solar system

راهنمای انتخاب تلسکوپ

راهنمای انتخاب تلسکوپ

آیا بزرگترین تلسکوپ، بهترین است؟ آیا تلسکوپهای شکستی کارامدتر از بازتابی ها هستند؟ معیارهای شناخت ما از کیفیت و توان تلسکوپها چسیت؟ آیا توان بزرگنمایی مهمترین است؟تلسکوپهایی در دو سوی طیف فناوری به سادگی دابسونی و به پیشرفتگی Goto مناسب کدام رصدگران اند؟ آیا دوربین دوچشمی انتخاب بهتری برای رصدگران تازه کار است؟

برگرفته از ویژه‌نامه‌ی راهنمای آسمان 85 مجله‌ی نجوم.

---

در چند سال اخیر به دلیل فعالیت مراکزی که به طور تخصصی به ارائه ابزارها و منابع مورد نیاز رصدگران آسمان پرداخته اند، تنوع و فراوانی ابزارهای رصدی موجود در ایران رشد چشمگیری داشته است.
وقتی در سال 1372 پس از مدتی رصد با چشم غیر مسلح و دوربین دوچشمی به دنبال خرید نخستین تلسکوپ خود بودم، تلسکوپ 6 سانتیمتری «کهکشان» را، که در مجله نجوم آگهی آن را یافتم، ابزاری فوق العاده می دانستم که با آن به رویاهای خود در آسمان دست می یابم. در آن سالها جستجوی تلسکوپ مناسب که با بودجه کم یک رصدگر تازه کار جور باشد دشوار بود. اگر آگهی آن در صفحات مجله نجوم پیدا نمی شد، به پرسه زدن در بازار ختم می شد.
وقتی در سال 1378 آماری از تلسکوپهای موجود در ایران تهیه کردیم، شمار اپتیک های 5 اینچی (12.5 سانتی متری) و بزرگتر، که استفاده می شدند، فقط به حدود 50 عدد در سراسر کشور می رسید. تصور می کنید آمار امروز چگونه باشد؟ صدها تلسکوپ 4 تا 6 اینچی آماتوری در اختیار رصدگران ایرانی است و بیش از صد تلسکوپ 8 تا 10 اینچی و شماری نیز تلسکوپهای بزرگتر که اغلب در رصدخانه ها و انجمن های نجوم استفاده می شوند.
ارائه تلسکوپهای متنوع آماتوری علاوه بر این که سبب رشد نجوم آماتوری و علاقه به رصد آسمان شده است، انتخاب تلسکوپ مناسب را برای علاقه مندان تازه کار و افرادی که نخستین تلسکوپ خود را تهیه می کنند دشوار کرده است.
در این مقاله علاوه بر این که با انواع  تلسکوپ های موجود در ایران آشنا می شوید، از معیارهای شناسایی یک تلسکوپ و روابطی ساده برای تعیین توان تلسکوپ در نشان دادن جزئیات کوچک، اجرام کم نور یا اجرام گسترده، عکسبرداری و ... مطلع می شوید.

بزرگنمایی معیار نیست!
مقدار بزرگنمایی نخستین سوالی است که علاقه مندان تازه کار در بررسی یک تلسکوپ مطرح می کنند. این سوال نادرستی است. برخلاف اغلب دوربین های دوچشمی که بزرگنمایی ثابتی دارند، در تلسکوپ ها با تعویض چشمی بزرگنمایی را به راحتی تغییر می دهیم (چشمی عدسی است که در محل خروج نور، یعنی کانون تلسکوپ، برای ایجاد بزرگنمایی و تصویر نهایی قرار می گیرد). به طور نظری بزرگنمایی را تا هر چقدر بخواهید می توانید افزایش دهید. پس فریب بزرگنمایی های چشمگیری را که روی جعبه تلسکوپ های کوچک نوشته می شود، نخورید. بزرگنمایی هر تلسکوپ دست شماست. بزرگنمایی از رابطه ساده تقسیم فاصله کانونی تلسکوپ به فاصله کانونی چشمی به دست می آید. پس هرچه فاصله کانونی چشمی کمتر باشد (یعنی از چشمی کوچک تری استفاده کنید) بزرگنمایی بیشتر می شود. اما آیا به راستی بزرگنمایی همه جا نیاز است؟
شاید در رصد گودال های ماه یا حلقه های زحل افزایش بزرگنمایی مفید باشد، اما در رصدهایی مانند جستجوی یک کهکشان کم فروغ بزرگنمایی یعنی شکست! با افزایش بزگنمایی میزان نوری که به چشم شما می رسد کاهش می یابد، تصویر کم نور و ناواضح می شود.
هر چه قطر لوله تلسکوپ شما یا «گشودگی» آن بیشتر باشد نور بیشتری گردآوری می کنید و می توانید در بزرگنمایی های بیشتر تصویر را نورانی و واضح ببینید. پس مهمترین معیار یک تلسکوپ را شناختیم: گشودگی یا قطر دهانه تلسکوپ؛ یعنی همان قطر عدسی شیئی یا آینه اولیه تلسکوپ که نقش گردآوری نور را دارد. به طور مثال یک تلسکوپ 10 سانتیمتری (4 اینچی) را با تلسکوپ 20 سانتی متری (8 اینچی) مقایسه کنیم. اگر مساحت آینه های اصلی آن دو را بر هم تقسیم کنیم می بینیم که تلسکوپ 20 سانتیمتری 100 بار بیشتر از 10 سانتیمتری توان گردآوری نور را دارد. توان گردآوری نور در تلسکوپ ها و دوچشمی ها از رابطه ساده  "گشودگی تقسیم بر قطر عدسی چشم" به توان 2 به دست می آید که حداکثر گشودگی چشم انسان را می توان 7 میلیمتر در نظر گرفت. به طور مثال یک تلسکوپ 150 میلیمتری (6 اینچی) 460 برابر چشم انسان نور گردآوری می کند. این تلسکوپ یک کهکشان کم فروغ را چهاربار روشن تر از یک تلسکوپ 3 اینچی نشان می دهد.
علاوه بر این افزایش گشودگی تلسکوپ، توان ما در تفکیک را نیز بیشتر می کند. نسبت گشودگی (به میلیمتر) به عدد 125 حداکثر زاویه تفکیک پذیر را به ثانیه قوس به دست می دهد که البته در عمل آشفتگی جوی مانع رسیدن به آن می شود. به طور مثال با یک تلسکوپ 6 اینچی می توان گودالهایی تا 1.5 کیلومتر را تفکیک کرد که اندازه آنها نصف گودالهایی است که با تلسکوپ 3 اینچی در همان بزرگنمایی و شرایط جوی تفکیک می شود.
بازگردیم به بزرگنمایی. اگر دهانه تلسکوپ را افزایش دهیم چقدر قدرت ما را در افزایش بزرگنمایی، تا پیش از آنکه تصویر ناواضح شود، بیشتر می کند؟ این ضریب ساده را به خاطر بسپارید: 50 برابر به ازای هر 2.5 سنتیمتر یا هر اینچ از دهانه تلسکوپ.
پس حداکثر بزرگنمایی مفید تلسکوپ 4 اینچی 200 برابر و برای تلسکوپ 8 اینچی 400 برابر است (بدون درنظرگرفتن آشفتگی های جوی که تصویر را در بزرگنمایی های زیاد ناواضح می کند). بنابراین اگر روی جعبه تلسکوپ کوچکی در بازار دیدید که با خط درشت نوشته شده «750X» یا اعدادی در این مرتبه، از خرید چنین ابزاری که کارخانه آن به فهم شما احترام نگذاشته است، پرهیز کنید! با چنین تلسکوپهای 6 یا 7 سانتیمتری کوچکی، که در ویترین فروشگاههای لوازم تحریر یا دوربین و لوازم عکاسی می یابید، بزرگنمایی مفید، اگر اپتیک تلسکوپ سالم و دقیق باشد، حداکثر 100 تا 150 برابر است.
تلسکوپهایی با عدسی کوچکتر از 6 سانتیمتر که ممکن است در بازار بیابید اغلب در سطح یک اسباب بازی ارزان قیمت ساخته شده اند و تهیه ابزار کوچکتر از 6 سانتیمتر توصیه نمی شود. گرچه زمانی یک تلسکوپ 6 سانتیمتری ابزاری مناسب برای شروع بود، امروز اپتیک متداول برای شروع رصد آسمان در ایران تلسکوپ شکستی 8 تا 10 سانتیمتری یا بازتابی 10 تا 15 سانتی متری (4 تا 6 اینچی) است.
اندازه دهانه تلسکوپ های شکستی مرسوم است که به سانتیمتر گفته شود و تلسکوپهای بازتابی و کاتادیوپتریک (ترکیبی) به اینچ. در نجوم آماتوری امروز ایران دسته بندی تلسکوپ های کوچک، متوسط و بزرگ آماتوری را می توان اینطور دانست: کوچکتر از 15 سانتیمتر (6 اینچ) تلسکوپ کوچک، بین 15 تا 20 سانتیمتر (6 تا 8 اینچ) تلسکوپ متوسط و بزرگتر از 20 سانتیمتر تلسکوپ بزرگ (10 اینچ و بزرگتر).
اگر گشودگی یا مقدار دهانه تلسکوپ را مهمترین معیار بدانیم، دومین معیار فاصله کانونی (F) است. در تلسکوپ های شکستی و بازتابی ساده فاصله کانونی تقریبا برابر طول لوله تلسکوپ است. فرض کنید دو تلسکوپ 15 سانتیمتری یکی با فاصله کانونی 750 میلیمتر و دیگری 1500 میلیمتر پیش روی شماست. کدام را انتخاب می کنید؟ 
    

