوشه هاي ستاره اي كه در كهكشان محلي ما(كهكشان راه شيري)تشخيص داده شده اند دو نوع عمده دارند:
1-خوشه هاي جوان 2-خوشه هاي پير
1-خوشه هاي جوان
جوان ترين آنها خوشه هاي باز يا كهكشاني ناميده مي شوند.خوشه هاي باز معمولاًبه صفحه پهن كهكشان ما محدود اند.در حدود يك هزار عددازآنهادركهكشان ما شناخته شده اند،ولي تخمين زده مي شودكه احتمالاً هزاران عدد ديگر نيز وجود دارد كه به سبب تيرگي شديد ناشي از غبارديده نمي شوند.گستره جمعيت خوشه هاي كهكشاني از حدود دوجين صد ستاره است.گستره سن ستارگان اين خوشه ها نيز،در روي رشته اصلي آنها،از كمتر از يك ميليون تا پنج ميليارد سال(يا بيشتر)است.
نمونه اي از يك خوشه كهكشاني كه هرشخصي به آساني و بسته به بينايي خود معمولاً ميتواند بين شش تا نه ستاره را در اين خوشه بشمرد،گروه كوچكي از ستارگان در صورت فلكي ثور است كه خوشه پروين ناميده مي شود،آنرا هفت خواهران و ثريا نيز مي نامند . هرگاه ازدوربين دوچشمي يا تلسكوپ بهره گرفته شود مي توان دهها ستاره را شمرد.البته با يك تلسكوپ بزرگ تا صد ستاره را نيز ميتوان ديد.
آيا واقعاًهمه اين ستاره ها اجزاءيك خوشه اند؟پاسخ را در حركت اين ستارگان ميتوان يافت . هرچند جهت و سرعت هر ستاره اندكي متفاوت است اما،گرايش كلي حركت همه اين ستاره هاكه در واقع جزئي از اين خوشه اند،در جهت و سرعت يكسان است.تقريباً500 ستاره در اين خوشه اين مشخصه را نشان مي دهند.پس رصد جهت و سرعت ستارگان،عضويت آنها را در يك خوشه مشخص مي كند.ستارگان نوراني در خوشه هادر حال حركت به سوي مرحله غول سرخي هستند.اما خوشه پروين چندان غني نيست كه اكنون در آن ستاره اي در مرحله غولي ديده شود.ستارگاني كه جرمشان بسيار بيشتر از جرم آنهايي است كه رشته اصلي خوشه پروين را ترك مي كنند،چنان سريع تكامل مي يابند كه تقريباًدر مدت تنها چند ميليون سال مراحل تكامل را پشت سر مي گذارند وما بايد اميدوار باشيم كه بتوانيم اين خوشه را به هنگامي كه يكي از ستارگان آن وارد اين تكامل مي شود را ببينيم

من می خواهم اولین تلسکوپم رو بخرم.ولی بین "8 دابسونی اسکای واچر و "8 دابسونی اوریون نمی دونم کدوم رو انتخاب کنم.هر کدام مزایایی دارند.لطفا راهنماییم کنید.

شهاب سنگ SNC

نام زير رده اي از شهاب سنگهاي آكندريتي كه سه نمونه يافت شده اوليه آن عبارتند از Sherogotty- Nakhla – Chassigny فراواني ايزوتوپ نيتروژن وگازهاي نادر گيرافتاده در آنها با ديگر شهابسنگها متفاوت است ولي مشابه فراواني همين مواد در جو مريخ مي باشد.عقيده بر اين است كه اين شهابسنگها در سطح مريخ شكل گرفته سپس بر اثر ضربه اي بزرگ از سطح كنده شده مدتي در فضاسرگردان بوده وسپس به زمين رسيده اند.زمان كريستاله شدن(از حالت مذاب ) اين سنگها به حدود 3/1 ميليارد سال مي رسد. تا سال 2002 تنها 13 عدد از اين سنگها در زمين يافت شده اند.

مقدار آهن موجود در اين سنگها از نمونه هاي صخره اي مشابه در زمين بيشتر است.

