ستارگان رشته اصلی

Main sequence stars

ستارگان رشته اصلی در هسته خود، همجوشی اتمهای هیدروژن انجام داده و هلیوم تولید می کنند. حدود 90 درصد ستارگان عالم از جمله خورشید ما، ستارگان رشته اصلی به شمار می روند. این ستارگان از یک دهم تا 200 برابر جرم خورشید ما می توانند داشته باشند.

یک ستاره زندگانی خود را به شکل ابری از غبار و گاز شروع می کند. گرانش میان ذرات این ابرها را بسوی هم می کشد. یک پیش ستاره کوچک شکل می گیرد که ماده درون آن در حال تراکم است.

 

تصویر بی نظیر تلسکوپ فضایی هابل از یک پیش ستاره در مراحل اولیه شکل گیری

منبع:

https://scitechdaily.com/hubble-views-protostar-early-evolutionary-stage/

اجرامی که جرمی کمتر از 0.08 جرم خورشید داشته باشند، هیچگاه به مرحله همجوشی هسته ای در هسته خود نمی رسسند. در عوض به کوتوله های قهوه ای تبدیل می شوند، ستارگانی که هیچگاه مشتعل نخواهند شد. اما اگر دارای جرم کافی باشند گاز و غبار در حال تراکم بقدر کافی داغ می شود و نهایتا به دمای کافی برای گداخت هسته ای (فیوژن) می رسد. گداخت هسته ای فشاری رو به بیرون تولید می کند که با فشار گرانشی رو به درون تعادل حاصل کرده و برای ستاره پایداری ببار می آورد.

طول عمر یک ستاره اصلی به جرم آن بستگی دارد. یک ستاره جسیم تر ماده بیشتری در اختیار دارد، لیکن به علت دمای بالاتر هسته خود که به علت گرانش قویتر ایجاد شده سوخت هیدروژنی خود را سریع تر می سوزاند. در حالی که خورشید عمری حدود 10 میلیارد سال در رشته اصلی خواهد داشت، ستاره ای با جرم ده برابر بیشتر تنها 20 میلیون سال در این رشته باقی خواهد ماند. یک کوتوله قرمز که نصف جرم خورشید دارد ممکن است 80 تا 100 میلیارد سال عمر کند که بسیار طولانی تر از لبه عمر عالم یعنی 13.8 میلیارد سال است. به دلیل این عمر طولانی کوتوله های قرمز منابع خوبی برای جستجوی سیارات مناسب برای حیات هستند زیرا برای مدتی طولانی از پایداری برخوردارند.

بیش از 2000 سال پیش هیپارکوس ستاره شناس یونانی برای اولین بار کاتالوگی از ستارگان بر حسب درخشندگی آنها تدوین کرد. او درخشنده ترین ستارگان را از قدر یک و مابقی را تا قدر ششم رده بندی کرد. ستارگان قدر ششم کم نورترین ستارگانی هستند که با چشم غیرمسلح دیده می شوند.

در اوایل قرن بیستم دانشمندان دریافتند که جرم یک ستاره با تابندگی یا میزان نور تولید شده توسط آن متناسب است. هر دو این کمیت ها به دمای ستاره مربوط می شوند. ستارگانی که ده بار پرجرم تر از خورشید هستند هزار برابر درخشندگی دارند.

جرم و درخشندگی ستاره به رنگ آن نیز مربوط می شود. ستارگان جسیم تر داغتر و آبی تر هستند و آنها که جرم کمتری دارند سردتر و قرمز رنگند. خورشید بین این دو طیف قرار داشته و ظاهری زردرنگ دارد.

این ادراک به تدوین نموداری به نام هرتزپرانگ راسل انجامید، نموداری از ستارگان بر حسب درخشندگی و رنگآنها که به نوبه خود بازتابی از دمای آنهاست. بیشتر ستارگان در خطی به نام رشته اصلی قرار می گیرند که از بالای چپ نمودار (داغترین و درخشنده ترین ستارگان) تا پایین و راست (سردترین و تاریک ترین ستارگان) امتداد می یابد.

سرنوشت ستارگان

در نهایت یک ستاره واقع در رشته اصلی ذخیره هیدروژن هسته خود را به اتمام رسانده و به انتهای زندگی خود نزدیک می شود. در این نقطه است که رشته اصلی را ترک می کند.

