دانلود تساویر ارسالی از ماهواره ISS

فیلم فرستاده شده از ایستگاه فضایی بین‌المللی. نقطهٔ آغاز این فیلم، جنوب شرقی آلاسکا است. نخستین شهری که دوربین از آن می‌گذرد سان‌فرانسیسکو و منطقهٔ پیرامون آن است (تقریبا در ثانیهٔ ۱۰ فیلم). اگر با دقت به فیلم نگاه کنید می‌توانید نقطهٔ جایگاه پل گلدن گیت را در صفحه پیدا کنید. باید در نوار نورانی کوچکی که درست پیش از سان‌فرانسیسکو و در نزدیکترین نقطه به ابرهای سمت راست قرار دارد نگاه کنید. آذرخش طوفان‌های روی منطقهٔ ساحلی اقیانوس آرام که در زیر پوشش ابرها قرار دارد به خوبی نمایان است. پس از آن دوربین از روی آمریکای مرکزی (نورهای سبز رنگ) و شبه‌جزیره یوکاتان در سمت چپ می‌گذرد. این سفر هنگامی که دوربین ISS بر روی پایتخت بولیوی، شهر لاپاز جای می‌گیرد به پایان می‌رسد.

دانلود

شهاب‌سنگ

شهاب‌سنگ (آذرگوی) ها اجرام بزرگی‌اند که بیشتراز سنگ و فلز تشکیل شده‌اند. این اجرام هنگامی که وارد جو زمین می‌شوند بدلیل قطر زیادشان (۵۰-۱۰۰متر) از جو می‌گذرند و دهانه‌ها و عوارض گوناگونی را از خود بر جای می‌گذارند. برای نمونه دهانه بارینجر در آریزونا و دهانه وردفورت در آفریقای جنوبی.

طبقه‌بندی

• سنگی (ارولیت‌ها و کندریت‌ها):

فراوانی آنان ۹۲٪ است.

• سنگی - فلزی (سیدرولیت‌ها):

فراوانی آنان ۱ تا ۲ درصد است.

• آهنی (سیدریت‌ها):

مواد تشکیل‌دهنده این گروه با چگالی‌های گوناگون و جدا از هم شهاب سنگ فلزی را تشکیل می‌دهند و ۵ تا ۶ درصد است.

سن شهاب‌سنگ‌ها

• سن زمینی: مدت زمانی که بر روی زمین بوده‌اند.
• سن تابش پرتوهای کیهانی: مدت زمانی که در مداری به دور خورشید می‌گردند.
• سن پیدایش: مدت زمانی که از آخرین تغییر دمای شهاب‌سنگ میگذرد.
• سن پیش از پیدایش: مدت زمان میان تشکیل عناصر شیمیایی در ستاره‌ها تا بکار رفتن این عناصر در شهاب‌واره‌ها.

شش ویژگی سنگ‌های آسمانی

فلز 

بیشتر سنگ‌های آسمانی دست کم مقداری فلز آهن دارند (در واقع آلیاژی از آهن و نیکل). شما می‌توانید درخشش فلز را در سطوح شکستهٔ آن‌ها ببینید. سنگ‌های آسمانی به طور کامل همواره مقداری فلز دارند و بسته به مقدار فلز آن‌ها در سه گروه دسته بندی می‌شوند:

• سنگ‌های آسمانی فلزی، که صددرصد از فلز ساخته شده اند؛
• سنگ‌های آسمانی فلز – سنگ، که دارای ۵۰ درصد فلز و ۵۰ درصد سنگ هستند؛
• سنگ‌های آسمانی سنگی، که دارای رگه‌های فلزی کوچکی هستند.

چگالی

بسیاری از سنگ‌های آسمانی، به ویژه شهاب سنگ‌های فلزی، بسیار سنگین تر و چگال تر از سنگ‌های زمینی هستند. چگالی فلز آهن در حدود ۸ گرم بر سانتی متر مکعب است، چنانکه بیشتر سنگ‌های آسمانی دارای چگالی بالاتر از ۳٫۳ گرم بر سانتی متر مکعب هستند. چگالی شمار کمی از سنگ‌های زمینی، البته به جز سنگ‌های معدن فلزی، بالاتر از این است، که آن‌ها هم به طور نوعی اکسید آهن (مانند سنگ آهن مغناطیسی و یا هماتیت) هستند.

ویژگی مغناطیسی

بیشتر سنگ‌های آسمانی دارای مقداری آلیاژ آهن - نیکل هستند و به آسانی یک آهنربا را به سوی خود می‌کشند. شما می‌توانید به آسانی این و با یک آهن ربا این ویژگی را آزمایش کنید. یک آهنربا بی گمان به سنگ‌های آسمانی خواهد چسبید به شرط آن که دست کم دارای مقداری فلز باشند. برخی از شهاب سنگ‌ها مانند گونهٔ سنگی آن‌ها تنها دارای مقدار کمی فلز هستند با این وجود یک آهن ربای آویخته با ریسمان را به سوی خود می‌کشند.

جرم پیروکسین (گونه‌ای مادهٔ معدنی) در شهاب سنگ‌ها 

بیشتر سنگ‌های آسمانی معمولی که به زمین برخورد می‌کنند Chondrite نام دارند. آنان شهاب سنگ‌های «سنگی» هستند و گلوله‌هایی کوچک و سنگی را که «جرم پیروکسین» نامیده می‌شوند دارند. قطر آن گلوله‌ها در حدود ۱ میلی متر است.

