* قياس الكون - اصطياد مجرة - انواع علوم الفلك - العناصر الثمينة

قياس الكون بدقة لم يسبق لها مثيل
نتائج جديدة تحدد المسافة إلى المجرة الجارة
يستقصي الفلكيون حجم الكون بالاعتماد أولا على قياس المسافات إلى الأجسام القريبة و بعد ذلك يستخدمون هذه الأجسام كشموع عيارية(1) من أجل تحديد المسافات الأبعد و الأبعد في الكون الخارجي. و لكن هذه السلسلة لها دقة أضعف حلقاتها. فحتى الآن يبدو إيجاد المسافة الدقيقة الفاصلة بيننا وبين سحابة ماجلان الكبرى (LMC)- و هي واحدة من أقرب المجرات إلينا- أمرا مراوغا. تستخدم النجوم في هذه المجرة من أجل تثبيت مقياس المسافة من أجل المجرات الأكثر بعدا, و هذا الأمر مهم جوهريا.
لكن المراقبات الحذرة لصنف نادر من النجوم المضاعفة مكّن فريق من الفلكيين الآن من استنتاج قيمة أكثر دقة بكثير لبعد LMC: 163000 سنة ضوئية.
يقول ولفغانغ غيرين (جامعة كونسبيسيون, تشيلي) و هو واحد من القادة الأساسيين للدراسة: "أنا مثار جدا لأن الفلكيين لازالوا يحاولون و منذ مئات السنين قياس بعد سحابة ماجلان الكبرى بدقة, و تم التحقق من الصعوبة الهائلة في و الكامنة في هذا الأمر". و يتابع: " و الآن حللنا هذه المشكلة من خلال حصولنا على نتيجة واضحة بدقة تبلغ 2%".
إن التحسينات التي طرأت على قياس المسافة إلى سحابة ماجلان الكبرى تعطينا أيضا قياسات أفضل للمسافات التي تفصلنا عن نجوم سيفيد المتحولة (2). هذه النجوم النباضة و اللامعة تُستخدم كشموع عيارية لقياس المسافات التي تفصلنا عن المجرات الأكثر بعدا و تساعدنا أيضا على تحديد معدل التوسع الكوني- ثابت هابل. هذا الأمر بدوره يعتبر أساسيا من أجل مسح الكون بحثا عن المجرات الأكثر بعدا و التي يمكن رؤيتها بالاعتماد على التلسكوبات الحالية. و بالتالي فإن قياسا أكثر دقة للمسافة التي تفصلنا عن سحابة ماجلان الكبرى سوف ينتج عنه انخفاض عدم الدقة في القياسات الحالية للمسافات الكونية.
يعمل الفلكيون على تحديد المسافة الفاصلة بيننا و بين سحابة ماجلان الكبرى من خلال مراقة زوج قريب و نادر من النجوم, يعرف الثنائيات المكسوفة (3). مع دوران هذه النجوم حول بعضها البعض فإنها تقوم دوما بالمرور من أمام بعضها البعض. عندما يحدث هذا, و كما نراه من الأرض, فإن اللمعان الكلي ينخفض, في كل من الحالتين عندما يمر النجم من أمام الآخر, و بكمية مختلفة عندما يمر خلفه (4).
و من خلال تعقب هذه التغيرات في اللمعان بحذر شديد, و أيضا بقياس السرعة النجمية المدارية, من الممكن العمل على معرفة حجم النجوم, كتلها, و معلومات أخرى عن مداراتها. عندما يتم جمع هذا الأمر مع القياسات الحذرة للمعان الكلي و ألوان هذه النجوم (5) يمكن إيجاد المسافات الفاصلة عن تلك الأجسام بدقة رائعة.
تم استخدام هذه الطريقة سابقا, و لكن مع النجوم الساخنة. على أية حال, يجب وضع افتراضات معينة من أجل هذه الحالة و هذه المسافات ليست دقيقة بالشكل المرغوب. لكن الآن, و لأول مرة, تم تحديد ثمان ثنائيات مكسوفة و التي يتكون كل منها من نجمين هما عمالقة حمراء باردة (6). تم دراسة هذه النجوم بحذر شديد و أدى ذلك إلى قياسات للأبعاد أكثر دقة- بدقة بلغت حوالي 2%.
يضبف غريغوري بيترزينسكي (جامعة كونسبيسيون, تشيلي, و جامعة مرصد وارسو, بولندا), و هو المؤلف الرئيسي للورقة في مجلة الطبيعة: "يقدم المرصد الأوروبي الجنوبي الموقع المثالي للتلسكوبات و الأجهزة من أجل المراقبات التي يحتاجها هذا المشروع: حيث يقوم جهاز HARPS بقياسات دقيقة للسرعة القطرية للنجوم الخافتة نسبيا, و يقوم جهاز SOFI بإجراء قياسات دقيقة لكيفية ظهور لمعان النجم في المجال تحت الأحمر".
يستنتج داريوس غراتسيك, المؤلف الثاني للورقة في مجلة الطبيعة: "نعمل على تحسين طريقتنا و لازلنا نأمل بالحصول على دقة أكبر و تبلغ 1% من أجل المسافة التي تفصلنا عن LMC, خلال السنوات القليلة القادمة. و لهذا الأمر عواقب بعيدة المدى, و لا تتعلق فقط بعلم الكون و إنما تمتد إلى حقول أخرى من الفيزياء الفلكية".
ملاحظات
(1) الشموع العيارية هي عبارة عن أجسام بلمعان معروف. و من خلال مراقبة الفلكيين للمعان الظاهري لمثل هذه الأجسام يمكنهم بالتالي العمل على قياس الأبعاد- المسافات الفاصلة عن الأجسام الأكثر بعدا و الأكثر خفوتا. و كمثال على مثل هذه الشموع العيارية هي متحولات سيفيد (2) و النموذج Ia من السوبرنوفا. إن الصعوبة الكبيرة هنا تكمن في معايرة قياس المسافة من خلال إيجاد أمثلة قريبة نسبيا لمثل هذه الأجسام و يمكن حساب بعدها عنا بطرق أخرى.
(2) متغيرات سيفيد هي عبارة عن نجوم لامعة و غير مستقرة تنبض و تغير من لمعانها دوما. و لكن هناك علاقة واضحة جدا بين سرعة التغير و اللمعان الذي تبديه. إن متغيرات سيفيد التي تنبض بشكل أسرع تكون أكثر خفوتا من تلك التي تنبض بشكل أبطئ. هذه العلاقة الدورية في اللمعان تسمح باستخدامهم كشموع عيارية لقياس المسافات التي تفصلنا عن المجرات الأقرب.
(3) هذا العمل جزء من مشروع Araucaria الهادف إلى تحسين القياسات المتعلقة بالمسافات التي تفصلنا عن المجرات الأقرب.
(4) إن التغيرات الضوئية الدقيقة تعتمد على الأحجام النسبية للنجوم, و درجات حرارتها و ألوانها و تفصيلات مدارها.
(5) يتم قياس الألوان من خلال مقارنة لمعان النجم عند أطوال موجية مختلفة في المجال تحت الأحمر.
(6) هذه النجم تم إيجادها من خلال البحث في 35 مليون نجم في سحابة ماجلان الكبرى التي تم دراستها من قبل مشروع OGLE.
ناسا بالعربي, حــول الصورة- توضح الصورة المرافقة تصور فني لنظام ثنائي نجمي مكسوف. فعند دوران النجمين حول بعضهما البعض فإنهما يمران من أمام بعضهما و بالتالي فإن لمعانهما الإجمالي كما يتم رؤيته من مسافة بعيدة يتناقص. من خلال دراسة كيفية حصول التغيرات الضوئية, و الخواص الأخرى للنظام, يمكن للفلكيين أن يقيسوا المسافات التي تفصلنا عن الثنائيات المكسوفة بدقة عالية جدا. إن سلسلة من المراقبات التي جرت على ثنائيات مكسوفة نادرة جدا أدت الآن إلى القياس الأكثر دقة على الإطلاق للمسافة التي تفصلنا عن سحابة ماجلان الكبرى, و هي مجرة جارة لدرب التبانة و يعتبر هذا الأمر خطوة أساسية في تحديد المسافات على كامل الكون.

