کليه مقالات نجوم

[sajadhoosein]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] رابطه ی ریاضی فاصله ی سیارات تا خورشید




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سال ۱۷۶۶ میلادی، یوهان تیتوس منجم آلمانی توانست رابطه ساده ای بیابد که با استفاده از آن می شد فاصله سیارات از خورشید را بدست آورد. چند سال بعد نیز دیگر منجم هموطن او، یوهان الرت بُد، این رابطه را مستقلا” دوباره کشف کرد.البته این رابطه را هر دو از طریق بازی با اعداد بدست آوردند و بدست آوری آن رابطه پایۀ علمی نداشت. امروزه این رابطه به رابطه تیتوس_بُد مشهور است. این رابطه بدین صورت است:
فاصله سیاره از خورشید(بر حسب فاصله متوسط زمین از خورشید)=۰.۴+(۰.۳*n)
… , n=۰, ۱, ۲, ۴, ۸
اعدادبدست آمده با دقت خوبی با فاصله واقعی سیارات همخوانی داشت:

سیارات

عطارد

زهره

زمین

مریخ

؟؟؟

مشتری

زحل

جواب رابطه تیتوس_بُد

۰.۴

۰.۷

۱.۰

۱.۶

۲.۸

۵.۲

۱۰

فاصله واقعی از خورشید

۰.۳۹

۰.۷۲

۱.۰۰

۱.۵۲

؟؟؟؟

۵.۲۰

۹.۵۴
برای فاصله ۲.۸ برابر فاصله زمین از خورشید در آن زمان سیاره ای یافت نشده بود. بسیاری از اخترشناسان عقیده داشتند که سیاره ای کوچک در این فاصلۀ بین مریخ و مشتری وجود دارد که کشف نشده است. جستجوی منظم نوار دایرِةالبروج برای یافت این سیارۀ مفقود از اواخر قرن هجدهم شروع شد و سرانجام در اولین روز قرن نوزدهم، یک منجم ایتالیایی به نام جوزپه پیاتزی، موفق شد جسم کوچکی را در حدود این فاصله از خورشید بیابد که آن را سِرِس نامید. بعد از آن نیز اجرام دیگری با همین فاصله از خورشید کشف شدند. اخترشناسان آن دوران این نظریه را پیش کشیدند که در آن فاصله از خورشید، بجای یک سیاره، تعداد زیادی سیارک وجود دارد که با کشف تعدادزیادی از این سیاکها در سالهای بعد این نظریه تایید شد.در حقیقت رابطه تیتوس_بُد محرک اصلی کشف سیارکها بود.
سالها بعد نیز سیارۀ اورانوس کشف شد که فاصله اش با فاصله پیشبینی شده توسط رابطه تیتوس_بُد نیز می خواند!(۱۹.۶ بنابر رابطه و ۱۹.۹ بنابر اندازه گیری). اما فاصله سیارات بعدی نپتون و پلوتو در این رابطه صدق نمی کنند. امروزه نظریه ای که به نظریه واهلش دینامیکی(Dynamical Relaxation) موسوم است توضیحی برای این رابطه یافته است. بنا به این نظریه، سیارات نخست در مدارات متفاوت تکوین یافتند؛ اما سپس به مداراتی منتقل شدند که نیروهای اغتشاشی گرانشی دیگر سیارات را به حداقل برسانند. نتیجه این کار از نظر ریاضی به روابطی شبیه رابطه تیتوس_بُد منجر می شود.

[sajadhoosein]

کره سماوي





کره سماوي



ساير سامانه هاي مختصاتي بر روي کره سماوي يا «گنبد» آسمان تثبيت شده اند. اين مختصات با حرکتهاي زمين، تغيير نمي کند، اما فرصت يک ناظر براي رصد جرمي در نقطه اي معين در آسمان باز هم بستگي به تاريخ و زمان رصد دارد.
در تعريف ، کره سماوي عبارت است از يک کره تخيلي بزرگ بي انتها که «زمين» را در برگرفته و به نظر مي رسد که کليه اجرام آسماني به آن چسبيده اند. «استواي سماوي» نيز تصويري است از استواي زمين روي کره سماوي به همين ترتيب «قطبين سماوي» تصويري از قطب شمال و جنوب جغرافيايي زمين ، بر روي کره سماوي مي باشد. «دايرة البروج» يا دايره گرفتگي مي تواند تصوير مدار گردش زمين بر روي کره سماوي باشد و يا به تعبيري ، مسير عبور ساليانه خورشيد در آسمان (اين مسير داراي انحراف 4/23 درجه اي نسبت به استواي سماوي است، که خود معلول انحراف 4/23 درجه اي محور زمين مي باشد). «قطبين دايرة البروج» محل تلاقي کره سماوي و خط فرضي است که عمود بر مرکز دايرة البروج ترسيم شده است.



