ستاره شناسی به زبان ساده: قسمت دوم: دنباله‌دار، سیارک، شهاب‌سنگ و شهاب

الف: دنباله‌دارها

در متن‌های فارسی گاه واژه‌های «گیسودار» و «گیسودراز» و «ذوذنب» (از عربی، به معنای «دم‌دار») برای دنباله‌دار بکار رفته‌است.

دنباله‌دارها گلوله‌های یخی در اعماق تاریک منظومه شمسی هستند که در روی مدارهای بیضی شکل به حرکت خود ادامه میدهند و فقط برای مدت کوتاهی از عمر خود به خورشید نزدیک می‌شوند. با نزدیک شدن به خورشید، لایه‌های بیرونی دنباله‌دار گرم شده و تبدیل به گاز میشود و هاله و یک دم یا دنباله ایجاد می‌کند. وقتی دنباله‌دار به خورشید خیلی نزدیک می‌شود، دمش شکافته شده و یک دم پلاسمایی و یک دم غباری به وجود می‌آید و هر دو دم از خورشید دور میشوند. دم غباری عقبتر بوده و در طول مدار قرار دارد، در صورتی که دم پلاسمایی مستقیما در کنار خورشید، باد خورشیدی را جاروب می‌کند.

 به نظر می‌رسد که دنباله‌دارها از تجمع مواد جامد تشکیل شده‌اند که بیشتر این مواد از یخ و گاز و غبار هستند. آنها روی مداری بسیار کشیده که به خورشید خیلی نزدیک است حرکت می‌کنند سپس تا عمق منظومه خورشیدی از خورشید دور می‌شوند. مدت حرکت بعضی از ستارگان دنباله‌دار در مدار فقط چند سال طول می‌کشد.

اما بسیاری از آنها مدت حرکتشان در مدار در بعضی موارد به هزاران سال می‌رسد. تعدادی از آنها مانند دنباله‌دار «کوهاوتک» که در سال ۱۹۷۳ میلادی (۱۳۵۱ شمسی) کشف شد و به نام کاشف آن نامیده شد و با این حال ممکن است هیچ گاه به منظومه خورشیدی بر نگردند.

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 1971I اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

بسیاری از دنباله‌دارها اجسام بسیار کم نوری هستند و در بسیاری از آنها دم ظاهر نمی‌شود. اما دنباله‌دارهای واقعاً روشن بسیار هیجان انگیز به نظر می‌رسند و در میان تمدن های باستانی آنها را نشانه ای از بلا در آینده می‌دانستند. برای مثال درست پیش از آغاز جنگ یک دنباله دار روشن مشاهده شد و دیگری  هنگام مرگ ژولیوس سزار ظاهر شد.

هسته دنباله‌دار چند کیلومتر است و شامل بخشهایی از یخ آب و یخ دی‌اکسید‌کربن است. این هسته‌ها با کما احاطه شده است. کما گاهی به حدود بیش از 1 کیلومتر می‌رسد. کما براثر بازتابش نور خورشید بر روی مولکول‌های گاز میدرخشد.  بعد از اینکه دنباله‌دار از حضیض مدارش عبور میکند (نزدیکترین فاصله به خورشید) دم پلاسمایی به این طرف و آن طرف تکان خورده  و در این قسمت مدار است که دم پلاسمایی می‌تواند جلو بیفتد. هسته‌ دنباله‌دار شامل یخ، آب و یخ دی‌اکسیدکربن میباشد که با کما (سر دنباله‌دار)پوشانده شده‌اند. 

 دنباله‌دارها 6/4 ميليارد سال قبل با سكون سياره‌ها از مواد يكنواخت سحابي خورشيدي تشكيل شده‌اند. آنها چنان كوچك و سرد بودند كه مي‌توانستند هر فعاليت زمين‌شناختي و نيز نگه‌داري و حفظ تركيبات سحابي خورشيد و يا هر شرايط فيزيكي را تحمل كنند. آنها نزديك سيارات مشتري‌گون تشكيل مي‌شوند و به سمت بالا منحرف مي‌گردند، سپس به سمت درون يا بيرون منحرف مي‌شوند. در واقع آبي كه در تشكيل سيارات دخالت دارد ممكن است در فضا به صورت بخار وجود داشته باشد. همچنين آبي كه در حال حاضر بر روي سيارات جهان وجود دارد ممكن است از سقوط دنباله‌دارها روي آنها به وجود آمده باشد.

