نجوم

واضح آرشیو وب فارسی:فان پاتوق: مقدمه

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می.گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می.توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته.های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره.های مریخ و مشتری جواب نمی.دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می.کنیم.
اختلاف منظر ظاهری

انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می.کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه.های متفاوت را به شما نشان می.دهند. با این روش می.توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می.شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می.شود.)
برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می.گیرند و جابجایی زاویه.ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می.آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می.آورند(همانطور که می.دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می.گیرند و رابطه را به صورت زیر می.نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می.آید. (P = 1/d (pc
با این روش به دلیل ناتوانی فقط می.توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می.شود.

اختلاف منظر طیفی

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می.شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می.کند و با دانستن نوع طیف ستاره می.توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می.کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می.توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده.ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می.شود.
در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می.شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می.گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می.کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه.ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از متغیرهای قیفاووسی و ابر نواختران

متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می.توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می.شود که می.توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.
آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می.دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می.کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.
از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می.کنند و دوره تناوب آن را بدست می.آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می.آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می.توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می.کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می.توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می.آید:
m - M = distance modulus =5 log d - 5
استفاده از قانون هابل

روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می.کنیم:
V = d×Hکه درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می.کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می.آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می.توان سرعت را بدست آورد:
v = C×Zحال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می.آید:
d = C×Z/Hالبته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می.کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می.آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می.کند.

تعداد آسمانها

از قرنهای چهارم تا ششم پیش از میلاد مسیح ، اخترشناسان یونانی پی بردند که باید بیشتر از یک سایبان (آسمان) وجود داشته باشد. چون اوضاع نسبی ستارگان ثابت ، که حول زمین حرکت می.کنند، ظاهرا تغییری نمی.کند، اما اوضاع نسبی خورشید ، ماه و پنج جسم درخشان ستاره مانند که امروزه سیارات عطارد ، زهره ، مریخ ، مشتری و زحل می.گویند) تغییر می.کنند. در قرآن مجید نیز ، جایی که صحبت از حقیقت آسمان می.کند، لفظ آسمان های هفتگانه بکار برده می.شود.

روشهای مختلف اندازه گیری فواصل کیهانی

در حدود صد و پنجاه سال پیش از میلاد ، هیپارکوس (Hyparchus) ، فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین بدست آورد. وی روشی را بکار برد که یک قرن پیش از او ، بوسیله جسورترین اخترشناس یونانی آریستارکوس (Aristarchus) ، پیشنهاد شده بود. آریستاکوس متوجه شده بود که انحنای سایه زمین ، وقتی که از ماه می.گذرد، باید ابعاد نسبی زمین تا ماه را نشان دهد. با پذیرش این نظر و به کمک روشهای هندسی می.توان فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین محاسبه کرد.
برای تعیین فاصله خورشید نیز ، آریستاکوس ، یک روش هندسی را بکار برد که از نظر تئوری درست بود. اما نیاز به اندازه گیری زاویه.هایی چنان کوچک داشت که جز با استفاده از وسایل امروزی ممکن نبود. هر چند که ارقام وی درست نبود، اما او نتیجه گرفت که خورشید حداقل باید هفت برابر بزرگتر از زمین باشد و لذا گردش خورشید به دور زمین که در آن زمان رایج بود، غیر منطقی دانست.
اختر شناسان بعدی حرکات اجرام آسمانی را بر مبنای این نظریه مورد مطالعه قرار دادند که زمین ساکن است و در مرکز عالم قرار دارد. نفوذ و سلطه این نظریه تا سال 1543 ، یعنی تا زمانی که کوپرنیک (Nicilaus Copernicus) کتاب خود را منتشر کرد و با پذیرش عقیده آریستاکوس ، زمین را برای همیشه از مرکز جهان بودن بیرون راند، حاکم بود.
• یکی دیگر از روشهایی که با آن می.توان فاصله.های کیهانی را محاسبه کرد، استفاده از روش پارالاکس (Paralax) است.
• روش دیگر استفاده از مثلثات است. بطلیموس با استفاده از مثلثات توانست فاصله راه را از روی پارالاکس آن تعیین کند و نتیجه.اش با رقم پیشین ، که بوسیله هیپارکوس بدست آمده بود، تطبیق می.کرد.
البته امروزه روشهای مختلف دیگری که خیلی دقیقتر از روشهای فوق است، فاصله خورشید از زمین بطور متوسط تقریبا ، برابر 5‚149 میلیون کیلومتر است. این فاصله متوسط را واحد نجومی (با علامت اختصاری A.U) می.نامند و فاصله.های دیگر منظومه شمسی را با این واحد می.سنجند.
سیر تحولی و رشد
با گسترش روز افزون علم و ساخت تلسکوپهای دقیق ، دانشمندان ، در اندازه گیری ابعاد جهان روز به روز به نتایج جدیدتری نائل می.شدند. با ساخته شدن و گسترش این وسایل اندازه گیری ، دید بشر نسبت به جهان نیز تغییر یافت. به عنوان مثال با چشم غیر مسلح تقریبا می.توانیم در حدود 6 هزار ستاره را ببینیم، اما اختراع تلسکوپ ناگهان آشکار کرد که این فقط جزیی از جهان است.
هر چند با بوجود آمدن وسایل دقیق اندازه گیری ، دانش نیز نسبت به جهان هستی ، گسترش پیدا می.کرد، اما نظریه.های مختلفی توسط دانشمندان ارائه می.گردد. از جمله دانشمندانی که نسبت به ارایه این نظریه.ها اقدام کردند می.توان به ویلیام هرشل (Wiliam Herschel) ، اختر شناس آلمانی الاصل انگلیسی یا کوبوس کورنلیس کاپیتن (Jacobus cornelis kapteyn) ، اخترشناس هلندی ، شارل مسیر (Charles Messier) و هابل و ... اشاره کرد.