مختصات استوايي



يکي از مجموعه هاي عمومي که براي معرفي مختصات سماوي به کار گرفته مي شود، به نام مختصات استوايي است که براساس استواي سماوي بنا نهاده اند. مختصات شمال جنوب که معادل سماوي براي عرض روي «زمين» محسوب مي شود به نام «ميل» است و مانند عرض بر حسب درجه (o) ، دقيقه (َ) و ثانيه ("ً) از صفر بر روي استواي سماوي تا 90 درجه در جنوب بر روي قطبين سماوي، اندازه گيري مي شود.
کل دايره سماوي به 360 درجه تقسيم مي گردد . يک درجه مي تواند به 60 دقيقه کماني ( َ 60) و يک دقيقه کمان به 60 ثانيه کماني ( "ً) تقسيم شود.
مختصات شرقي، غربي ،که معادل طول جغرافيايي بر روي زمين است به نام «بعد» ، خوانده شده که معمولاً در جهت شرقي به دور آسمان و بر حسب ساعت (h) ، دقيقه (m) و ثانيه ( s) زماني است که گاهي بر حسب درجه هم اندازه گيري مي شود. از آنجا که زمين هر 360 درجه را در 24 ساعت طي مي کند، لذا يک ساعت ( h 1) از بعد و از زمان ، معادل 15 درجه کمان، يک دقيقه(m1) از بعد معادل 15 دقيقه ( َ15 ) کمان و يک ثانيه ("ً1) بعد، مساوي با 15 ثانيه ( "15) کمان است. «نقطه صفر» نقطه اي است که خورشيد ( و در نتيجه دايرة البروج) استواي سماوي را درجريان عبور از جنوب به شمال در هر بهار قطع مي کند که آن را «نقطه اعتدال بهاري» يا «ابتداي حمل» نيز گويند، زيرا در دوران يونان باستان خورشيد در اين زمان در صورت فلکي حمل بوده است.
اين نقطه شباهت به گرينويچ روي زمين و نصف النهار دارد که از آن مي گذرد و مبناي اندازه گيري طول جغرافيايي محسوب مي شود.سامانه مختصات استوايي معمولاً براي بيان موقعيت اجرام ثابت فلکي به کار برده مي شود. شما اين مختصات را بر روي چارت صورت هاي فلکي اين کتاب مشاهده مي کنيد. ستارگان و اجرام عمق آسمان در کاتالوگ ها با همين بعد و ميل نسبت به يک زمان يا دوره معين، نشان داده مي شوند. اين مختصات داراي تغييرات بسيار جزيي، آن هم به علت حرکت تقديمي زمين است . به ياد داشته باشيد که سمت «شمال» و «جنوب» در کره سماوي به مفهوم در جهت شمال و جنوب قطبين سماوي قرار گرفتن است . «شرق » هم هميشه به معناي افق شرقي است.

[sajadhoosein]

همه چیز در مورد تلسکوپ

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




تلسکوپ یا اختربین وسیله‌ای است برای دیدن اجرام فضایی دور.

پیشینه

اغلب گالیله را نخستین کسی می‌‌دانند که از تلسکوپ برای مشاهدات نجومی بهره گرفت. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بینایی بود و ابزاری برای مشاهده آسمان وجود نداشت. اخترشناسانی چون گالیله و کپلر به کمک تلسکوپ دامنه آگاهی بشر از هستی را وسعت بخشیدند. این منجمان با بهره گیری از تلسکوپ، بر باورهای باطل بشر درباره مرکزیت زمین در کاینات، خط بطلان کشیدند.
تلسکوپ در سده ۱۸ برای ستاره‌‎شناسان به ابزاری غیر قابل چشمپوشی بدل شده بود. با پیشرفت فن تراش عدسی‌ها و دانش اپتیک، تلسکوپهای بزرگتر و بهتر در رصد خانه‌ها نصب شد. حال آدمی سیارات و ستارگانی را می‌‌دید که پیش از اختراع تلسکوپ از وجود آنها بی خبر بود. او به یاری تلسکوپ پی برد جهان بزرگتر از پندارهایش است.
با افزایش بزرگنمایی و وضوح تصاویر تلسکوپها، دامنه شناخت بشر از دنیای پیرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با این حال در آغاز سده بیستم، اغلب ستاره شناسان اعتقاد داشتند که، جهان فقط از یک کهکشان تشکیل شده است که همان راه شیری است که منظومه خورشیدی از اجزای آن است.
در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل، ستاره شناس امریکایی با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی خود کهکشانهای بسیاری، خارج از کهکشان راه شیری، رصد کرد. وی مشاهده کرد که کهشکانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. کشف وی بار دیگر مرزهای شناخت هستی را فروریخت و در پی آن نظریه انفجار بزرگ مطرح شد که تاکنون بهترین پاسخ به دورشدن کهکشانهاست.
اخترشناسان برای مشاهده بهتر آسمان، تلسکوپها را در کوهستانها و نواحی عاری از گرد و غبار و نور شهرها، نصب می‌کنند با این وجود برای رصد آسمان، در بند شرایط جوی هستند.
تلسکوپ گالیله‌ای

بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک عدسی که در جلوی دهنه تلسکوپ قرار دارد انجام می‌گیرید و روش استفاده شده در آنها مانند دوربین‌های دوچشمی معمولی است. هزینه این تلسکوپ‌ها در سطوح حرفه‌ای عموما بسیار بیشتر از مدل‌های دیگر است، و کلفیت بهتری را نیز ارایه می‌کنند.
تلسکوپ نیوتنی

بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک آینه مقعر انجام می‌شود که روی آن پوششی از آلومینیوم دارد. پوشش آلومینیومی باعث می‌شود که اکسیده شدن آن باعث از بین رفتن قابلیت بازتاب آینه نشود. در بعضی دیگر از تلسکوپ‌ها از نقره استفاده می‌شود سپس روی آن پوششی قرار می‌گیرد که اکسیده نشود. روش کارکرد این تلسکوپ‌های نیوتونی بدین صورت است: ابتدا پرتوها وارد تلسکوپ می‌شوند، سپس توسط آینه مقعر اصلی به نزدیکی دهانه تلسکوپ باز می‌گردند، و از آنجا توسط یک آینه یا منشور به سمت چشمی تلسکوپ بازتابیده می‌شوند. این تلسکوپ‌ها عموما قیمت مناسبی نسبت به نوع‌های دیگر دارند، و استفاده زیادی از آن‌ها بخصوص در نجوم آماتوری می‌شود. تلسکوپ‌های نیوتونی عموما طول بلندی دارند، همچنین پس از مدتی نیاز به تمیز کردن آینه، و پس از آن بسته به کیفیت روکش آلومینیوم آینه، نیاز به تجدید روکش دارند.
تلسکوپ کاسگرین

تلسکوپ‌های نیوتنی عموما بلند هستند، و هنگامی که اندازه آینه اصلی آنها بزرگتر می‌شود، طول تلسکوپ بسیار زیاد می‌شود. برای حل این مشکل از روشی به نام کاسگرین استفاده می‌شود. در این روش، مرکز آینه اصلی تلسکوپ توسط تکنولوژی خاصی سوراخ شده، و چشمی در پشت تلسکوپ قرار می‌گیرد. همچنین آینه یا منشور جلوی تلسکوپ که پرتوهای نور را به سمت بدنه، یه چشمی هدایت می‌کرد، اکنون تنها پرتوها را به صورت مستقیم به آینه اصلی بازتاب می‌کند. در این روش به دلیل اینکه پرتوها طول تلسکوپ را دوبار طی می‌کنند، طول تلسکوپ به نصف کاهش می‌یابد. از روش کاسگرین در لنزهای آینه‌ای دوربین‌ها نیز استفاده می‌شود.
تیغه اشمیت

در بسیاری از تلسکوپ‌های امروزی، برای رفع مشکلات و خطاهای نوری که بخاطر نوع تراش آینه بوجود می‌آید، در دهانه تلسکوپ تیغه باریکی به نام تیغه اشمیت قرار می‌گیرد که کار تصحیح این خطا را بر عهده دارد و بر اساس تراش و خطای آینه ساخته می‌شود.
تلسکوپ اشمیت-کاسگرین

تلسکوپ اشمیت-کاسگرین به تلسکوپی گفته می‌شود که از هر دو فن‌آوری کاسگرین و تیغه اشمیت در آن استفاده شده باشد. این روش عموما برای تلسکوپ‌های ۸ اینچ به بالا به کار می‌رود.

[sajadhoosein]

همه چیز در مورد تلسکوپ


هر
وسيله جديدي که اولين بار با آن رو به رو مي شويد و مي خواهيد با آن کار
کنيد، هيجاني توأم با کمي ترس در شما به وجود مي آورد. ترسي که نشانه نا
آشنايي شما با آن وسيله است و اينکه چگونه بايد از آن استفاده کرد. اگر
هيچ راهنمايي در دسترس نباشد، اين ترس کم کم جاي خود را به نا اميدي يا
حتي از آن بدتر به دلزدگي ميدهد. اولين تلسکوپي هم که خريديد يا با آن
روبه رو شديد از اين قاعده مستثني نيست. به همين دليل قبل از اينکه بگوييم
چگونه از تلسکوپ استفاده کنيد بهتر است اول کمي با اين وسايل آشنا شويد.
تلسکوپ در واقع يک دوربين معمولي است که براي رصد اجرام سماوي تغييراتي در
آن ايجاد شده است و مانند تمام وسايل ديگري که در روز با آنها سروکار
داريم داراي انواع و کاربردهاي مختلف است. بجز جزئياتي که به ساختمان و
اصول کار اين وسايل مربوط مي شود وجه تمايز تلسکوپها، توان تفکيک و توان
آشکار سازي اجسام کم نورتر است. اينکه اين تلسکوپ بزرگنمايي اش چقدر است
يا تصوير را چقدر جلو مي آورد، جملاتي اشتباهند .چون بزرگنمايي با تعويض
چشمي يا استفاده از بعضي وسايل کمکي کم يا زياد مي شود. از نظر ساختار نيز
تلسکوپها تفاوتهاي اساسي با هم دارند.

انواع تلسکوپها
تلسکوپهايي
که با نور مرئي کار مي کنند به سه دسته کلي شکستي، بازتابي و بازتابي ـ
شکستي تقسيم ميشوند. هر کدام از اين گروه ها خود به چند دسته ديگر تقسيم
مي شوند که در نهايت شما را در مقابل تعداد زيادي تلسکوپ قرار مي دهد.
نترسيد در عمل فقط چند نمونه تلسکوپ براي استفاده هاي آماتوري توليد و به
بازارعرضه مي شود و متأسفانه در بازاري مثل بازارکشور ما عملاً انتخابهاي
شما بسيار محدودتر هم مي شود. با وجود اين فکر مي کنم آشنايي با آنها براي
همه ما مفيد باشد.