ستارگانی که کمتر از یک چهارم خورشید جرم دارند مستقیما به کوتوله سفید تبدیل می شوند. کوتوله های سفید در مرکز خود گداخت هسته ای انجام نمی دهند اما هنوز گرما از خود ساطع می کنند. در پایان این کوتوله های سفید به صورت کوتوله های سیاه سرد می شوند اما این اجرام هنوز ماهیت نظری دارند زیرا عالم آنقدر پیر نیست که شاهد سرد شدن کوتوله های سفید بقدر کافی و تشکیل اولین کوتوله های سیاه پس از چند ده میلیارد سال باشد.

نیروی گرانش در ستاره های بزرگتر پس از اتمام سوخت هیدروژن هسته، بر انبساط حرارتی چیره شده و لایه های بیرونی را به سمت درون در هم می فشرد. تا اینکه دما بقدری در مرکز بالا رود که هلیوم در اثر گداخت هسته ای به کربن تبدیل شود. در این نقطه دمای مرکز ستاره بقدری بالا می رود که ستاره به سمت بیرون منبسط شده و چندین برابر بزرگتر از اندازه اولیه می گردد. در این نقطه ستاره به یک غول قرمز تبدیل شده که بسیار کم نورتر از یک ستاره رشته اصلی است. خورشید ما در پایان عمر خود به یک غول قرمز تبدیل خواهد شد البته این واقعه در پنج میلیارد سال آینده روی خواهد داد. دو ستاره داخلی تر تیر و زهره بخار خواهند شد.

مقایسه اندازه خورشید (ستاره زردرنگ وسط تصویر) با یک کوتوله قرمز، یک غول قرمز با جرمی کمتر از 5 برابر خورشید و یک ابرغول آبی با جرمی حدود 150 برابر خورشید (بالا سمت راست)

اگر ستاره اولیه 10 برابر یا بیشتر جسیم تر از خورشید باشد، سوخت هیدروژن هسته خود را در عرض 100 میلیون سال به پایان خواهد رساند و به یک کوتوله سفید بسیار چگال تبدیل می شود. ستاره های جسیم تر با یک انفجار ابرنوستاره ای شدید به عمر خود پایان می دهند و ماده موجود در هسته خود را در عرصه کهکشان پخش می کنند. هسته باقیمانده ممکن است به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل شود.

 https://www.space.com/22437-main-sequence-star.html

شبیه ترین سیاره بیرونی به زمین

برداشت هنرمند از سیاره کپلر 62f. نقطه روشن در سمت راست سیاره یکی دیگر از سیارات این منطومه است.

سیاره Kepler-62f احتمالا یک سیاره شبیه زمین ماست که در فاصله 1200 سال نوری از ما قرار دارد. علت بکار بردن واژه احتمالا این است که از این فاصله بسیار عظیم نمی توان جزئیات دقیق سیاره را مشاهده یا مطالعه کرد. بهترین تصاویر بدست آمده از این سیاره در حد نقاط نورانی بر زمینه فضا هستند.

این دنیای جدید 1.4 برابر بزرگتر از زمین است و به دور ستاره ای می گردد که از خورشید ما تا اندازه ای تاریک تر و سردتر است. مدار این سیاره در ناحیه قابل سکونت ستاره خود واقع شده است، یعنی ناحیه ای پیرامون ستاره که دما برای مایع باقی ماندن آب مناسب است. کشف این سیاره در سال 2013 انجام شد و یکی از هفت سیاره ای است که توسط تلسکوپ فضایی کپلر مورد اکتشاف قرار گرفت. مدلسازی کامپیوتری با استفاده از همه داده های بدست آمده نشان می دهد که دو تا از این سیارات بیرونی، یعنی کپلر 62e و 62f احتمالا توسط آب مایع پوشانده شده اند و ممکن است حاوی حیات از نوع شاید متفاوت با شکل زمینی آن باشند. احتمالا این دنیاهای جدید کشف شده سیاراتی آبی هستند که به دور ستاره نارنجی خود می گردند.

دستگاه سیاره ای کپلر و منطقه قابل سکونت مداری آن

رصدخانه فضایی کپلر از زمان پرتاب شدن به فضا در 209 تاکنون هزاران سیاره بیرونی را کشف کرده است. کپلر 62f هر 267 روز یکبار به دور ستاره خود که از نوع کوتوله قرمز است می گردد و فاصله آن از این ستاره به فاصله زهره از خورشید مشابهت دارد. با توجه به سردتر بودن این ستاره نسبت به خورشید، دمای سیاره در حدی است که آب می تواند مایع باقی بماند.

