رصد آسمان شب
آسمان شب یکی از نعمت های طبیعت که خداوند آن را در اختیار بشر قرار داده تا بتواند با آن رابطه برقرار کند و از آن به عنوان راهنما و آزمایشگاه نجومی استفاده کند. آسمان شب، این طبیعت فراموش شده، بیش از 4500 سال است که مورد توجه بشر قرار می گیرد و این آثار باستانی از دیرباز تا کنون مورد کاوش انسان قرار گرفته است.
ما در این مقوله می خواهیم شما را با چگونگی رصد اجرام آسمانی آشنا کنیم تا بتوانید حتی بدون استفاده از هرگونه ابزار، صور فلکی، سیارات و ستارگان مهم را رصد کنید. این روش به گونه ای انتخاب شده که می تواند به کسانی که در آغاز فعالیت رصدی خود هستند، کمک کند.
چگونه به ستارگان نگاه کنیم؟
ستاره شناسی و مشاهده ستارگان، به چیزی بیش از چشمانتان و یک دوربین دوچشمی مناسب احتیاج ندارید. کافی است که نقشه آسمان شب را مطابق با جهت جغرافیایی آسمان محل خود قرار داده و به کمک آن به شناسایی و رصد ستارگان بپردازید.
اما برای مشاهده دقیق برخی از اجرام مانند سحابی ها و کهکشان ها به ابزار اپتیکی نیاز داریم. زیرا این ابزار می توانند نور بیشتری را نسبت به چشمانمان جمع آوری می کنند و همچنین قادر به بزرگنمایی هستند. دوربین دوچشمی و تلسکوپ دو ابزار اپتیکی پرکاربرد در این زمینه هستند که هر کدام خصوصیت منحصر به خود را دارد.
آسمان در هر فصل چگونه تغییر می کند؟آ
سمان مانند ساعت و تقویم است و با تغییر ساعت در شب، و فصل در سال، تغییر پیدا می کند. برای نمونه به جایگاه و موقعیت ستاره قطبی نسبت به دب اکبر اشاره می کنیم. در ساعت 10 شب اواسط دی ماه، دب اکبر در سمت راست ستاره قطبی قرار دارد و در ساعت 10 شب اواسط فروردین در بالا آن و در همان ساعت در اواسط تیر ماه در سمت چپ ستاره قطبی قرار دارد.
تلسکوپ
نگاه اجمالی
هزاران سال بود که مطالعه ستارگان فقط از راه چشم انجام می‌گرفت. خوشبختانه ، عدسی سازان آلمانی در اوایل قرن هفدهم میلادی (قرن یازدهم شمسی) تلسکوپ را اختراع کردند. آنها دریافتند که با ترکیب دو عدسی می‌توان اجسام دور دست را درشت‌تر نشان داد. گالیله ، دانشمند ایتالیایی ، تلسکوپ را در اخترشناسی بکار برد و توانست چندین کشف مهم انجام دهد. او چهارمین سیاره (مشتری) را کشف کرد و همچنین نشان داد که راه شیری از میلیونها ستاره کم نور تشکیل یافته است.
تلسکوپ گالیله
خیلی‌ها فکر می‌کنند که گالیله تلسکوپ را اختراع کرده است، اما واقعیت این است که یک عینک ساز هلندی اول دوربین را ساخت. در واقع گالیله اولین کسی بود که در ایتالیا ساختن دوربین را یاد گرفت و با آن به آسمان نگاه کرد. برای این کار هم از پادشاه و کلیسا و ... هدیه گرفت و یک مستمری بسیار زیاد سالیانه هم به او اختصاص دادند. باز هم بر خلاف تصور خیلی‌ها ، دوربینی که گالیله با آن کار می‌کرد از دو عدسی محدب (یکی شیئی و یکی چشمی) ساخته نشده بود، بلکه عدسی شیئی (جلویی) محدب بود و عقبی یا شیئی ، مقعر بود که باعث می‌شد تصویر حقیقی تشکیل بشود و جلوتر از جایی که هست دیده شود. دوربینهای کوچک قدیمی که ممکن است شما هم داشته باشید، همین طوری هستند.
مشخصات تلسکوپ
به این تلسکوپهایی که از دو عدسی محدب استفاده می‌کنند "شکستی" یا "انکساری" می‌گویند. یعنی نور را می‌شکنند (در سرعتش تغییر ایجاد می‌کند) و با این کار نور را کانونی می‌کنند. تلسکوپ در واقع وسیله‌ای است که بخاطر جمع آوری نور بیشتر (نسبت به چشم انسان) اهمیت دارد نه به دلیل بزرگنمایی. در واقع چشم انسان کمتر از یک سانتیمتر مربع برای جذب نور (در واقع عصبهای حسی برای احساس نور) دارد. پس اگر قطر شیئی تلسکوپی مثلا 10 سانتیمتر باشد، بیشتر از سی برابر چشم آدم نور جذب می‌کند. این باعث می‌شود که اجرام خیلی کم نورتر هم دیده شوند.