تلسکوپهاي شکستي [ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

اين
نوع تلسکوپها از نظر ساختار تنوعي ندارند. همان طور که درکتابهاي دوره هاي
مختلف تحصيلي نوشته شده است، اين تلسکوپها از يک عدسي شيئي و يک عدسي چشمي
تشکيل شده اند. اما هر چه هست زير سر عدسي شيئي است. هر چه عيب هايي مانند
کج نمايي کروي، کج نمايي رنگي، آستيگماتيسم و چند عيب ريز و درشت ديگر در
عدسي اصلي کمتر باشد تلسکوپ بهتر و در نتيجه قيمت آن گرانتر است. در اين
نوع تلسکوپها با دو اصطلاح آکروماتيک (Achromatic) يا بدون رنگ و
آپوکروماتيک (Apochromatic) يا بدون رنگ تصحيح شده رو به رو مي شويم.
اصطلاح دوم بيشتر از آنکه جنبه فني داشته باشد، تجاري است. البته نه به
معناي واقعي کاملاً تجاري.

عدسيهاي شيئي آپوکروماتيک معمولاً از سه
قطعه و آکروماتيک از دو قطعه شيشه به هم چسبيده ولي با جنسهاي متفاوت
تشکيل شده اند. در تلسکوپهايي که ازعدسي آپوکروماتيک استفاده مي کنند
عيبهاي معمول عدسيها به نحو چشمگيري کاهش پيدا کرده اند و اين کم شدن عيب
ها به معناي کار بسيار زياد روي عدسيها هنگام طراحي، تراش و پوشش دادن
است. به همين دليل است که مي بينيم دو تلسکوپ شکستي که ظاهراً تفاوتي با
هم ندارند از نظر کيفيت و صد البته قيمت اصلاً با هم قابل قياس نيستند



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




تلسکوپهاي بازتابي

اين
نوع تلسکوپها بسيار متنوع اند و همگي بر اساس انعکاس نور از يک آينه مقعر
طراحي مي شوند. اولين نمونه از يک تلسکوپ بازتابي را فردي بنام جيمز
گريگوري اهل اسکاتلند در سال 1663 ميلادي طراحي کرد و نيوتن در واقع 9 سال
پس از وي ساده ترين نوع تلسکوپ بازتابي را طراحي نمود و ساخت. بعدها اين
نمونه از تلسکوپها را به نام مخترعين يا سازندگان آنها نامگذاري کردند و
ما قصد داريم براي معرفي اين نوع از تسکوپها در ابتدا به سراغ ساده ترين
نوع برويم.

تلسکوپ نيوتوني
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

ساده
ترين نوع تلسکوپ چه از نظر قوانين نورشناسي و چه طراحي و ساخت، تلسکوپ
نيوتوني است. اين تلسکوپ از يک آينه مقعر (که هر چه شکل آن به يک سهمي
دوار نزديکتر باشد کيفيتش بهتر است)، يک آينه تخت و يک عدسي چشمي تشکيل
شده است. نکته بسيار مهمي که در اين تلسکوپ و ساير تلسکوپهاي بازتابي بايد
به آن توجه کرد آينه مقعر اصلي است. شکل، پوشش سطحي و جنس آينه نقش تعيين
کننده اي در کيفيت تصوير دارد. موادي مانند فلزات يا پلاستيکها به دليل
خواصي که دارند کارآيي لازم و مفيدي براي ساخت آينه ندارند.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




تلسکوپ کاسگرين ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
خروج
نور از کنار بدنه تلسکوپهاي نيوتوني کار رصد با آنها را کمي مشکل مي کند.
از طرف ديگر هر چه فاصله کانوني آينه بزرگتر باشد طول لوله تلسکوپ هم
بزرگتر مي شود، که اين به معناي سنگينتر و مشکلتر شدن استقرار و هدايت
تلسکوپ است. براي حل اين مسئله طرحهاي زيادي داده شده است که يکي از آنها
طرح تلسکوپ کاسگرين است. تلسکوپ کاسگرين شامل يک آينه مقعر با سوراخ
مرکزي، يک آينه محدب کوچکتر که قبل از نقطه کانون آينه اوليه قرار مي گيرد
و يک عدسي چشمي ميباشد.

