«پاتریک هسپ»(Patrick Hesp)، استاد دپارتمان جغرافیا و انسان شناسی LSU، و «دیوید رابین»(David Rubin)، دانشمند سازمان زمین­شناسی ایالات متحده، مقاله ای تازه و احتمالاً بحث انگیز را به صورت آنلاین در بخش علوم زمینی طبیعی (Nature Geoscience) منتشر کرده اند. این مقاله با عنوان "منشأهای متعدد برای تپه های شنی خطی بر روی زمین و تیتان" ساز و کار محتمل و تازه ای را برای گسترش تپه های شنی خطی بسیار بزرگ که بر روی سطح تیتان، بزرگترین قمر زحل، تشکیل شده اند بررسی می کند. 

نویسندگان مقاله، تپه های شنی خطی– یا طولی ای*– که در سرتاسر سطح دهانۀ «کی دم» چین کشیده شده اند را آزمایش کرده و آن ها را مرکب از شن، مقادیری نمک و لجن یافتند. دو عامل آخر یعنی نمک و لجن سبب چسبناک شدن تپه های شنی می شوند. بر اساس مطالعات انجام گرفته، این موضوع سبب تغییر شکل کامل تپه های شنی از فرم متقاطع به فرم خطی می شود، حتی اگر سرعت و جهت باد تغییری نکند. به طور نمونه این گونه است که تپه های شنی متقاطع بر اثر وزش باد از یک محدوده ی باریک و مستقیم به وجود می آیند در حالی که تپه های شنی طولی یا خطی بر اثر وزش باد از دو جهت مخالف و مورب ایجاد می شوند. این یافته ها تفسیری پیشنهادی را برای تپه های شنی پیدا شدۀ مشابه هم بر روی تیتان ارائه می کنند.

هسپ و رابین پیشنهاد کرده اند که اگر تپه های شنی خطی عظیمی که بر سطح تیتان پیدا شده اند نیز از رسوبات چسبناک تشکیل شده باشند، پس آن ها هم می توانسته اند بر اثر وزش بادهای تک جهتی به وجود آمده باشند. این موضوع در تضاد شدید با مطالعات پیشین است، که در آن فرض شده بود این رسوبات شل هستند و تفسیر شکل خطی تپه های شنی گواهی بر وزش بادهایی بود که در جهت های متناوبی می وزیدند. فرضیۀ پیشنهاد شده که تپه های شنی خطی تیتان از رسوبات چسبناک تشکیل شده اند نتیجۀ مؤثر و مهمی بر مطالعات تیتان خواهد داشت. اگر نظریۀ پیشنهادی هسپ و رابین درست باشد، فرضیات جدید با در نظر داشتن ترکیبات، منشأ، تکامل، اندازه ی ذرات، چسبندگی، کمیت، الگوها ی جابه جایی کلی و متناسب بودن جهت انتقال رسوبات تیتان با باد، سرعت ها، و الگوها ی فصلی بادهای تیتان و رطوبت کلی سطح باید به طور کامل از نو تعیین شوند.         

·         تپه های شنی طولی، تلماسه های طولی :
پشته های طویلی از ماسه که به موازات جهت بادهای غالب تشکیل می شود. این تلماسه ها در جایی تشکیل می شوند که مقدار ماسه محدود باشد. طول این تپه ها گاهی به 80 تا 100 کیلومتر و ارتفاع آنها به 50 تا 100 متر نیز میرسد. به آنها دون ریسمانی نیز گفته می شود.

مجله نجوم

 از دهه‌ی 1950 ستاره‌شناسان معتقد بودند که گروه‌های ستارگان تازه متولد شده‌ از قوانین یکسانی برای تشکیل استفاده می‌کنند به این صورت که نسبت ستارگان پرجرم به کم‌جرم تقریبا در تمام کهکشان‌ها یکسان است. برای مثال٬ به ازای هر ستاره‌ای که 20 مرتبه یا بیشتر بزرگ‌تر از خورشید است٬ 500 ستارۀ برابر یا کوچک‌تر از جرم خورشید وجود خواهد داشت.  

«دکتر گرهارد مورر»(Dr.Gerhardt Meurer)٬ سرپرست تیم تحقیق از دانشگاه جان هاپکینز٬ می گوید: "این  ایده‌ا‌ی بسیار مفید بود ولی متاسفانه درست به نظر نمی‌رسد".