تلسکوپ کوتاه کانون ما در مثال بالا دارای f/5 و تلسکوپ بلند کانون ما دارای f/10 است. آنهایی که با عکاسی آشنا باشند می دانند که این f همان دیافراگرم عدسی دوربین است و وقتی بدنه دوربین خود را به تلسکوپی با f/5 وصل می کنید یعنی در حال عکاسی با عدسی تله ای به فاصله کانونی آن تلسکوپ با دیافراگم برابر نسبت کانونی تلسکوپ هستید. پس بدیهی است که در عکاسی با تلسکوپ f کم، یعنی ورودی نور بیشتر و نوردهی کوتاه تر، - البته چون هیج فایده ای را بی ضرر نمی یابند - با کاهش f وضوح تصویر و دقت فوکوس در رصدهایی با بزرگنمایی زیاد کم می شود.
پس هرچه نسبت کانونی کمتر باشد، تلسکوپ شما در گروه اپتیک های «سریع» قرار می گیرد که در عکاسی و رصد اجرام کم فروغ غیر ستاره ای مثل سحابی ها و کهکشانها ایده آل است. f/10 و بیش از آن در دسته تلسکوپهای «کند» قرار می گیرد که برای رصد و عکاسی اجرام درخشانتر مناسب اند (مگر آنکه در مواردی ابزار جانبی برای کاهش f به آنها افزوده شود). با تلسکوپهای سریع (اغلب f/4 تا f/5) برای افزایش بزرگنمایی باید از چشمی با فاصله کانونی بسیار کم استفاده کرد. ابن تلسکوپها اگر از اپتیک بسیار دقیقی برخوردار نباشند در بزرگنمایی زیاد برای رصد جزییات سیاره ای تصویر محوی دارند، در حالی که تلسکوپهای کند برای چنین رصدهایی فوق العاده اند. پس انتخاب شما وابسته به موضوعات رصدی است که به آنها علاقه مندید. اگر قرار است بیشتر زیر آسمان شهر به رصدهای ماه و سیارات و ستاره های دوتایی بپردازید، f زیاد بهتر است اما اگر دلباخته رصد و عکاسی از کهکشان ها، سحابی ها و اجرام گسترده غیرستاره ای مانند سحابی جبار و خوشه پروین هستید و ابزارتان را دست کم هر دو سه ماه یک بار زیر آسمان تاریک می برید f کم را انتخاب کنید. انتخابی میان این دو، تلسکوپی با نسبت کانونی f/6 تا f/8 است.
با دانستن فاصله کانونی تلسکوپ خود می توانید تخمین بزنید که اجرامی در میدان دید تلسکوپ شما دیده می شوند. اندازه گیری میدان دید تصویرتان ساده است. فرض کنیم دو تلسکوپ با فاصله کانونی ۵۰۰ و ۱۵۰۰ میلیمتر در اختیار است. اول چشمی را انتخاب کنید. فرض کنیم چشمی ۲۰ میلیمتر بیشترین فاصله کانونی است که دارید (بزرگترین چشمی شما). برای شروع رصد و جستجوی جرم مورد نظر همواره از چشمی با بیشترین فاصله کانونی استفاده کنید زیرا کمترین بزرگنمایی و البته بیشترین میدان دید را دارد. در نتیجه موضوع رصدی سریعتر به دام می افتد. خوب با تلسکوپ f=500 میلیمتر شروع کنیم. بزرگنمایی با چشمی ۲۰ میلیمتر فقط ۲۵ برابر است. وسعت میدان دید به درجه از رابطه ساده

میدان دید ظاهری تقسیم بر بزرگنمایی

به دست می آید. میدان دید ظاهری چشمی وقتی آن را به تنهایی مقابل چشمانتان می گیرید تا نمای کوچک شده محیط اطراف را در عدسی ببینید مشخص است. روی بسیاری از چشمی ها این عدد نوشته می شود و اگر هم نبود، اغلب چشمی های مرغوب دارای میدان دید ظاهری ۵۰ درجه اند (چشمی های گران قیمت واید و  ابرواید میدان دید ظاهری بیشتری دارند). پس ۵۰ تقسیم بر ۲۵ میدان دید ۲ درجه را نشان می دهد. با چنین میدان دیدی سراسر خوشه پروین یا تمام سحابی جبار و سحابی همسایه آن M43 در تصویر دیده می شود. اما در عوض برای رصد جزییات سیاره ای به چشمی با f بسیار کم نیاز دارید که ممکن است کیفیت لازم را نداشته باشند. حالا نوبت به تلسکوپ دوم می رسد. با همان چشمی ۲۰ میلیمتر میدان دید شما دو سوم درجه خواهد بود و حالا بهتر است موضوعات رصدی کوچکتری را انتخاب کنید.
منجمان آماتور با توجه به این موضوعات نتیجه گرفته اند که تلسکوپهایی با نسبت کانونی f/5 تا f/8 ابزاری همه کاره اند. تلسکوپهای بازتابی ۵ تا ۸ اینچی با چنین نسبت کانونی ای و بهای بسیار کمتر نسبت به تلسکوپ همتراز کاسگرین یا شکستی متداول ترین انتخاب منجمان آماتورند                                                                                               

سحابی کالیفرنیا

صورت فلکی قوس

صورت فلکی ثور وپروین

کهکشان8

کهکشان7

کهکشان 6

کهکشان5

کهکشان4

آشنایی با برخی از ستاره شناسان بزرگ

آشنایی با برخی از ستاره شناسان بزرگ


نیکولاس کوپرنیک

نیکولاس کوپرنیک  یک منشی دفتری در کلیسای کاتولیک رومی بود که  در سال 1473 میلادی در لهستان متولد شد. او علاقه خاصی به نجوم داشت و بعد از مشاهده دقیق سیاره ها و محاسبه حرکتهایشان راه های جدید و ساده تری را برای توضیح حرکت آنها کشف کرد. در آن زمان او بر این فرض بود که زمین و همه سیاره های منظومه شمسی  به دور خورشید می گردند( البته به استثنای ماه که در همه نظریه ها تصور می شد که به دور زمین می گردد). که به نام نظریه خورشید مرکزی معروف بود.اما او هنوز عقیده داشت که همه اجرام آسمانی در مسیرهای دایره ای کامل حرکت می کنند.

زمان زیادی طول کشید تا کوپرنیک عقایدش را منتشر کرد. احتمالا" به دلیل اینکه او از مراجع کلیسای زمان خودش که عقیده داشتند که زمین بایستی ثابت باشد می ترسید. در واقع کتاب او تا قبل از مرگش به چاپ نرسید. کتاب او در گردش کرات آسمانی نامیده شد. در این کتاب او عالمی را تشریح می کند که در آن خورشید در مرکز و به ترتیب عطارد،زهره،زمین،مریخ،مشتری و زحل به دور آن می گردند. در بالای اینها کره ستارگان ثابت قرار دارد.

تیکو براهه

تیکو براهه یک ستاره شناس بزرگ دانمارکی بود که در سال 1546 متولد شد و به عنوان یک ستاره شناس ماهر شهرتی برای خود کسب نموده بود. او در اندازه گیری موقعیت ستارگان و سیاره ها در آسمان تبحر داشت و این کار را بسیار دقیق ترازهر کسی که در گذشته انجام داده بود انجام می داد. خطاهای او در اندازه گیری بندرت بیشتر از یک دقیقه قوسی بود که او این اندازه گیری ها را بدون کمک تلسکوپ انجام می داد. در واقع او از وسیله ای به نام کوئدرانت یا یک ربع استفاده می کرد که اساسا" یک ربع یک دایره بود که به طور عمودی نصب شده بود و بر روی آن یک بازوی محوری دیداری قرار داشت.او در طول بازوی دیداری (که بیشتر شبیه نشانه گیری یک تفنگ بود) به سمت یک ستاره نگاه می کرد و موقعیت آن را روی درجه بندی که روی کوئدرانت بود می خواند.