طول لوله اين تلسکوپها بسيارکوتاه است و از
اين رو براي رصدهاي بيرون از شهر و حمل و نقل، بسيار مناسب اند. اين نوع
تلسکوپها معمولاً عيب کج نمايي کروي و آستيگماتيسم دارند. نمونه ديگري از
اين نوع تلسکوپ که به نام ريچي ـ کِرتين مشهور است اين عيب ها را تا حد
زيادي رفع کرده است.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




تلسکوپ کوده

با
تغيير وضعيت تلسکوپ بازتابي (جهت آن) چشمي تلسکوپ هم در وضعيتهاي مختلف
قرار مي گيرد. اين مسئله شايد براي تلسکوپهاي کوچک و متوسط قابل حل باشد
ولي فکر کنيد اگر براي تعقيب يک جسم مجبور باشيد از يک نردبان استفاده
کنيد آنوقت چقدر رصد کردن مشکل مي شود! به خصوص اگر بخواهيد تجهيزاتي
سنگين و بزرگ (مثلاً يک طيف نگار) هم به تلسکوپ وصل کنيد. براي حل اين
مشکل بايد کاري کرد که محل خروج نور به وضعيت نشانه روي تلسکوپ وابسته
نباشد. به همين دليل سيستم کوده به وجود آمد و هم اکنون بسياري از
تلسکوپهاي بزرگ جهان از آن بهره مي برند. البته چند نوع تلسکوپ کوچک
آماتوري هم با اين سيستم طراحي شده اند که عرضه شان در بازار بسيار محدود
است.



تلسکوپهاي شکستي- بازتابي (کاتاديوپتريک)

شايد
انتخاب اين نام براي اين نوع تلسکوپها مناسب نباشد ولي چون به هر حال از
يک عدسي و يک آينه به صورت همزمان براي تشکيل تصوير استفاده مي شود، اين
نام را روي آنها گذاشتيم. اين عدسي براي تصحيح عيب هاي کج نمايي کروي و
آستيگماتيسم طراحي مي شوند چون ساخت آينه هاي بدون عيب هاي ذکر شده واقعاً
کار مشکلي است.

عدسي يا تيغه اشميت

يکي
از راههاي تصحيح عيب هاي آينه اوليه تلسکوپهاي بازتابي، شکستي و شکستي-
بازتابي قرار دادن تيغه اي شيشه اي با شکلي خاص است که انحناهاي سطحش
متناسب با شکل آينه اصلي است. به اين عدسي يا تيغه، تيغه اشميت مي گويند.
ترکيب اين تيغه با تلسکوپهاي بازتابي، نمونه هايي از تلسکوپ را به وجود مي
آورد که به آن اشميت- کاسگرين، اشميت- نيوتوني يا ... مي گويند. البته از
اين بين اشميت- کاسگرين، يکي از متداولترين و مشهورترين نوع تلسکوپهاي
آماتوري امروزي است.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



استقرار

اين
از انواع تلسکوپها، ولي اين وسايل بايد روي وسيله اي قرار گيرند تا بتوان
آنها را به جهات مختلف نشانه رفت. به اين وسايل پايه و استقرار مي گويند.
پايه ممکن است از جنس فلز يا چوب باشد و قابليت تحرک هم داشته باشد که به
اين پايه ها، پايه هاي متحرک ميگويند و يا ميتواند از جنس فلز يا بتون
باشد که بطور ثابت بر روي زمين نصب ميشود که به اين مدلها، پايه هاي ثابت
گفته ميشود. سه پايه ها زياد متنوع نيستند اما استقرارها از تنوع بيشتري
برخوردارند. به طورکلي استقرارها به دو دسته سمت- ارتفاعي و استوايي تقسيم
مي شوند و هر کدام از آنها نيز به چند زيرگروه تقسيم ميشوند.



استقرار سمت- ارتفاعي (Altazimuth )
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سه
پايه دوربين هاي عکاسي مثال بسيار خوبي از استقرار سمت- ارتفاعي است. در
اين نوع استقرار، تلسکوپ توانايي حرکت 360 درجه در سمت (افق دور تا دور
شما) و 180 درجه (از0 تا 90 درجه و برعکس) در ارتفاع را دارد. مشکل اصلي
اين استقرار هنگامي مشخص مي شود که بخواهيد با آن رصد کنيد. چون براي خنثي
کردن حرکت زمين و اينکه جسم مورد نظرتان هميشه در چشمي باشد بايد لحظه به
لحظه تلسکوپ را در دو محور حرکت بدهيد و اين کار در بزرگنمايي هاي زياد
دردسر آفرين است. ولي از نگاه ديگر چون استفاده از آن ساده است و احتياجي
به تنظيم اوليه ندارد براي مبتديان بسيار مناسب است.

يکي ديگر از
انواع استقرارها، استقرار سمت- ارتفاعي تلسکوپهاي دابسوني هستند. جان
دابسون، طراح اين نوع پايه ها، خود يکي از بزرگترين و معروفترين افرادي
است است که تلاش فراواني براي همگاني کردن علم و به خصوص علم نجوم کرده
است. اين پايه ها علاوه بر سهولت استفاده، بسيار ارزان قيمت هستند و با
تلسکوپهاي نيوتوني استفاده مي شوند. متأسفانه اين نوع پايه در ايران
شناخته شده نيست و تاکنون کمتر کسي از اين نوع استقرار استفاده کرده است.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



استقرار استوايي[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ](Equatorial)

اگر
يکي از محورهاي استقرار تلسکوپ (محور بعد) را به گونه اي تنظيم کنيم که در
امتداد محور زمين قرار گيرد به صورتي که تلسکوپ بتواند به آساني حول اين
محور بچرخد، مي توان چرخش زمين به دور خود را فقط با چرخش يک محور خنثي
کرد. به اين نوع استقرار، استقرار استوايي مي گوييم که خود به سه دسته
اصلي: آلماني، چنگالي و انگليسي تقسيم مي شوند. استقرارهاي آلماني که خود
چندين نوع را شامل مي شود، به صورت گسترده در تلسکوپهاي آماتوري کوچک و
متوسط و استقرار چنگالي در تلسکوپهاي بازتابي آماتوري متوسط و بزرگ و
حرفه اي استفاده مي شوند. ولي استقرار انگليسي فقط در تلسکوپهاي بزرگي
مانند تلسکوپ هيل (تلسکوپ 5 متري رصدخانه مونت پالومار در آمريکا) استفاده
شده است.



