یونانیان باستان معتقد بودند که زمین صغحه ای مسطح است شناور بر روی آب که خیمه ای چاک چاک آن را پوشانده است.به دور خیمه آتش و درون آن زمین قرار داشت.هر روز «هلیوس»،خدای خورشید،ارابه ی آتشین خود را در آسمان به حرکت در می آورد و شب نیز از اقیانوس زیر زمین میگذشت. البته فلاسفه ی مختلف یونان اعتقادات گوناگون داشتند.

نخستین بار ارسطو در حدود ۳۴۰ قبل از میلاد در کتاب «درباره ی افلاک» ادعا کرد که زمین کروی است.او دو دلیل برای این ادعا داشت و یونانیان دلیل سوم را نیز آوردند:

۱.سایه زمین روی ماه در هنگام خسوف همواره دایره ای است.

۲.با سفر به عرض های جغرافیایی پایین تر ارتفاع ستاره ی قطبی کم میشود.

۳.بادبان کشتی ها در افق و در هنگام نزدیک شدن به ناظر ابتدا دیده میشود.

در قرن دوم بعد از میلاد،بطلمیوس نظریات خود و ارسطو را ترکیب نمود و مدل کاملی برای جهان ارایه داد.بر اساس مدل او،زمین در مرکز عالم و هفت فلک(ماه،زهره،عطارد،خورشید،مریخ،مشتری و زحل) قرار داشتند و در دوردست ها نیز فلک ستارگان دور دست جای میگرفت و همه به دور زمین میچرخیدند.برای توضیح حرکت رجوعی سیارات در آسمان،بطلمیوس مجبور شد هر سیاره را به دور فلک خود نیز بچرخاند.این مدل با مشاهدات رصدی سازش بسیاری داشت.

تا سال ۱۵۱۴ مدل بطلمیوسی مدل مورد قبول همه و بخصوص کلیسا بود.در این بین عده ای مانند «جوردانو برونو»اعلام کردند که خورشید در مرکز عالم است و اکثر آن ها توسط کلیسا مجازات شدند.سرانجام در همان سال،«نیکلاس کوپرنیک»،کشیش لهستانی نظزیه ی خورشید مرکزی خود را منتشر کرد.این حرکت که به دلیل ترس از کلیسا در روزهای آخر زندگی او انجام شد،بعد ها انقلاب کوپرنیکی نام گرفت و برای اولین بار در طول تاریخ خورشید را در مرکز عالم قرارداد.

در نظریه ی کوپرنیک خورشید در مرکز عالم قرار دارد و همه ی سیارات روی مدارهای دایره ای به دور آن میچرخند.علیرغم این که این مدل کم و بیش پذیرفته شد،اما در آن اشکالات رصدی وجود داشت.

بعدها رصدهای یکی از تیزبین ترین رصدگران تاریخ،تیکو براهه،موجب تکمیل این نظریه شد.خود “براهه” از روی رصدهایش مدل جدید و اشتباهی برای عالم ارایه داد.در مدل او همه چیز به دور خورشید میچرخید و خود خورشید به دور زمین در حرکت بود.

این نظریه چندان مورد توجه قرار نگرفت،اما دستیار جوان تیکو،یوهانس کپلر،با استفاده از داده های رصدی استادش مدل کاملی برای منظومه ی شمسی ارایه داد.نتیجه ی کارهای کپلر در قالب سه قانون مطرح شد:

۱.همه سیارات در مسیرهای بیضی نزدیک به دایره که خورشید روی یکی از کانون های آن قرار دارد حرکت میکنند.

۲.خط واصل خورشید-سیاره در زمانهای مساوی سطوح مساوی را طی میکنند.

۳.نسبت مربع زمان های لازم برای یک دور چرخیدن دو سیاره به دور خورشید،برابر است با نسبت مکعب قطر بزرگ بیضی مسیر آنها.

در ۱۶۰۹ “گالیله” برای اولین بار از تلسکوپ برای رصد آسمان استفاده کرد.هر چند که معمولا به اشتباه گالیله را به عنوان مخترع تلسکوپ میشناسند،اما در واقع مخترع تلسکوپ “لیپرشی” عینک ساز هلندی بود.

یک سال بعد گالیله اولین نتایج رصدیش را منتشر کرد:

۱.مشتری اقماری دارد که به دورش میچرخند.

۲.زهره دارای اهله است.

۳.زهره در آسمان بزرگ و کوچک میشود.

۴.راه شیری پر از ستاره است.

۵.روی سطح خورشید لکه هایی وجود دارد.

