تصاویری از میلیاردها سال پیش

مدیران کل انجمن تاریخ عضویت : 2011-02-21

اگر شبی را
در خارج از شهرها به سر برده باشید سایه های بسیاری را خواهید دید که ناشی
از نور برج ها و ماشین ها و این چیزها نیست. انعکاس نور ماه، سیارات منظومه
خورشیدی و حتی ستارگان پر نوری چون شباهنگ (شعرای یمانی) می تواند سایه
های بسیاری از شما و دیگر چیزهایی که در نزدیکی شما است، به وجود آورد. به
همین دلیل است که می گویند در گذشته ها کاروان هایی که در خارج از شهرها در
حال حرکت بودند با نور ماه و سیارات و دیگر اجرام آسمانی به راه خود ادامه
می دادند و مسیر خود را از شکل ستارگان می یافتند. در هر کجایی که باشید
شب ها اجرام بسیاری را در آسمان خواهید دید که میزان نورانیت آنها با
یکدیگر متفاوت است. تخمین میزان درخشش اجرام آسمانی و پی بردن به دیگر
ویژگی های آنها محاسبات و شاخصه های مخصوصی دارد که در این مقاله با آنها
آشنا می شویم.

● قدر ستارگان

بر اساس روشی که «بایر» ستاره شناس آلمانی در سال
۱۶۰۳ ابداع کرد، ستارگان هر صورت فلکی با حروف الفبای یونانی مشخص می شوند.
به این ترتیب که نورانی ترین ستاره هر صورت فلکی با حرف اول الفبای
یونانی- آلفا- و ستارگان دیگر از لحاظ نورانیت از حرف دوم تا آخر الفبای
یونانی نامگذاری می شوند. به طور مثال می گویند ستاره آلفا خرس کوچک (دب
اصغر). یعنی که این ستاره پرنورترین ستاره صورت فلکی خرس کوچک است. اما
برای درجه بندی نورانیت ستارگان نیز از اعداد استفاده می شود. ستاره شناسان
دنیای باستان نورانیت هر ستاره را از قدر یک تا قدر شش در نظر می گرفته
اند. اما امروزه این طبقه بندی تغییر کرده و از اعداد منفی به اعداد مثبت
می رسد. بدین صورت که پرنورترین ستاره از قدر منفی شروع شده به صفر می رسد و
تا کم نورترین اجرام در قدر مثبت پیش می رود. به طور مثال قدر ظاهری ستاره
بزرگ خورشید در حدود ۲۷- ماه بدر (کامل) ۱۲- و قدر سیاره پرنور زهره در
بهترین حالت تا نزدیکی های ۵- می رسد. قدر ظاهری نورانی ترین ستاره آسمان
زمین «شعرای یمانی» یا همان «شباهنگ» در حدود ۶/۱- است. در این تقسیم بندی
تفاوت ۵ قدر برابر است با ۱۰۰ برابر تفاوت درخشندگی. هر چه جرم آسمانی از
زمین دورتر باشد عدد قدر آن رو به مثبت می رود. به طور مثال قدر ظاهری
ستاره «سها» در صورت فلکی خرس کوچک ۷/۵+ و قدر ظاهری کهکشان آندرومدا
(کهکشان همسایه راه شیری ما) ۵/۳+ است. پس میزان نور دریافتی از کهکشان
«آندرومدا» از ستاره «سها» بیشتر است. دقت داشته باشید که این شیوه تعیین
درخشندگی ظاهری اجرام است و نشان دهنده نورانیت حقیقی و ذاتی اجرام نیست.

● تصاویری از میلیاردها سال پیش

آنچه ما از اجرام در آسمان می بینیم مربوط به میلیون ها
و بلکه میلیاردها سال پیش است. (البته به جز اجرام منظومه خورشیدی و
همسایگان آن) زیرا این اجرام در فاصله بسیار دوری از ما قرار دارند و با یک
محاسبه ساده می توان به دلیل آن پی برد. به طور مثال نزدیک ترین ستاره به
زمین ستاره «آلفا قنطورس» (پرنورترین ستاره صورت فلکی قنطورس) است که نزدیک
به ۲/۴ سال نوری از ما فاصله دارد. هر ثانیه نوری معادل سرعت نور در یک
ثانیه (حدود ۳۰۰ هزار کیلومتر در ثانیه) است. بنابراین آنچه ما از ستاره
آلفا قنطورس در آسمان مشاهده می کنیم مربوط به ۲/۴ سال پیش است که نور این
ستاره با احتساب سرعت سیصد هزار کیلومتر در ثانیه هم اکنون به ما می رسد.
این مسئله برای تمامی اجرامی که ما در آسمان مشاهده می کنیم و هر آنچه در
دنیا است صدق می کند. نور ستاره بزرگی به نام خورشید که ما از وجود آن زنده
هستیم پس از ۸ دقیقه به زمین می رسد زیرا خورشید در فاصله ۱۵۰ میلیون
کیلومتری ما قرار دارد. بنابراین بسیاری از اجرام دوردستی که ما در آسمان
مشاهده می کنیم هم اکنون بدین شکلی که می بینیم نیستند و حتی ممکن است که
دیگر وجود نداشته و از بین رفته یا تغییر شکل داده باشند. اما اجرامی که در
چنین فواصل دوری از زمین قرار دارند چگونه رصد می شوند؟

● رصد اجرام

ستاره شناسان اجرام آسمانی را به سه روش رصد و
بررسی می کنند. اولین روش رصد اجرام با تلسکوپ های زمینی است که برای اجرام
نزدیک کاربرد بیشتری دارد. دومین روش استفاده از رادیوتلسکوپ است که از آن
بیشتر برای دریافت امواج اعماق آسمان استفاده می شود. سومین و آخرین روش
استفاده از تلسکوپ های فضایی است که در خارج از جو زمین در حال گردش هستند.
۴۰۰ سال پس از اختراع تلسکوپ به شیوه امروزی تلسکوپ های بزرگ زمینی در رصد
خانه های کشورهای مختلفی مشغول به فعالیت هستند. رصدخانه شیلی، جنوبی
اروپا (ESO)، هاوایی، VLT، مونت پالومار و آفریقای جنوبی از بزرگ ترین
رصدخانه های زمین هستند. تلسکوپ های زمینی به نسبت تلسکوپ های رادیویی و
فضایی در درجه پایین تری قرار دارند زیرا که با مشکل بزرگی به نام جو زمین
مواجه هستند. نور یک جرم آسمانی بایستی پس از عبور از جو زمین به تلسکوپ
زمینی برسد که در این میان تغییرات آب و هوایی و اختلالات جوی تاثیر بسیاری
در تصویر دریافت شده دارد. اما تلسکوپ های فضایی که در خارج از جو زمین
قرار دارند چنین مشکلی ندارند و بنابراین اجرام دورتری را می توانند رصد
کنند.

هم اکنون چندین تلسکوپ فضایی در خارج از جو زمین
وجود دارد که بزرگ ترین آنها تلسکوپ فضایی هابل (HUBBLE) نام دارد که در
سال ۱۹۹۰ به مدار زمین پرتاب شد. هابل با قطر آینه ۴/۲ متر به موسسه علوم
تلسکوپ فضایی تعلق دارد که زیرمجموعه ناسا است. ناسا به غیر از تلسکوپ
فضایی هابل دو تلسکوپ فضایی دیگر به نام های «اسپیتزر» و «چاندرا» دارد.
«اسپیتزر» مجهز به آشکارسازهای فروسرخ است تا به راحتی به درون ابرهای چگال
گاز و غبار نفوذ کند. جایی که می تواند بسیاری از اجرام ناشناخته را شکار
کند. تلسکوپ پرتو ایکس «چاندرا» تحت نظارت بخش اخترفیزیک دانشگاه هاروارد
است. سوهو آخرین تلسکوپ فضایی است که در نقطه لاگرانژی ( نقطه گرانشی بین
زمین و خورشید) قرار دارد. این تلسکوپ که متعلق به سازمان فضایی ژاپن است،
به طور ویژه به تصویربرداری از خورشید می پردازد.

رادیوتلسکوپ مهم ترین ابزار رصدی ستاره شناسان در
زمین است. برای اولین بار در ۱۹۳۲ «کارل یانسکی» تلسکوپ رادیویی ساده ای را
درست کرد که حاصل این کار ساخت رادیوتلسکوپ های غول پیکری است که امروزه
می توانند امواج دورترین اجرام اعماق آسمان را به راحتی دریافت کنند. شیوه
کار رادیوتلسکوپ به این صورت است که امواج دریافتی را در بخش مرکزی
رادیوتلسکوپ متمرکز می کند و پس از ورود اطلاعات به کامپیوتر تصاویر جرم
دور به دست می آید. تلسکوپ رادیویی بشقابی «افلبورگ» آلمان و تلسکوپ
رادیویی کمبریج انگلستان از بزرگ ترین رادیوتلسکوپ های زمین هستند که این
دومی می تواند سحابی هایی را در فاصله بیش از ۵ میلیارد سال نوری کشف کند.
ستاره شناسان چگونه می توانند به ویژگی های یک جرم آسمانی پی ببرند؟ این
سئوالی است که در ادامه مقاله به بررسی آن می پردازیم.

● طیف سنجی ستارگان

نور ستارگان در برخورد با جو زمین دچار نوسان شده و
به طور کامل به زمین نمی رسد، اما بسته به میزان گرما، سرما و عناصر تشکیل
دهنده ستاره و فاصله آنها تا زمین، ستار گان در چند رنگ متفاوت دیده می
شوند. رنگ ستارگان بین آبی مایل به سفید تا قرمز است. نور برخی از ستارگان
ثابت نیست و مدام تغییراتی در میزان روشنایی آنها رخ می دهد. گاه نورانیت
ستارگانی که به «نواختر» معروفند طی چند روز هزاران بار بیشتر می شود و سپس
رو به تاریکی می رود. اطلاعات بسیاری همچون اندازه، رنگ، دما و عناصر
موجود در اجرام را می توان با طیف سنجی از نور رسیده از اجرام محاسبه کرد.
طیف (Spectrum) یک دسته اشعه است که برای هر عنصری خاص آن است. «طیف سنج»
(Spectrometr) دستگاهی است که ستاره شناسان به وسیله آن می توانند با بررسی
نور رسیده از اجرام آسمانی، عناصر موجود در آنها را شناسایی کنند. ستاره
شناسان نور دریافت شده از ستاره را تجزیه کرده و به بررسی نوع ستاره و
عناصر موجود در آن می پردازند. دمای ستارگان با یکدیگر متفاوت است و با
توجه به رنگ و میزان نورانیت آنها می توان به دمای ستارگان پی برد. به طور
مثال دمای ستارگان بزرگی همچون خورشید بین ۵۵۰۰ تا ۶۰۰۰ درجه کلوین است.
این نوع از ستارگان ستاره های زرد هستند که در تقسیم بندی سری طیفی با
علامت G مشخص می شوند. دانشمندان بر اساس طیف سنجی نوری که از اجرام آسمانی
به زمین می رسد ستارگان را به گروه های مختلفی تقسیم کرده اند. این تقسیم
بندی به «سری طیفی» (Spectral Class) معروف است.

روش سری طیفی کاملاً
تجربی بوده و بر حسب خطوط موج اجرام است که در طیف سنج دریافت می شود. این
خطوط جذبی وابسته به دما است. البته میزان دما کاملاً نشان دهنده میزان
نورانیت جرم نیست زیرا که ممکن است دو ستاره دمای سطح یکسانی داشته باشند
اما یکی از آنها میلیون ها بار از دیگری پرنورتر باشد. اما «آینار
هرتسپرونگ» (Ejnar Hertzprung) دانمارکی و «هنری نوریس راسل» (Henry Noris
Russel) آمریکایی دو ستاره شناسی هستند که اولی در سال ۱۹۱۱ و دومی در ۱۹۱۳
به صورت جداگانه ستاره ها را هم بر حسب دما و هم بر حسب روشنایی(نورانیت)
رده بندی کردند.

بر این اساس نموداری به نام «هرتسپرونگ- راسل» به
وجود آمد که اجرام آسمان بر حسب روشنایی و دمایشان نشان داده می شود. در
نمودار دما در روی محور افقی و روشنایی در روی محور عمودی نشان داده می
شود. در این نمودار اجرام آسمان شامل ستارگان، سحابی ها، کهکشان ها، غول
ها، ابرغول ها و کوتوله ها با توجه به دما و روشنایی در قسمت های مختلف
نمودار قرار می گیرند.

» تصاویری جدید از زنی که شکم اش منفجر شد!!!
» تصاویری از دانشگاه هاروارد آمریکا
» تصاویری جنجالی از کنسرتی هنجارشکن و ..... !!!
» تصاویری از عجیب ترین جشنواره های جهان !!!
» تصاویری از شنای مختلط در سواحل مازندران