 به طور کلی دو نوع دنباله وجود دارد:

1ـ غبار

2ـ گاز یونیده (پلاسمایی)

 1ـ دنباله غباری

یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود است. این نوع دم زمانی تشکیل می‌شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچک هستند و با کوچک ترین نیرویی جابه جا می‌شوند در نتیجه این دنباله ها معمولاً پخش و خمیده هستند.

 2ـ گاز یونیده (پلاسمایی)

دنباله های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند، سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند. دنباله های یونی معمولاً کشیده تر و باریک تر هستند. هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیون ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته بر جای می‌مانند. بررسی هایی که راجع به دنباله دار «هیل پاب» انجام شد، وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله های تشکیل شده از غبار بود اما از سدیم خنثی تشکیل شده بود.

گازی که از هسته بیرون می‌آید با وجود تابش ماوراء بنفش خورشید به سرعت به شکل یون در می‌آید. یون های با بار مثبت تحت تأثیر میدان مغناطیسی میان سیاره ای و باد خورشیدی به صورت «دم یونی» که با نام «دم پلاسمایی» هم شناخته می‌شود، خود را نشان می‌دهند. دم یونی برخلاف دم غباری مستقیم است و رنگ آن نیز به دلیل برانگیختگی مونوکسیدکربن یا COدر طول موج ۴۲۰ نانومتر، آبی به نظر می‌رسد. دم یونی به دلیل تغییرات میدان مغناطیسی مجاور می‌تواند تغییر شکل دهد.

مطالعات طیف سنجی نشانه هایی از وجود مولکول هایی مانند هیدروژن، کربن، نیتروژن، اکسیژن و گوگرد در ترکیباتی مانند آب، مونواکسید کربن، دی اکسید کربن و رادیکال هایی مانند «سیانوژن» و «هیدروکسیل» (OH) ارائه کرده اند. موادی مانند متان و آمونیاک نیز وجود دارند اما کشف آنها بسیار سخت است. زمانی که دنباله دار به خورشید بسیار نزدیک می‌شود، آثاری از وجود خطوط نشری فلزی به ویژه مربوط به عنصر سدیم در طیف آنها مشاهده می‌شود.

 دنباله‌دارها در کمربند «کوییپر» و «ابر اورت» به طور بارز یافت می‌شوند. دنباله دارهای کوتاه مدت معمولاً از ناحیه ای به نام «کمربند کوییپر» می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. نخستین 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. بنابر رصدهای هابل حدود ۲۰۰ میلیون دنباله دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده اند. دنباله دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه ای 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 شده اند. معمولاً یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.

بیشتر دنباله‌ دارها در مدار بسته ‌ای در حال حرکت هستند، یعنی روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق است. این دنباله ‌دارها مانند دنباله‌ دار هالی پس از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده ‌اند. مدار دنباله ‌دار های دیگر «سهمی» یا «هذلولی» است و به احتمال زیاد آنها فقط یک بار در نزدیکی زمین ظاهر و مشاهده می‌شوند و دور می‌‌زنند سپس می‌‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌ گردند همانند دنباله دار «کوهاوتک» که در سال ۱۹۷۳ میلادی کشف شد.

به علت تأثیرات گرانشی دنباله دارها در حضیض سریع تر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله دارها از مدت چرخش خود به دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط همانند هالی با دوره تناوب ۷۶ سال یا بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می‌برند. این دنباله دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند اما نیروی گرانش یکی از سیارات به ویژه مشتری آنها را نزدیک خورشید می‌راند و دوره تناوب آنها کمتر از ۲۰۰ سال است. «شومیکر- لوی ۹ » یکی از این دنباله دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد. دنباله دار های بلند مدت با تناوبی بیش از ۲۰۰ سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل پاب نمونه ای از این دنباله دارها است که تناوبی برابر با ۴ هزار سال دارد.