اصطياد مجرة تتغذى- بالاعتماد على كشاف بعيد
طالما اعتقد الفلكيون أن المجرات تنمو من خلال السحب الثقالي الممارس على المادة الموجودة في محيطها, و لكن هذه العملية لطالما كان من الصعب مراقبتها بشكل مباشر. تم الآن استخدام التلسكوب العملاق في المرصد الأوروبي الجنوبي من أجل دراسة تحاذي نادر جدا بين مجرة بعيدة (1) و بين أكثر من كوازار أكثر بعدا- و هو المركز اللامع جدا لمجرة و التي يتم تغذيتها من قبل ثقب أسود فائق الكتلة. إن الضوء القادم من الكوازار يمر خلال المادة المحيطة في المجرة الموجودة في المقدمة قبل أن يصل إلى الأرض, ما يتيح لنا إمكانية استكشاف خواص الغاز المحيط بالمجرة بشكل تفصيلي (2). هذه النتائج الجديدة تعطي أفضل رؤية لمجرة في حالة نشطة و لا تزال تتابع عملية التغذية الخاصة بها.
يقول نيكولاس بوشي من معهد أبحاث الفيزياء الفلكية و علوم الكواكب (IRAP) في تولوز, فرنسا و هو المؤلف القائد للورقة الجديدة: "هذا النوع من التحاذي نادر جدا و يسمح لنا بإجراء مراقبات فريدة". و يتابع: "نحن قادرين على استخدام التلسكوب العملاق من أجل إمعان النظر على كل من المجرة نفسها و الغاز المحيط بها. هذا الأمر يعني انه يمكننا معالجة مشكلة مهمة في تشكل المجرة: كيف تقوم المجرات بالنمو و تغذية عملية تشكيل النجوم؟".
تقوم المجرات بسرعة باستنفاذ مخزوناتها من الغاز خلال خلقها للنجوم الجديدة, و لذلك يجب عليها بطريقة ما و بشكل مستمر أن تقوم بالتجدد و إيجاد غاز جديد من أجل الاستمرار. يعتقد الفلكيون أن الجواب على هذه المسألة يمكن في تجمعات الغاز البارد الموجود في المحيط و الممارس عليه السحب الثقالي من قبل المجرة. في هذا السيناريو, تقوم المجرة بسحب الغاز نحو الداخل, و الذي يقوم بعد ذلك بالدوران حول المجرة, و يدور معها قبل أن يسقط داخلها. على الرغم من أن مثل هذا الأمر تم رصده في مجرات أخرى ساقا, إلا أن حركة الغاز و خواصه الأخرى لم يتم استكشافها بشكل كامل حتى الآن.
استخدم الفلكيون أداتين تعرفان بـ SINFONI و UVES (3), و كلاهما موجود في التلسكوب العملاق في المرصد الجنوبي الأوروبي في شمال تشيلي. أوضحت المراقبات الجديدة كيفية قيام المجرة بحد ذاتها بالدوران, و كشفت عن تركيب و ركة الغاز في محيط المجرة.
يقول المؤلف المساعد ميشيل مورفي ( من جامعة سوينبورن للتكنولوجيا في ميلبورن, استراليا): "إن خواص الواسع من الغاز المحيط بالمجرة كانت تماما كما توقعناها فيما لو تم سحب الغاز البارد من قبل المجرة". و يتابع: " يتحرك الغاز كما هو متوقع, و الكمية الموجودة كالمتوقعة أيضا و للغاز أيضا التركيب الصحيح و المناسب للنماذج الموجودة تماما. الأمر يشابه الوقت المخصص للأسود في حديقة الحيوانات كي تقوم بتناول الطعام- لهذه المجرة الخاصة شهية كبيرة جدا, و قمنا باكتشاف كيفية قيامها بعملية التغذية و النمو بسرعة كبيرة".
وجد الفلكيون في الحقيقة أدلة عن المادة حول المجرات في وقت مبكر من عمر الكون, و لكن هذه هي المرة الأولى التي كانوا فيها قادرين على إيضاح الحركة التي تقوم بها المادة باتجاه الداخل بدلا من الخارج بشكل واضح جدا, و كانوا أيضا قادرين على تحديد تركيب هذا الوقود المتجدد و اللازم للأجيال المستقبلية من النجوم. و من دون ضوء الكوازار القادم و الذي يلعب دور المقياس فإن الغاز الموجود في محيط تلك المجرة لن يكون قابلا للرصد.
يستنتج المؤلف المساعد كريستال مارتين (جامعة كاليفورنيا سانتا باربارا, الولايات المتحدة): "كنا محظوظين في هذه الحالة, فلقد كان الكوازار تماما في المكان الصحيح من أجل أن يمر ضوئه عبر الغاز الساقط تجاه المجرة. إن الجيل اللاحق من التلسكوبات العملاقة سوف يمكن من إجراء دراسات بالاعتماد خطوط للمراقبة مختلفة و تقدم لنا مشهد أكتر كمالا بكثير".
ملاحظات
1- الكوازار المستخدم بالدراسة هو الكوازار QSO J2246-6015 أو HE 2243-60 و المجرة التي نقوم بمراقبتها لديها انزياح نحو الأحمر يبلغ 2.3285 و هذا يعني أن ما نشاهده هو مشهد للكون عندما كان يبلغ من العمر حوالي 2 مليار عام فقط.
2- عندما يمر ضوء الكوازار عبر سحب الغاز فإن بعض الأطوال الموجية يتم امتصاصها. إن نطاقات الامتصاص هذه تشكل بصمات يمكن أن تخبر الفلكيين الكثير عن حركة و التركيب الكيميائي للغاز. و من دون الكوازار الموجود في الخلفية فإن كمية المعلومات التي سيتم استنتاجها ستكون أقل بكثير- لن تتوهج سحابة الغاز عندها و لن تكون مرئية في الصور المباشرة.
3- SINFONI هو عبارة عن راسم طيفي للمراقبات الحقلية في المجال القريب من تحت الأحمر, في حين أن UVES هو عبارة عن راسم طيفي في المجال فوق البنفسجي و البصري. و كلاهما موجود في التلسكوب العملاق. يكشف SINFONI عن حركات الغاز في المجرة نفسها و يكشف UVES عن تأثيرات الغاز المحيط بالمجرة على الضوء القادم من الكوازار الأكثر بعدا.