گرچه مشخص نيست اين شهابسنگها از كدام قسمت سياره كنده شده اند ولي اطلاعات جالبي از مريخ در اختيار دانشمندان قرار داده اند.براي نمونه نشان داده اند كه Crust مريخ داراي ساختماني بازالتي است.يك نمونه معروف از اين شهابسنگها سنگ ALH 84001 است كه مورد مطالعه بسيار زيادي قرار گرفته است.

فایل‌های پیوست

تصاویر بندانگشتی
   

شهاب
شهاب یک ذره کوچکی است که معمولا به اندازه یک دانه شن بوده و در فضای بین سیاره‌ای حرکت می‌کند. چنانچه با زمین برخورد نماید، به علت سرعت زیادش در اثر اصطکاک با هوا تا حد سفید شدگی گرم می‌شود و مولکولهای گازی را یونیزه کرده و باعث تشعشع نور می‌شود. تقریبا تمام شهابها قبل از اینکه به سطح زمین برسند، تحلیل می‌روند و بعضی اوقات یک شهاب بزرگ و بسیار روشن در آسمان ظاهر می‌شود که ممکن است در حین پرواز شکسته شده یا حتی منفجر گردد.

سرعت شهاب
سرعت یک شهاب نسبت به یک ناظر زمینی ، جمع سرعت مداری شهاب و زمین است. زمین در روی مدار بیضی خود با سرعت متوسط 30 کیلومتر در ثانیه حرکت می‌کند (حرکت انتقالی زمین). چنانچه یک شهاب در یک مدار سهمی شکل حرکت کند، سرعت آن در نزدیکی زمین تقریبا 42 کیلومتر در ثانیه است. در صورتی که سرعتهای دو مدار در خلاف جهت یکدیگر باشد، سرعت نسبی شهاب در موقع ورود به جو زمین برابر 72 = 30 + 42 کیلومتر در ثانیه است.


سنگهای آسمانی
شهابها پس از ورود به جو زمین سریعتر از مولکولهای هوا حرکت می‌کنند. وقتی که به طرف زمین می‌آیند، هوا را در جلو خود فشرده کرده و به اندازه‌ای گرم می‌شوند که لایه سطحی آنها ذوب گردیده و از بین می‌روند. اغلب شهابها قبل از رسیدن به زمین کاملا نابود می‌شوند. آنهایی که به زمین می‌رسند، به نام سنگ آسمانی (شهاب سنگ) معروفند.

سنگهای آسمانی بسیار کوچک
اصطلاح سنگهای آسمانی بسیار کوچک به شهابهایی اطلاق می‌شود که به اندازه‌ای کوچک هستند که بدون هیچ تخریبی از جو زمین عبور می‌کنند. اندازه چنین ذراتی در حدود 3 یا 4 میکرون است.


حفره‌های شهابی
در صبح 12 فوریه 1947 یک سنگ آسمانی در دامنه‌های صخره‌ای در شرق سیبری سقوط کرد. هیئت اعزامی به سرپرستی وی. جی. فسنکوف (V. G. fessenkov) بیش از 100 حفره بزرگ و کوچک که بزرگترین آنها عمقی در حدود 15 تا 20 متر و قطر 40 متر داشت، پیدا کردند. جرم شهابهایی که برای بوجود آمدن حفره‌های شهابی کافی باشند، در حدود 109 گرم و حجم آن تقریبا 10 متر مکعب است.

شهابها و شهابسنگها قطعات و تکه‌های ماده کیهانی هستند که از فضای دور دست وارد جو زمین می‌شوند. شهابها معمولا از یک دانه ریگ کوچکترند. آنها در جو بطور کامل می‌سوزند و در مسیر حرکت خود دنباله‌ای با درخشندگی ضعیف بر جای می‌گذارند. شهابها را زمانی ستارگان ثاقب می نامیدند. البته آنها ستاره نیستند بلکه اغلب قطعات کوچکی هستند که از سر یک ستاره دنباله دار جدا شده‌اند.

میلیونها شهاب هر روزه وارد جو زمین می‌شوند، ولی اکثرا بسیار کم نورند و دیده نمی‌شوند. شهابها گاهی به صورت رگبار یا طوفان در می‌آیند و نمایش درخشانی در فضا بوجود می‌آورند. یکی از رگبارهای مشهور شهابها "اسدیها" است. این رگبار در هر 33 سال یک بار روی می‌دهد. رگبار اسدیها نام خود را از صورت فلکی مذکور گرفته است. آخرین نمایش رگبار جالب توجه در سال 1966 واقع شد.