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

 

دنباله‌دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم می‌شوند:

1ـ دارای دوره تناوب مداری بیش از ۲۰۰ سال (با دوره تناوب طولانی):

 دنباله‌دارهای با دوره تناوب طولانی که از ابر اورت یعنی یک دسته دنباله‌دار در فاصله AU 100000-50000 از خورشید می‌آیند. اینها از زمان شکل‌گیری منظومه شمسی در ابراورت قرار دارند و دربرگیرنده باقیمانده موادی هستند که در هنگام شکل‌گیری خورشید در منظومه خورشیدی وجود داشت و در حقیقت باقی‌مانده ذرات تشکیل‌دهنده منظومه شمسی هستند. 

ابراورت توزيع كروي دنباله‌دارهایي است كه هزارها واحد نجومي از خورشيد قرار دارد. در حقیقت، ابراورت يك كپه كروي از هسته‌هاي دنباله‌دار است كه در مدارهاي تقريبا دايره‌اي در فواصلي از چند صد تا چندهزار واحد نجومي از خورشيد قرار دارد. اگر يكي از اين اشياء از مدار دايره‌اي خود جدا شود و به درون منظومه شمسي بيفتد زماني كه نزديك به خورشيد است براي ما به صورت دنباله‌دار داراي دوره تناوب بلند به نظر خواهد رسيد.

 

2ـ دارای دوره تناوب مداری شان کمتر از ۲۰۰ سال (با دوره تناوب مداری کوتاه)

دنباله‌دارها با دوره تناوب کوتاه از کمربند کوئیپر نشات می‌گیرند. کمربند کوئیپر بیرون مدار نپتون بین AU30-50 از خورشید واقع شده است. كمربند كوئيپر تقريبا توزيع همواري از دنباله‌دارها است كه در صفحه منظومه شمسي دقيقا خارج از مدار پلوتو قرار دارد. وقتی دنباله‌داری از نزدیک خورشید عبور میکند مقداری از جرم خود را از دست میدهد و در مسیر مدار باقی می‌ماند. سرانجام کاملا متلاشی میشود، مگر اینکه در جریان یکی از دورهایش به خورشید یا سیاره برخورد کند و یا تحت تاثیر گرانشی از خارج منظومه شمسی از دام خورشید برهد.

دنباله‌دارهاي كوتاه‌مدت با صدها يا هزاران گردش اطراف خورشيد گازها و غبار را به بيرون مي‌رانند. به علاوه يك دنباله‌دار تكه‌هاي غبار را در امتداد مدارش باقي خواهد گذاشت. هر تكه غبار، مداري نزديك مدار دنباله‌دارها دارد. دانه‌هاي غبار به اندازه دانه‌هاي شن يا كوچك‌تر هستند. اگر زمين از ميان دنباله‌دارها بگذرد، دانه‌هاي غبار مي‌توانند به جو زمين اصابت كرده و نمايش تماشايي به وجود بياورند كه بارش شهابي ناميده مي‌شود. دانه‌هاي غبار پس از چند دوره گردش به دور خورشيد مواد فرار خود را از دست مي‌دهند و مي‌ميرند.

این گمان وجود دارد که دنباله‌دار دارای دوره تناوب مداری کوتاه، زمانی در ابر «اوپتیک ـ اورت» دارای دوره تناوب طولانی بوده‌اند. بسیاری از دنباله‌دارهای دارای دوره تناوب مداری کوتاه، در فواصل زمانی منظمی دیده شده‌اند که معروفترین آنها دنباله‌دار هالی است. دنباله‌دار «انکی» کوتاه ترین دوره تناوب مداری را دارد که ۵ر۳ سال است.

دنباله‌دارها با هر بار گذشتن از کنار خورشید، مقداری از مواد خود را بر اثر تبخیر از دست می‌دهند.