فردریک پادشاه دانمارک جزیره کوچکی را در اختیار او گذاشت تا یک رصدخانه ایجاد کند و در این جا بود که او بیشتر کارهایش را انجام می داد. او مشهور به بد اخلاقی بود. چنین گفته شده بود که او قسمتی از بینی اش را در یک دعوا از دست داده بود و بعد خودش آن را با آلیاژی از فلزات جایگزین کرد که تا آخر عمر نیز برای او باقی ماند. تیکو براهه در مورد عالم نظریه خاص خودش را داشت. او عقیده بطلمیوس را که هر چیزی به دور زمین می گردد به طور کامل قبول نداشت و همچنین از پذیرفتن پیشنهاد کوپرنیک که زمین به دور خورشید می گردد نیز امتناع می کرد. ولی بعد ها این تحقیقات تیکو بود که درستی نظریات کپرنیک را ثابت کرد.

یوهان کپلر

یوهان کپلر یک اخترشناس و ریاضیدان آلمانی بود. از کودکی استعداد بسیار در ریاضیات داشت و در دانشگاه توبینگن از شهرهای آلمان تحصیل کرد. در بیست و دو سالگی معلم ریاضیات شد و به مطالعه در رابطه با اخترشناسی پرداخت. با بررسی مدارهای اجرام آسمانی توجه تیکو براهه اخترشناس دانمارکی را به خود جلب کرد و شاگرد و دستیار او شد. پس از مرگ تیکو براهه نوشته های او به کپلر رسید. کپلر با استفاده از پژوهشهای بیست ساله تیکو براهه قانونهایی را بیان کرد که به نام قوانین کپلر شهرت دارد. کپلر نخستین کسی است که اصول واقعی روش کار با تلسکوپ را بیان کرد. مهمترین اثر او کتاب نجوم جدید است.

گالیلئو گالیله

گالیلئو گالیله در سال 1564 در شهر پیزا واقع در ایتالیا متولد شد. او در سال 1581 میلادی وارد دانشگاه پیزا شد تا خود را برای شغل طبابت آماده کند. ولی بزودی به علم مکانیک و ریاضیات علاقه مند شد. او در سال 1589 به عنوان استاد ریاضی در دانشگاه پیزا منصوب شد. ولی چندی نگذشت که از شغل خود استعفا داد.

در یکی از سالهای دهه 1590 میلادی فرضیه کپرنیکی منظومه شمسی را پذیرفت. در سال 1609 گالیله از عدسیهایی که یک عینک سازهلندی به نام هنزلیپارشی می ساخت اطلاع حاصل کرد و سپس بدون آن که حتی یک تلسکوپ هم دیده باشد تلسکوپ خود را ساخت. از او باید به عنوان اولین کسی یاد کرد که به طور رسمی در کار ستاره شناسی از تلسکوپ استفاده کرد. در ابتدا تلسکوپ او تنها  3 برابر بزرگنمایی می کرد اما بعد از مدتی او تلسکوپی ساخت که 30 برابر بزرگنمایی می کرد. او به کمک این تلسکوپ توانست برای اولین بار سطح ماه را به خوبی ببیند و اقمار سیاره مشتری و حلقه های زحل را کشف کند و سپس به مشاهده لکه های سطح خورشید بپردازد.

ادموند هالی

ادموند هالی یک اخترشناس،ریاضیدان و مخترع انگلیسی بود. از بیست سالگی در سنت هلن جزیره ای در جنوب اقیانوس اطلس به رصد کردن ستارگان آسمان نیمکره جنوبی پرداخت. در بازگشت به وطن از دوستان بسیار نزدیک نیوتن شد. وی معتقد بود که دنباله دارها مانند سیارات احتمالا" دارای مدار بیضوی هستند. این بدان معنا بود که دنباله دارها را می توان ردیابی نمود و بازگشت آنها را محاسبه و حتی پیش بینی کرد. هالی با کمک قانون جاذبه نیوتن پیش بینی کرد که دنباله داری که در سالهای 1607 و 1682 از کنار زمین گذشت در سال 1758 باز خواهد گشت. دنباله دار مزبور در سال 1759 بازگشت یعنی یک سال دیرتر، زیرا از مجاورت مشتری رد شده بود و جاذبه نیرومند مشتری از سرعت آن کاسته بود. ولی سال 1759 به سال 1758 بسیار نزدیک است پس پیش بینی هالی دقیق بود و دنباله دار مزبور به افتخار او هالی نامیده شد.

جیووانی دومینیکو کاسینی

اخترشناس فرانسوی ایتالیایی تبار و استاد نجوم دانشگاه بولونیا بود و بیشتر اوقات به رصد ستارگان می پرداخت. او مدت حرکت وضعی مریخ و مشتری را به دست آورد و چهار قمر زحل را کشف کرد. با ارزشترین کار علمی وی تعیین اختلاف منظر مریخ و تعیین فاصله سیاره مریخ از زمین بود. او به همین طریق توانست فاصله خورشید از زمین را به دست آورد اما نتیجه این کار چندان درست نبود. در سال 1669 میلادی لویی چهاردهم پادشاه فرانسه وی را به پاریس دعوت کرد. کاسینی این دعوت را پذیرفت و بقیه عمر را در پاریس گذراند.

هنریتا سوان لویت

بانوی اخترشناس آمریکایی ، اخترشناس رصدخانه هارواردبود. وی مدتها درباره ابرهای ماژلانی کار کرد و در سال 1912 میلادی به کشف عمده ای دست یافت. وی بیشتر به ستارگانی توجه داشت که دوره درخشندگی آنها متفاوت بود و او آنها را متغییرهای قیفاووسی نامید. خانم لویت دریافت که هر چه دوره تناوب درخشندگی طویلتر باشد ستاره درخشانتر است. با این کشف تعیین فاصله ستاره های دوری را که نمی توانستند اختلاف منظر آنها را به دست آورند امکانپذیر شد.

پییر دو لاپلاس

اخترشناس و ریاضیدان فرانسوی در خانواده ای فقیر به دنیا آمد و به مساعدت و تشویق عموی کشیش خود به تحصیل روی آورد. در شانزده سالگی به دانشگاه کان راه یافت و با شوق هرچه تمامتر رشته ریاضیات را دنبال کرد. در 18 سالگی عازم پاریس شد و با نوشتن رساله ای درباره مکانیک توجه دالامبر را جلب کرد و به استادی ریاضیات مدرسه نظام پاریس دست یافت.

یکی از مسائلی که لاپلاس برای یافتن راه حل آن اقدام کرد مسئله بی نظمی مدار سیارات بود که دانشمندان از مدتها قبل به آن پی برده بودند. لاپلاس این مشکل را حل کرد و نظریات خود را در کتاب بزرگی به نام مکانیک سماوی شرح داد. انتشار این کتاب از سال 1799 تا سال 1825 میلادی طول کشید. در این سالها حوادث سیاسی عمده ای در فرانسه جریان داشت و لاپلاس با تدابیر خاصی از این جریانها گذشت. شهرت عمده لاپلاس به خاطر ارائه نظریه ای درباره تشکیل منظومه خورشیدی بود. بنابراین نظریه منظومه خورشیدی در آغاز توده عظیم ابر مانندی بسیار داغ بوده است که به کندی دوران می کرده است. این توده ابر مانند به تدریج گرمای خود را بر اثر تشعشع از دست داده،متراکم شده و بر اثر کم شدن حجم سرعت دوران آن افزایش یافته است. سپس بر اثر نیروی گریز از مرکز حلقه هایی از این توده جدا شده و سرانجام به صورت منظومه خورشیدی در آمده است. این نظریه که به نظریه سحابی معروف است در سراسر قرن نوزدهم معتبر بود تا اینکه در اوایل قرن بیستم از اعتبار افتاد و سپس با اصلاحاتی اعتبار خود را بدست آورد.

ادوین هابل

ادوین هابل یک اخترشناس آمریکایی بود که ابتدا در آکسفورد به تحصیل حقوق پرداخت و سپس به اخترشناسی روی آورد و از 1914 تا 1917 میلادی در رصدخانه یرکیز مشغول به کار شد.

جنگ جهانی اول وقفه ای در کارش پدید آورد و متعاقب آن در رصدخانه ماونت ویلسون به کمک تلسکوپ صد اینچی به انجام رصدهای آسمانی و پژوهشهای نجومی پرداخت.

وی علاقه خاصی به سحابیها داشت و در سال 1924 میلادی با بزرگترین تلسکوپ آن زمان ستارگان درون سحابی آندرومدا را کشف کرد. از آن پس نیز تحقیقات خود را در این زمینه ادامه داد و ثابت کرد که تعدادی از ستارگان از نوع متغییرهای قیفاووسی هستند. هابل با استفاده از قانون دوره تناوب درخشندگی فاصله سحابی آندرومدا تا زمین را استنتاج کرد و به این ترتیب مطالعه درباره جهان ماورای کهکشان را بنیاد نهاد و برای نخستین بار وجود اجرام سماوی برون کهکشانی را اعلام داشت. وی درصدد برآمد تا کهکشانها را از روی شکل و از نظر تحول احتمالی طبقه بندی کند. بزرگترین نتیجه ای که از این کار به دست آورد تحلیلی بود که در سال 1929 میلادی درباره سرعتهای دور شدن یا نزدیک شدن آنها و انبساط جهان به عمل آورد.

ویلیام هاگینز

ویلیام هاگینز یک اخترشناس انگلیسی بود که در جوانی به تحقیقات میکروسکوپی علاقه داشت. اما در سال 1865 میلادی به ساختن رصدخانه ای در نزدیکی لندن اقدام کرد و از آن پس به تحقیقات و رصدهای نجومی روی آورد. در سال 1863 میلادی از تحقیقاتی که درباره خطوط طیفی به عمل آورد اعلام داشت که همان عناصری که در زمین وجود دارد در ستارگان نیز یافت می شود که در آن زمان گفتاری حیرت انگیز بود. وی در سال 1866 میلادی برای نخستین بار طیف یک سحابی را مورد مطالعه قرار داد و ثابت کرد که اطراف آن را گاز هیدروژن فرا گرفته است. هاگینز با استفاده از تحقیقات فیزو در مورد تعمیم اصل دوپلر به بزرگترین کشف علمی خویش نایل آمد. وی دریافت که اگر ستاره ای به زمین نزدیک شود یک نوع جابه جایی به طرف بنفش در خطوط طیفی آن روی می دهد. حتی توانست از روی مقدار جابه جایی سرعت را در امتداد دید تعیین کند.

ژرژ لومتر

ژرژ لومتر اخترشناس بلژیکی بود که ابتدا در رشته الهیات تحصیل کرد و در سال 1922 میلادی کشیش شد. سپس به نجوم روی آورد و در دانشگاه کمبریج انگلستان و انستیتوی تکنولوژی ماساچوست در آمریکا به تحصیل پرداخت و در سال 1927 میلادی درجه دکتری گرفت. آنگاه به کشور خود بلژیک بازگشت و به سمت استادی نجوم فیزیکی در دانشگاه بودن برگزیده شد.

وی معتقد بود که همه کهکشانها در ابتدا چنان به هم نزدیک بوده اند که صورت توده واحدی داشته اند. وی این توده واحد که تمام جهان را شامل بوده است تخمک کیهانی می نامید. به نظر وی این تخمک کیهانی بر اثر یک انفجار عظیم منفجر شده و انبساط عالم نیز باقیمانده آن انفجاری است که میلیاردها سال پیش روی داده است. لومتر نظریات خود درباره کیهانزایی را در سال 1927 میلادی منتشر کرد.

 

چگونه فضانورد شویم؟

چگونه فضانورد شویم؟

تاریخچه فضانوردی:

وقتی که جنگ سرد ما بین بلوک شرق و غرب به اوج خود رسیده بود و کشورهای هر دو بلوک درصد بودند تا بیش از پیش مراقب یکدیگر باشند. یکی از سیاستمداران شوروی سابق پیشنهاد فعالیتهای فضایی برای تحت نظر گرفتن طرفهای مقابل را ارائه کرد. طبق طرح روسها یک وسیله فضاپیما به فضا پرتاب می شد و به نوعی در مدار زمین قرار می گرفت و چون هیچ مانع فیزیکی ما بین این وسیله و زمین نبود به راحتی می شد بلوک غرب را تحت نظر گرفت. برای انجام این کار می بایستی از افراد واجد شرایط نیز استفاده می شد. اما در ابتدا که هنوز هیچکس از شرایط زیست محیطی و ادامه حیات موجودات زنده در خارج از جو مطمئن نبود دانشمندان روسی تصمیم گرفتند تا یک سگ زنده را به فضا پرتاب کنند.

بنابراین سگی که بعدها به نام هاش پاییز(سگ بی سروصدا) معروف شد به وسیله یک سفینه کوچک به فضا پرتاب شد که پس از یک دور چرخیدن در مدار زمین به سلامت به زمین بازگشت. در پی این آزمایش بسیار موفقیت آمیز روسها تصمیم گرفتند انسان را هم به فضا بفرستند. به دلیل اینکه وسیله فضاپیما به نوعی یک وسیله پرنده تلقی می شد شخصی که با این وسیله به فضا می رفت می بایستی خلبان باشد. بنابراین اولین شخصی که به فضا رفت یک خلبان نیروی هوایی ارتش شوروی سابق به نام یوری گاگارین بود.

به این ترتیب فصل جدیدی در کشف ناشناخته ها گشوده شد. کشورهای بلوک غرب نیز در پی آزمایشهای موفقیت آمیز روسها تصمیم گرفتند اکتشافات فضایی خود را آغاز کنند. به این ترتیب روسها به عنوان هسته اصلی اکتشافات فضایی بلوک شرق و آمریکایی ها به عنوان هسته اصلی اکتشافات فضایی بلوک غرب  در این زمینه با یکدیگر به رقابت پرداختند. هر کدام از مراکز فضایی ( شهر فضانوردان در شوروی و ناسا در آمریکا) شرایط ویژه خود را برای جذب و آموزش خلبانان تعیین کردند. این شرایط با توجه به نوع کاری که از فضانوردان انتظار می رفت تعیین می شد. بطور کلی فراهم کردن شرایط ادامه حیات موجودات زنده در فضا کار بسیار دشوار و پیچیده ای است. به همین دلیل بیشتر ماموریت ها و اکتشافات فضایی روسها با استفاده از سفینه های بدون سرنشین انجام می شد.

شرایط فیزیکی

بطور کلی فضانوردان از میان داوطلبان بسیاری که برای این کار تقاضا می دهند انتخاب می شوند. همه کسانی که انتخاب می شوند باید از شرایط جسمانی و روحی و روانی ویژه ای برخوردار باشند. ناسا و هر مرکز فضایی دیگر به دنبال افرادی هستند که کار را در اولویت فعالیتهای زندگی خود قرار بدهد.

فضانوردان باید از شرایط جسمانی مطلوب همانند خلبانان برخوردار باشند. البته اصلاح دید با استفاده از عینک یا لنز یا جراحی های ویژه که برای اصلاح دید به کار می رود مانعی برای فضانورد شدن نیست. به عبارت دیگر ناسا از این نظر محدودیتی برای فضانوردان قائل نمی شود.

آزمایشها و معاینه های پزشکی در خود مرکز فضایی انجام می شود و هر کدام از مراکز فضایی استانداردهای پزشکی خود را اعمال می کنند.

شرایط تحصیلی

به دلیل گسترده شدن اکتشافات فضایی و همچنین بیشتر شدن کار و ماموریت فضانوردان شرایط تحصیلی فضانوردان نیز تغییر پیدا کرده است. امروزه بیشتر فضانوردان دارای مدارک فوق لیسانس و دکترا هستند. زیرا مطالبی را که آنها باید در طی پنج سال دوره شبانه روزی فضانوردی بیاموزند بسیار پیچیده و فشرده است. داشتن یک زمینه تحصیلی مناسب می تواند به آنها کمک کند تا مطالب را بهتر  بیاموزند.

نوع مدرک تحصیلی بستگی دارد به کاری که به فضانورد محول می شود. به عنوان مثال در ماموریتهای فضایی که در ناسا انجام می شود تعدادی از فضانوردان که متخصص ماموریت نام دارند برای انجام آزمایشهای ویژه ای به فضا می روند. در میان آنها پزشک-بیولوژیست-فیزیکدان-شیمیدان-کارشناس ستاره شناس-زیست شناس-گیاه شناس و... دیده می شود.

متخصصان ماموریت خلبان نیستند بلکه افراد متخصصی هستند که برای انجام ماموریتهای ویژه ای به فضا می روند. زیرا در گذشته فضانوردان که شرایط جسمانی لازم را برای رفتن به فضا داشتند پزشک یا دانشمند نبودند. به همین ترتیب نیز دانشمندان و پزشکان نیز شرایط لازم را برای رفتن به فضا نداشتند. در نتیجه تعدادی متخصص از رشته های مختلف که شرایط فیزیکی لازم را برای رفتن به فضا دارند جذب شدند تا پس از گذراندن دوره پنج ساله فضانوردی بتوانند خواسته های دانشمندان را در فضا اجرا کنند. این افراد که زمینه تحصیلی لازم را برای این کار دارند دوره کامل ماموریتی را که می خواهند انجام بدهند می گذرانند. از طرف دیگر گروه دیگری از فضانوردان که خلبان هستند و دوره فضانوردی را می گذرانند هدایت سفینه فضاپیما را بر عهده دارند. این افراد نیز دست کم فوق لیسانس در یکی از رشته های مهندسی را دارند. به طور کلی فضانوردان می بایستی از زمینه تحصیلی برجسته ای بر خوردار باشند تا بتوانند دوره بسیار فشرده فضانوردی را که به صورت شبانه روزی است و حدود پنج سال طول می کشد را پشت سر بگذارند. معمولا" فضانوردان که کلاس های خود را در ایا لت های فلوریدا و تگزاس و کالیفرنیا می گذرانند در خوابگاه زندگی می کنند. آنها مجاز نیستند تا همراه خانواه شان زندگی بکنند.