وسايل جانبي

وسايل
جانبي، ابزارهاي متعددي هستند که مي توان به کمک آنها از تلسکوپ استفاده
بهتري کرد و يا کارهاي ديگري بجز رصد مستقيم با آن انجام داد. عمومي ترين
اين وسايل عبارتند از:

1- چشمي
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]چشمي
ها وسايلي هستند که به کمک آنها مي توان تصاويري را که تلسکوپ تشکيل مي
دهد، ديد. اين وسايل از تنوع بسيار زيادي برخوردارند و معرفي آنها خود يک
مقاله مفصل را مي طلبد. ولي نکته مهمي که در انتخاب چشمي بايد در نظر
بگيريد اين است که فاصله کانوني اش بايد در حدي باشد که در محدوده حداقل و
حداکثر بزرگنمايي تلسکوپ جا گيرد. چون چشمي هايي که تصويري بزرگتر از آن
حد به وجود مي آورند، اصلاً تصوير خوب و قابل رؤيتي نيست.

رابطه
تقريبيD 8/27 ≥ بزرگنمايي که D قطر شيئي (يا آينه اصلي) بر حسب ميلي متر
است مي تواند به شما در محاسبه انتخاب چشمي مناسب کمک کند. در ضمن
بزرگنمايي از رابطه:


فاصله کانوني چشمي/ فاصله کانوني شيئي = بزرگنمايي



حساب
مي شود. فواصل کانوني داخل رابطه هر دو بر حسب ميليمترند. چشمي هاي
ميکرومتردار و چشمي هاي چراغ دار مدرج هم از انواع چشمي ها هستند که براي
طرحهاي رصدي آماتوري و جدي بسيار کارآمدند.


2- عدسي بارلو
گاهي
براي عکاسي يا رصد مستقيم احتياج به بزرگنمايي هاي زياد داريد. در اين
هنگام مي توانيد از چشميهاي با فاصله کانوني کم و يا از وسايلي که
بزرگنمايي را با ضريبي معين افزايش مي دهند، استفاده کنيد. اين وسايل را
بارلو مي گويند و ضريب بزرگنمايي آنها معمولاً بين 5/1 تا 4 برابر است.
استفاده از بارلو براي رصد مستقيم توصيه نمي شود ولي داشتن آن بهتر از
نداشتنش است.

3- صافي (-----)[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
اين
ابزارها از تنوع زيادي برخوردارند، صافي هاي رنگي، صافي هاي پولارويد
(قطبي کننده)، صافي هايي که نور مزاحم شهر را کاهش مي دهند و ... .
استفاده از صافي ها بسته به نياز شماست و هيچ توصيه اي در مورد آن نميتوان
کرد. بعضي از صافي ها روي چشمي نصب مي شوند و بعضي ديگر روي دهانه ورودي
نور به تلسکوپ. فقط اين نکته را به ياد داشته باشيد که صافي خورشيدي بهتر
است از نمونه هائي باشد که روي دهانه ورودي نور نصب مي شود.



4- چپقي (Diagonal)
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]اين
وسايل به دو دسته آينه اي و منشوري تقسيم مي شوند و فقط براي تغيير زاويه
خروج نور استفاده ميشوند. چپقي ها معمولاً بين خروجي نور در تلسکوپ و چشمي
سوار مي شوند و باعث سهولت استفاده از چشمي ميشوند.


5- مستقيم کننده
اين
وسايل کمتر به درد منجمان مي خورد و بيشتر براي ديدن مناظر زميني استفاده
مي شود و کار آن مستقيم کردن تصوير معکوسي است که در چشمي تلسکوپ تشکيل مي
شود. اين وسايل به دو دسته منشوري و عدسي دار تقسيم مي شوند که نوع دوم در
اصل يک بارلو هم هست.

6- وسايل کمکي عکاسي
اين وسايل هم تنوع زيادي دارند و براي اتصال دوربين عکاسي به تلسکوپ ساخته شده اند:
پايه سوار تلسکوپ ( Piggy Back ) :
اين وسيله کارش اتصال بدنه دوربين به بدنه اصلي تلسکوپ است تا به کمک
استقرار تلسکوپ و در صورت امکان با موتور ردياب تلسکوپ، دوربين براي مدت
زيادي (زمان نوردهي) بتواند هدف خود را دنبال کند.
حلقه T (T-Ring):
که بر خلاف اسمش کمتر شبيه به حرف T است و کار آن تبديل کردن دهانه مخصوص
نصب عدسي روي دوربين (که براي هر دوربين متفاوت است) به استاندارد رايج
تلسکوپها و وسايل جانبي آنها است. هر دوربين فارغ از نوع تلسکوپ براي خود
يک حلقه T دارد. به عنوان مثال حلقه تي نيکون يا پنتاکس.

