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 ۱۹۷۱I 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 ۱ 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 ۶/۴ میلیارد سال قبل با سکون سیاره‌ها از مواد یکنواخت سحابی خورشیدی تشکیل شده‌اند. آنها چنان کوچک و سرد بودند که می‌توانستند هر فعالیت زمین‌شناختی و نیز نگه‌داری و حفظ ترکیبات سحابی خورشید و یا هر شرایط فیزیکی را تحمل کنند. آنها نزدیک سیارات مشتری‌گون تشکیل میشوند و به سمت بالا منحرف میگردند، سپس به سمت درون یا بیرون منحرف میشوند. در واقع آبی که در تشکیل سیارات دخالت دارد ممکن است در فضا به صورت بخار وجود داشته باشد. همچنین آبی که در حال حاضر بر روی سیارات جهان وجود دارد ممکن است از سقوط دنباله‌دارها روی آنها به وجود آمده باشد.
به طور کلی دو نوع دنباله وجود دارد:
۱ـ غبار
۲ـ گاز یونیده (پلاسمایی)
۱ـ 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.
۲ـ 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:
۱ـ 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 توزیع کروی دنباله‌دارهایی است که هزارها واحد نجومی از خورشید قرار دارد. در حقیقت، ابراورت یک کپه کروی از هسته‌های دنبالهدار است که در مدارهای تقریبا دایره‌ای در فواصلی از چند صد تا چندهزار واحد نجومی از خورشید قرار دارد. اگر یکی از این اشیاء از مدار دایره‌ای خود جدا شود و به درون منظومه شمسی بیفتد زمانی که نزدیک به خورشید است برای ما به صورت دنبالهدار دارای دوره تناوب بلند به نظر خواهد رسید.
۲ـ 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. کمربند کوئیپر تقریبا توزیع همواری از دنباله‌دارها است که در صفحه منظومه شمسی دقیقا 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.
دنباله‌دارهای کوتاه‌مدت با صدها یا هزاران گردش اطراف خورشید گازها و غبار را به بیرون می‌رانند. به علاوه یک دنبالهدار تکه‌های غبار را در امتداد مدارش باقی خواهد گذاشت. هر تکه غبار، مداری نزدیک مدار دنباله‌دارها دارد. دانه‌های غبار به اندازه دانه‌های شن یا کوچک‌تر هستند. اگر زمین از میان دنباله‌دارها بگذرد، دانه‌های غبار میتوانند به جو زمین اصابت کرده و نمایش تماشایی به وجود بیاورند که بارش شهابی نامیده میشود. دانه‌های غبار پس از چند دوره گردش به دور خورشید مواد فرار خود را از دست میدهند و می‌میرند.
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 ی مریخ و سیاره مشتری جای دارند و گروه دیگر با عنوان سیارک های دور (سیارک های کمربند کوئیپر) در ورای سیاره ی نپتون به دور خورشید گردش می کنند. تاکنون بیش از ۶۲۸۰۰۰ سیارک شناسایی شده است.
منشأ سیارک ها
تاکنون نظریات متفاوتی در مورد پیدایش سیارک ها از طرف دانشمندان و سیاره شناسان ارائه شده است که مهمترین آنها عبارتند از:
نظریه برخورد یا تصادم:
طبق این نظریه در زمان های نخستین پیدایش سیارات، جرمی در حدّ و اندازه مریخ در مداری مستقل در محدوده بین سیارات مریخ و مشتری وجود داشته که به طور ناگهانی جرم سیاره ی مانند دیگری با آن برخورد کرده و موجب از بین رفتن هر دو سیاره و متلاشی شدن آن ها شده است. قطعات جدا شده آن ها بعد از گذشت چند میلیون سال در محدوده ی بین مدار مریخ و مشتری و حتی فراتر از آن پراکنده شده و کمربند گسترده و پر ازدحام سیارک ها را تشکیل داده اند.
نظریه گرانش مخرب مشتری:
این نظریه بیان می کند که در زمان تشکیل سیارات عامل مؤثر و نیرومند گرانش سیاره مشتری و سیارات دیگر مانع تکوین و پیوستگی اجزای نخستین پیدایش سیاره در این ناحیه از منظومه شمسی شده است. در واقع سیارک ها تحت تأثیر گرانش زیاد سیاره مشتری قرار دارند. در حال حاضر نیز در محدوده ی کمربند سیارک ها مناطق خالی از سیارک یافت می شود که این مناطق با ویژگی ۱:۲ ،۱:۳ ، ۲:۵ و … دوره مداری سیاره مشتری هماهنگی دارد. این مناطق خالی یا به اصطلاح شکاف ها نخستین بار توسط منجّم آمریکایی دانیل کرکوود و به نام شکاف های کرکوود نامگذاری شد.
انواع سیارک
می توان سیارک ها را از نظر موقعیت مداری شان به چند دسته تقسیم کرد که عبارتند از:
الف) سیارک های منظم: سیارک هایی که مدار گردشی آنها در حد فاصل مدار سیارات مریخ و مشتری قرار دارد و فاصله ی متوسط آن ها از خورشید ۳٫۸ واحد نجومی است.