۶.ماه پر از گودال و دره است.

بسیاری از موارد بالا میتواند نظریه ی بطلمیوسی را نقض کند.بعدها دادگاه تفتیش عقاید گالیله را محاکمه،محکوم به ارتداد و مجبور به توبه کرد.

صبح شب مرگ گالیله،”نیوتون” به دنیا آمد.او در ۱۹ سالگی به کمبریج رفت و در مدت شیوع طاعون و تعطیلی دانشگاه به خانه بازگشت و سه قانون معروف خود را بنا نهاد:

۱.اگر برآیند نیروهای وارد بر یک جسم صفر باشد و یا به آن نیرویی وارد نشود.اگر آن جسم ساکن باشد تا ابد ساکن خواهد ماند و اگر متحرک باشد تا ابد به صورت مستقیم الخط یکنواخت به حرکتش ادامه خواهد داد.

۲.تغییر سرعت یک جسم بر اثر وارد کردن نیرو بر آن همواره متناسب با نیرو و جهت آن در راستای نیروی وارد شده بر آن است.

۳.هر عملی را عکس العملی است،به همان اندازه و در خلاف جهت آن.

بعدها نیوتون قانون گرانش عمومی خود را نیز بنیان نهاد که بر طبق آن هر دو جرم همدیگر را جذب میکنند که این نیرو با جرم دو جسم رابطه ی مستقیم و با مجذوز فاصله ی آنها نسبت عکس دارد.

حال با استفاده از قوانین یاد شده می شد قوانین کپلر را اثبات نمود.

از آن زمان تا سال ۱۹۰۵ اکتشافات زیادی در نجوم اتفاق افتاد که از آنان چشم پوشی میکنیم تا به سال ۱۹۰۵ برسیم.

در این سال آلبرت اینشتین،فیزیک دان برجسته ی قرن بیستم،در چهار مقاله ی خود دنیای فیزیک را متحول نمود.

۱.حرکت براونی

۲.اثر فوتوالکتریک

۳.نسبیت خاص

۴.برابری جرم و ماده

وی همچنین در ۱۹۱۵ نظریه ی نسبیت عام را مطرح نمود.

اینشتین خود میدانست که بر طبق نظریاتش جهان در حال گسترش است،اما خود او با این فرض مخالف بود و در معادلات خود ضریبی به نام “نسب کیهان شناختی” وارد نمود تا جلوی انساط عالم را بگیرد.اما وقتی که “ادوین هابل” انبساط عالم را از طریق طیف سنجی کشف نمود،اینشتین این کار خود را بزرگترین اشتباه زندگیش توصیف کرد.

انرژی هسته اي

مقدمه:

در علوم راهنمايی ما با قانوني برخورد كرديم به نام قانون پايستگي انرژي كه مي گفت:انرژی نه به وجود   مي آيد و نه از بين مي رود بلكه از صورتي به صورت ديگر تبديل مي شود.

انرژی هسته اي چيست؟

انرژي هسته اي يكي از صورتهاي انرژی است كه از تبديل شدن جرم به انرژی پديد مي آيد.در نظريه نسبيت خاص آلبرت آينشتاين قانوني وجود دارد به نام پايستگي جرم_ انرژی كه مفهومي مثل قانون پايستگي انرژی دارد.

جرم طي شرايط خاصي به انرژی تبديل ميشود كه به دو صورت است:شكافت هسته اي (كه در اينجا مورد بحث است) و گداخت هسته اي.(البته راهاي ديگري مثل برخورد ماده و ضد ماده نيز وجود دارد كه با گسيل كوانت همراه است)

در راكتور هاي هسته اي واكنش شكافت انجام مي پذيرد.در شكافت،اتمهاي سنگين ناپايدار شده و سپس فرو  مي پاشند و اتمهاي سبك را ايجاد مي كنند.

سوخت راكتور هاي هسته اي نوعي از اورانيوم است كه در زير شرح داده شده است:

اورانيومي كه در طبيعت يافت مي شود اكثرا به دو صورت 235-U و238-U مي باشد.

 قسمت اعظم آن (حدود99.7%) را 238-U و قسمت اندك آن را 235-U تشكيل داده. سوخت مورد نياز براي شكافت در راكتور هسته اي 235-U است.روند جدا سازي 238-U و بالا بردن غلظت 235-U را غني سازي مي گويند.

براي اين كار ابتدا اورانيوم را از حالت جامد بايد به حالت گاز تبديل كنيم براي اين كار اورانيوم را طي فرايند هايي به UF6(هگزا فلورايد اورانيوم)تبديل مي كنيم و آن را در دستگاه هاي سانتريفوژ قرار مي دهند.