گرانش بر روی این سیاره قویتر از زمین است و انسان زمینی برای راه ررفتن بر روی این سیاره با دشواری مواجه خواهد بود. همچنین اتمسفر غلیظ آن تنفس بدون ماسک را برای انسان تقریبا ناممکن می سازد.

---

تدریس خصوصی دروس ریاضیات دانشگاه و دبیرستان

توسط مدرس خصوصی با بیش از 23 سال سابقه کار درخشان

09360771981

---

ستارگان نوترونی

ستارگان نوترونی از عجیب ترین اجرام آسمانی هستند. سن، دما و حتی اندازه آنها بدرستی بر دانشمندان معلوم نیست.

هم اکنون اکتشاف گر ترکیب داخلی ستارگان نوترونی که بر عرشه ایستگاه فضایی بین المللی نصب شده ستاره شناسان را قادر ساخته است بسوی اندازه گیری اندازه واقعی ستارگان نوترونی گامهای مطمئن تری برداشته و درباره ساختار درونی عجیب آنها بینش دقیق تری بدست آورند.

سمت چپ این تصویر شکل گیری یک ستاره نوترونی را در چرخه عمر یک ستاره نشان می دهد. یک ستاره آبی رنگ بزرگ و جسیم پس از به پایان رساندن ذخیره سوخت هیدروژن هسته خود، دیگر نمی تواند در برابر فشار گرانشی مقاومت کند. در نتیجه هسته آن متراکم شده و دمای عظیم ناشی از تراکم لایه های بیرونی را منبسط می کند. در نتیجه به یک ابرغول قرمز تبدیل می شود. فروریزش ناگهانی هسته از نقطه ای به بعد باعث انفجار ستاره به شکل یک سوپرنوا می شود. آنچه در مرکز ستاره باقی می ماند یک جرم بسیار فشرده با چگالی میلیاردها گرم بر سانتی متر مکعب است که عمدتا از نوترون ساخته شده است. 

ماده در غایی ترین شکل خود

ستارگان نوتورونی در اثر فروریزش داخلی ستارگان جسیم ایجاد می شوند و در این راه لایه های بیرونی خود را در یک انفجار ابرنوستاره ای به بیرون پرتاب می کنند. ستارگانی که حدود 8 برابر خورشید جرم دارند پس از به اتمام رساندن سوخت هیدروژن هسته خود، شروع به تبدیل هلیوم به عناصر سنگین تر مانند کربن و سپس آهن می کنند. ولی انرژی گرمایی حاصل از این همجوشی آنقدر کافی نیست که در برابر گرانش جرم عظیم ستاره مقاومت کند. در نتیجه فشار گرانشی ستاره، الکترونها و پروتونها را به هم می فشارد تا به نوترون تبدیل شوند. از آنجایی که بیشتر درون اتم فضای خالی است، ماده می تواند تا اندازه غیر قابل باوری متراکم شده به ماده ابرچگال تبدیل شود. یک قاشق چای خوری از ماده ابرچگال سازنده ستاره نوترونی 4 میلیارد تن وزن دارد! این در حالی است که ستاره عظیمی که چندین برابر خورشید قطر دارد پس از تبدیل به ستاره نوترونی قطری در حدود تنها 20 کیلومتر خواهد داشت.

اما ستاره نوترونی در بالاترین حد خود از 95 درصد نوترون تشکیل شده است. پوسته کریستالی آنها شامل الکترونها و یونهای تقریبا معمولی است. همچنانکه فشار گرانشی با عمق افزایش می یابد، پروتونها و الکترونها به هم فشرده شده و تنها نوترونها بر جای می مانند. در اینجا چگالی دو برابر هسته اتم معمولی است. در اعماق ستاره نوترونی و در هسته آن، نوترونها چنان فشرده می شوند که کوآرک های سازنده آنها آزاد می شود. برخلاف تصور، فیزیک هسته ای تنها می تواند بطور تقریبی جرم و شعاع ستارگان نوترونی را محاسبه کند.