ب) سیارک های نامنظم: سیارک هایی که مدار گردشی آنها در خارج از محدوده ی بین مدار مریخ و مشتری واقع است. این سیارک ها را نیز می توان به دو گروه تقسیم بندی کرد که عبارتند از:
ب-۱) سیارک های نزدیک به زمین (Near Earth Astroids): همان طور که از نام این اجرام استنباط می شود آن ها در نزدیکی مدار زمین به دور خورشید گردش می نمایند. در واقع حضیض مداری این سیارک ها در فاصله ای کمتر از ۳/۱ واحد نجومی از خورشید قرار دارد. که از این میان می توان گروه های سیارکی زیر را نام برد:
سیارک های گروه آپولو (Apollo): سیارک هایی که مدار گردشی آن ها مدار زمین را قطع می کند و دوره ی تناوب گردشی آن ها به دور خورشید بیشتر از یک سال زمینی است. این سیارک ها می توانند برای کره ی خاکی ما بسیار خطرناک باشند چرا که احتمال برخورد آن ها با زمین وجود دارد. البته تعداد اعضای این گروه اندک است و قطر آنها بیش از چند کیلومتر نیست.
سیارک های گروه آتن (Aten): سیارک هایی که داخل محدوده ی مدار زمین را جای دارند و دوره ی تناوب گردش مداری آنها به دور خورشید کم تر از یک سال است.
سیارک های گروه آمور(Amor): این سیارک ها مدار سیاره ی مریخ را قطع می کنند و حضیض مداری شان خارج از مدار زمین است.
ب- ۲) سیارک های دور از زمین: مدار گردشی این گروه از سیارک ها در ورای مدار سیارک های منظم است. در واقع مدار آن ها می تواند تا مرزهای بیرونی منظومه ی شمسی نیز کشیده شده باشد. سیارک های زیر جزء این گروه می باشند:
ب-۲-۱) سیارک های تروجانی: این سیارک ها در دو گروه مجزا به نام های تروجانی (Trojans) و گریکز (Greeks) در دو طرف سیاره ی مشتری بر مدار مشتری واقعند. آنها در دو نقطه از نقاط لاگرانژی (L4 و L5) مدار مشتری و در ۶۰ درجه ای جلو و پشت سیاره ی مشتری به دور خورشید گردش می کنند. در واقع این سیارک ها در این نقاط تحت تأثیر نیروی گرانش دو جرم عظیم مشتری و خورشید قرار دارند. سیارک هکتور ۶۲۴ جزء این گروه می باشد.
ب-۲-۲) سیارک های قنطورسی (Centaurs): مدار گردشی این سیارک های کوچک و دور دست در ورای مدار مشتری و در نزدیکی مدار نپتون قرار دارد. معروف سیارک قنطورسی، سیارک کیرون ۲۰۶۰ است که در سال ۱۹۷۷ توسط چالز کوال (Charles Kowal) کشف گردید. قطر کیرون حدود ۶۵۰ کیلومتر و نسبت بازتاب آن کم است بنابراین احتمالاً سطح آن تیره است.
ج-۲-۲) سیارک های کمربند کوئیپر (Kuiper Belt): مدار گردشی این سیارک ها در ورای مدار نپتون تا ۴۸ واحد نجومی از خورشید است.
تفاوت سیارک و دنباله دار
دنباله‌دارها در فواصل دور از منظومه شمسی تشکیل میشوند. این بخش از منظومه شمسی نسبت به نقاط دیگر آن در دمای پایین‌تری قرار دارد، بنابراین دنبالهدار می‌تواند یخ بزند. در حالی که سیارکها در بخش‌های نزدیک‌تر منظومه شمسی تشکیل میشوند این بخش‌ها دماهای بالاتری دارند. بنابراین در این دماها یخ نمی‌تواند تشکیل شود و مواد به حالت‌های دیگر وجود دارند. دنباله دارها دورترین اجرام منظومه شمسی ما هستند که مدارهای کشیده و طولانی دارند.
سیارک ها کوچک تر از آن هستند که دارای نیروی گرانش کافی برای نگهداشتن جوّ باشند. قطر بزرگ ترین سیارک که مدار آن در ورای پلوتو است حدود ۳۰۰۰ کیلومتر و کوچک ترین آنها می تواند در حد چند متر یا چند سانتیمتر باشد. در واقع اغلب سیارک ها قطر کمی 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 ۱۰۰ 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 ۳ گروه اصلی تقسیم میشوند:
۱ـ آهنی (بیشتر آلیاژ آهن خالص)
۲ـ سنگی (اغلب متشکل از مواد صخره‌ای ولی شامل ذرات کوچکی از مواد فلزی میشود.)
۳ـ سنگی ـ آهنی (مخلوطی تقریبا ۵۰-۵۰ از صخره و فلز)
۱ـ 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.
۲ـ 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 (۹۵ 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.
۳ـ شهابسنگ سنگی ـ آهنی
در واقع پیوند یا مخلوطی از قطعات آهن هستندکه توسط صخره‌های سیلیکاتی معمولا احاطه‌شده‌اند و در کل ۱ 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 ی خورشیدی – تألیف: پاتریک مور، گری هانت – ترجمه: مهندس عباس جعفری
نجوم به زبان ساده – تألیف: دکتر محمدرضا خواجه پور- انتشارات گیتاشناسی
http://sunproject.ir
دیدگاه‌ها بسته شده‌اند.