کلاسها بسیار فشرده و گاهی اوقات تا بیست ساعت در روز هم طول می کشد. استادان که خودشان دانشمندان رشته مربوطه محسوب می شوند به صورت خلاصه به مطالب اشاره می کنند و داوطلبان فضانوردی با مطالعاتی که در ساعت های خارج از کلاس انجام می دهند جزئیات مطالب را می آموزند.

در خلال برنامه های آموزشی تحصیلی برنامه های ورزشی و بدنسازی نیز وجود دارد که باید گذرانده بشوند. داوطلبان مجاز هستند فقط در صورت بروز شرایط اضطراری محل آموزشی را ترک کنند و به نزد خانواده خود بروند. اگر به هر دلیلی داوطلب فضانورد به خاطر گذراندن دوره فضانوردی دچار مشکلات فضانوردی بشود باید از ادامه دوره انصراف بدهد یا اینکه خانواده خود را ترک کند. به این ترتیب داوطلب فضانوردی باید با خانواده اش هماهنگی و توافق کامل داشته باشد. یکی از مراحل استخدام داوطلبان مصا حبه با اعضای خانواده شخص مورد نظر می باشد. در صورتی که گروه انتخاب کننده اعضای خانواده را واجد شرایط نداند شخص مورد نظر برای گذراندن دوره فضانوردی انتخاب نخواهد شد.

کهکشان 3

تولد ستاره

منظومه شمسی

سیاره مشتری

بارش شهاب سنگ

space SHIP

 

کهکشان

 

راه شیری2

آیا می توانیم به دنیاهای دیگر برویم؟

آیا می توانیم به دنیاهای دیگر برویم؟




طراحی و ساخت موفقیت آمیز یک فضاپیما برای ارسال به فضا و انجام دادن آزمایشهایی در دنیاهای دیگر، کار بسیار دشواری است. به خصوص اگر این فضاپیما برای انجام ماموریت در سیارات بوده و وارد اتمسفر خاصی شود و در مسیر خود تا سطح سیاره اطلاعات را جمع آوری کند. معمولا این فضاپیماها پس از فرود خود نمی توانند مدت زیادی به کار ادامه دهند. فضاپیماهای سیاره نورد در سیاراتی مانند ونوس (ناهید یا زهره) که دمای جو آن 482.2 درجه سانتیگراد ، فشار آن 90 برابر فشار جو زمین و جو آن آمیخته از دی اکسید کربن و ترکیبات اسید سولفوریک است، به انجام ماموریت می پردازند. ماموریت بعضی از آنها نیز در توپهای گازی عظیم الجثه مانند کیوان (زحل) یا مشتری صورت می گیرد. فضاپیمای گالیله موفق به نفوذ در لایه خارجی گازی مشتری تا فشار 22 برابر فشار زمین شد.

نا سا تعدادی از سفینه های خود مانند مارینر1 (Mariner) که اولین ماموریت به ونوس بود را از دست داده است. در سطح بین المللی نیز این اتفاق بارها تکرار شده است. اینگونه ماموریت ها به سالها فعالیت، هزینه های فراوان و تکنولوژی های پیشرفته تخصصی مانند محفظه های فشار و سیستمهای محافظ حرارتی و تجهیزات ویژه اندازه گیریهای علمی نیاز دارند. در این زمینه تا کنون موفقیت های قابل توجه اندکی، مانند ماموریت چند فضاپیمایی پایونییر (Pioneer) به ونوس، ماموریت فضاپیمای گالیله و ماموریت اخیر اروپاییها با فضاپیمای هایگنز(Huygens) به قمر تایتان، که قسمتی از ماموریت کاسینی در زحل بود را داشته ایم. این ماموریتها یا مدتها قبل انجام شده اند، یا بسیار گران تمام شده اند و یا هر دو. چالش پیش روی نسل جدید ماموریتها، به کارگیری تکنولوژیهای جدید است، اما کسی راضی نمی شود مبلغی نزدیک به 1 بیلیون دلار را در معرض ریسک بگذارد!. در عین حال باید به یک نکته توجه کرد. چگونه از اینجا به آنجا برویم؟.

سیستم محافظ حرارتی را در نظر می گیریم. فضاپیما با سرعت 65.000 تا 80.000 کیلومتر در ساعت، یعنی سرعت لازم برای رسیدن به سیارات بیرونی مانند مشتری و کیوان، حرکت می کند. موقع رسیدن به مقصد، جرم فضاپیما انرژی بسیار زیادی دارد که در صورت ورود به درون جو سیاره مقصد، باید از آن کاسته شود به عبارت دیگر فضاپیما باید سرعت خود را کم کند. در شرایط تقریبا تهی فضا، سرعت زیاد مشکلی ایجاد نمی کند. اما زمانیکه یک فضاپیما با یک جو پر از مولکولهای گاز مواجه می شود، همه چیز به سرعت شروع به داغ شدن می کند. هرچه سرعت فضاپیما بیشتر باشد، بیشتر داغ می شود. فضاپیمای گالیله که تا به امروز سخت ترین تلاش برای ورود به جو سیاره ای را انجام داده است دمایی دو برابر دمای سطح خورشید و نیرویی به اندازه 230g یعنی 230 برابر شتاب گرانشی در سطح زمین را هنگام نفوذ در مشتری تجربه کرد. در چنین شرایطی تنها می توان با داشتن یک شیلد حرارتی که با دقت طراحی و با دقت آزمایش شده و با مواد تخصصی ویژه مانند ترکیبات فنولیک (phenolic - نوعی رزین) کربن پوشانده شده است، نجات پیدا کرد. جنس این شیلد باید به قدری ضخیم باشد که اگر یک تکه آن از بین رفت، همچنان بتواند از فضاپیما محافظت کند. البته، هر اندازه که وزن شیلد حرارتی بیشتر باشد، فضاپیما تجهیزات کمتری را می تواند با خود حمل نماید.

تصویر تجسمی نفوذ فضاپیمای گالیله به درون سیاره مشتری
تصویر از ناسا

با گذشت سالها از ارسال فضاپیمای گالیله در سال 1989، مواد جدیدی ساخته شده اند که قابلیتهای بهتری دارند. آنها هم سبکترند و هم مقاومت بیشتری دارند. ماده جدیدی که در مرکز تحقیقات ایمز (Ames) ناسا واقع در سیلیکون ولی کالیفرنیا اختراع شده است، PICA مخفف Phenolic Impregnated Carbon Ablator به معنی محافظ حرارتی فنولیک کربن اشباع شده، نام دارد. این ماده بسیار سبک است، تولید آن نسبتا آسان است و خیلی راحت می توان آنرا به صورت اشکال خاصی در آورد. این ماده پیشرفت بزرگی در تکنولوژی فضاپیماها بود. از ماده PICA در محافظ حرارتی فضاپیمای ماموریت استارداست (Stardust) یا غبار ستاره استفاده شد. این فضاپیما در 7 فوریه 1999 به فضا فرستاده شد یعنی در دوران ماموریتهای "سریعتر، بهتر، ارزانتر" یا ماموریتهای FBC (Faster, Better, Cheaper) ناسا. دستاوردهای دوران FBC شکستهای پرهزینه ای را (مدارگرد آب و هوای مریخ و فرود در قطب مریخ) در بر داشت و از آن زمان ناسا این فلسفه (FBC) را کنار گذاشت. البته FBC دست کم یک نقطه مثبت داشت. بر اساس این فلسفه پذیرفتن ریسک با این باور که اگر یک ماموریت کوچکتر و ارزانتر باشد احتمال عدم موفقیت آن بیشتر است اما در صورت شکست، فاجعه کمتری به بار خواهد آمد و ممکن است برای دوباره سازی آن، فناوری های جدیدی به دست آید، مجاز بود. فضاپیمای استارداست در 25 ژانویه 2006 به همراه نمونه هایی از یک دنباله دار به زمین بازگشت و ثابت کرد که PICA کار خود را به زیبایی انجام می دهد.