پس هر چه قطر شیئی بزرگتر باشد، تلسکوپ بهتری خواهیم داشت. مشکلی که در این بین وجود دارد این است که شیشه‌هایی را که به عنوان شیئی استفاده می‌شود، نمی‌شود از یک حدی بزرگتر ساخت. خود شیشه ، نور زیادی را جذب می‌کند و تا اندازه‌ای باعث تجزیه نور هم می‌شود. هر چند که با کمک راه حلهایی توانسته‌اند عدسیهای بزرگی را تراش بدهند، اما باز هم این کار محدودیت زیادی دارد. اسحاق نیوتن اولین کسی بود که راه حلی برای این مشکل پیدا کرد.
 |
نیوتن که روی نور آزمایشهای زیادی انجام داده بود، برای جمع آوری نور بیشتر (و در واقع کانونی کردن یک سطح) به جای عدسی از آینه مقعر استفاده کرد. آینه‌های مقعری که سطح آنها اندود شده‌اند. به این ترتیب ، مشکل شکست نور و ابیراهی رفع می‌شد. به کمک همین تکنولوژی است که ما امروزه می‌توانیم تلسکوپهای غول پیکر بسازیم و در اعماق آسمان جستجو کنیم. البته بعدها انواع دیگری از تلسکوپها هم بوجود امدند که اساس کار انها بر روی استفاده از آینه مقعر است و تغییرات دیگری دادند که به این بجث مربوط نمی‌شود.
کاربرد های تلسکوپ
کار اصلی تلسکوپ ، جذب تابشهای رسیده از سیاره‌ها ، ستارگان و کهکشانها است. این تابشها ممکن است به شکل موج نوری ، علامتهای رادیویی و یا اشعه ایکس باشند. برای هر تابش تلسکوپ ویژه‌ای مورد استفاده قرار می‌گیرد. اخترشناسان ، با استفاده از تلسکوپ می‌توانند بسیار بیشتر از توانایی چشم ، تابشهای اجسام کم نور را آشکار کند.
برای مثال ، بزرگترین تلسکوپ نوری جهان که در روسیه است، آینه‌ای به قطر 6 متر دارد. قدرت دید آن به هنگام مشاهده ستارگان ، یک میلیون برابر قدرت چشم انسان است. همچنین تلسکوپ می‌تواند تابش حاصل از یک جسم را در مدت کمتری جمع کند. هزاران هزار ستاره کم نور را اصلا نمی‌توانیم ببینیم. در حالی که تلسکوپ ، در مدت چند ساعت عکس آنها را به دست می‌آورد.
در دهه 30 هجری شمسی ، اولین تلسکوپ به ایران آمد. سید جلال تهرانی ، محقق ایرانی بود که در لندن مطالعه و زندگی می‌کرد. او در دهه سی به ایران بازگشت و همراهش یک تلسکوپ یازده سانتیمتری شکستی هم با خود آورد. این تلسکوپ همراه کلی وسایل نجومی و ساعت آفتابی و ... الآن در موزه آستان قدس رضوی در مشهد است. آیا می‌دانستید که شما می‌توانید با یک تلسکوپ آماتوری حداقل از 40 میلیون تا 500 میلیارد سال نوری در فضا ببینید؟! ستاره گان
مقدمه
بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از ماده خویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.
در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند. چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.
 |
نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.
نحوه تشکیل ستاره
نظریه انفجار بزرگ ، حاوی هیدروژن و هلیوم بود، که در اثر انفجار بصورت گازها و گرد و غباری در فضا بصورت پلاسمای فضایی متشکل از ذرات بسیاری از جمله الکترونها ، پروتونها ، نوترونها و نیز مقداری یونهای هلیوم به بیرون تراوش می‌کند. با گذشت زمان و تراکم ماده دربرخی سحابیها شکل می‌گیرند. این مواد متراکم رشد کرده و توده‌های عظیم گازی را بوجود می‌آورند که تحت عنوان پیش ستاره‌ها معروفند و با گذشت زمان به ستاره مبدل می‌شوند. بسیاری از این توده‌ها در اثر نیروی گرانش و گریز از مرکز بزرگ و کوچک می‌شوند، که اگر نیروی گرانش غالب باشد، رمبش و فرو ریزش ستاره مطرح می‌شود و اگر نیروی گریز از مرکز غالب شود، احتمال تلاشی ستاره و شکل گیری اقمار و سیارات می‌رود.
مقیاس قدری
همه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین 16 - 1 هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:
(قدر ظاهری) 2.5logL + Cte = m-
که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.
روشنایی ستاره
مقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یک ستاره می‌نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخاب می‌کنند که قدر
ستاره ? چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می‌دهد که قدر روشنایی ستاره بالا باشد، دارای قدر پایین خواهد بود.
رنگ ستارگان
هر وسیله‌ای که برای آشکارسازی نور بکار می‌رود دارای حساسیت طیفی است. مثل چشم انسان که اولین وسیله‌ای است برای آشکارسازی نور و حساسیت چشم برای نورهای مختلف یکسان نیست. هر وسیله دیگری هم که برای اندازه گیری نور بکار می‌رود مثل فیلمهای عکاسی برای نورهای با طول موجهای متفاوت ، دارای حساسیت یکسان نیست. پس روشنایی یک جسم بستگی به نوع وسیله اندازه گیری شده دارد. بر این اساس قدرهای مختلفی داریم، که یکی از آنها قدر دیدگانی و دیگری قدر عکسبرداری می‌باشد.