علـــم الفلـــك
تكون علم الفلك في العصور المبكرة من الملاحظات والتنبؤات حول حركة الأجسام التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة.جمَّعت الثقافات القديمة قطع أثرية ضخمة ذات أغراض فلكية، وذلك في بعض الأماكن مثل ستونهينج .ويمكن توظيف تلك النقاط الرصدية لتحديد الفصول، بالإضافة إلى الاستخدامات الاحتفالية. وهو عامل مهم لمعرفة متى يمكن زراعة المحاصيل، وفهم طول العام.
وظهرت العديد من الاكتشافات الفلكية المهمة قبل تطبيق استخدام التليسكوب . فعلى سبيل المثال، قدر علم الفلك الصينيالفلكيون الصينيون انحراف مسير الشمس في عام 1000 قبل الميلاد. واكتشف علم الفلك البابلي الكلدانيون أن الخسوف القمري يحدث داخل دائرة متكررة تسمى دورة الخسوف بدائرة الخسوف. وفي القرن الثاني قبل الميلاد، قدر هيبارخوس والفلكيون العرب حجم القمر والمسافة بينه وبين كوكب الأرض.اكتشف عالم الفلك الفارسي أزوفي في عام 964 مجرة المرأة المسلسلة، وهي أقرب مجرة لدرب اللبانة، وهو أول من وصفها في كتاب النجوم الثابتة.
ولاحظ عالم الفلك العربي علي ابن رضوان والفلكيون الصينيون في عام 1006 المستعر الأعظم SN 1006، وهو أكثر الأحداث النجمية سطوعاً من حيث القدر الظاهري في التاريخ.
وخلال العصور الوسطى، ظل علم الفلك الرصدي ثابتاً في أوروبا حتى القرن الثالث عشر على الأقل. ومع ذلك، ازدهر علم الفلك في العالم الإسلامي وأجزاء أخرى من العالم.وهناك بعض علماء الفلك العرب البارزين الذين ساهموا بشكل كبير في ذلك العلم مثل البتاني، وثابت ابن قرة، وعبد الرحمن بن عمر الصوفي، وجعفر بن محمد أبي معشر البلخي والبيروني، وأبو إسحاق إبراهيم الزرقالي ومرصد المراغي مدرسة الماراغي ، وعلي قوجي علي الكوشجي ، والبرجندي ، وتقي الدين وغيرهم. كما قدم علماء الفلك في ذلك الوقت أسماء عربية تستخدم حالياً للعديد من النجوم الفردية. وكان يعتقد أن بقايا المباني في زيمبابوي العظمى وتمبكتو تضم مرصداً فلكياً.واعتقد الأوروبيون في الماضي أنه لا يوجد رصد فلكي في أفريقيا شبه الصحراوية في العصور الوسطي قبل الاستعمار، ولكن أثبتت الاكتشافات الحديثة العكس.