ارسال فضاپیما به سیارات و اقمار آنها امری گران و دشوار است و تجهیزاتی که برای رسیدن به هر یک از این اجرام مورد نیاز است، بسیار متنوعند. در همین راستا انجمن بین المللی سیاره نوردی سالانه یکبار گرد هم می آید و ضمن ارائه ایده ها و تکنولوژی های جدید، نظرات خود را در مورد انتخاب مقصد برای ماموریتهای آینده مطرح می کنند. پنجمین نشست این انجمن اواخر ژوئن 2007 در بوردوکس فرانسه برگزار شد. تکنولوژی هایی که در آن مورد بحث قرار گرفتند از بالنهای کوچک (نوعی وسیله به نام بالوت (ballute) که تلفیقی از بالن و پاراشوت است و می تواند در فراز سطوح شناور باشد) تا سیستم های پیشرفته محافظ حرارتی و تجهیزات فوق سبک ساخته شده به کمک نانوتکنولوژی بودند.

مقاصد مورد توجه برای برنامه های آتی متعددند. از آن جمله می توان سیارات ونوس و عطارد، که می توانند به درک ما از تشکیل منظومه شمسی و این که چرا وضعیت این سیارات به گونه ایست که غیر قابل سکونت هستند، را نام برد. علاوه بر آن قمرهای کیوان و مشتری، مانند قمر اروپا مقاصد خوبی می باشند. در قمر اروپا، علاوه بر وجود اقیانوس آب مایع در زیر لایه های یخی، امکان وجود ارگانیزمهای زنده وجود دارد. بسیاری بر این باورند که اروپا همه ملزومات اساسی شامل آب مایع، منبع انرژی و مواد مغذی را دارا می باشد. به هر حال تنها راه شناخت بیشتر، رسیدن به آنجا با یک فضاپیمای مناسب و همراه داشتن تجهیزات کامل است. هیچ یک از این تصمیم گیریها کار ساده ای نیست. واقعیت این است که برای تحقق خواسته های همه مردم زمین، پول کافی وجود ندارد. صرفنظر از مسائل مالی، این وظیفه علوم و فناوری فضانوردی است که باید همراه با خواسته های بشر پیش رود.

حد قدر آسمان را بسنجيد

حد قدر آسمان را بسنجيد



با شمارش ستاره ها در بخش هاي مشخصي از برخي از صورت هاي فلكي, قدر كم نورترين ستاره اي را بسنجيد كه با چشم غير مسلح در آسمان بالاي سرتان ديده مي شود.

تاريكي آسمان شب, تعيين كنيد تعداد ستاره هاي قابل مشاهده است. در كيان شهرهاي بزرگ همانند تهران, آسمان شب چنان بي رنگ و روست كه گاهي ستارهاي كم نورتر از قدر 3 ديده نخواهد شد, به طوري كه از ميان هزاران ستاره قابل مشاهده فقط چند ده عدد از آنها قابل مشاهده خواهد بود. هرچه از شهر دورتر مي شويم تعداد ستاره هاي قابل رويت بيشتر خواهد بود.

سنجش حد قدر آسمان, يكي از معيارهاي اصلي براي تعيين تاريكي, شفافيت و زيبايي آسمان شب در محل رصد شماست. در گزارش نويسي از يك بارش شهابي يا رصد اجرام غير ستاره اي, اشاره به حد قدر آسمان از نكته هاي ضروري است. براي تعيين حداكثر تعداد شهابها در ساعت اوج بارش ZHR تعيين حد قدر آسمان محل بسيار مهم است. براي سنجش حد قدر آسمان نياز نيست حتما كم نورترين ستاره آسمان را از روي حدس و گمان پيدا كنيد, از روي نقشه و جدول نجومي قدر آن را بيابيد. در ميان اختر شناسان آماتور روشي ساده تر رايج است كه شمارش تعداد ستاره ها در نواحي مشخص شده اي از آسمان است. اين روش را در واقع چند رصدگر معروف بارشهاي شهابي در دنيا ابداع كردند. آنها 30 منطقه در آسمان مشخص كردنده اند كه با شمارش ستاره هاي اين محدوده ها حد قدر تعيين مي شود. ما از ميان آنها 3 منطقه را انتخاب كرده ايم كه در صورتهاي فلكي بارزي قرار دارند و به سادگي مشخص مي شوند و از سوي ديگر دست كم يكي از آنها در زمان موردنظر شما در طول سال در آسمان شب خواهند بود. دجاجه در طول تابستان بهترين نشانه است. كافي است مطابق نقشه مثلثي از گاما-دجاجه در مركز صليب, اتا و اپسيلون دجاجه تصور كنيد و تعداد ستاره هاي درون ان را بيابيد ( سه ستاره رأس مثلث هم به حساب مي آيند). مطابق جدول, اگر فقط سه ستاره رأس هاي مثلث را ببينيد, حد قدر 4 است, كه آسمان شهري است. اگر بسش از 20 ستاره بشماريد, محل رصد خوبي را پيدا كرده ايد. همچنين در طول پاييز و زمستان, محدوده ثور مناسب است و در طول بهار, محدوده اسد.

زماني شروع به شمارش ستاره ها بكنيد, كه آسمان به تاريكي رسيده باشد ( يا پيش از آنكه سپيده بزند ). اگر حد قدر واقعي آسمان يك منطقه را مي خواهيد, زماني را انتخاب كنيد كه ماه در آسمان نباشد و وقتي شروع به شمارش كنيد كه چشمانتان به تاريكي عادت كرده باشد. در شمارش محدوده, ستاره هاي مرزي را هم به حساب آوريد.

يكي از مشكلات اين روش به آمادگي چشم افراد بستگي دارد كه هر شخصي بسته به ديد خود حد قدري را حدس مي زند. با اين وجود اطلاعات كاملي از شفافيت و حد قدر به دست نمي آيد و لازم است مشخصات ديگري هم سنجيده شود ( مقياس بورتل ).

در بيشتر كتابهاي اخترشناسي كم نورترين ستاره از قدر 6.5 مشخص شده و اين را حد قدر انسان مي دانند, در حالي كه در نواحي بياباني و كوهستاني حد قدر به 7 و بيشتر هم ميرسد.
اسد
حد قدر ستاره‌ها حد قدر ستاره‌ها
6.3 20 1.3 1
6.4 21 2.2 2
6.6 24 2.6 2
6.7 25 3.4 5
6.9 29 3.8 6
7.0 32 4.4 7
7.1 34 5.0 8
7.2 38 5.6 11
7.3 40 5.7 13
7.4 44 6.0 15
7.5 45 6.1 18

UP



دجاجه
حد قدر ستاره ها حد قدر ستاره ها
6.4 20 2.3 1
6.5 24 2.6 2
6.6 28 4.0 3
6.7 32 4.8 4
6.8 34 4.9 6
6.9 36 5.0 7
7.0 41 5.2 8
7.1 46 5.5 11
7.2 49 5.7 12
7.2 54 5.9 13
7.4 64 6.0 14
6.1 15
6.2 16
6.3 18

UP



ثور
حد قدر ستاره ها حد قدر ستاره ها
6.1 12 1.1 1
6.2 15 1.8 2
6.3 16 3.0 3
6.4 17 4.7 4
6.5 20 4.8 5
6.6 21 5.1 7
6.7 23 5.3 8
6.8 26 5.5 9
6.9 28 5.9 10
7.0 29 6.0 11

UP

ثبت رصد در آسمان

چگونگي ثبت رصد آسمان

در اين مقاله در مورد ثبت رصد , طراحي از رصدهايمان و اهميت ثبت رصد بمطالبی خواهید خواند. نگاه كردن به گفته ويليام هرشل نوعي هنر است اين هنر با هر بار نگاه كردن تقويت ميشود، حتي اگر به نظر ما آن نگاه يا رصد بيفايده بنمايد، وقتي به طور كامل از نگاه كردن به آسمان نتيجه ميگيريم كه رصد هايمان را ثبت كنيم و با هر بار نگاه كردن به برگه هاي رصد از آنها كسب تجربه نماييم و ضمناً سابقه اي از رصدهاي خود به دست آوريم. حال اين برگه های ميتوانند رصد يك واقعه ساده باشند يا مجموعه اي از رصدهاي تخصصي ما از آسمان، به طور نسبي ميشود گفت طريقه كسب هنر نگاه كردن به آسمان در همين ثبتهاي هر چند ساده و نگاه كردن هميشگي به آسمان است، يك شب رصدي زماني مفيد است كه از آن شب رصدي، نوشته اي به جاي مانده باشد. به طور ناخودآگاه ما با نوشتن گزارشات رصدي خود را ملزم به نگاه دائم و دقيق آسمان نموده ايم و در اين زمان ميتوانيم بگوئيم هنر نگاه كردن به آسمان را كسب نموديه ایم. اما چگونه بايد اين كار را انجام دهيم , در باقي متن به شما خواهم گفت :

اولین مرحله برای ثبت رصد داشتن یک برگه ثبت رصد است، که نمونه آن را در زیر خواهید دید. هر برگه ثبت دارای تعدادی پارامتر است که در زیر آنها را توضیح می دهیم.