طیف ستارگان
هنگام مطالعه طیف ستارگان (یا همان بررسی کیفی ستارگان) مشاهده می‌شود که اختلاف فاحشی بین ستارگان وجود دارد. از آنجایی که وجود هر خط سیاه در طیف ستاره بیانگر وجود یک عنصر شیمیایی ویژه در اتمسفر آن ستاره است، شاید به نظر می‌رسد که علت اختلاف در طیف ستارگان بخاطر اختلاف در مواد شیمیایی سازنده ستارگان باشد. ولی در نهایت چنین نیست، بلکه علت اختلاف طیف ستارگان دمای ستارگان می‌باشد. چون ستارگان دارای دماهای متفاوتی هستند، طیف آنها نیز متفاوت است.
اندازه گیری دمای ستارگان
در مورد ستارگان امکان اندازه گیری دمای جنبشی (دمایی که توسط دماسنج اندازه گیری می‌شود) وجود ندارد. زیرا نمی‌توانیم ترمومتر را در قسمتهای مختلف ستاره قرار داده و این دما را اندازه گیری کنیم. از طرفی لایه‌های مختلف ستاره دارای دماهای مساوی هستند و هر چه از لایه‌های خارجی به طرف لایه‌های داخلی حرکت کنیم دما افزایش می‌یابد. بنابراین تعریف دمای منحصر به فردی که مربوط به هر لایه از ستاره باشد غیر ممکن است.
اندازه گیری فراوانی عناصر در ستارگان
در حالت کلی مشاهده خطوط طیفی مربوط به یک عنصر در طیف یک ستاره دلیل بر وجود آن عنصر در اتمسفر این ستاره است و برعکس این ممکن نیست. یعنی عدم حضور خطوط طیفی یک عنصر در طیف یک ستاره دلالت بر عدم وجود آن عنصر در اتمسفر ستاره را ندارد، زیرا علاوه بر حضور یک عنصر لازم است، شرایط فیزیکی (دما و فشار) برای تشکیل خطوط طیفی آن عنصر برقرار باشد، تا بتوانیم خطوط طیفی آن عنصر را مشاهده کنیم. با توجه به اینکه شدت خطوط جذبی بستگی به فراوانی آن عنصر دارد، بنابراین می‌توانیم از روی شدت خطوط طیفی ، فراوانی عناصر را در ستارگان تعیین کنیم.
جرم ستارگان
اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه آنها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم. عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سرآرتورادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.
منابع انرژی ستارگان
برای هر ستاره‌ای سه منبع انرژی را می‌توان نام برد که عبارتند از:
انرژی پتانسیل گرانشی
می‌توان فرض کرد که خورشید یا ستارگان در حال تراکم تدریجی هستند و بدین وسیله انرژی پتانسیل گرانشی خود را بصورت انرژی الکترومغناطیسی به محیط اطراف تابش می‌کنند.انرژی حرارتی می‌توان فرض کرد که ستارگان و خورشید اجرام بسیار داغ آفریده شده‌اند و با تابش خود به محیط اطراف در حال سرد شدن هستند.
انرژی هسته‌ای
می توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سبکتر همجوشی کرده و انرژی آزاد شده در این همجوشی منبع انرژی ستارگان را تأمین می‌کند، یا می‌توان فرض کرد که در ستارگان هسته‌های سنگینتر از طریق واپاشی به هسته‌های سبکتر تبدیل شده و انرژی آزاد شده از این واپاشیها انرژی ستارگان را تأمین می‌کند.
 |
مرگ ستارگان
سه طریق برای مرگ ستارگان وجود دارد. ستارگانی که جرم آنها کمتر از 1.4 برابر جرم خورشید است. این ستارگان در نهایت به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. ستارگانی که جرم آنها بیشتر از 1.4 برابر جرم خورشید است، در نهایت به ستارگان نوترونی و به سیاه چاله‌ها تبدیل خواهند شد. دیر یا زود سوخت هسته ای ستارگان به پایان رسیده و در این صورت ستاره با تراکم خود انرژی گرانشی غالب آمده و این تراکم (رمبش) تا تبدیل شدن الکترونهای آزاد ستاره به الکترونهای دژنره ادامه پیدا می‌کند، که در این صورت ستاره به یک ستاره کوتوله سفید تبدیل شده است. برخی از ستارگان از طریق انفجارهای ابرنواختری به ستارگان نوترونی تبدیل می‌شوند. ستارگانی که بیشتر از 1.4 و کمتر از سه برابر جرم خورشید دارند، به ستاره نوترونی تبدیل شده و آنهایی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند، عاقبت به سیاه چاله تبدیل می‌شوند. سیاه چاله آخرین مرحله مرگ ستاره می‌باشد.
<\/h1><\/h1>