دنباله دنباله‌دارهای دارای دوره تناوب مداری کوتاه، بسیار درخشان است اما با هر بار گذشتن از کنار خورشید، مواد خود را از دست داده و بدین ترتیب، امکان مشاهده آنها کمتر می‌شود. بعضی از این دنباله‌دارها قبل از متلاشی شدن فقط یک بار دیده می‌شوند، هر چند که طول عمر معمولی یک دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه حدود ۱۰ هزار سال است. گردش بسیاری از دنباله‌دارها دارای دوره تناوب طولانی به دور خورشید هزاران یا حتی میلیون ها سال طول می‌کشد. بنابر این، طول عمر این ستارگان بسیار بیشتر از نوع دیگر است.

دم های دنباله‌دارها از نظر شکل و اندازه بسیار گوناگون هستند. برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی دیگر کشیده و باریک هستند،معمولاً طول آنها به ۹ میلیون کیلومترمی رسد و گاهی هم البته ممکن است به ۱۶۰ میلیون کیلومتر برسد. به طور طبیعی یک دنباله دار دارای یک یا دو دم است اما در سال ۱۷۴۴م. از یک نقطه دنباله دار «پی سی ایکس» هفت دم ظاهر شد. دنباله دار بزرگ سال ۱۸۴۳م. دارای آن چنان دمی بود که طول آن دو برابر فاصله زمین تا خورشید بود و بعضی از آنها هم اصلاً دم ندارد.

وقتی دنباله دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود سپس سر آن. علت این آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته دنباله‌دار بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که دنباله دار از خورشید دور می‌شود دم آن می‌بایست جلو جلو برود. در راستای دور شدن از خورشید، دنباله دار کم کم سرعتش فرو می‌کاهد و از نظرها ناپدید می‌شود.

دنباله‌دارها ممکن است سال ها از برابر چشم ما مخفی بمانند ولی بیشتر آنها بالاخره روزی به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند. ولی برای یک دور گردش ممکن است زمان بسیار زیادی طول بکشد. مثلاً برای دنباله‌دار «هالی» مدت ۷۵ سال لازم است تا یک بار گردش خود را به دور خورشید، تمام کند.

اکنون اختر شناسان تقریباً ۱۰۰۰ دنباله‌دار شمرده اند اما در منظومه ما باید چند صد هزار دنباله‌دار دیگر وجود داشته باشند که هنوز آنها را ندیده اند.

با نزدیک شدن دنباله‌ دار به خورشید دنباله ‌اش 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 ماده‌ اش کاسته می‌‌شود، یعنی این که دنباله‌‌دار با هر بار عبور از نقطه ای نزدیک به خورشید مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره دنباله‌ دار از بین می‌رود که برخی از دنباله‌دارها با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده یا حتی از هم می‌پاشند.

 سیارک

سیارات کوچک یا سیارکها شامل حداقل دو گروه اجرام است که یک گروه با عنوان سیارک های داخلی که به تعداد صدها هزار عدد در محدوده ای بین سیاره ي مريخ و سیاره مشتري جای دارند و گروه دیگر با عنوان سیارک های دور (سیارک هاي كمربند کوئیپر) در ورای سیاره ي نپتون به دور خورشید گردش می کنند. تاکنون بیش از 628000 سیارک شناسایی شده است.

 

منشأ سيارك ها

تاكنون نظريات متفاوتي در مورد پيدايش سيارك ها از طرف دانشمندان و سياره شناسان ارائه شده است كه مهمترين آنها عبارتند از:

نظريه  برخورد يا تصادم:

طبق اين نظريه در زمان هاي نخستین پيدايش سيارات، جرمی در حدّ و اندازه مريخ در مداري مستقل در محدوده  بين سيارات مريخ و مشتري وجود داشته كه به طور ناگهاني جرم سياره ي مانند ديگري با آن برخورد كرده و موجب از بين رفتن هر دو سياره و متلاشي شدن آن ها شده است. قطعات جدا شده آن ها بعد از گذشت چند ميليون سال در محدوده ي بين مدار مريخ و مشتري و حتي فراتر از آن پراكنده شده و كمربند گسترده و پر ازدحام سيارك ها را تشكيل داده اند. 