پایان جهان کجاست؟

سرانجام بعد از تحقیقات گسترده توسط پیچیده.ترین تلسکوپها ، دانشمندان دریافتند که:

• غیر از کهکشان ما ، کهکشانهای دیگری نیز وجود دارد.
• کهکشانهایی وجود دارند که جرم آنها بیشتر از کهکشان ماست.
• بر اساس مقیاس جدید فاصله.ها ، سن زمین حد اقل 5 میلیارد سال است و این حد با حدسیات زمین شناسان در مورد سن زمین مطابقت دارد.

همچنین تلسکوپهای جدید وجود خوشه.های کهکشانی را نشان می.دهد. کهکشان ما نیز ظاهرا جزیی از یک خوشه محلی است که شامل ابرهای ماژلان ، کهکشان امرأة المسلسله و سه.ها ، کهکشان کوچک نزدیک آن و چند کهکشان کوچک دیگر هست که روی هم رفته نوزده عضو را تشکیل می.دهند.
اگر کهکشانها خوشه ها را و خوشه.ها نیز خوشه.های بزرگتری را تشکیل می.دهند، آیا می.توان گفت که جهان و به تبع آن فضا ، تا بینهایت گسترده شده است؟ یا اینکه چرا برای جهان و چه برای فضا انتهایی وجود ندارد؟ در هر حال ، دانشمندان با وجود اینکه با تخمین می.توانند تا فاصله 9 میلیارد سال نوری ، چیزهایی را تشخیص دهند، ولی هنوز هم نشانه.ای از پایان جهان پیدا نکرده.اند.

ابعاد جهان

دید کلی

بعد از انفجار بزرگ ، موادی که بعدها کهکشانها از آن بوجود آمدند، به سرعت در تمام جهات منتشر شدند. خود این کهکشانها هنوز هم در حال دور شدن از یکدیگر هستند. تعیین ابعاد و اندازه جهان ، به توانایی ما در تعیین فاصله دورترین کهکشانها با زمین بستگی دارد. ستاره شناسان نور رسیده از کهکشانها را بررسی می کنند تا به فاصله آنها از زمین پی ببرند. آنها تخمین می.زنند که دورترین کهکشانها حدود 15 میلیارد سال نوری با ما فاصله داشته باشند.
در یک نگاه ساده اولیه در آسمان چیزی وجود ندارد که خیلی دور به نظر برسد. به همین علت است که کودکان ، پنداره.ای از این قبیل را که گاو بر پشت ماه جهید یا کسی آن قدر بالا پرید که دستش به آسمان رسید، به آسانی قبول می.کنند. در یک نگاه اولیه چنین گمان می.گردد که آسمان سایبان محکمی است که اجسام درخشان آسمانی ، همچون دانه.های الماس ، بر سقف آن نصب شده است. در قرآن مجید نیز به تعبیر عرش از آسمان یاد می.گردد.

تاریخچه

نخستین اندازه گیری علمی فاصله.های کیهانی ، در حدود سال 240 پیش از میلاد مسیح بوسیله اراتوستن (Eratostenes) ، مدیر کتابخانه اسکندریه ، انجام گرفت. در آن زمان اسکندر ، پیشرفته.ترین مرکز علمی جهان بود. ارقامی که اراتوستن پیدا کرده بود، بر حسب واحدهای امروزی برای قطر زمین در حدود 800‚12 کیلومتر و برای محیط زمین در حدود 000‚40 کیلومتر بوده است و این نتیجه تقریبا درست است. اما متأسفانه این تعداد پذیرفته نشد.
در حدود صد سال پیش از میلاد ، اختر شناس دیگر یونانی ، بنام پوزیدونیوس (Posidonius) کار اراتوستن را تکرار کرد، و نتیجه.ای که گرفت در حدود 000‚29 کیلومتر برای محیط زمین بود. بطلیموس (ptolemy) رقم کوچکتر را پذیرفت و لذا در سراسر قرون وسطی همین رقم مورد پذیرش قرار گرفت. کریستوف کلمب (Colombus) نیز رقم کوچکتر را پذیرفت. بعدها افراد دیگری نیز ابعاد زمین را مورد ارزیابی قرار داد. و آنرا را بدست آوردند

این صفحه را در گوگل محبوب کنید

[ارسال شده از: فان پاتوق]

[مشاهده در: www.funpatogh.com]

[تعداد بازديد از اين مطلب: 570]