آداپتور (T-Adaptor) : آداپتور
براي افزايش فاصله بين دوربين و تلسکوپ و قرار دادن وسايل کمکي بين دوربين
و تلسکوپ (مثل چشمي يا -----) استفاده مي شود. اين وسيله براي هر تلسکوپي
که دهانه خارجي نور يکساني داشته باشد قابل استفاده است.

لوله افزايش دهندهExtender tube) ) : براي افزايش فاصله بين دوربين و تلسکوپ و قرار دادن وسايل کمکي مثل چشمي بين دوربين و تلسکوپ استفاده مي شود.

خوب،
هر چه در مورد تلسکوپ گفتيم کافي است. اين اطلاعات براي شناخت مقدماتي و
اوليه شما از اين وسايل مهم نجومي بود. اين که کدام نوع تلسکوپ خوب است يا
کدام مناسب نيست، بسته به نياز، نوع کار و بودجه اي است که براي خريد
تلسکوپ در نظر گرفته ايد. ما توصيه مي کنيم که هنگام خريد حتماً از يک
مشاور کمک بگيريد.


هميشه ارزان خريدن به نفع آدم تمام نمي شود!





نصب تلسکوپ
بعد
از خريد تلسکوپ مي خواهيد کار رصد را شروع کنيد در جعبه را باز مي کنيد و
با يک سري وسايل و ابزارهاي مختلف روبرو مي شويد. براي اينکه اين وسايل به
يک تلسکوپ آماده براي رصد تبديل شود، بايد آنها را به هم وصل کرد. اينکه
چطور بايد آنها را به هم وصل کرد بسته به نوع و مدل تلسکوپ دارد. از اين
رو يا بايد از يک کارشناس کمک بگيريد يا کتابچه راهنماي آن را بدقت مطالعه
کنيد. ولي به طور کلي در تمام تلسکوپها چه از نوع بازتابي و يا شکستي و چه
با استقرار سمت - ارتفاعي و يا استوايي اين مراحل را بايد به ترتيب انجام
دهيد:

1- نصب پايه
2- اگر استقرار از پايه جدا باشد بايد آنرا روي پايه نصب نمود.
3- نصب تلسکوپ روي استقرار
4- نصب جوينده (جوينده دوربين کوچکي است که به شما در نشانه روي به سوي جرم خاصي کمک مي کند)
5- نصب چشمي
6- هم خط کردن جوينده با تلسکوپ
7- اگر پايه و استقرار به تنظيم احتياج داشته باشند ( مثل استقرارهاي استوايي) تنظيم کردن آنها.
توضيحات فوق هر چند خلاصه بود اما بهتر است بعضي از مراحل را بيشتر توضيح دهيم.



نصب جوينده:
جوينده
يا منظرياب، دوربين کوچکي است با بزرگنمايي کم و ميدان ديد وسيع که به
رصدکننده اين امکان را مي دهد که جسم مورد نظر خود را راحتتر پيدا کند.
چون بزرگنمايي تلسکوپها معمولاً زياد است، پيدا کردن و نشانه روي آن روي
جسمي خاص بخصوص براي افراد کم تجربه کار مشکلي است. به همين دليل جوينده
ها با بزرگنمايي کم (حتي در بعضي از نمونه ها بدون بزرگنمايي) به کمک شما
مي آيند. در چشمي جوينده ها علائمي (به عنوان مثال يک بعلاوه) تعبيه شده
است که اگر جسم در مرکز آن علامت قرار گيرد، حتي در چشمي تلسکوپ هم ديده
مي شود ولي به شرطي که اين دو با هم، همخط باشند. همخط بودن تلسکوپ با
منظرياب به اين معني است که محور نوري هر دو با هم موازي باشند. در بعضي
از نمونه ها که جوينده به صورت ثابت روي تلسکوپ نصب شده است، اين هم خط
شدن در کارخانه سازنده انجام مي شود ولي در نمونه هايي که منظرياب قابل
نصب و تعويض است اين کار را شما بايد انجام دهيد.