 

نظريه  گرانش مخرب مشتری:

این نظریه بيان مي كند كه در زمان تشکیل سیارات عامل مؤثر و نيرومند گرانش سياره مشتري و سيارات ديگر مانع تكوين و پيوستگي اجزاي نخستین پيدايش سياره در اين ناحيه از منظومه شمسي شده است. در واقع سيارك ها تحت تأثير گرانش زياد سياره مشتري قرار دارند. در حال حاضر نيز در محدوده ي كمربند سيارك ها مناطق خالي از سيارك يافت مي شود كه اين مناطق با ويژگي 1:2 ،1:3 ، 2:5 و … دوره مداري سياره مشتري هماهنگي دارد. اين مناطق خالي يا به اصطلاح شكاف ها نخستین بار توسط منجّم آمريكايي دانيل كركوود و به نام شکاف های کرکوود  نامگذاری شد.

 

انواع سیارک

مي توان سيارك ها را از نظر موقعيت مداري شان به چند دسته تقسيم كرد كه عبارتند از:

الف) سيارك هاي منظم: سيارك هايي كه مدار گردشي آنها در حد فاصل مدار سيارات مريخ و مشتري قرار دارد و فاصله ي متوسط آن ها از خورشيد 3.8 واحد نجومي است.

ب) سيارك هاي نامنظم: سيارك هايي كه مدار گردشي آنها در خارج از محدوده ی بين مدار مريخ و مشتري واقع است. اين سيارك ها را نيز مي توان به دو گروه تقسيم بندي كرد كه عبارتند از:

ب-1) سيارك هاي نزديك به زمين (Near Earth Astroids): همان طور كه از نام اين اجرام استنباط مي شود آن ها در نزديكي مدار زمين به دور خورشيد گردش مي نمايند. در واقع حضيض مداري اين سيارك ها در فاصله اي كمتر از 3/1 واحد نجومي از خورشيد قرار دارد. كه از اين ميان مي توان گروه هاي سياركي زير را نام برد:

• سيارك هاي گروه آپولو (Apollo): سيارك هايي كه مدار گردشي آن ها مدار زمين را قطع مي كند و دوره ي تناوب گردشي آن ها به دور خورشيد بيشتر از يك سال زميني است. اين سيارك ها مي توانند براي كره ي خاكي ما بسیار خطرناك باشند چرا كه احتمال برخورد آن ها با زمين وجود دارد. البته تعداد اعضاي اين گروه اندك است و قطر آنها بيش از چند كيلومتر نيست.
• سيارك هاي گروه آتن (Aten): سيارك هايي كه داخل محدوده ي مدار زمين را جاي دارند و دوره ي تناوب گردش مداري آنها به دور خورشيد كم تر از يك سال است.
• سيارك هاي گروه آمور(Amor): اين سيارك ها مدار سياره ي مريخ را قطع مي كنند و حضيض مداري شان خارج از مدار زمين است. 

 

ب- 2) سيارك هاي دور از زمين: مدار گردشي اين گروه از سيارك ها در وراي مدار سيارك هاي منظم است. در واقع مدار آن ها مي تواند تا مرزهاي بيروني منظومه ي شمسي نيز كشيده شده باشد. سيارك هاي زير جزء اين گروه مي باشند:

ب-2-1) سيارك هاي تروجاني: اين سيارك ها در دو گروه مجزا به نام هاي تروجاني (Trojans) و گريكز (Greeks)  در دو طرف سياره ي مشتري بر مدار مشتري واقعند. آنها در دو نقطه از نقاط لاگرانژي (L4 و L5) مدار مشتري و در 60 درجه اي جلو و پشت سياره ي مشتري به دور خورشید گردش می کنند. در واقع اين سيارك ها در اين نقاط تحت تأثير نيروي گرانش دو جرم عظیم مشتري و خورشيد قرار دارند. سيارك هكتور 624 جزء اين گروه مي باشد.

ب-2-2) سيارك هاي قنطورسی (Centaurs): مدار گردشي اين سيارك هاي كوچك و دور دست در وراي مدار مشتري و در نزديكي مدار نپتون قرار دارد. معروف سيارك قنطورسی، سيارك كيرون 2060 است كه در سال 1977 توسط چالز كوال (Charles Kowal) كشف گرديد. قطر كيرون حدود 650 كيلومتر و نسبت بازتاب آن كم است بنابراین احتمالاً سطح آن تيره است.