علم الفلك الراديوي
يدرس علم الفلك الراديوي الإشعاع ذات طول موجي أكبر من ملليمتر واحد تقريبا. ويختلف علم الفلك الراديوي عن معظم أنواع علم الفلك الرصدي الأخرى، حيث أنه يمكن التعامل مع الموجات الرادوية باعتبارها موجات بدلاً من اعتبارها فوتونات منفصلة.وبالتالى، يعد من السهل نسبياً قياس سعة وفترة الموجات الراديوية، بينما لا يمكن القيام بذلك مع الموجات ذات طول موجي أقصر.
وعلى الرغم من إنتاج بعض الموجات الراديوية في شكل إشعاع حراري من قبل الأجسام الفلكية، تأخذ معظم الانبعاثات الرادوية التي تم مشاهدتها من كوكب الأرض شكل الإشعاعات السنكروترونية، والتي تنتج عندما يتأرجح الإلكترون حول المجالات المغناطيسية.
وبالإضافة إلى ذلك، تنتج غازات بين النجوم عدد من الخطوط الطيفية، ولا سيما الخط الطيفي لذرة الهيدروجين والذي يبلغ طوله 21 سم، ويمكن مشاهدة تلك الخطوط عند الموجات الراديوية.
ويمكن مشاهدة مجموعة متنوعة من الأجسام ذات الأطوال الموجية الرادوية، بما في ذلك المستعر الأعظم، وغازات بين النجوم، والنجوم النابضة، والنوى المجرية النشطة.

علم الفلك الرصدي
المجموعة الواسعة جداً الموجودة في نيو مكسيكو، وهي مثال للتلسكوب الراديوي.
نحصل على المعلومات في علم الفلك عادةً من خلال تحديد وتحليل الضوء المرئي أو أي نوع آخر من الإشعاع الكهرومغناطيسي.
ويمكن أن ينقسم علم الفلك الرصدي طبقا لمنطقة الطيف الكهرومغنطيسي.ويمكن مشاهدة بعض أجزاء الطيف من على سطح كوكب الأرض، بينما لا يمكن مشاهدة البعض الآخر إلا من مرتفعات شاهقة أو من الفضاء.ونورد معلومات محددة حول هذه الحقول الفرعية أدناه

علم الفلك البصري
منظار سوبارو (يسار)، ومرصد كيك (وسط) في ماونا كي، وهي أمثلة لمراصد تعمل من خلال أطوال موجية مرئية قريبة من الأشعة تحت الحمراء. منظار وكالة ناسا الذي يعمل بالأشعة تحت الحمراء (اليمين) يعد مثالاً للتلسكوب الذي يعمل فقط من خلال أطوال موجية قريبة من الأشعة تحت الحمراء.
يعتبر علم الفلك البصري من أقدم أنواع الفلك في التاريخ، وهو يسمى أيضا بفلك الضوء المرئي. ورسمت الصور البصرية باليد في الأصل. وفي أواخر القرن التاسع عشر ومعظم القرن العشرين، كانت الصور تصنع باستخدام معدات التصوير. وتصنع الصور الحديثة باستخدام كاشفات رقمية، ولا سيما الكاشفات التي تستخدم جهاز مزدوج الشحنة.وعلى الرغم من أن الضوء المرئي يمتد من حوالي 400 إلى 700 نانومتر، تستخدم نفس المعدات التي توظف تلك الأطوال الموجية لمراقبة بعض الإشعاعات القريبة من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء.

فلك الأشعة تحت الحمراء
يتعامل فلك الأشعة تحت الحمراء مع كشف وتحليل الأشعة تحت الحمراء (وهي أطوال موجية أكبر من موجات الضوء الأحمر). ويمتص الغلاف الجوي الأشعة تحت الحمراء بشكل كبير ما عدا في حالة لأطوال الموجية القريبة من الضوء المرئي، ومن ثم ينتج الغلاف الجوي انبعاثات من الأشعة تحت الحمراء.وبالتالي، يجب أن يكون هناك مراصد للأشعة تحت الحمراء في المناطق الجافة جداً أو في الفضاء. ويعد طيف الأشعة تحت الحمراء مفيداً في دراسة الأجسام الباردة التي لا يمكنها إشعاع ضوء مرئي مثل الكواكب والـCircumstellar disk.ويمكن للأطوال الموجية الخاصة بالأشعة تحت الحمراء اختراق سحب الغبار التي تقف حاجزاً أمام الضوء المرئي، مما يسمح بمشاهدة النجوم الصغيرة داخل السحب الجزيئية والنوى المجرية. وتشع بعض الجزيئات الأشعة تحت الحمراء بقوة، ويمكن استخدام ذلك لدراسة الكيمياء في الفضاء، والكشف عن المياه في المذنبات.

فلك الأشعة السينية
يدرس فلك الأشعة السينية الأجسام الفلكية ذات الأطوال الموجية التي تساوي الأشعة السينية. تنبعث الأشعة السينية من الأجسام مثل الانبعاثات السنكروترونية (والتي تنتجها الالكترونات المتأرجحة حول خطوط المجال المغناطيسي)، والانبعاثات الحرارية للغازات الرقيقة (وهي تسمى أشعة الانكباح) التي تزيد عن 10 7 (10 مليون) كلفن، والانبعاثات الحرارية للغازات السميكة (وتسمى إشعاعات الجسم الأسود) التي تزيد عن 10 7 كلفن. وحيث أن الغلاف الجوي لكوكب الأرض يمتص الأشعة السينية، يجب أن يتم رصد الأشعة السينية من خلال منطاد مرتفع جداً، أو صواريخ أو مركبات فضائية. وتشمل مصادر الأشعة السينية ثنائيات الأشعة السينية، والنباض، وبقايا المستعر الأعظم، والمجرات الإهليلجية، وعناقيد المجرات، والنوى المجرية النشطة.

فلك الأشعة فوق البنفسجية
عادةً ما يستخدم فلك الأشعة فوق البنفسجية للإشارة إلى رصد الأطوال الموجية للأشعة فوق البنفسجية التي تتراوح بين نحو إلى 320 نانومتر.
ويمتص الغلاف الجوي لكوكب الأرض الضوء المنبعث من الأطوال الموجية، وبالتالي، يجب أن يتم رصد تلك الأطوال الموجية من الغلاف الجوي العلوي أو من الفضاء.ويهتم فلك الأشعة فوق البنفسجية بدراسة الاشعاع الحراري والخطوط الطيفية المنبعثة من النجوم الزرقاء الساخنة (نجوم الOB) التي تتميز بأنها مشرقة جداً.وذلك يشمل النجوم الزرقاء في المجرات الأخرى، التي كانت هدفاً للعديد من الدراسات حول الأشعة فوق البنفسجية. ويمكن رصد أجسام أخرى في ضوء الأشعة فوق البنفسجية مثل السديم الكوكبي، بقايا المستعر الأعظم، والنوى المجرية النشطة.
ومع ذلك، يمتص الغبار بين النجومالأشعة فوق البنفسجية بسهولة، كما يجب تصحيح قياس الضوء فوق البنفسجي للحفاظ عليه من الانقراض.

الكاليفورنيوم
الكاليفونيوم: 27 مليون دولار أمريكي للجرام الواحد.
: الكاليفونيوم
بدأت حكاية هذا العنصر الغريب في عام 1952 م بعد البحث في حطام القنبلة الهيدروجينية الأولى التي فجرتها الولايات المتحدة في مجموعة جزر أنوتيك بالمحيط الهادي حيث تمكن العالمان الأمريكيان ( كوننجام ) و ( اسبراي ) العاملان بهيئة الطاقة الذرية الأمريكية من اكتشاف العنصر 252 في الجدول الدوري والمسمى بـ ( كاليفورنيوم Californim).حيث تمكن العالمان من تصنيع هذا المصدر في مفاعلات نووية خاصة بكميات صغيرة جدا.
يعد العنصر ( كاليفورنيوم 252 ) من أدق العناصر وأغزرها وأكثرها تكلفة بعد المادة المضادة حتى إنه لا ينتج منه سنويا أكثر من 0.2 جرام فقط . كمية قليلة لكن تتمتع بمزايا وفؤائد لا حصر لها. فهذا المصدر فريد من نوعه من بين 2000 نظير مشع. إذ أنه تبعث منه نيوترونات بكميات عالية تصل إلى 2 تريليون نيوترون في الثانية لكل جرام واحد فقط. والميزة الكبرى لهذه النيوترونات الدقيقة أنها تحوي نفس خواص النيوترونات المتولدة من المفاعل الذري, لذا يعتبر الجرام منها مفاعلا ذريا بالغ الدقة والصغر وفائدته لا توصف مقارنة بتكلفته مهما كانت باهظة قياسا بالمفاعلات التقليدية الأخرى. الميزة الأخرى التي يتميز بها هذا المصدر هو أنه يتحلل ببطء فيطلق فيضا من النيوترونات لفترة كبيرة ( فترة عمر النصف له 2.6 سنة ولنتخيل الكمية التي يطلقها خلال تلك الفترة. يفضل العلماء استخدام الكاليفورنيوم 252 لسهولة نقله بطريقة غير مكلفة ودون مخاطر المفاعلات التقليدية والمعجلات و التبريد وخلافه من مشاكل الأمان النووي المعروفة

التريتيوم !!!!!!!!!!!!
التريتيوم:
يصل سعر الجرام الواحد إلى 30 ألف دولار أمريكي.
وهو عنصر مشع يستخدم في استخراج الطاقة الذرية بالاندماج، كما يتسبب في إطلاق وإشعال التسلسل المفجر في القنبلة الهيدروجينية. ويبلغ وزنه ثلاثة أضعاف وزن الهيدروجين العادي. يرجع أصل الاسم تريتيوم إلى الكلمة اللاتينية Triومعناها ثلاثة.

ثنائي إيثيل أميد حمض الليسرجيك
ثنائي إيثيل أميد حمض الليسرجيك ويعرف إختصارا بـ LSD أو عقار الهلوسة:
سعر الجرام 3 آلاف دولار أمريكي.
يعرف عقار LSD عالميا بإسم “عقار الهلوسة”, ولهذا العقار قصة غريبة حيث اكتشفه العالم (ألبرت هوفمان) عام 1943 صدفة حينما تسلل العقار إلى يديه نتيجة تجربة معملية، وبدأ على أثرها (هوفمان) يشعر بالدوار والضجر ثم بدأت الأوهام تهاجمه، وشعر وكأنه مخمور، ولم يزل به أثر العقار حتى تلاشى بعد ساعتين. من ما دعا مكتشف العقار للإدمان عليه بنفسه وهو عقار شديد الحساسية والتركيز، إذ أن ثلث جرام منه يكفي لقتل فيل، لذلك يتم تخفيفه كثيراً قبل إستخدامه من قبل مدمنيه، وهو عقار شديد الخطورة حيث يشعر المتعاطي ببعض النشوة الزائفة، وتبدأ الصور الكاذبة، فيرى المتعاطي الأشياء على غير حجمها الحقيقي وشكلها المألوف، أيضاً يشعر بالهلاوس السمعية والبصرية والحسية، ويشعر بمشاعر كاذبة ليس لها علاقة بالأحداث من حوله، مثل الفرح والحزن والاكتئاب واليأس .. وقد تؤدي بعض الحالات إلى الانتحار.

مستعر أعظم، نوع 2
تمدد بقايا النجم إثر انفجار مستعر أعظم 1987 أي، وهو نوع II-P مستعر أعظم في سحابة ماجلان الكبرى، ناسا.
مستعر أعظم 2 أومستعر أعظم من النوع الثاني في الفلك (بالإنجليزية:type II supernova) ينتمي النوع مستعر اعظم إلى أحد تصنيفات نهاية عمر النجوم المتغيرة ويتميز النوع بانهيار قلب النجم الذي ينشأ عن انهيار داخلي في النجم مصحوبا بانفجار عنيف في نجم كبير الكتله يتعدى كتلة الشمس. ويفرق نوع المستعر أعظم II عن الأنواع الآخرى للمستعرات العظمى وجود طيف الهيدروجين في طيفه. وطبقا لتصنيف الفلكيين فلا بد من أن تزيد كتلة النجم عن 9 أضعاف الكتلة الشمسية لكي ينتهي عمره بذلك النوع من انهيار قلبه المصحوب بالنفجار بالغ العنف.
يولد النجم الكبير الطاقة عن طريق الاندماج النووي للعناصر. وهذه النجوم تختلف عن الشمس حيث تكفي كتلتها الكبيرة إلى الاندماج النووي للعناصر ذات كتلة ذرية أكبر من الهيدروجين والهيليوم. ويتطور النجم أثناء عمره في اندماج تلك العناصر المتكونة فيه إلى عناصر ثقيلة في عملية تسمى تخليق العناصر حتى تتكون في باطنه قلب من الحديد (الحديد له كتلة ذرية 56 بينما الهيدرة جين كتلته الذرية 1 والهيليوم كتلته الذرية 4). ولكن اندماج الحديد لا يكفي لاستمرار تفاعل الاندماج وإنتاج الطاقة فيكاد يكون النجم خامدا ويوازن قوي الجاذبية التي تحاول جمع كل مادته في المركز يوازنها ضغط انفطار الإلكترونات.
وينشأ هذا الضغط عندما يكون أي انضغاط تالي يستلزم الإلكترونات أن تتخذ نفس مستوي الطاقة الكمومية في الذرات، وهي حالة لا تحدث في الطبيعة لجسيمات من نوع الفرميونات (إقرا مبدأ استبعاد باولي).
وعندما تزيد متلة الحديد في قلب النجم عن 44و1 من كتلة الشمس (وهو حد شاندراسيخار) يتبعه انهيار في قلب النجم. وترتفع درجة حرارة القلب بسبب التقلص مما يؤدي إلى بدء تفاعلات نووية تتسبب في انطلاق نيوترونات ونيوترينوات من تحلل بيتا المعكوس. وفي هذه المرة يعمل ضغط انفطار النيوترونات على منع الانكماش بل ويحوله إلى انفجار إلى الخارج. وتكفي الطاقة الصادرة من تلك الموجة الضاغطة إلى الخارج لأن تخلع طبقات النجم العلوية، فتتناثر بشدة مكونة انفجار مستعر أعظم.
ويصنف المستعر الأعظم من النوع 2 إلى عدة تصنيفات وذلك بحسب منحنى الضوء الصادر منها، وهو رسم بياني يبين تغير القدر الظاهري للمعان مع الزمن بعد حدوث الانفجار.
النوع II-L من المستعرات العظمى تبين انخفاضا خطيا مستمرا لمنحنى الضوء بعد الانفجار، بينما يبين نوع المستعر الأعظم II-P مرحلة انخفاض ضعيف للضوء (مستوية Plateau) ثم يتبعها انخفاضا خطيا مستمرا عاديا.

الكوازارات ...........
في عام 1967م اكتشفت "جوسلين بل" أجسام في الفضاء تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو وكانت يعتقد بأنها أتصلت مع الحضارات غريبة في المجرة ولكنها توصلت إلى أن هذه النبضات ناتجة عن نجم نباض هو في الواقع نجوم نيترونية دوارة تبث هذه النبضات هي بسبب تداخل معقد بين حقولها الجاذبة وبين المادة المحيطة بها وهذه النبضات هي الدليل الأول على وجود الثقوب السوداء ولكن كيف يمكن لنا اكتشاف أو استشعار الثقب الأسود مع أنه لا يبعث الضوء؟ ذلك عن طريق دراسة القوة التي يمارسها الثقب الأسود على الأجسام المجاورة فقد شاهدوا نجما يدور حول آخر غير مرئي ولكن ليس هذا شرطً أن يكون النجم غير المرئي ثقباً أسود فقد يكون نجماً باهتاً.
ومع هذه الجاذبية العالية والطاقة الهائلة التي يبثها الثقب الأسود فإنه قد تتولد جسيمات ذات طاقة عالية جداً قرب الثقب الأسود ويكون الحقل المغناطيسي شديداً بحيث تتجمع الجسيمات في نفاثتية متضادتين تنطلقا خارجاً على طول محور الدوران، ونشاهد مثل هذه الجسيمات في عدد من الكوازار.
أما نوعي المستعرات العظمى Ib و Ic فمنمها نوع ينهار فيه قلب نجم كبير الكتلة مصحوبا بتطاير لطبقته الخارجية من الهيدروجين، والنوع Ic تتطاير طبقة النجم الخارجية النكونة من الهيليوم. ولذلك فيبدو هذان النوعان من المستعرات فاقدة لهذين العنصرين على التوالي.

حياة النجم ...
مقالات تفصيلية :ولادة النجوم و مستعر أعظم
يتكون النجم من سحابة من غاز الهيدروجين (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها، ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين لتكونّ الهليوم،
وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها.
لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فيَبدأ بحرق الهيليوم ثم الكربون وصولاً إلى الحديد، فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.
لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى "حد تشاندراسيخار"، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 كتلة شمسية) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى قزم أبيض، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود (ما يُحدد أيهما هو حد أوبنهايمر-فولكوف).
إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج الإلكترونات والبروتونات لتصبح نيوترونات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة

نقل اختبارات النسبية العامة إلى قطاع جديد
بولزار محطم للأرقام القياسية ينقل اختبارات النسبية العامة إلى قطاع جديد
اكتشف فريق دولي جسم مضاعف غريب يتألف من نجم نيتروني صغير و لكنه ثقيل بشكل غير اعتيادي و يقوم بالدوران بمعدل 25 مرة في الثانية, و يدور حوله خلال كل ساعتين و نصف قزم أبيض. إن النجم النيتروني عبارة عن بولزار يطلق أمواج راديوية يتم رصدها هنا على الأرض من قبل التلسكوبات الراديوية. على الرغم من أن هذا الزوج غير الاعتيادي ملفت للنظر كثيرا و لكنه من ناحية أخرى يعتبر مختبرا فريدا لاختبار حدود النظريات الفيزيائية.
يدعى ها البولزار PSR J0348+0432 و هو بقايا لانفجار سوبرنوفا. و يزن ضعفي كتلة الشمس, و لكن بعرض يبلغ 20 كيلومتر فقط. إن الجاذبية على سطح هذا البولزار أكبر من تلك الموجودة على الأرض بأكثر من 300 مليار مرة و كل مكعب من مركزه له حجم مكعب السكر يبلغ من الوزن ما يزيد عن مليار طن موجودة فيه. إن القزم الأبيض المرافق له أقل غرابة بقليل, إنه البقايا المتوهجة لنجم أقل كتلة بكثير حيث خسر هذا النجم غلافه الجوي و برد ببطأ.
يقول جون انونياديس, طالب دكتوراه من معهد ماكس بلانك لفيزياء الفلك الراديوي في بون (MPIfR) و هو المؤلف الرئيسي للورقة: " كنت أراقب النظام بالتلسكوب العملاق الموجود في المرصد الأوربي الجنوبي, بحثا عن التغيرات في الضوء الصادر عن القزم الأبيض و الناتج عن حركته حول البولزار". و يتابع: "إن إلقاء نظرة خاطفة على التحليل جعلني أدرك أن البولزار كان كبير الكتلة جدا. فله ضعفي كتلة الشمس, ما يجعله أكثر النجوم النيترونية كثافة التي عرفناها حتى الآن و يعتبر أيضا مختبرا ممتازا للفيزياء الأساسية".
إن النسبية العامة لاينشتاين و التي تشرح الجاذبية على أنها نتيجة للانحناء الحاصل في الزمكان و هذا الانحناء ناتج عن وجود الكتلة و الطاقة, لا تزال صامدة حتى الآن في كل الاختبارات التي تمت عليها منذ أن نشرت للمرة الأولى قبل عقد من الآن. و لكن لا يمكنها أن تكون التفسير النهائي و لا بد في النهاية تُكسر (1).
ابتكر الفيزيائيون نظريات أخرى للجاذبية تقوم بطرح تنبؤات أخرى مختلفة عن تلك الموجودة في النسبية العامة. أحد تلك البدائل, هو تلك الاختلافات التي ستظهر فقط في الحقول الثقالية الشديدة جدا و التي لا يمكن أن تتواجد في النظام الشمسي. و بالنسبة للجاذبية, فإن PSR J0348+0432 عبارة عن جسم شديد الكثافة جدا, حتى عند مقارنته مع البولزارات الأخرى التي تم استخدامها في الاختبارات العالية الدقة لنسبية اينشتاين العامة (2). في مثل هذه الحقول الثقالية القوية يمكن أن تقود الزيادة الصغيرة في الكتلة إلى تغيرات كبيرة في الزمكان المحيط بمثل هذه الأجسام. و حتى الآن لا يملك الفلكيون أي فكرة عما يحدث بوجود مثل هذا النجم النيتروني الفائق الكتلة PSR J0348+0432. إنه يقوم بتقديم فرصة فريدة لدفع الاختبارات إلى قطاع جديد كليا.
قام الفريق بجمع بيانات مراقبة التلسكوب العملاق للقزم الأبيض جنبا إلى جنب مع التوقي الدقيق جدا للبولزار من قبل التلسكوبات الراديوية (3). مثل هذا الثنائي القريب يشع أمواجا ثقالية و يخسر طاقة. هذا الأمر يؤدي بدوره إلى تغير في مدة الدوران بشكل بطيء و التنبؤات المستنتجة من النسبية العامة و النظريات الأخرى بخصوص هذا التغير مختلفة.
و يقول باولو فريري, عضو آخر في الفريق: "إن مراقباتنا الراديوية كانت دقيقة جدا بحيث أننا كنا قادرين على قياس التغير في مدة المدار وصلت إلى القيمة 8 أجزاء من المليون في الثانية لكل عام, و هو بالضبط ما تعطينا إياه تنبؤات نظرية آينشتاين".
هذا الأمر يمثل البداية فقط للدراسات التفصيلية لهذا الجسم الفريد و سوف يستخدمه الفلكيون لاختبار النسبية العامة لتحقيق دقات أكبر من أي وقت مضى.
ناسا بالعربي, حـــول الصورة- توضح الصورة لنا تصورا فنيا للجسم المضاعف الغريب و الذي يتألف من نجم نيتروني صغير و لكن ثقيل جدا و يقوم بالدوران حول نفسه 25 مرة في الثانية, و يدور حوله قزم أبيض لمرة واحدة كل ساعتين و نصف. إن النجم النيتروني هو PSR J0348+0432 و الذي يطلق أمواجا راديوية يمكن رصدها على الأرض بالاعتماد على التلسكوبات الراديوية. على الرغم من أن هذا الزوج غير الاعتيادي ملفت للنظر كثيرا بحد ذاته, إلا أنه يشكل أيضا مختبرا فريدا لاختبار حدود النظريات الفيزيائية.
يشع هذا النظام أمواجا ثقالية, تموجات في الزمكان. على الرغم من أن هذه الأمواج (الموضحة في الصورة كشبكة) لم تكتشف حتى الآن بشكل مباشر من قبل الفلكيين على الأرض, إلا أنه يمكن الشعور بها بشكل غير مباشر من خلال قياس التغير الحاصل في المدار الموجود في هذا النظام خلال فقدانه للطاقة.
ملاحظات
(1) إن نظرية النسبية العامة لا تتوافق مع النظرية العظيمة الأخرى من القرن العشرين و هي ميكانيكا الكم. و هي تتنبأ بأمور غريبة أيضا عند بعض الشروط, حيث تسعى بعض القيم إلى اللانهاية, كمثال عند مركز الثقب الأسود.
(2) اكتشف أول بولزار و هو PSR B1913+16 من قبل جوزيف هوتن تايلور و رسل هولز, و ربحا بسببه جائزة نوبل للفيزياء في العام 1993. لقد قاموا و بدقة بقياس التغيرات الحاصلة في خواص هذا الجسم الملفت للنظر و برهنا أنه الأمر متوافق كليا مع الفقدان الطاقي الحاصل جراء الإشعاع الثقالي و الذي تنبأت به النسبية العامة.
(3) هذا العمل اعتمد على البيانات القادمة من التلسكوبات الراديوية ايفيلزبرغ, اريسيبو و غرين بانك كاعتماده على بيانات التلسكوب العملاق في المرصد الأوروبي الجنوبي و بيانات تلسكوبات ويليام هيرتشيل البصرية