جنس و اندازه شهاب سنگها

شهابسنگها قطعات سنگ و آهن هستند که از سیارکها جدا می‌شوند. خیلی به ندرت اتفاق می‌افتد که یک سیارک کوچک با زمین برخورد کند و حفره شهاب سنگی بزرگی بر روی زمین ایجاد کند. مشهورترین این نوع حفره‌های بزرگ در آریزونا قرار دارد که سقوط یک سیارک کوچک ، حدود 25000 سال قبل ، آن را بوجود آورده است. شهابسنگ جالب دیگری در سال 1908 در سیبری سقوط کرد، ولی این شهابسنگ شیئی بسیار مرموز بود و هیچ حفره قابل روئیتی از خود بجای نگذاشت.

شهابسنگ کوچک با وزنهای چند کیلوگرم (یا چند پوند) تقریبا همه روز بر زمین سقوط می‌کنند. اکثر آنها که دیده نمی‌شوند در اقیانوسها یا صحراها فرو می‌افتند. کاشفان قطب ، صدها شهابسنگ قدیمی را یافتند که در لایه‌های یخی مناطق قطبی حفظ شده بودند. علی رغم وزن و سرعت سقوط شهاب سنگها هیچ موردی که باعث مرگ شده باشند ثبت نشده است. با وجود این در سال 1954 در آلابامای آمریکا یک شهاب سنگ به بازوی زنی اصابت کرد. احتمال مواجهه با شهاب سنگ از نزدیک برای انسان بسیار کم است.

شهاب سنگهای برخوردی با زمین
بر طبق برآورده‌های اخیر ، هر روز 10،000 تن شهاب سنگ به زمین می‌رسد. بیشتر این جرمها فوق العاده ریزند، بطوری که جو زمین به هنگام عبورشان هیچ گونه تأثیر خاصی بر آنها نمی‌گذارند. این ذرات احتمالاً دست نخورده به زمین می‌رسند. حداکثر بعد آنها یک صدم سانتیمتر است. با ماهواره های مخصوص می‌توان این ذرات را ، به هنگام عبور از فضا ، جمع آوری کرد. این ذرات کوچک و تقریباً غیر قابل ادراک را شهاب سنگهای کوچک یا شهابسنگهای ریز می‌نامند.

پس از آنها به شهاب سنگهایی بر می‌خوریم که حداکثر بعد آنها یک سانتیمتر است. ذراتی که هنگام عبور از جو زمین ، روشنایی ایجاد می‌کنند، از همین نوع شهاب سنگها هستند.

شهاب سنگهای بزرگتر به ندرت وارد جو زمین می‌شوند، اما در صورت ورود به جو زمین ، خطوط نورانی‌تری تولید می‌کنند. همین طور که اثرهای نوری چشمگیرتر می‌شوند، اثرهای صوتی نیز رفته رفته به وقوع می‌پیوندد. شهاب سنگهای به وزن 4.5 کیلوگرم یا بیشتر در ضمن عبور از جو ، کاملاً از هم نمی‌پاشند و قطعه‌های کوجک ولی قابل شناخت آنها به سطح زمین می‌رسند، اثرهای نوری و صوتی این قبیل شهاب سنگها از تولید ترس خفیف همراه با از جا پریدن تا وحشت شدید متفاوتند.

گذار شهاب سنگهای بزرگ در زیر خط پرواز آنها ممکن است یک آتشگوی فرا درخشان و موجهای ضربه‌ای شدید بوجود آورد. دیده شده است که شهاب سنگهای پرنده سریع السیر ، چون تبر شاخه‌های درختان را قطع می‌کنند. شهاب سنگها ، سطحهای سختی چون پشت بامها را بدون ایجاد ترک بوضوح سوراخ کرده‌اند و از لایه‌های یخ استخرها و دریاها و سقفهای فلزی اتومبیل گذشته‌اند

خطر برخورد شهاب سنگها با کره زمین
اقداماتی که برای پیش بینی اینگونه حوادث خطرناک صورت گرفته است شامل مطالعه اجرام آسمانی توسط ستاره شناسان ، بکار گیری تلسکوپهای بزرگ ، ساختن موج یابها در سطوح بلند و پهناور است و ناسا برای کل این طرحها هزینه‌ای معادل یک میلیون دلار تخمین زده است. هدف آنها شناسایی مدارهایی است که هنوز در سطوح کره زمین ناشناخته هستند، این عمل آنها را قادر به تشخیص وضعیت پیشرفت در طی سالها و پیش بینی حوادث خطرناک و بلاهای آسمانی می‌کند. این اطلاعات و پیشرفتها از مأموریتهایی چون مأموریت سفینه فضایی شماره 2 کلمنتین بدست می‌آید و به حامیان کره زمین این فرصت را می‌دهد که با استفاده از موشک ، از نابودی ناگهانی کره زمین جلوگیری نماید.


آیا شهابسنگها حامل حیات اند؟
زمانی این نظریه رواج داشت که شهاب سنگها حامل تخمهای زنده‌اند و بنابراین به انتشار زندگی در نقاط مختلف جهان کمک می‌کنند، امروز دیگر کارشناسان این نظریه را قبول ندارند. با این حال بعضی دانشمندان بر آنند که شهاب سنگها ممکن است دارای نشانه غیر زنده‌ای از موجودهای زنده‌ای باشند که زمانی در نقاط دور دست آن سوی زمین ، زندگی می‌کرده‌اند. در شهاب سنگها ترکیبهای آلی یا کربن دار اغلب به صورت مختلطهای بسیار سازمان یافته‌ای که به یاخته‌ها شباهت دارند، پیدا شده است.

هر چند بعضی دانشمندان معتقدند که این دلیل محکمی مبنی بر وجود حیات دیگری در جهان است، اما این مختلطها را می‌توان بوسیله فرضیه‌های دیگری نیز تبیین کرد. این مختلطها ممکن است در طی مدتی طولانی در فضا ، که معلوم شده است عناصر ترکیب دهنده‌ای چون کربن ، هیدروژن ، ازت و اکسیژن را دارا بوده است تشکیل شده باشد. ممکن است ارگانیسمهای زمینی آنها را آلوده کرده باشند. ممکن است این آلوده کننده‌ها (مختلطهای یاخته گونه) ضمن عبور شهاب سنگ از جو ما و یا قرار گرفتن شهاب سنگ در زمین وارد آن شده باشند.

گودالهای شهابسنگی
زمین در زمان حیاتش توسط شهاب سنگهای بی شماری بمباران شده است. تناوب بمبارانها حدود 3.5 میلیارد سال پیش به اوج خود رسید و گودالهایی در زمین بوجود آورد که اکنون در اثر فرسایش از بین رفته‌اند. گودالهایی که بعدها تشکیل شده‌اند، باقی مانده و بیش از 150 گودال تا کنون شناسایی شده‌اند. تعدادی از این گودالها ، صدها میلیون سال پیش و تعدادی دیگر در قرن بیستم تشکیل شده‌اند.

اگر جرم یک شهاب سنگ کمتر از 1000 کیلوگرم باشد، قبل از اینکه شهاب سنگ به فاصله 20 کیلومتری سطح زمین برسد، سرعت ورود آن به جو زمین توسط مقاومت جو بسیار کاهش می‌یابد و بعد از این کاهش ، شهاب سنگ وارد میدان جاذبه می‌شود. وقتی که نیروی جاذبه زمین با نیروی مقاومت جو در مقابل شهاب سنگ برابر باشد، افزایش سرعت شهاب سنگ متوقف می‌شود. این سرعت معروف به سرعت پایانی در حدود 0.1 کیلومتر (0.06 مایل) در ثانیه بدست می‌آید.

شهاب سنگهای عظیم الجثه
اگر جرم اولیه شهابسنگ از 985 تن تجاوز کند، جو زمین توان کند کردن حرکت آن را نداشته و شهاب سنگ روی زمین سقوط کرده و نتایج مخربی به بار می‌آورد. خوشبختانه چنین حوادثی بسیار کم اتفاق می‌افتند،اما گودالهای متعددی که روی زمین بطور پراکنده وجود دارند محل سقوط آنها را نشان می‌دهند. بزرگترین شهاب سنگی که تا کنون یافت شده ، شهاب سنگ هوبا نام داشته و حدود 59 تن وزن دارد. این شهاب سنگ اکنون در محل سقوط خود در نامیبیا در جنوب غربی آفریقا قرار دارد.