235-U به دليل نيروي جانب به مركز و جرم كمتر در وسط و 238-U در كناره ها جمع مي شود اگر اين كار را تقريبا 25000 بار انجام دهيم سوخت مورد نياز براي راكتور هسته اي آماده است(كه درصد آن حدود 5%است).

اختلاف غلظت اين سوخت با سوخت بمب اتم(100%)خيلي زياد است.پس براي همين نمي توان به راحتي سوخت مورد نياز براي بمب اتم را فراهم ساخت.

چگونگي واكنش اورانيوم غني شده در راكتور:

ابتدا يك نترون كم شتاب را به طرف يك هسته ی 235-U شليك مي كنيم كه به 236-U(فوق العاده نا پايدار است)تبديل مي شود؛اين هسته سريعا فرو پاشيده و به يك اتم كريپتون 90 و باريم 144 و دو نترون آزاد و مقداري انرژي تبديل مي شود اين دو نترون به دو هسته ي ديگر برخورد كرده و واكنش فوق تكرار مي شود واين عمل به صورت تصاعدي انجام مي شود و انرژي زيادي آزاد مي شود.اين انرژي آب اطراف ديواره راكتور را بخار مي كند و اين بخار توربين ها را مي چرخاند و اين توربين ها برق توليد مي كند و اين برق وارد شبكه رساني كشور مي شود.پس مي توان نتيجه گرفت استفاده صلح آميز از فناوري هسته اي هيچ ضرري ندارد و فوايد زيادي نيز دارد.

نوع ديگر از انرژي هسته اي

طريقه آزاد سازي انرژي هسته اي به دو صورت شكافت و گداخت مي باشد.در قسمت قبل شكافت را توضيح داديم و در اين قسمت گداخت را توزيح مي دهيم.

در روش گداخت هسته اي هسته هاي سبك هسته هاي سنگين را به وجود مي آورند و اين واكنش طي شرايط خيلي خاص امكان پذير است. اين واكنش مستلزم دماي بسيار بالا(1000000درجه كلوين)مي باشد و در آن هسته هاي اتم هاي سبك مثل هيدروژن با همجوشي به هسته اتم هاي سنگين مثل هليوم تبديل مي شوند.

در اين بين مقداري انرژي جرم از دست مي رود اين جرم از دست رفته طبق فرمول معروف انيشتين E=mc^2 به انرژي تبديل شده.

طريقه انجام اين واكنش به اين صورت است كه دو هسته ي هيدروژن با هم تركيب مي شوند و يك دوتريوم،يك پوزيترون و يك نوترينو توليد ميشود.

يك هيدروژن با يك دوتريوم تبديل مي شوند به به يك هليوم سبك(هليوم 3) و مقداري انرژي كه به صورت پرتو گاما آزاد مي شود.

دو هليوم سبك با هم تركيب شده و يك هليوم معمولي به همراه دو هيدروژن توليد مي شود.و اين چرخه ادامه دارد.

اين انرژي سالم مي باشد و مثل شكافت هسته اي زباله ندارد.

انرژي خورشيد و ستارگان ديگر نيز از همين راه تامين مي شود.براي هر چهار اتم هيدرون به يك اتم هليوم (4x10^-5) اِرگ انرژي آزاد مي شود.

در حال حاضر اين انرژي به صورت غير كنترل شده(بمب هيدروژني) در دست بشر است اما تلاش هاي زيادي براي قابل كنترل كردن آن و مورد استفاده قرار دادن آن در حال انجام است.

مشكل اصلي براي انجام اين واكنش در زمين آن است كه هيچ جسمي نمي تواند اين دما را تحمل كند.

در قرن دوم پيش از ميلاد اولين مقياس روشنايي(مقياس قدر) توسط ابرخوس تعريف گرديد.     (و بعد مجددا در حدود 2000سال پيش توسط بطلميوس تعريف شد).

ابرخوس 20 ستاره اي را كه از بقيه پرنورتر بودند را به طور دلخواه ستارگان قدر اول و 50 ستاره بعدي به ترتيب درخشندگي ظاهري را ستارگان قدر دوم ناميد.نام قدر ششم به چند صد ستارهايي داده شد كه به دشواري با چشم انسان معمولي ديده مي شدند و بقيه ستارگان را بر اساس درخشندگي آنها در مرتبه ي قدري بين 3 تا 5 قرار داد.

او اولين كاتالوگ واقعي ستارگان را كه هم موضع و هم درخشندگي ستارگان را نشان مي داد،تدوين كرد.البته او ناچار بود بدون كمك هيچ وسيله اي و تنها با تكيه بر توانايي خود در باره ي درخشندگي ستارگان قضاوت كند.بديهي است كه روشهاي جديد اندازه گيري ستارگان(روشهاي نورسنجي)بسيار دقيق تر است.

بدين طريق يك طبقه بندي كاملا اختياري،بر اساس روشنايي به دست آمد.اما اين قدر ها صرفا قدر هاي ظاهري هستند.

برخي از ستارگان در واقع پر نور اند ولي در فاصله زيادشان كم نور به نظر مي رسند.

درخشندگي ظاهري ستاره مقدار انرژي است كه از ستاره به صورت نور به زمين مي رسد. درخشندگي ظاهري نزديكترين ستارگان 30 مليارد بار كمتر از درخشندگي ظاهري خورشيد است.

مقياس قدر يك مقياس كيفي بوده به اين دليل كه نمي توانيم بگوييم كه ستاره قدر اول چند برابر درخشنده تر از ستاره قدر سوم است.اختر شناسي امروز ضمن حفظ مقياس آشناي ابرخوس كار خود را با طرح زير آغاز ميكند.

در سال 1856 ان.آر.پاگسون نتيجه گرفت كه يك ستاره قدر اول 100 برابر نورانيتر از يك ستاره قدر ششم است.به اين ترتيب مقياس درخشندگي كمي شد.

به دليل اين اختلاف روشنايي 100 برابري اختر شناسان در پي عامل ضربي براي هر يك از 5 مرحله ميان قدر اول و ششم برآمدند كه اگر آن را 5 بار در خودش ضرب كنيم افزايش درخشندگي را 100 برابر نشان دهد.اگر اين عامل را K در نظر بگيريم.داريم:

=

K=  =  = 2.512

K=2.5

بنا بر اين اگر درخشندگي هر مرحله مقياس قدر 2.5 برابر درخشندگي مرحله قبلي باشد،افزايش درخشندگي در 5 مرحله 100 برابر مي شود.

(2.5) (2.5) (2.5) (2.5) (2.5) = 100

امروزه درجه بندي قدر اجرام نسبت به زمان ابر خوس دستخوش دو تغير اساسي شده.

اختر شناسان امروزي با تقريب مقياس رياضي و با استفاده از آشكار ساز هاي دقيق،تشخيص داده اند كه برخي از ستارگاني را كه ابرخوس قدر اول دانسته است،به نحو چشمگيري درخشانتر از ستارگان ديگري است كه او در همان قدر جاي داده است.مثلا ستاره شعراي يماني تقريبا 9 برابر درخشنده تر از ستاره دبران است بنابراين مقياس درخشندگي به 0و1-و2- و غيره گرايش صعودي يافته است.

در اين مقياس قدر ظاهري شعراي يماني 1.4- و قدر ظاهري ستاره دبران 0.86+ است.اجرام ديگر مانند برخي سيارات،ماه و خورشيد باز هم درخشنده تر اند.بدين ترتيب گسترش مقياس قدر بايد اين اجرام را نيز در بر بگيرد.

رابطه قدر ظاهري و درخشندگي:

توجه: درخشندگي با L و قدر با M  نشان داده شده است.

از تعاريف بالا ميتوانيم به رابطه ي زير برسيم.

Lb/La=2.5^Ma-Mb

در صورتي كه اختلاف قدري 1 باشد نسبت روشنايي هم 2.5 ميشود.

از دو طرف لگاريتم ميگيريم.

log(Lb/La) = log 2.5^Ma-Mb

log(Lb/La) =(Ma-Mb)log 2.5

log(Lb/La) =0.4(Ma-Mb)

**Ma-Mb=2.5 log(Lb/La)**

قدر مطلق:

قدر مطلق به درخشندگي واقعي ستاره مربوط مي شود.قدر مطلق مقايسه نورانيت ستارگان است هنگامي همه ي آنها فاصله اي يكسان از ما داشته باشند.(درخشندگي واقعي خورشيد متوسط است)

همين طور كه در تعريف گفته شد زماني ميتوان به يك نتيجه استاندارد براي روشنايي ستارگان رسيد كه همه ي انها را در فاصله اي معين از خورشيد ببريم.سپس با استفاده از روشنايي آنها عددي در مقياس قدر (كه به آن قدر مطلق ميگويند)به دست آوريم.اين فاصله معين بر طبق قرارداد 10 پارسك مقرر شده.(پارسك يك واحد اندازه گيري نجومي است)

يعني ستارگان را در فاصله 10 پارسكي از خودمان فرض مي كنيم.آنگاه روشنايي و قدر آنها را طوري كه در آن فاصله ديده ميشوند اندازه مي گيريم.

همه ي ما به تجربه ميدانيم كه وقتي از منبع نور دور مي شويم به نظرمان مي رسد كه در درخشندگي آن كاهش يافته است.

براي درك قانون عكس مربع لامپي را فرض كنيد كه در مركز كره اي به شعاع d در حال فعاليت است.اين لامپ در هر ثانيه مقدار انرژي معيني را از سطح خود ساطح ميكند كه به آن درخشندگي لامپ مي گويند.مقدار انرژي را كه به واحد سطح اين كره برخورد مي كند را در نظر مي گيريم.

حال شعاع اين كره را از d به 2d تغير مي دهيم. دوباره مقدار انرژي را كه به واحد سطح كره ي جديد برخورد ميكند را اندازه گيري و آن را در نظر مي گيريم.چون درخشندگي لامپ تغيري نكرده پس بديهي است كه بايد از كمتر باشد چون در حالت دوم سطح دريافت كننده انرژي بيشتر از حالت اول است،در نتيجه مقدار انرژي دريافتي كمتر مي شود.يك مثال ساده ميزنم.

اگر من 16 شكلات داشته باشم و بخواهم يك بار آن را بين 4 نفر و بار ديگر ان را بين 8 نفرتقسيم كنم،بديهي است كه در حالت دوم تعداد شكلات كمتري به هر نفر تعلق مي گيرد.در مثال بالا تعداد شكلات ها را به درخشندگي لامپ و تعداد نفرات را به سطح دريافت كننده انرژي تشبيه كردم.

در اينجا چون در باره تغيرات مساحت صحبت كرديم پس تمام ضرايب هم به توان دو ميرسد.يعني وقتي ما فاصله را 2 برابر ميكنيم،مقدار انرژي دريافتي ¼ برابر مي شود.

رابطه ي بين قدر مطلق،قدر ظاهري و فاصله را به دست مي آوريم.

اگر d به فاصله واقعي، D به فاصله 10 پارسكي، M به قدر مطلق، m به قدر ظاهري، L به درخشندگي مطلق و l به درخشندگي ظاهري ستاره اطلاق شود داريم:

بر اساس قانون عكس مربع:

l/L = (D/d)^2

l/L = (10/d)^2

از طرفي بر طبق رابطه ي روشنايي و قدر مي توانيم جايگذاري كنيم:

M-m =2.5 log (10/d)^2

M-m = 5 log (10/d)

M-m = 5(log 10- log d)

**M-m = 5- 5log d**

های متعدد به گل نشست

درست همان گونه که انحراف و فاصله جزئی بین چشم های انسان، امکان درک عمق تصویر را به انسان می دهد، قرارگیری این دو ماهواره در مدارهای تعیین شده نیز، امکان تهیه تصاویر سه بعدی از خورشید را فراهم می نماید. این نحوه قرارگیری فضاپیماها، هم چنین به آن ها این امکان را می دهد تا نسبت به اندازه گیری سرعت ذرات ساطع شده از سطح خورشید و میدان مغناطیسی اطراف خورشید نیز اقدام نمایند.این دو رصدخانه فضایی، طی ماموریت دوساله شان، اطلاعات ارزشمندی راجع به چگونگی شکل گیری خورشید، سیر تکامل و تغییرات رخ داده در آن و تاثیرات بین سیاره ای ناشی از انفجارهای رخ داده در سطح خورشید و توده های جرم ناشی از آن که از سطح خورشید خارج می شوند – از سهمگین ترین انفجارات موجود در منظومه شمسی – به زمین ارسال خواهند نمود.توانایی پیش بینی نمودن این انفجارها و آتشفشان های سطح خورشید، این امکان را به ماهواره ها و شبکه های انتقال نیرو در سطح زمین می دهد تا زمان کافی برای افزایش و به کارگیری اقدامات ایمنی داشته باشند و هم چنین درک بهتر این پدیده ها، به مهندسان و متخصصان کمک می نماید تا سیستم هایی ایمن تر و کارآتر را طراحی نمایند..

تصوير زير يكي از تصاوير تركيبي است كه از دو جهت مختلف تصوير برداري شده است.

سايت استريو :  http://stereo.gsfc.nasa.gov