نوترونها، کوآرک ها یا هایپرون ها؟

بدست آوردن جرم یک ستاره نوترونی آسان است بویژه اگر ستاره همراهی داشته باشد که به دور گرانیگاه مشترکی بگردند. اما تعیین اندازه آن بسیار دشوارتر است. گرانش ستارگان نوترونی آنقدر عظیم است که مسیر نور ساطع شده از آن را خم می کند. این اعوجاج گرانشی باعث می شود ستاره نوترونی بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.

خمیده شدن پرتوهای نور ارسالی از ستاره نوترونی تحت اثر گرانش عظیم آن باعث می شود بزرگتر از آنچه هست به نظر رسد.

اندازه گیری دقیق تر جرم و اندازه دو ستاره نوترونی شناخته شده نشان می دهد که میدان مغناطیسی ستارگان نوترونی حالتی براستی غریب دارد. به جای شکل دوقطبی معمول، یک ستاره نوترونی میدان مغناطیسی آشوبناکی دارد که دو قطب آن در یک نیمکره واقع شده اند.

میدان مغناطیسی آشوبناک یک ستاره نوترونی

دانشمندان هنوز درباره اجزای سازنده هسته ستارگان نوترونی تردید دارند. حقایق کشف شده سنایوهای مختلفی را پیش پای آنها قرار داده اند از جمله اینکه هسته یک ستاره نوترونی آمیزه ای از نوترون ها و کوارک هاست. همچنین ممکن است از ذره های جسیم تری به نام هایپرون ساخته شده باشد. ذرات مختلفی به عنوان هایپرون پیشنهاد شده اند که یکی از آنها کوارک های شگفت (strange quarks) است. نوترونها و پروتون ها از کوارک های بالا و پایین ساخته شده اند. هایپرون ها خواصی شگفت در مقایسه با پروتون ها و نوترون ها دارند. این ذرات فقط در شتاب دهنده های ذره ظاهر شده اند و بسرعت دچار واپاشی می شوند. اما در هسته ستارگان نوترونی می توانند دارای پایداری کافی بوده و برای مدت معینی در کنار هم باقی بمانند.

---

---

تدریس دروس ریاضیات دبیرستان و دانشگاه

توسط مدرس خصوصی مجرب - کارشناس مکانیک جامدات از دانشگاه تهران

با بیش از 23 سال سابقه تدریس خصوصی ریاضیات

09360771981

---

جایگزین های نظریه مهبانگ

نظریه مهبانگ (Big Bang) اساسی ترین توضیح در مورد آغاز جهان در 13.8 میلیارد سال پیش است. گرچه نظریه پیشرو تبیین جهان به شمار می رود، نظریات دیگری نیز وجود دارند که ایده های متفاوتی مطرح کرده یا نظریه مهبانگ را توسیع می دهند.

برای بررسی نحوه بوجود آمدن جهان ابتدا باید ماهیت کنونی آن را دریابیم. عبارت "جهان مشهود" (observable universe) به هر آن چیزی اشاره دارد که می توانیم ببینیم.

بواسطه وابستگی میان مسافت و سرعت نور، دانشمندان می توانند به ناحیه ای از فضا بنگرند که 13.8 میلیارد سال نوری از ما فاصله دارد، به این معنا که ما می توانیم در هر جهت تا فاصله 13.8 میلیارد سال نوری را بنگریم. اما موضوع به این سادگی نیست. به علت انبساط جهان تخمین های اخیر قطر جهان قابل مشاهده را حدود 90 میلیارد سال قرار داده اند.

دانشمندان سه فرض بنیادی درباره جهان برپایه نظریات و مشاهدات خود قرار داده اند:

قوانین فیزیک جهان شمول هستند و با زمان یا مکان در فضا تغییر نمی کنند.

جهان همگن است، یا به عبارت ساده تر در هر جهتی یکسان است (گرچه بر حسب زمان ممکن است تغییر کند)

انسانها از هیچ نقطه ممتازی در جهان به آن نمی نگرند، به عبارتی انسان در مرکز جهان قرار ندارد.

معادلات اینشتاین خواص متعددی برای جهان بر می شمرند که از آن جمله می توان به موارد زیر اشاره کرد:

1. جهان در حال انبساط است.
2. جهان از یک نقطه داغ و چگال در زمان بسیار دوری در گذشته بوجود آمده است.
3. سبکترین عناصر، هیدروژن و هلیوم در نخستین لحظات پیدایش جهان بوجود آمدند.
4. یک تابش پس زمینه ای مایکروویو سراسر جهان را پر کرده است.