پوستهٔ گداخته 

هنگامی که یک سنگ آسمانی از جو زمین می‌گذرد یک لایهٔ بسیار نازک بر روی سطح بیرونی آن گداخته (ذوب) می‌شود. این لایهٔ نازک «پوستهٔ گداخته» نامیده می‌شود. آن اغلب سیاه و همانند پوستهٔ تخم مرغ است. پوستهٔ گداخته همچنین می‌تواند به رنگ خرمایی روی سنگ‌های آسمانی رخ بنماید؛ که چرایی آن را باید در وضعیت آب و هوایی پس از فرو افتادن آن‌ها یافت.

ریگماگلیپت‌ها

گهگاه هنگامی که یک سنگ آسمانی از جو زمین می‌گذرد فرم ریگماگلیپت‌ها را در سطح خود می‌گیرد. این‌ها به مانند اثر انگشت شست شما روی خمیر بازی هستند.

دنباله دار

دنباله‌دار جسم کوچکی در منظومه شمسی است که معمولاً از غبار و یخ تشکیل شده و با نزدیک شدن به خورشید ذرات سطحی آن تبخیر شده و مانند دنباله به نظر می‌رسد.

نام

عنوان «ستاره دنباله‌دار» که بسیار رایج است از نظر علمی دقیق نیست (چون ستاره‌ها دنباله ندارند.) در متن‌های فارسی گاه واژه‌های «گیسودار» و «گیسودراز» و «ذوذنب» (از عربی، به معنای «دم‌دار») برای دنباله‌دار بکار رفته‌است.

سیاره برجیس (مشتری) نیز یکی از گیسودارها به شمار می‌آمده و نام آن نیز عربی‌شدهٔ پرگیس فارسی است که احتمالاً پُرگیس (پرمو) معنی می‌داده‌است.

برخی از دنباله‌دارها به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلاً دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.

برخی از دنباله‌دارها بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلاً ۱۹۷۱آ اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی کشف شد و همینطور ۱۹۷۱ب دنباله‌دار کشف شده بعدی در آن سال بود و غیره.

• پس از آنکه مدار دنباله‌دار محاسبه شود، شماره‌گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلاً دنباله‌دار ۱۹۷۱I اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها

در دنباله‌دارها دو نوع دنباله وجود دارد: دنباله غبار و دنباله گاز یونیزه(پلاسما).

دنباله‌ی غباری 

در مورد دنباله‌دارهای غباری هم نحوه تشکیل به این صورت است که فشار حاصل از نور خورشید، غبار را از گیسو خارج کرده و آن را به بیرون می‌راند تا یک دنباله را تشکیل دهد.این ذرات مدار‌های کپلری را به دور خورشید دنبال می‌کنند و بنابراین با پلاسما هم جهت نمی‌شوند.و دیگر اینکه دنباله غباری از ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود تشکیل شده است. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که باد خورشیدی مقداری ماده از کُما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچک‌ترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولاً پخش و خمیده‌اند.

دنباله گازی

دنباله‌دار هولمز در سال ۲۰۰۷. به دنبالهٔ گاز یونیزه در سمت راست دنباله‌دار توجه کنید.

دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند. دنباله‌های یونی معمولاً کشیده‌تر و باریکترند. هر دوی این دنباله‌ها ممکن است تا میلیون‌ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به دنباله‌دار هیل-باب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).

منشأ دنباله‌دارها

دنباله‌دارها در کمربند کویپر و ابر اورت بطور بارز یافت می‌شوند. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولاً از کمربند کویپر می‌آیند که فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال ۱۹۲۲ کشف شد. این اجسام معمولاً کوچک هستند و اندازه آنها از ۱۰ تا ۱۰۰ کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود ۲۰۰ میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.

دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد، متان، سیانوژن، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولاً یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.

مشخصات ظاهری 

یک دنباله‌دار در مراحل اولیهٔ ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.

رأس دنباله‌دار

زمانی که یک دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است. در برخی از موارد گیسو شامل بخشی کوچک و ستاره‌وار است که به آن هسته می‌گویند.هسته‌ی اکثر ستاره‌های دنباله‌دار کوچک است.برای مثال در مورد دانباله‌دار هالی این هسته در حدود ۱۰ کیلومتر است.

دم ستاره دنباله‌دار 

همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولاً دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تأثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولاً طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به ۱۶۰ میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلاً دم ندارند. وقتی تمامی دنباله‌دار‌ها در بخش داخلی منظومه‌ی شمسی هستند یک هاله‌ی بزرگ از گاز هیدروژن آن‌ها را احاطه می‌کند که میتواند میلیون های کیلومتر وسعت داشته باشد.این هاله فقط در ناحیه فرابنفش قابل تشخیص است.

گیسوی ستاره دنباله‌دار

گرداگرد هسته، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به ۲۴۰۰۰۰ کیلومتر و بیشتر می‌رسد.

ماده ستاره دنباله‌دار

احتمالاً دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.

حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار

وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.

مدار ستاره دنباله‌دار

• بیشتر دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.

• مدارهای دنباله‌دارهای دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.

• به علت تأثیرات گرانشی، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب ۷۶ سال) بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می‌برند

تغییر مدار دنباله‌دار

دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخش‌های منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملاً جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.

مرگ دنباله‌دار

با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگ‌تر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشید.