پرتوهای كیهانی ذرات بارداری مثل پروتون‌ها و هسته‌های اتمی هستند كه مانند باران یكنواختی روی جو زمین فرو می‌ریزند. بیشتر این ذرات از خورشید و چشمه‌هایی درون كهكشان خودمان، مثل بقایای ابرنواخترها، تابش می‌شوند. اما منبع پرانرژی‌ترین ذرات كه با سرعت نزذيک به سرعت نور حركت می‌كنند همچنان یك معما باقی مانده است.

سیاهچاله‌های ابر پر جرم در مركز كهكشان‌ها مواد اطراف خود را می‌بلعند و ذرات باردار بسیار پرانرژی را به فضا پرتاب می‌كنند.

در سرعت‌های بالا، یك پروتون منفرد می‌تواند معادل یك توپ تنیس با سرعت ۱۰۰ كیلومتر بر ساعت انرژی داشته باشد. توضیح این‌كه ذرات چگونه شتاب می‌گیرند تا به چنین سرعت‌های بالایی دست یابند مشكل است.

یكی از توضیحات مطرح شده این است كه ذرات به وسیله‌ی «هسته‌های كهكشانی فعال»(AGN)، به بیرون پرتاب می‌شوند. انرژی هسته‌های كهكشانی از حركت گردابی ماده به درون یك سیاهچاله عظیم تامین می‌شود. اگر AGNها در فاصله‌ی حداكثر چند صد میلیون سال نوری از ما بودند این توجیه صحیح ‌بود. تئوری پیش‌بینی می‌كند كه پرتوهای پرانرژی قبل از این‌كه به زمین برسند در اثر برهمكنش با تابش زمینه به جا مانده از مهبانگ، انرژی خود را از دست می‌دهند. برخی توجیهات دیگر نقش انفجارهای پرتو گاما را موثر می‌دانند. انفجار پرتو گاما، انفجاری قوی، حاصل از فروریزش یك ستاره پرجرم به درون یك سیاهچاله است. همچنین پرتوهای كیهانی ممكن است از واپاشی ذرات سنگین به جا مانده از مهبانگ كه درون گره‌های مرموز فضا-زمان به تله افتاده‌اند، به وجود بیایند.

آزمودن هر توجیهی دشوار است زیرا پرتوهای بسیار پرانرژی كیهانی بسیار نادرند.

دانشمندان برای اینكه به قدر كافی از آن‌ها نمونه دریافت كنند بزرگ‌ترین گیرنده‌ی پرتو كیهانی را در رصدخانه «پیر اوگر»(Pierre Auger) ساخته‌اند. این رصدخانه بین‌المللی با وسعتی در حدود ۳۰۰۰ كیلومتر مربع، آرایه‌ای از ۱۶۰۰ آشكارساز است و از سال ۲۰۰۴ شروع به كار نموده است.

در رصدخانه اوگر ذرات پرانرژی در اثر برهم كنش با آب در مخزن آشكارساز، آشكار می‌شوند. این رصدخانه همچنین با استفاده از تلسكوپ‌های نوری به مشاهده تابش ذرات جو در اثر برخورد پرتوهای كیهانی می‌پردازد.

رصدخانه باید ده‌ها یا صد‌ها پرتو كیهانی ساطع شده از AGNهای جداگانه را آشكار كند تا با تعیین سطح انرژی پرتوها معلوم شود آن‌ها دقیقا چگونه شتاب گرفته‌اند. فرآیندی كه تصور می‌شود به وسیله میدان مغناطیسی اطراف سیاهچاله‌های بسیار بزرگ كنترل شود. به گفته دانشمندان، برای مثال اگر ۱۰۰ پرتو از یك AGN آشكار و طیف انرژی پرتوها تهیه شود، راهی به سوی چگونگی شتاب گرفتن ذرات گشوده می‌شود.

هنگامی كه یك پرتو بسیار پرانرژی به لایه‌های فوقانی جو زمین برخورد می‌كند، رگباری از ذرات ثانویه به وجود می‌آورد كه با جاری شدن به سمت پایین جو به شاخه های متعددی تقسیم می شوند. رگبار ذرات هنگامی كه با زمین برخورد می‌كند می تواند منطقه‌ای به وسعت ۴۰ كیلومتر مربع را پوشش دهد.

آشكارسازهای روی زمین ذرات ثانویه را دریافت و ثبت می‌كنند و همزمان ۲۴ تلسكوپ نوری نشان می‌دهند كه چگونه این ذرات باعث تابش ذرات جو می‌شوند. به این ترتیب ستاره‌شناسان با اطلاعات گرد آمده به دقت انرژی و خط سیر پرتوهای كیهانی را برآورد می‌كنند.

از مرداد ۲۰۰۷ تاكنون ۲۷ پرتو كیهانی پرانرژی ثبت و تحلیل شده است. تقریبا تمام این پرتوها از AGNهایی با فاصله حداكثر ۲۵۰ میلیون كیلومتری زمین می‌آیند. به گفته دانشمندان این نشان می‌دهد كه AGNها بهترین گزینه برای منبع پرتوهای كیهانی بسیار پرانرژی هستند.

پرتوهای كیهانی هنگام عبور از میدانهای مغناطیسی اندكی از مسیر اولیه خود منحرف می‌شوند. مطالعه پرتوهای كیهانی رازهایی را درباره میدان‌های مغناطیسی موجود در كهكشان روشن می‌كند. همچنين اطلاعاتی درباره چگونگی برخورد ذرات به دست می‌دهد. هنگام برخورد پرتوهاي كيهانی با جو، انرژی ذرات آنها ۳۰ برابر بیشتر از انرژی ذرات در قوی‌ترین شتاب‌دهنده های زمین است

این تخمین جدید از بررسی خوشه‌ی کهکشانی «ایبل» ۳۱۱۲ (Abell ۳۱۱۲) به دست آمده است. در سال ۲۰۰۲، منجمان اعلام کردند منشا اشعه‌ی ایکس تابیده شده از این خوشه، ابرهای گرد و غبار و گازهای بین کهکشانی هستند. ولی مشاهدات جدید رصدخانه¬ی فضایی چاندارا نتوانست خطوط طیفی مربوط به این‌گونه ابرها را تشخیص دهد.

به همین دلیل منجمان معتقدند اشعه‌ی ایکس تابشی از این خوشه ناشی از برخورد بین الکترون‌ها و فوتون‌هاي درون فضاست. این امر باعث تغییر محاسبات مربوط به تخمین جرم این خوشه می‌شود.

«مکس بونامنت»(Max Bonamente)، یکی از اعضای تیم بررسی کننده‌ی این خوشه، می‌گوید:"این واقعیت نشان می‌دهد که وزن ابرهای منشا اشعه‌ی ایکس بسیار کمتر از مقداري است که قبلا تصور می‌شد".

ماده‌ی تاریک ابتدا به این دلیل مورد توجه قرار گرفت که می‌توانست توضیح دهد چگونه کهکشان‌ها با وجود سرعت زیاد چرخش به دور خود، از هم نمی‌پاشند. اگر ماده‌ی معمولی کم‌تری در ایبل ۳۱۱۲ وجود داشته باشد، ماده‌ی تاریک کمتری نیز برای نگهداری آن مورد نیاز است. و در صورتی که این امر در مورد دیگر کهکشان‌ها نیز صادق باشد، جهان وزن کم‌تری نسبت به آنچه تصور می‌شود خواهد داشت. تایید نتایج به دست آمده به وسيله‌ي این تیم تحقیقاتی منوط به ماموریت‌های فضایی آتی است که قادر باشند منشا تابش‌های دریافتی را به دقت مشخص نمایند.

منبع: www.space.com

به گزارش عکاسان اعماق آسمان که در گوشه و کنار نیمکره شمالی سرگرم عکاسی با تلسکوپ از فوران عجیب دنباله‌دار هولمز هستند، دم این دنباله‌دار از گیسوی اصلی آن جدا شده و در حال پخش‌شدن در فضا و رها شدن از دنباله‌دار است.

دو تصوير عميق با نوردهي طولاني از هولمز پيش و پس از جدا شدن بخش دنباله‌مانند آن

هولمز در ابتداي آبان 1386 طی چند ساعت به طور شگفت آوری از قدر 17 (دور از تیررس بیشتر تلسکوپ های آماتوری) به قدر 5/2 رسيد، در حد دید چشم غیرمسلح حتی در آسمان بزرگترین و نورانی‌ترین شهرهای جهان. اين افزايش يک ميليون مرتبه‌اي روشنايي، دنباله‌دار هولمز را به يکي از اعجاب انگيزترين پديده‌‌هاي نجومي ساليان اخير بدل کرد.

 

این "ستاره" نوظهور در صورت فلکی برساوش به مرور به جرمی گسترده تبدیل شد زیرا انبوه گار و غبار رها شده از هسته فوران کرده دنباله‌دار گیسوي تازه، درخشان و در حال گسترش را حول آن ایجاد کرد که با سرعت یک تا دو دقیقه قوس در شبانه روز در آسمان بزرگ می‌شد. به مرور هاله سبز رنگ بیرونی در اطراف گیسوی درخشان مرکزی پدیدار شد که از ترکیبات سیانید هیدروژن و ترکیبات مشابه کربنی است. سپس با 

تصويري با تلسکوپي بزرگ که براي نمايش جزييات بيشتر به صورت نگاتيو است.

تلسکوپ‌های بزرگ کشیدگی در یک جهت گیسو دیده شد که به مرور به رشته‌هایی دم مانند در تصاویر عمیق از این جرم بدل شد. اين رشته‌ها شبیه دم دنباله‌دارها بود، به رنگ آبی دم یونی دیگر دنباله‌دارها اما با ظاهری متفاوت. این عارضه که در آسمان تاريک با تلسکوپهای مناسب آماتوری به طور مستقیم نیز همچون رشته‌ها و کشیدگی در یک سوی گیسو قابل مشاهده است اکنون از گیسوی اصلی هولمز جدا شده و در حال دور شدن از دنباله‌دار است.

 

این جداشدن برخی پژوهشگران را به این فکر انداخته که شاید عارضه های رشته رشته بخشی از خود گیسو بوده که بر اثر فوران و سرعت اولیه کسب شده نسبت به حرکت مداري هسته به مرور از هسته به گیسوی درونی و سپس به بخش بیرونی آمده، همچون دمی ظاهری پدیدار شده و در ادامه مسیر رو به بیرون خود از گیسو جدا شده است. اما برخی دیگر نیز آن را بخشی جدا شده از دم اصلی دنباله‌دار می‌دانند.

 

هولمز دنباله‌داری کوتاه دوره است  که در سال 1892 بر اثر فورانی مشابه کشف شد. هولمز هر  9/6 سال به گرد خورشید می گردد و حتی در حضیض هم حدود 2 واحد نجومی (بیش از فاصله مریخ تا خورشید، هر واحد نجومي برابر حدود ۱۵۰ ميليون کيلومتر) از خورشید فاصله دارد. به همین سبب چندان پرنور نمی‌شود مگر دچار فورانی مانند این شود، فوراني به سبب تکه تکه شدن هسته، یا خروج گاز حبس شده در درون متخلخل این کوه یخ. قطر هسته هولمز فقط 5/3 کیلومتر تخمین زده می

هولمز در شب ۱۷ آبان در آسمان تهران. دنباله‌دار نزديت آلفا-برساوش يا مرفق و گروه ستاره‌اي نزديک آن ديده مي‌شود. عکس: بابک تفرشي

شود و مانند همه دنباله‌دارها جرمی بسيار کم به اندازه یک کوه عادی از جنس یخ و غبار دارد اما گیسوی رقيق آن اکنون بیش از قطر خورشید گسترده شده است. هولمز اکنون در فاصله حدود ۵/۲ واحد نجومي از خورشيد و ۶/۱ واحد نجومي از زمين است و به علت تمايل مداري‌اش چندين درجه از صفحه منظومي شمسي زاويه دارد. در اين ايام زمين تقريبا بين دنباله‌دار و خورشيد قرار دارد
(با زاويه حدود ۱۵ درجه نسبت به خط واصل دنباله‌دار-خورشيد) در نتيجه دم دنباله‌دار از ديد ما تقريبا در امتداد پشت آن قرار مي‌گيرد و ما فقط زاويه کوچکي از آن را مي‌بينيم.

 

این جرم در این شب‌ها موضوعی فوق‌العاده برای رصد است، پدیده ای که شاید  سال‌ها طول بکشد که شبیه آن در آسمان ما تکرار شود. هولمز جرمی نزدیک به شمال آسمان و در صورت فلکی برساوش است که از اول شب تا صبحدم دیده می‌شود. با توجه به فاصله زياد دنباله‌دار از حضيض و فاصله متوسط زيادش از خورشيد جابه‌جايي آن در آسمان کند است و طي شب‌هاي بعد نيز مي‌توانيد آن را نزديک به آلفا-برساوش مطابق نقشه زير ببينيد. 

 

نقشه راهنماي رصد هولمز طي چند ماه آينده در صورت فلکي شمالي برساوش. مسير دنباله‌دار به سوي آلفا-برساوش(مرفق)و سپس در اوايل زمستان به سوي ستاره متغير راس الغول (بتا-برساوش) است. ميدان ديد عمومي دوربين‌هاي دوچشمي متوسط نيز در پايين راست نشان داده شده است، همين طور راهنماي قدر ستاره‌ها در چپ.

معمولا فورانهای این چنیني دنباله‌دارها چندان دراز مدت نیست و دنباله‌دار طی چند شب دوباره کم نور می شود اما هولمز از زمان فوران کماکان از قدر مجموع حدود 3 دیده می‌شود و هنوز هم با چشم برهنه به خوبی پیداست. البته به سبب گسترش بسیار گیسوی دنباله دار از جرمی ستاره مانند به هاله ای به قطر حدود 20 دقیقه قوس (دو سوم پهنای قرص ماه) در شب 18 آبان روشنایی سطحی (قدر در واحد سطح) افت کرده است. با چشم آن را به صورت ستاره‌ای مه آلود می‌بینید، با دوربین دوچشمی شبیه سحابی است و با تلسکوپ منظره‌ای حیرت انگیز است.

 

طی شبهای بعد هولمز به مرور به آلفا-برساوش و گروه ستاره ای اطراف آن نزدیک و بر قطر ظاهری‌اش افزوده می‌شود. این شب ها، تا چند روز مانده به پایان آبان، که ماه هنوز به روشنایی  شبهای بدر نرسیده است بهترین فرصت برای رصد این دنباله دار است. آسمانی صاف و ابزار رصدی مناسبي بیابید و این شگفتی آسمان پاییز 1386 را کنکاش کنید.

 

اگر اهل کارهای علمی فراتر از رصد تفننی هستید با ابزار خود به ثبت دقیق دنباله‌دار و قدر‌سنجی آن در مقایسه با نور ستاره‌های زمینه و تهیه منحنی از تغییرات قدر آن بپردازید. گزارش‌های رصدی دقیق و تصاوير خود را علاوه بر ارسال برای ما به منابع بین المللی مانند  Spaceweather.com  (شامل گالري بي‌نظيري از تصاوير  هولمز از سراسر جهان)، وبگاه مرجع Aerith ، بخش دنباله‌دارها در انجمن نجوم بريتانيا ، بخش رصدگران دنباله‌دار در اتحاديه نجوم  و وبگاه Cometography بفرستید