حد قدر : به كم نورترين ستاره قابل ديدن در يك شب رصدي گفته ميشود روشهاي مختلفي براي تعيين حد قدر وجود دارد كه در اينجا به روش شمارش ستاره اي ميپردازم :

روش شمارش ستاره اي يا مثلث بندي : با شمارش تعداد مشخصي ستاره در بخش مشخصي از صور فلكي آسمان در قالب مثلث بنديهايي در هر صورت فلكي , ميتوان حد قدر را تعيين نمود. براي آشنايي با تمامي اين مناطق در آسمان ميتوانيد به آدرس :

www.seds.org/billa/lm/rjm.html

http://obs.nineplanets.org/lm/rjm.html ( بسيار مفيد )

مراجعه نماييد.

شرايط ديد: شرايط ديد به چگونگي ديده شدن جرم آسماني با چشم يا وسيله رصدي گفته ميشود كه با توجه به وضعيت جوي متغيير است و با پنج پارامتر در نجوم آماتوري بررسي ميشود كه آن پنج پارامتر به شرح زير ميباشد :

I : ديده خوب , بدون لرزش تصوير

II : نوسانهاي آرام , همراه با لحظاتي مكث

III : لرزش شديد تصوير

IV : كيفيت پائين تصوير , لرزشهاي مداوم و مشكل آفرين

V : ديده بد و نامناسب كه حتي مانع از طراحي اجمالي تصوير ميشود

براي آشنايي بيشتر با آنتونيادي و شرايط ديد ميتوانيد به : http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Antoniadi_scale.html

مراجعه نماييد .

روش طراحي : در پائين برگه رصد خود با مداد به طراحي بپردازيد سايه بزنيد و... مهمترين نكته آن است كه هرچه ديديد دقيقا همان را به طور كامل با شكل ستارگان اطرافش و تمام جزئيات ثبت كنيد . اولين بار بسيار نا اميد كننده است چون شما هنوز به نگاه كردن دقيق عادت نكرده ايد اما اگر مستمر اين كار را انجام دهيد از نتيجه كار خود و بررسي شكلهاي اول با دقت بالاي طراحي هاي آخر خود شگفت زده خواهيد شد به همين سادگي با خرجي به مراتب كمتر از خرج عكاسي شما ميتوانيد پروژه هاي بسياري را در مورد رصد اجرام غير ستارهاي انجام دهيد و چه آسمان شاهد واقعه رصدي باشد يا نباشد آسمان شب هاي شما پر از پروژه هاي علمي و موضوعات جذاب رصدي است .

شايد براي شروع بد نباشد از سحابيها يا طراحي عوارض ماه و رصد روخگردهاي ماه يا قمرهاي مشتري شروع كنيد . براي اطلاعات بيشتر و ديدن نمونه اي از پروژه هاي رصدي ميتوانيد به آدرس زير مراجعه نمائيد

http://victoria.rasc.ca/articles/1995/art9501.html



براي مطالعه بيشتر ميتوانيد به مجله نجوم شماره 36 و 115 مراجعه نماييد. البته لازم به ذكر است كه هر نوع رصد به برگه رصدي خاص و جزئيات مخصوص خود نياز دارد و به طور مثال رصد دنباله دارها و هلال هاي ماه هاي قمري يسيار مفصل تر و كامل تر است و اين برگه به صورتي كلي و براي رصد اجرام غير ستاره اي , ماه و خورشيد مناسب ميباشد.

اميدوارم در ثبت رصدهايتان موفق باشيد و از رصد علمي آسمان لذت ببريد.





نمونه هایی از برگه های رصد





برگه ثبت رصد

برگه ثبت رصد
: شماره گزارش



: نام مشاهده كننده
142 / /

200 / /





: تاريخ



: شهر



: كشور


: زمان پايان رصد



: زمان شروع رصد

: ابزار رصد

: شرايط جوي آسمان در طول رصد



شرح رصد







برگه ثبت رصد دنباله دار

نام دنباله دار :
: شماره گزارش



: نام مشاهده كننده
142 / /

200 / /





: تاريخ



: شهر



: كشور


: زمان پايان رصد



: زمان شروع رصد

: ابزار رصد

: شرايط جوي آسمان در طول رصد



شرح رصد



درجه تراكم گيسو :


بعد :

اندازه دنباله :


ميل :

زاويه موقعيت دنباله :


قدر مجموع :

حركت زاويه اي در ساعت :


قدر سطحي ( مركز گيسو ) :

حركت زاويه اي در شبانه روز :


اندازه گيسو :



ترسيم شكل دنباله دار






برگه ثبت رصد هلال ماه
: شماره گزارش



: نام مشاهده كننده
142 / /

200 / /





: تاريخ



: شهر



: كشور


: زمان پايان رصد



: زمان شروع رصد

: ابزار رصد

: شرايط جوي آسمان در طول رصد



شرح رصد



اختلاف سمت ماه و خورشيد در زمان رويت :


شماره ماه گرد نجومي :

فاصله زاويه اي ماه از خورشيد در زمان غروب :


شماره ماه گرد اسلامي :

زاويه هلال ماه نسبت به افق :


لحظه مقارنه :

سطح روشن ماه :


زمان غروب خورشيد :

زمان غروب ماه :


سمت خورشيد در زمان غروب :

سمت ماه در زمان غروب :


زمان رويت هلال :

مدت مكث ماه بعد از رويت هلال :


سن ماه در زمان رويت هلال :

موقعيت ماه در مدار خود به دور زمين :


ارتفاع ماه در زمان رويت :

عرض دايره البروجي ماه در زمان رويت هلال :


سمت ماه در زمان رويت :



ترسيم وضعيت هلال در زمان رويت

خورشید

از دیدگاه زیست شناسان خورشید عامل حیات روی زمین است. اما از دیدگاه اخترشناسان خورشید ستاره ای معمولی در میان میلیاردها ستاره کهکشان ماسj. درخشندگی خیره کننده خورشید تنها به دلیل نزدیکی آن به زمین است و نور خورشید طی 8 دقیقه و 20 ثانیه به زمین می رسد. در صورتی که نور نزدیکترین ستاره بعدی که آلفا قنطورس است، 3/4 سال در راه است تا به ما نتابد.

 

پیش از آن که ویژگیهای خورشید را بررسی کنیم ابتدا باید فرایند تشکیل شدن ستارها را بشناسیم. در کهکشان ما و دیگر  کهکشانها در فضای میان ستاره ای ابرهای گازی بزرگی دیده می شوند که آنها را سحابی می نامند. ممکن است ابعاد سحابیها به حدود چند سال نوری برسد. آنها عمدتاً از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند. سحابی ها تحت تاًثیر عوامل گوناگون دچار ناپایداری می شوند و این ناپایداریها موجب می شود که تراکم گازها در نقطه ای از سحابی بیشتر شود. درنتیجه نیروی گرانش آن بخش بیشتر می شود و گازها ازمناطق دیگر به سوی این ناحیه متراکمتر سقوط می کنند. به دلیل فشار زیاد گازها دمای بخش مرکزی توده به تدریج افزایش می یابد و هنگامی که دمای ناحیه مرکزی به حدود ده میلیون درجه سانتی گراد برسد واکنش اتمی به نام همجوشی هسته ای رخ میدهد. با آغاز واکنشهای همجوشی هسته ای ستاره به حالت پایداری می رسد. به این منظور که تعادلی فشار رو به درون گرانش با فشار رو به بیرون گازها ایجاد می شود و ستاره ای به دنیا می آید. این فرایند در مورد خورشید نیز رخ داده است. در بخش مرکزی خورشید با واکنش همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم تبدیل و  انرژی زیادی آزاد می شود. با این منبع انرژی است که از پنج میلیارد سال پیش تاکنون پیوسته خورشید می درخشد. بر اساس محاسبات انجام شده اختر شناسان بر این باورند که تا 5 میلیارد سال دیگر نیز خورشید به همین صورت خواهد درخشید.

تقریباً همزمان با تشکیل شدن خورشید سیارات نیز به دور خورشید تشکیل شده اند. تمام سیارات منظومه شمسی اسیر گرانش خورشیدند و به دور آن می گردند. 9/99 درصد از جرم منظومه شمسی از آن خورشید است. برای مقایسه جالب است بدانید که خورشید تقریباً 300 هزار برابر از زمین پرجرمتر است. از آنجا که خورشید از لحاظ نجومی در فاصله نزدیکی نسبت به ما قرار دارد می توان جزییات آن را با استفاده از تلسکوپ مشاهده کرد و اطلاعاتی درباره جو و ساختار درونی خورشید به دست آورد. اختر شناسان عقیده دارند که خورشید از لحاظ ساختار درونی از سه بخش عمده تشکیل شده است: هسته و بخش تابشی و بخش همرفتی.