ج-2-2) سيارك هاي كمربند كوئيپر (Kuiper Belt): مدار گردشي اين سيارك ها در وراي مدار نپتون تا 48 واحد نجومي از خورشيد است.

 تفاوت سیارک و دنباله دار

دنباله‌دارها در فواصل دور از منظومه شمسي تشكيل مي‌شوند. اين بخش از منظومه شمسي نسبت به نقاط ديگر آن در دماي پايين‌تري قرار دارد، بنابراين دنباله‌دار مي‌تواند يخ بزند. در حالي كه سيارك‌ها در بخش‌هاي نزديك‌تر منظومه شمسي تشكيل مي‌شوند اين بخش‌ها دماهاي بالاتري دارند. بنابراين در اين دماها يخ نمي‌تواند تشكيل شود و مواد به حالت‌هاي ديگر وجود دارند. دنباله دارها دورترین اجرام منظومه شمسی ما هستند که مدارهای کشیده و طولانی دارند.

سيارك ها كوچك تر از آن هستند كه داراي نيروي گرانش كافي براي نگهداشتن جوّ باشند. قطر بزرگ ترين سيارك که مدار آن در ورای پلوتو است حدود 3000 كيلومتر و كوچك ترين آنها مي تواند در حد چند متر یا چند سانتیمتر باشد. در واقع اغلب سيارك ها قطر كمي دارند. 

 

سنگهای آسمانی

هرگاه یک خرده سیاره یا صخره‌ای کوچک به صورت یک غبار در فضا محترک و شناور باشد به آن سنگ آسمانی میگویند. چنانچه این سنگ آسمانی از طریق اتسمفر به پایین و به طرف زمین بیاید یک خط روشن از نور ایجاد میکند که به شهاب معروف است. اگر این شهاب واقعا از سطح سیارات یا ماه جدا شده باشد به آن شهاب سنگ می‌گویند. روشن‌ترین شهابها جسم آتشین یا گلوله آتش مینامند. برخی اوقات این اجسام آتشین همانند یک ماه کاملا روشن هستند. ریزشهابسنگها، سنگهای آسمانی هستندکه به کوچکی یک دانه شن می‌باشد. اینها آنقدر کوچک هستند که اتمسفر آنها به آهستگی و بدون گرم کردن آنها سرعتشان را کاهش میدهند و روی سطح سیاره می‌کشاند. حدود 100 تن از ریزشهابسنگ روزانه روی سطح زمین انباشته میشود. اما برروی ماه چون اتمسفر وجود ندارد و ریزشهاب سنگها قبل ازبرخورد با ماه سرعتشان کم نمی‌شود، این امر عامل اصلی در روند فرایند فرسایش ماه میباشد و عمده‌ترین عامل مرتبط با سنگ پوش است.

 

شهابسنگها به 3 گروه اصلی تقسیم میشوند:

1ـ آهني (بيشتر آلياژ آهن خالص)

2ـ سنگي (اغلب متشكل از مواد صخره‌اي ولي شامل ذرات كوچكي از مواد فلزي مي‌شود.)

3ـ سنگي ـ آهني (مخلوطي تقريبا 50-50 از صخره و فلز)

 

1ـ شهابسنگ آهنی:

 این نوع سنگها راحتتر و آسانتر تشخیص داده می‌شوند. آنها به نسبت اندازه‌شان سنگینتر هستند زیرا قسمت زیادی از آنها را آهن تشکیل میدهد به آنها همچنین الگوهای ویدمانستاتن هم می‌گویند که به صورت برشهای روشن و تیره‌ای از سنگهای آسمانی مشاهده میشوند و مدارکی وجود دارد که نشان میدهد سنگهای آسمانی از اجرام کوچک آسمانی به وجود آمده است. اندازه بلورها مشخص می‌کند صخره‌ها به آرامی سرد شده‌اند. اگر سنگهای آسمانی در اندازه معمولی خود شکل میگرفتند نشان می‌دهد که به سرعت سرد شده‌اند و تشکیل بلور نداده‌اند.  اگر سنگهای آسمانی از اجرام بزرگ (kg100») تشکیل شده باشد نشان میدهد که بلور تحت فشار کمتری بوده و بسیار آرام سرد شده است. این الگوها نشان می‌دهد که سنگهای آسمانی در طی میلیونها سال سرد شده‌اند.