جایگزین های نظریه مهبانگ

اگر هرکدام از این مفروضات نادرست باشند، نظریه مهبانگ قادر به توضیح تمامی خواص جهان نخواهد بود. در این صورت این پرسش پیش می آید که "آیا ممکن است مهبانگ هیچگاه رخ نداده باشد؟"

یک نظریه جایگزین، جهان حالت پایدار است (Steady State Universe). این نظریه خلق مداوم ماده در سراسر جهان را توضیحی بریا انبساط دائمی آن می داند. این نوع جهان می تواند نامحدود بوده ولی هیچ آغاز یا انتهایی نداشته باشد. لیکن کوهی از شواهد یافت شده از میانه دهه 1960 به بعد بر نادرستی این نظریه دلالت داشته اند.

نظریه دیگر، نظریه تورم ازلی و ابدی است. پس از مهبانگ، جهان در طی یک دوره کوتاه به نام تورم بسرعت انبساط یافته است. این نظریه چنین مطرح می سازد که تورم جهان هیچگاه متوقف نمی شود و مدت نامحدودی است که ادامه داشته است. حتی همین اکنون جهان های جدیدی در یک مجتمع وسیع به نام "چندجهان" (multiverse) در حال پدید آمدن هستند. این جهان های متعدد م یتوانند قوانین فیزیکی متفاوتی داشته باشند.

مدل نوسانی جهان اما شامل تعداد بی پایانی مهبانگ است که به دنبال آن تراکم جهان پیش آمده و جهان پس از انبساطی عظیم و رسیدن به انتهای ابعاد خود، دوباره منقبض شده و به شکل نقطه ابرداغ-ابرچگال اولیه در آمده و مجددا منفجر می شود و این چرخه بطور بی پایان تکرار می شود. مدل چرخه ای نوین شامل یک غشا همراه با حجمی از بعد بالاتر به نام توده (bulk) است.

مفاهیم استخراج شده از گرانش کوانتومی و نظریه ریسمان، ما را وسوسه می کنند به جهانی فکر کنیم که در واقعیت هیچ شباهتی به جهان مشهود توسط ما انسانها ندارد. ممکن است یک هولوگرام باشد که بر سطح کره ای تصویر شده یا یک شبیه سازی کاملا دیجیتال باشد که بر روی کامپیوتری عظیم اجرا می شود.

منابعی برای مطالعه بیشتر:

• Nicolai, Hermann. "Complexity and the Big Bang.(opens in new tab)" Classical and Quantum Gravity 38.18 (2021): 187001. 
• Netchitailo, Vladimir S. "World-Universe Model—Alternative to Big Bang Model.(opens in new tab)" Journal of High Energy Physics, Gravitation and Cosmology 6.01 (2020): 133. 
• Wallace, David. The emergent multiverse: Quantum theory according to the Everett interpretation.(opens in new tab) Oxford University Press, 2012. 
• Linde, Andrei. "A brief history of the multiverse.(opens in new tab)" Reports on Progress in Physics 80.2 (2017): 022001. 
• ·    Bostrom, Nick. "Are we living in a computer simulation?(opens in new tab)." The philosophical quarterly 53.211 (2003): 243-255.  

سیارک ها چیستند و چه خطراتی برای کره زمین دارند؟

تصویری از سیارک اروس، ناسا سال 2000

یک سیارک جسم سنگی نسبتا کوچک و غیرفعال است که به دور خورشید می گردد. بیشتر سیارکها در ناحیه ای بین مریخ و مشتری به دور خورشید دوران می کنند. هر روزه زمین توسط بیش از 100 تن غبار و ذراتی به اندازه دانه شن بمباران می شود.

تقریبا سالی یک بار، یک سیارک به اندازه یک خودرو به اتمسفر زمین برخورد کرده و یک توپ آتشین خیره کننده تولید می کند و پیش از رسیدن به سطح زمین می سوزد.

تقریبا هر 200 سال یکبار یک سیارک به اندازه یک زمین فوتبال به زمین برخورد کرده و ویرانی قابل توجهی در یک نقطه به بار می آورد.