هسته در واقع موتور خانه خورشید است و در آن واکنشهای همجوشی هسته ای رخ می دهد. دمای هسته خورشید به 15 میلیون درجه سانتیگراد می رسد. انرژی تولید شده در هسته مستقیماً به سطح نمی رسد بلکه در لایه ای بالا تر به بخش تابشی وارد می شود. در این بخش پیوسته فرایند جذب و تابش انرژی صورت می گیرد. در نهایت انرژی تولید شده به بیرونی ترین لایه درونی خورشید یعنی پوشش همرفتی وارد می شود. در این بخش گازهای بسیار داغ به سطح خورشید می رسند انرژی از دست می دهند و دوباره به عمق فرو می روند. جدا از ساختار درونی ساختار بیرونی یا جو خورشید نیز از سه بخش تشکیل شده است. پایینترین لایه را که در واقع در بالاترین بخش پوشش همرفتی جا دارد شید سپهر می نامند. نور مرئی که ما از خورشید مشاهده می کنیم مربوط به این بخش است. ضخامت شید سپهر حدود صد کیلومتر و دمای متوسط آن حدود 6000 درجه سانتیگراد است.

 بالاتر از شید سپهر لایه میانی جو خورشید فام سپهر با ضخامتی حدود دو هزار کیلومتر قرار دارد. فام سپهر به دلیل تابش شدید شید سپهر در حالت عادی دیده نمی شود. اما در هنگام خورشید گرفتگی کلی ماه قرص درخشان خورشید را می پوشاند و فام سپهر به صورت هاله قرمز رنگی در لبه قرص تیره خورشید دیده می شود. دمای فام سپهر به حدود 40 هزار درجه سانتی گراد می رسد.

بیرونی ترین لایه جو خورشید را تاج می نامند. تاج هم مانند فام سپهر در حالت عادی به دلیل تابش شدید شیدسپهر دیده نمی شود. هنگام خورشید گرفتگی کلی تاج مانند هاله سفید درخشانی پیرامون قرص تیره خورشید دیده می شود. تاج با میلیونها کیلومتر در هر سوی خورشید گسترش دارد. البته در هنگام خورشید گرفتگی کلی فقط بخش کوچکی از آن با چشم دیده می شود. بخشهای بیرونی تاج به صورت ذرات پر انرژی در فضای منظومه شمسی پراکنده می شوند که اصطلاحاً این ذرات را باد خورشیدی می نامند. دمای تاج خورشید به حدود دو میلیون درجه سانتیگراد می رسد.

 

لکه های خورشید

لکه ها معروفترین و مشخص ترین فعالیتهای سطحی خورشید هستند. آنها در مقایسه نسبت به مناطق دیگر شیدسپهر سردترند. اندازه یک لکه متوسط دو برابر قطر زمین است. معمولاً لکه ها به صورت گروهی دیده می شوند و هر گروه ممکن است از بیش از صد لکه منفرد تشکیل شود. مشاهده خورشید با چشم غیر مسلح بدون فیلتر بسیار خطرناک است. اما گاهی لکه های بزرگی در سطح خورشید پدیدار می شوند. در این صورت در هنگام طلوع یا غروب خورشید که درخشش ظاهری قرص خورشید کاهش می یابد می توان آنها را با چشم غیر مسلح مشاهده کرد. لکه های خورشید حدود 1500 درجه سانتیگراد سردتر از دیگر مناطق شیدسپهرهستند. به همین دلیل تیره تر به نظر میر سند. احتمال می رود که منشاء لکه ها میدانهای مغناطیسی قوی خورشید باشند. زیرا در این مناطق میدان مغناطیسی خورشید هزاران بار قویتر از میدان متوسط خورشید است. لکه ها در سطح خورشید ثابت و بدون تغییر نیستند و در حدود یک هفته دوام می آورند. در سال 1843 اخترشناس آماتور آلمانی به نام هینریش شواب متوجه شد که تعداد لکه های خورشیدی در دوره ای 11 ساله تغییر می کند. اصطلاحاً این دوره را چرخه لکه های خورشیدی می نامند.

 

دانه های خورشیدی

عکسبرداریهای دقیق نشان می دهند که سطح شیدسپهر بی شکل نیست. بلکه با نقاط روشنی کاملاً پوشیده شده است. این نقاط را دانه ها می نامند. هر دانه حدود 1500 کیلومتر قطر دارد و با حاشیه تیره ای از دانه کناری جدا می شود. دانه ها به شکل نقاطی در کنار لکه ها دیده می شوند. عمر متوسط دانه ها حدود ده دقیقه است. بررسیها حاکی از آن است که در مرکز هر دانه گازهای داغ بالا می آیند دمای خود را از دست می دهند و دوباره فرو می روند. در حاشیه دانه ها گازهای سردتر فرو می روند. به همین دلیل حاشیه هر دانه نسبت به مرکز آن تیره تر دیده می شود.

 

زبانه و شراره های خورشیدی

زبانه ها و شراره های خورشیدی فعالیتهای انفجاری در فام سپهر خورشیدند. تا مدتها بررسی فعالیتهای انفجاری جو خورشید فقط در هنگام خورشید گرفتگی ممکن بود. اما امروزه با استفاده از ابزارهایی می توان فام سپهر و فعالیتهای آن را در هنگام عادی نیز بررسی کرد.

در هنگام خورشید گرفتگی کلی زبانه ها به صورت نقاط درخشان قرمز رنگی در لبه قرص تیره خورشید دیده می شوند. اما در تصویرهای دقیق به صورت رشته های گازی بزرگی پدیدار می شوند. عقیده بر این است که زبانه ها نیز تحت تأثیر مناطق فعال مغناطیسی خورشید تشکیل می شوند و در بسیاری از موارد به لکه ها نزدیک هستند. طول عمر زبانه ها از چند روز تا چند ماه است. ارتفاع متوسط این فورانهای گازی حدود 30 هزار کیلومتر است.

اما در موارد استثنایی ارتفاع آنها به یک میلیون کیلومتر از سطح خورشید نیز می رسد. سرعت حرکت گازها در زبانه ها به طور متوسط به حدود 300 تا 400 کیلومتر در ثانیه می رسد. شراره ها نیز یکی از جالب توجه ترین فعالیتهای فام سپهر هستند. تفاوت شراره ها با زبانه ها در میزان درخشش واندازه و دوام آنهاست. شراره ها از زبانه ها کوچکترند و در حدود چند دقیقه به اوج میرسند و تا یک ساعت یا کمتر از بین می روند. اما در این مدت انرژی بسیار زیادی آزاد می کنند. در ناحیه ای که شراره خورشید رخ می دهد ممکن است دما به صد میلیون درجه سانتیگراد برسد. شراره ها از منابع قوی تابش پرتو ایکس محسوب می شوند و در مواردی پرتوهای ایجاد شده از آنها بر میدان مغناطیسی زمین نیز تا"ثیر می گذارند.

 

نمودار تغییرات لکه های خورشیدی در قرن 21

تحول خورشید

همان طور که گفته شد اختر شناسان بر این باورند که تا 5 میلیارد سال دیگر خورشید مانند امروز پایدار می درخشد. اما سرانجام با کم شدن ذخیره هیدروژن در هسته آن از حالت پایداری خارج می شود. در نتیجه لایه های بیرونی خورشید منبسط می شوند و بسیار بزرگتر خواهد شد. طوری که ممکن است اندازه قطر آن به اندازه مدار زمین برسد. در این مرحله همراه با بزرگ شدن اندازه خورشید دمای سطحی آن نیز کاهش می یابد. در نتیجه خورشید سرخ رنگ دیده خواهد شد. از لحاظ مراحل تحولی اصطلاحاً ستاره به مرحله غول سرخی وارد می شود. ستاره های درخشان سرخ یا نارنجی رنگی را که با چشم غیر مسلح در آسمان شب می بینیم همگی در مرحله غول سرخی به سر می برند. پس از مرحله غول سرخی مراحل پایانی زندگی است و ستاره های کم جرمی مانند خورشید به کوتوله سفید تبدیل می شوند. در این مرحله قطر ستاره بسیار کوچک می شود. برای مثال ممکن است ابعاد یک کوتوله سفید به اندازه زمین باشد. اما جرمی به اندازه خورشید داشته باشد. در نتیجه چگالی چنین ستاره ای بسیار زیاد خواهد شد. محاسبات نشان می دهند که یک سانتیمتر مکعب از ماده کوتوله سفید نیم تن وزن دارد. در نهایت پس از چند میلیارد سال کوتوله سفید نیز درخشندگی خود را از دست می دهد و به کوتوله سیاه تبدیل می شود. در این صورت ستاره دیگر هیچ نوری نخواهد داشت و فقط اثر گرانشی آن قابل بررسی است.