 

2ـ شهابسنگ سنگی:

معمولا مشابه سنگهای معمولی هستند در نتیجه احتمال می‌رود که سنگهای آسمانی سنگی خیلی کمتر یافت شوند در حالی که آنها به طور معمول خیلی بیشتر از سنگهای آسمانی آهنی هستند (95 درصد از شهابسنگها که به طرف زمین می‌آیند سنگی هستند). شهاب‌سنگی همانند صخره‌ها تراکم یا چگالی یکسانی دارد و مشکلات زیادتری برای پیدا کردن آنها وجود دارد.

بیشتر شهابهای سنگی در مکانهایی مثل قطب جنوب یافت می‌شود و همچنین در صحرای بزرگ آفریقا و جاهایی که معمولا کمتر صخره‌ها  در سطح هستند وجود دارند. بیشتر شهاب‌های سنگی حاوی ذرات مدوری هستند که در صخره‌ها قرار گرفته‌اند. این برآمدگیها را سنگهای ریزکیهانی مینامند و مجموعه آنها کاندریت نامیده می‌شود. کاندریت‌های کربنی نوع ویژه از کاندریتهایی هستند که دارای مقادیر بالایی از کربن و غالبا دارای اسیدهای آمینه هستند که واحدهای ساختاری پروتئینها می‌باشند.

 

3ـ شهابسنگ سنگی ـ آهنی

در واقع پیوند یا مخلوطی از قطعات آهن هستندکه توسط صخره‌های سیلیکاتی معمولا احاطه‌شده‌اند و در کل 1 درصد از کل تعداد شهاب‌سنگهایی را که به سمت زمین فرود آمده‌اند را شامل میشوند (مخلوطی از فلز و صخره سیلیکاتی هستند). قسمت عمده این شهابسنگها از کمربند سیارکی می‌آیند. سیارکها به اندازه کافی بزرگ هستند که گرمای منظومه شمسی را برای میلیونها سال جذب کرده‌اند. این پدیده‌ امکان ناهمسانی را برای آنها به وجود می‌آورد. بنابراین آهن به قسمت مرکزی رفته و با لایه نازک آهنی ـ سنگی احاطه میشود و در یک سنگ ضخیم (پوسته) پیچیده میشود. هنگامی که دو جسم اینچنینی به هم برخورد میکنند قسمتهای متشکل ازتعداد زیادی شهابسنگ‌های سنگی، مقدارکمتری شهاب سنگهای آهنی و تعداد بسیار ناچیزی شهابسنگهای سنگی ـ آهنی به وجود می‌آیند. این قسمتها از ناحیه برخورد دور میشوند و تعداد کمی از آنها به سمت دیگر سیارات حرکت می‌کنند دیگر منابع شهابسنگها، دنباله‌دارها، ماه و مریخ هستند.

چگالی این خانواده شهاب‌سنگی در محدوده‌ی بین ۵/۵ الی ۶ گرم بر سانتی‌متر مکعب قرار دارد و حدود ۱ الی ۲ درصد از شهاب‌سنگ‌های Meteorid Fall را تشکیل می‌دهند.

 

شهاب‌سنگ‌های سنگی_آهنی به دو گروه مزوسیدریت‌ها «Mesosiderites»

و گروه کمیاب‌ و زیبای  پالازیت‌ها «pallasite» تقسیم می‌شوند.

 گردآورنده: سارا سیدحاتمی

 

منبع:

کتاب تئوری و مسایل نجوم، استیسی پالن

طوسی، نصیرالدین (شارح)، شرح ثمره بطلمیوس، تهران: مرکز نشر آثار مکتوب، ۱۳۷۸.

اطلس منظومه ي خورشیدی – تأليف: پاتریک مور، گری هانت – ترجمه: مهندس عباس جعفری

نجوم به زبان ساده – تأليف: دکتر محمدرضا خواجه پور- انتشارات گيتاشناسي