توزیع جرمی ستارگان تازه متولد شده "تابع جرم اولیه"(initial mass function) یا IMF نام دارد. در‌حالی‌که بخش اعظم نوری که از کهکشان‌ها می‌بینیم از پرجرم‌ترین ستاره‌ها ناشی می‌شود٬ جرم کلی در ستاره‌ها از ستارگان سبک‌تر که دیده نمی‌شوند نشأت می‌گیرد و در نتیجه  IMFدر تعیین جرم دقیق کهکشان‌ها نقش دارد. با اندازه‌گیری نور تعداد انبوهی از ستارگان و انجام اصلاحاتی در سن ستارگان٬ ستاره‌شناسان اکنون می‌توانند از IMF برای محاسبه‌ی جرم کلی آن توده‌ی ستاره‌ای استفاده کنند.

نتایج کهکشان‌های مختلف تنها در صورتی می‌تواند با هم مقایسه شوند که در همه جا  IMFیکی باشد. ولی گروه دکتر مورر نشان داده است که نسبت جرم زیاد به جرم کم در ستارگان تازه متولد شده، در کهکشان‌های مختلف٬ متفاوت است. برای نمونه کهکشان‌های کوتوله‌ی کوچک بیشتر از آنچه انتظار می‌رود ستارگان کم جرم را تشکیل می‌دهند.

 

گروه دکتر مورر برای رسیدن به یافته‌هایشان کاوش و بررسی رادیویی انجام دادند٬ زیرا کهکشان‌ها حاوی مقدار قابل ملاحظه‌ای گاز هیدروژن خنثی هستند که ماده‌ی اولیه برای تشکیل ستاره است و این هیدروژن خنثی امواج رادیویی ساطع می‌کند.

 این گروه با استفاده از ماهواره‌ی NASA's GALEX و تلسکوپ اپتیکی 1.5 متری CTIO در شیلی، دو دسته تابش فرابنفش و H-alpha را ،که به شکل گیری ستارگان مربوط می شوند، اندازه‌گیری نمود.

انتخاب کهکشان‌ها بر اساس هیدروژن خنثی موجود در آن‌ها نمونه‌ای از کهکشان‌ها با شکل‌ها و  اندازه‌ها‌ی متفاوت را٬ بدون توجه به تاریخچه‌ی تشکیل ستاره‌هایشان٬ در اختیار گذاشت.

 گسیل‌های H-alpha وجود ستاره‌های عظیم از ردۀ طیفی O را نشان داد که با جرمی در حدود 20 برابر جرم خورشید متولد شده‌اند.

 

گسیل‌های فرابنفشUV ، ستاره‌های O و ستاره‌های کمی کوچکتر از ردۀ طیفی B را مشخص کردند که در مجموع جرمشان سه برابر جرم خورشید بود.   

 گروه مورر دریافت که نسبت گسیل H-alpha به گسیل  UVاز کهکشانی به کهکشان دیگر متفاوت است که به اختلاف در مقدار IMF آن‌ها نیز دلالت می‌کند.

 دکتر مورر گفت: "این کار پیچیده‌ای است و لزوما باید عوامل دیگری را که بر نسبت گسیل  H-alpha به UV تاثیر می‌گذارند نیز در نظر بگیریم٬ مانند این نکته که ستاره‌ها‌ی نوع B مدت زمان طولانی‌تری در مقایسه با ستاره‌ها‌ی نوع O زندگی می‌کنند".

گروه دکتر مورر مسئله‌ی حساسیت  IMF به شرایط فیزیکی منطقه‌ی شکل‌گیری ستاره به ویژه فشار گازی را مطرح می‌کند. برای مثال ستاره‌های عظیم بیشتر در محیط‌های پرفشار مانند خوشه‌های ستاره‌ای تشکیل می‌شوند.

 نتایج گروه امکان درک بهتری از دیگر پدیده‌‌هایی را که به تازگی مشاهده شده و به صورت معمایی برای ستاره‌شناسان هستند فراهم می‌کند، مانند تغییرات نسبت H-alpha به نور فرابنفش به صورت تابعی از شعاع کهکشان‌ که در بعضی از کهکشان‌ها مشاهده شده است. این مطلب هم‌اکنون قابل درک است٬ زیرا با پایین آمدن فشار به همراه شعاع٬ ترکیب ستاره ای نیز تغییر می‌کند همانند این‌که فشار با ارتفاع از روی زمین تغییر می‌کند.  

نویسنده:

آذر محمد آبادی

برداشت از سایت مجله نجوم