تنها هر چند میلیون سال یکبار شیئی به اندازه ای بزرگ که کل تمدن موجود بر روی زمین را تهدید کند، به سوی زمین می آید. برخورد آن یک حفره بزرگ ایجاد می کند. ماه . ساید اجرام سیاره ای شواهدی بر این رویدادها هستند.
صخره های فضایی کوچک کوچکتر از 25 متر به هنگام ورود به جو زمین سوخته و آسیب مشهودی ایجاد نخواهند کرد. اگر یک شهاب سنگ بزرگتر از 25 متر و کوچکتر از 1000 متر قطر داشته و به زمین برخورد نماید، باعث صدمات محلی در ناحیه برخورد خود خواهد شد.
هر جسمی بزرگتر از 1 یا 2 کیلومتر در اثر برخورد با زمین آثار جهانی ایجاد خواهد کرد. بزرگترین سیارک بالقوه خطرناکی که می شناسیم، توتاتیس (Toutatis) با قطر 5.4 کیلومتر است.

تصویر رادار گلداستون از توتاتیس

در مقام مقایسه، سیارک هایی که کمربند سیارکی اصلی میان مریخ و مشتری را اشغال کرده اند و تهدیدی متوجه زمین نمی سازند، می توانند تا 940 کیلومتر قطر داشته باشند.

مهمترین مثال قابل ذکر از برخورد یک سیارک، برخوردی در 65 میلیون سال قبل بود که به انقراض تمامی دایناسورهای غیرپرنده انجامید. دانشمندان تخمین می زنند که آن سیارک بین 11 تا 12 کیلومتر پهنا داشته است. با برخوردش به زمین یک ستون عظیم از غبار روانه اتمسفر کرد که بطور کامل سیاره زمین را پوشانده، مانع رسیدن نور خورشید به زمین شده و دمای مجاور ناحیه برخورد را تا اندازه ای بالا برد که همه موجودات زنده بخار شدند.

اگر امروزه چنین فاجعه ای رخ دهد میلیاردها نفر از انسانها نابود خواهند شد و بخش عمده ای از حیات بر روی سیاره ناپدید می شود. اما بازماندگانی هم وجود خواهند داشت.

و بالاخره دانشمندان بر این باورند که برخورد یک سیارک بزرگتر از پهنای 96 کیلومتر عملا تمامی آثار حیات بر رو یسیاره ما را از بین خواهد برد.

اما سیارکهای کوچکتر هم می توانند صدمات عظیمی ببار آورند. یک شهاب سنگ 800 متری در اثر برخورد با زمین انرژی معادل 100 میلیارد تن تی ان تی آزاد خواهد کرد. سیارکی به اندازه یک خانه که با سرعت 48000 کیلومتر بر ساعت به زمین برخورد می کند تمامی سازه های ساخت انسان را تا 800 متری محل برخورد تبخیر خواهد کرد.

نزدیکترین زمانی که یک سیارک از نزدیکی زمین عبور کند، 26 اکتبر 2028 خواهد بود. پیش بینی می شود که سیارکی با قطر حدود 1600 متر از فاصله حدود 400 هزار کیلومتری زمین با سرعت 48000 کیلومتر بر ساعت عبور کند. البته به گفته ناسا این سیارک هیچ تاثیری بر روی زمین نخواهد داشت.

مدار یک سیارک چگونه محاسبه می شود؟

مدار یک سیارک با یافتن مسیر بیضوی آن به دور خورشید و انطباق آن با مشاهدات انجام شده محاسبه می شود. به عبارتی، مسیر محاسبه شده شیء به دور خورشید با مکان های مشاهده شده از آن در آسمان مقایسه می شود. با تکرار مشاهدات مسیر آن بطور پیوسته اصلاح می شود تا با درک صحیح تری از مسیر آتی آن برسیم.

ناسا دارای یک دفتر هماهنگی دفاع سیاره ای است که اشیای بطور بالقوه خطرناک – سعنی سیارک ها و ستاره های دنباله داری که ممکن است به فاصله 8 میلیون کیلومتری زمین رسیده و بزرگتر از 30 تا 50 متر باشند را شناسایی می کند. ناسا درباره اسن اجرام آسمانی هشدارای بهنگام صادر کرده و با دولت آمریکا برای برنامه ریزی مواجهه با خطرات احتمالی برخورد اشیای آسمانی هماهنگی می نماید.

منابع:

https://www.nasa.gov/mission_pages/asteroids/overview/fastfacts.html

https://futurism.com/19943

---

تدریس دروس ریاضیات دانشگاه و دبیرستان

توسط مدرس خصوصی با تجربه با سابقه کار درخشان

09360771981

---