رد مع اقتباس نص المساهمة
تعديل/حذف هذه المساهمة
حذف هذه المساهمة
استعرض رقم الإيبي IP للمُرسل كم من النجوم يوجد في الكون؟
هل سبق لك أن نظرت إلى سماء الليل و تساءلت فقط عن عدد النجوم الموجودة في الفضاء؟
هذا السؤال سحر العلماء تماما كما فعل ذلك بالنسبة للفلاسفة, الموسيقين و الحالمين على مدى العصور.
انظر إلى السماء في ليلة صافية, بعيدا عن توهج أضواء الشوارع, و سوف ترى عدة ألآف من النجوم المفردة بالاعتماد على عينيك المجردتين. و عند استخدامك لتلسكوبات الهواة الأكثر حداثة, يمكنك مشاهدة الملايين منها في السماء.
بالتالي, ما هو عدد النجوم الموجودة في الكون؟ من السهل أن نطرح هذا السؤال, و لكن من الصعب على العلماء أن يعطوا إجابات عادلة!
لا تتوزع النجوم بشكل عشوائي في الفضاء, و لكنها تتجمع معا ضمن مجموعات واسعة تعرف بالمجرات. إن الشمس تتواجد في مجرة تدعى درب التبانة. يقدر الفلكيون أنه هناك حوالي 100 ألف مليون نجم في درب التبانة لوحدها. و في الخارج منها, هناك ملايين و ملايين المجرات أيضا.
تعداد النجوم في الكون مشابه لمحاولة تعداد عدد حبات الرمل الموجودة في شاطئ على الأرض. يمكننا ربما فعل ذلك من خلال قياس مساحة سطح الشاطئ, و تحديد متوسط العمق لطبقة الرمل.
إذا ما قمنا بتعداد عدد الحبيبات في حجم معين من الرمل, من خلال المضاعفة يمكننا حينها تقدير عدد حبيبات الرمل الموجودة على كامل الشاطئ.
من أجل الكون, فإن المجرات تشكل الحجوم التمثيلية الصغيرة, و هناك تقريبا 10^11 إلى 10^12 نجما في مجرتنا, و ربما يتواجد شيء شبيه بهذا فيما يخص المجرات أي 10^11 أو 10^12 مجرة.
و من خلال هذا الحساب البسيط يمكنك الحصول على عدد يبلغ حوالي 10^22 إلى 10^24 نجم في الكون. و هذا عدد تقريبي فقط, و كما هو واضح بالنسبة لنا ليست جميع المجرات متشابهة, تماما كما هو الوضع على الشاطئ بما يخص عمق الرمل حيث أنه لن يكون نفسه في الأماكن المختلفة.
لن يحاول أحد عد النجوم بشكل مفرد, و بدلا من ذلك فإننا نقوم بقياس كميات مكملة مثل عدد و لمعان المجرات. إن المرصد الفضائي العامل بالأشعة تحت الحمراء هيرتشيل و التابع لوكالة الفضاء الأوروبية قام بتقديم إسهام مهم في "تعداد" المجرات بالاعتماد على الأشعة تحت الحمراء, و قياس لمعانها في هذا المجال- و هو أمر لم يحاول أحد فيه سابقا.
إن معرفة السرعة التي تتشكل عندها النجوم يقدم تحديد أكثر للحسابات. قام هيرتشيل أيضا برسم معدل تشكل النجوم في التاريخ الكوني. إذا ما كان بإمكانك تقدير المعدل الذي تشكلت عنده النجوم, سوف تكون قادرا على تقدير كم عدد النجوم الموجودة في الكون في الوقت الحالي.
في العام 1995, اقترحت صورة قادمة من تلسكوب هابل الفضائي (HST) أن تشكل النجوم وصل إلى ذروته تقريبا منذ سبعة ألآف مليون سنة مضت. حاليا و على أية حال, يفكر الفلكيون في الأمر من جديد.
إن صورة حقل هابل العميق تم التقاطها عند الأطوال الموجية المرئية و لم يكن هناك دليل على أن الكثير من عمليات تشكل النجوم تم إخفاؤه بواسطة سحب سميكة من الغبار.
تحجب سحب الغبار النجوم من حقل الرؤية و تحول ضوئها إلى إشعاع تحت أحمر, ما يجعلها غير مرئية بالنسبة لتلسكوب هابل. لكن يمكن لهيرتشيل أن يبحر في هذا القسم المخفي من الكون عند الأطوال الموجية تحت الحمراء, كاشفا عن العديد من النجوم و التي لم يتم رؤيتها سابقا بالمطلق.
و حالما تقلع GAIA, ستدرس 1000 مليون نجم في مجرتنا درب التبانة. هذه المهمة مبنية على إرث مهمة هيباركوس, و التي حددت مواقع ما يزيد عن 100 ألف نجم بدقة عالية, و أكثر من مليون نجم بدقات أقل.
سوف تراقب GAIA كل من نجومها المليار لسبعين مرة خلال مهمتها المكونة من 5 سنوات, و ترسم بدقة مواقعها, البعد عنها, حركاتها, و التغيرات في اللمعان. و بجمع هذه القياسات سوف نرسم صورة لا مثيل لها لبنية و تطور مجرتنا.
الشكر يعود لمهمات مثل تلك المهمات, في الاقتراب خطوة أخرى نحو تقديم تقدير أكثر واقعية عن ذلك السؤال الشائع: "كم هو عدد النجوم في الكون؟"
ناسا بالعربي, حـــول الصورة- الصورة المرافقة هي للمجرة القريبة NGC 1569 و التي تضج بعمليات ولادة النجوم.
ناسا بالعربي, ملاحظة- للمزيد حول مهمة GAIA:
- مقـــال, "لمحة عامة عن GAIA "