سن شهاب سنگها
در تعیین سن شهاب سنگهای مختلف روشهایی نظیر روشهای محاسبه سن سنگهای زمینی منتخب بکار برده‌اند. بعضی نتیجه‌ها نشان می‌دهند چه مدتی از انجماد شهاب سنگها گذشته و در موارد دیگر سن استنتاجی سن نور گیری است: یعنی طول مدتی که نمونه‌های آزمایشی در معرض تشعشع کیهانی قرار داشته‌اند تعیین می‌شود. سن بعضی از شهاب سنگها کمتر از 75،000،000 سال گزارش شده است، سن بعضی دیگر ممکن است سر به میلیاردها سال بزند. بر طبق یک برآورد، شهاب سنگ مونت ایلیف آفریقای جنوبی ، تقریباً 7،000،000،000 سال بیشتر از زمین یا خورشید عمر دارد.

ساختمان شهاب سنگها
علوم اختر شناسی ، زیست شیمی و زمین شناسی به مطالعه شهاب سنگها می‌پردازند. مطالعات نشان می‌دهد که شهاب سنگها انواع مختلف دارند:



نوع سنگی که شامل سیلیکاتها می‌باشد.
نوع فلزی که از آهن و نیکل تشکیل شده است.
نوع سنگی - فلزی که مخلوطی از سنگ و فلز است.

بیشتر سنگهای فوق کندریتها هستند ، که دارای کندرول می‌باشند و گویچه‌هایی با چند میلیمتر قطر ، که منشأ معدنی آنها معلوم نیست و در بردارنده دانه‌های اولیوین و پیروکسین هستند. کندریتها طبق میزان تغییرات آب و تغییرات دمایشان پیش از رسیدن به زمین تقسیم بندی می‌شوند. کندریتهای کربن دار از نظر زیست اختر شناسان بیشترین اهمیت را دارند. در این کندریتها کربن یافت می‌شود که ترکیب آن سومین مشخصه کندریتهاست.

این نوع کندریتها حدود 5 درصد شهاب سنگها را تشکیل می‌دهند. در قرن نوزدهم مطالعات سنگهای حامل کندریتهای کربن دار نشان داد که دارای هیدروکربنهایی هستند، شبیه هیدروکربنهای کروجن kerogen ، که ماده جامدی است که در منابع نفت نظیر سنگ نفت یافت می‌شود. بین سالهای 1950 و 1970 ، «هارولد اوری» ، برنده جایزه نوبل شیمی ، یک رشته تجزیه‌های شیمیایی و ایزوتوپی انجام داد که وجود ترکیبات بودار را که قطعا منشأ فرازمینی دارند، تأیید کرد.

اسید آمینه در شهاب سنگها
«جان کرونین» ، پژوهشگر دانشگاه آریزونا ، با مطالعه شهاب سنگ مارکیسون که در سال 1969 در استرالیا سقوط کرد، به این نتیجه رسید که در ساختمان آن اسیدهای آمینه وجود دارد. در ساختمان شهاب سنگها اشکال گوناگونی از کربن نظیر گرافیت ، سیلیکان کارباید و الماس یافت شد. کرونین 74 نوع اسید آمینه مختلف ، 87 هیدروکربن بودار ، 140 ترکیب چربی دار ، 10 مولکول قطبی و از همه مهمتر 5 پایه نیتروژنی که درDNA وRNA یافت می شود، در شهاب سنگها کشف کرده است.

از بیست نوع اسید آمینه یافت شده ، هشت مورد از آنها در ساخت پروتئین در حیات زمینی دخیل هستند، نظیر گلیسرین ، آلانین ، والین و لوسین. کرونین مواد اولیه این اسید آمینه‌ها را نیز یافته است که موادی چون کربوکسامیدها هستند. به گفته او با اندکی تلاش می‌توان از مولکولهای بین ستاره‌ای اسید آمینه بدست آورد و مواد اولیه بین ستاره‌ای آنهاست که برای ساختن ترکیبات آلی یافت شده در شهاب سنگها لازم می‌باشد.


ترکیبات آلی در شهاب سنگها
چون شهاب سنگها قطعه‌های ماده فضای خارجی هستند، مدتها بدون توجه برون زیست شناسان بوده‌اند. در این زمینه نیز اختلاف نظر زیادی وجود دارد. مواد شیمیایی کربن دار پیدا شده در معدودی از شهاب سنگها ، معمولاً به عنوان مواد ناشی از زمین کنار گذاشته شده‌اند. ساختارهای ویژه‌ای شبیه موجودهای ذره بینی از قبیل باکتریها و جلبکها نیز در شهاب سنگها مشاهده گردیده‌اند. بسیاری دانشمندان احساس می‌کردند که این ساختارها خصوصیتهای کاملاً غیر آلی دارند. اما دیگر صاحب نظران این یافته‌ها را نشانه حیات غیر زمینی می‌شمردند.

این اختلاف نظر تا حدودی بوسیله دانشمندان سازمان هوانوردی و فضایی ایالات متحده (ناسا) حل شد. آنها دو شهاب سنگ را با وسایل مخصوص عصر فضا تجزیه کردند. هر یک از دو سنگ (که یکی در کنتاکی و دیگری در استرالیا سقوط کرده بود) دارای 18 اسید آمینه به اضافه دیگر ترکیبهای دارای اهمیت زیستی بود. بسیاری از اسید آمینه‌ها در سیستمهای زنده زمین یافت می‌شوند.

اما دیگر اسید آمینه‌ها ، با آنچه در زمین پیدا شده تفاوت دارند. بنابراین دانشمندان ناسا نتیجه گرفتند که ترکیبهای زیستی دو شهاب سنگ نامبرده در جای دیگری از جهان بوجود آمده‌اند. این ترکیبها احتمالاً بوسیله موجودهای زنده تولید نشده‌اند. اما این امر نشان می‌دهد که تکامل شیمیایی واقعاً در ناحیه‌های مختلف جهان به وقوع می‌پیوندد: مواد زیست -شیمیایی از ماده غیر آلی بوجود می‌آیند و ممکن است منجر به پیدایش موجودهای زنده شوند.

کهکشانی که به شکل بیضی دیده می شود. کوچکترین وبزرگترین کهکشانهای عالم بیضوی هستند. عموما"از ستارگان پیر تشکیل شده دارای توده های گازی برای تولید ستاره های جدید نیستند و از لحاظ تعداد رایجترین کهکشانهای کیهان هستند(60 درصد کل کهکشانها). مطالعات دینامیکی نشان میدهند که اغلب آنها دارای سه محور می باشندواندازه هر کدام از محورها نیز متفاوت است بنابراین شکل خاص آنها انعکاسی از مدار ستارگان آن می باشد نه ناشی از یک حرکت واحد.در رده بندی کهکشانی هابل کهکشانهای بیضوی باتوجه به درجه بیضی بودنشان از کلاس E0 برای کهکشانهای با شکل دایروی تا کلاس E7 برای کهکشانهای بسیار کشیده تعریف می شوند.متاسفانه تعیین شکل واقعی سه بعدی یک کهکشان بیضوی ناممکن است.برای درک شکل واقعی یک کهکشان بیضوی باید یک بار چرخش حول آن انجام داد که البته نشدنی است.

این کهکشانها دارای گستره وسیعی از اندازه ودرخشندگی را شامل می شوند از کهکشانهای کوتوله با 10 میلیون ستاره یا کمتر گرفته تا کهکشانهای بزرگ با 10 میلیون میلیون ستاره، گاز درون این کهکشانها بسیار گرم وپخش است.

ستاره های درون این کهکشانها نیز سالخورده بوده واز جمعیت II هستند.این کهکشانها بر خلاف کهکشانهای مارپیچی دوران سریع ندارند.عقیده بر این است که کهکشانهای بیضوی در نتیجه برخورد دو کهکشان مارپیچی بوجود می آیند. کهکشانهای بیضوی در خوشه های غنی زیادند. معمولا" در نزدیکی مرکز خوشه های غنی کهکشان بیضوی غول آسایی قرار دارد که در اثر بلع کهکشانی بدفعات تورم فزاینده ای پیدا کرده است .

فایل‌های پیوست

تصاویر بندانگشتی
   

یکی از انواع اصلی کهکشان ها، کهکشان های بی نظم می باشند. ترکیب ستاره ای آنها عموما" مشابه کهکشان های مارپیچی است ولی در ساختارشان بازوهای مشخص وجود ندارد. کهکشانهای نا منظم را به این علت چنین نامیده اند که هیچ گونه تقارن یا ساختار مشخصی ندارند.تقریبا" 20 درصد کهکشانهای کیهان از این نوع می باشند.


آنها هسته واضحی هم ندارند، اما در صورت وجود، گاهی به شکل میله دیده می شود. همه کهکشان های بی نظم دارای مقادیر زیادی ستاره جوان، گاز و غبار هستند.در بعضی موارد تا 90 درصد جرم یک کهکشان نامنظم به شکل گاز وغبار میان ستاره ای است. خوشه های ستاره ای موجود در آنها، در مقایسه با یک کهکشان مارپیچی که همان جمعیت کلی را دارد، بسیار زیاد است. وجه مشخصه یک کهکشان بی نظم معمولی، جوانی آن است. بیشترین نور آنها، از تعداد زیادی ستاره جوان و درخشان و ابرهای نورانی گسیل می شود. کهکشانهای بی نظم همانند کهکشانهای مارپیچی ولی به دلایلی که تا کنون ناشناخته مانده است، بازوهای مارپیچی در آنها شکل نمی گیرد. واقعیت این است که در برخی از آنها، چیزی شبیه به بازوهای ابتدایی، بازوهای واپیچیده و یا بازوهایی که به طور جزئی شکل گرفته اند، دیده می شود و از این رو گمان می رود که ارتباط نزدیکی بین کهکشان های مارپیچی Sc و کهکشانهای بی نظم وجود داشته باشد.

این کهکشانها شامل دو نوع فرعی اند، کهکشان نامنظم I که نمونه آن ابر ماژلانی بزرگ است و کهکشان نامنظم II که شبیه ۶۸۲۲ NGC است، کهکشان نامنظم I با ستارگان نوع O و B و نواحی هیدروژن یونیده (H II) ، مشخص می شود، و چند نمونه آنها نشانه ای از بازوهای مارپیچی دارند. طبقه بندی نامنظم II انواع کهکشانی گوناگون را در بر می گیرد، از جمله آنها که گسیلهای غیر عادی، محتوای غبار غیرعادی، برهم کنشهای کشندی یا خصلت انفجاری و فوران ماده با شدت زیاد، نشان می دهند (فوران ماده از این نوع کهکشان به صورت رشته هایی است که از هسته به سوی خارج امتداد می یابند). این نوع کهکشان ابری خاص را می توان به صورت کهکشان انفجاری نیز طبقه بندی کرد، که از آن چندین نوع دیگر هم یافت می شود ( مانند ۸۷ M). در نوع II عمدتا" کهکشانها بی شکل اند و به ستارگان تفکیک نمی شوند. چنین کهکشانهایی با گرد و غبار بین ستاره ای جذب خاصی را نشان می دهند و نشر گازی نیز توسط آنها مشاهده شده. کهکشان ۸۲ M که تنها کهکشان نامنظم فهرست مسیه می باشد یک کهکشان II است این کهکشان از آن جهت قابل توجه است که مواد گرد وغباری به طور وسیع نور ستارگان را آنچنان می پوشانند که منفجر شده به نظر می رسد.
لازم به ذکر است که همه کهکشانها با رده بندی ساده هابل مطابقت ندارند، زیرا برخی از آنها بسیار عجیبند. دلایلی در دست است که این کهکشانهای خاص با رویدادی شدید و ویران کننده انفجاری رو به رو هستند و در نتیجه به آمیزه ای از ستاره، گاز و غبار تبدیل شده اند که قابل رده بندی نیستند.


به طور کلی برای کهکشان های بی نظم می توان ویژگی های زیر را قائل بود :
قطر : ۱۰۰۰۰ تا ۳۰۰۰۰ سال نوری
جرم : 10 تا 1000 میلیون برابر جرم خورشیدی
درخشندگی : 10 میلیون برابر خورشید
غبار : ۲ تا ۵ درصد
گاز (خنثی) : ۱۰ تا ۱۳ درصد
انواع ستارگان : جوان (آبی)

فایل‌های پیوست

تصاویر بندانگشتی