لابد ميپرسيد چگونه؟
يک
چشمي با بزرگنمايي متوسط يا کم برداريد و در جاي چشمي تلسکوپ قرار کنيد.
پايه نگهدارنده جوينده را در سر جاي خود محکم کنيد و سپس جوينده را داخل
پايه نصب کنيد. 3 يا 6 پيچ وظيفه نگهداشتن جوينده و تنظيم آن را بر عهده
دارند. اين پيچها را آن قدر بپيچانيد تا جوينده در جاي خود ثابت و محکم
شود. حال بدون استفاده از جوينده تلسکوپ را روي جسمي دور (هر چه دورتر
باشد بهتر است) نشانه برويد. طوري که در مرکز ديد شما قرار گيرد. حال اگر
با جوينده به موضوع انتخابي نگاه کنيد مي بينيد که در يکي از گوشه هاي
منظر ياب ديده مي شود. با تغيير دادن وضعيت آن 3 يا 6 پيچي که قبلاً
گفتيم، کاري کنيد که جسم دقيقاً در مرکز علامت بعلاوه جوينده قرار گيرد
(تلسکوپ در حين اين کار نبايد حرکت کند). تا اينجا جوينده با تلسکوپ تا حد
زيادي همخط شده است. براي تنظيم دقيقتر، همين کار را با يک ستاره پر نور
انجام دهيد ولي خيلي سريع، چون اگر تلسکوپ شما موتور نداشته باشد ستاره در
مدت زمان کوتاهي از ميدان ديد تلسکوپ خارج خواهد شد. اگر اين کار را با
ستاره قطبي انجام دهيد بهتر است، چون که جابجا نمي شود.



تنظيم کردن پايه و استقرار
اگر
تلسکوپ شما استقرار سمت- ارتفاعي دارد، تنها کاري که بايد انجام دهيد
تنظيم درجه ارتفاع پايه است ولي در استقرارهاي استوايي کار کمي مشکلتر
است. در اين نوع استقرارها محور اصلي تلسکوپ بايد با محور چرخش زمين بدور
خود موازي شود. اين کار را قطبي کردن مي گويند.

براي قطبي کردن
تلسکوپ بهتر است در ابتدا از کسي که در اين زمينه تجربه دارد کمک بگيريد.
ولي به صورت خلاصه (و البته غير دقيق) مي توان به اين صورت عمل کرد که اول
پيچ تنظيم عرض جغرافيايي را شل کنيد و محور اصلي استقرار را روي عرض
جغرافيايي محل رصد تنظيم کنيد (يک شاخص مدرج روي استقرار به همين منظور
ساخته شده است). حال بدون اينکه با پيچهاي حرکتي تلسکوپ آن را جابجا کنيد
، پايه تلسکوپ را آنقدر بچرخانيد تا رو به شمال بايستد. دراين حالت بايد
لوله تلسکوپ با محور اصلي استقرار در يک جهت باشند. يک چشمي با بزرگنمايي
متوسط در جاي چشمي بگذاريد. بايد ستاره قطبي را در مرکز چشمي ببينيد. اگر
نبود تلسکوپ و پايه را ( هر دو با هم) آنقدر بچرخانيد تا ستاره قطبي در
مرکز ميدان ديد چشمي شما قرار گيرد. اکنون تلسکوپ به صورت تقريبي قطبي شده
است. البته بعضي از تلسکوپها يک سري وسايل کمکي دارند که اين کار را ساده
تر مي کند. به هر صورت براي اولين بار قطبي کردن، کمک گرفتن از يک متخصص
يا يک فرد با تجربه در اين زمينه ضروري است. مثل اينکه تمام کارهاي اوليه
را انجام داديم، حال نوبت کار اصلي است.

بيائيد رصد کنيم:
تلسکوپ
آماده کار است. با يک چشمي با بزرگنمايي کم شروع کنيد. در جوينده، جسم
مورد نظر را پيدا کنيد. آن را در مرکز جوينده قرار دهيد و پيچهاي اصلي بعد
و ميل (يا سمت و ارتفاع) را کمي محکم کنيد. حال در چشمي دنبال جسم بگرديد.
آنقدر تلسکوپ را جابجا کنيد تا جسم در مرکز چشمي قرار گيرد. حالا اگر
بخواهيد ميتوانيد چشمي را با يک چشمي با بزرگنمايي بيشتر عوض کنيد و باز
هم سعي کنيد جسم در مرکز ميدان ديد قرار گيرد. مي دانيم که اولين تجربه،
شما را شگفت زده مي کند ولي اين نکته را بخاطر بسپاريد که ستاره ها حتي با
بزرگترين تلسکوپهاي جهان هم به صورت يک نقطه روشن ديده مي شوند و سحابي ها
و کهکشانها هم به صورت توده اي ابر مانند. راستي اين نکته را هم فراموش
نکنيد که قبل شروع کار با تلسکوپ کنيد بهتر است با آسمان شب و صورتهاي
فلکي آشنائي بيشتري پيدا کنيد و ستارگان و اجرام مهم هر صورت فلکي را
بشناسيد. انجام اين کار با نقشه ها و اطلسهاي ستاره اي امکان پذير است و
شما که ميخواهيد در آسمان سير کنيد مي بايست طرز کار با نقشه ها را هم ياد
بگيريد.

چند نکته مهم:

* تلسکوپ وسيله اي حساس
است. به همين دليل در کار کردن با آن بايد دقت زيادي کرد. يک ضربه کافي
است تا يک تلسکوپ اشميت کاسگرين گران قيمت به آينه دق تبديل شود.

* به هيچ وجه برا ي تميز کردن سطوح نوري چه آينه، چه عدسي و چه چشمي
از وسايلي مانند دستمال کاغذي يا پارچه هاي معمولي استفاده نکنيد. در اين
ميان آينه هاي تلسکوپ حساسيت ريادي دارند و حتماً بايد با شيوه اي مخصوص
آنها را تميز و گردزدائي نمود.
* در داخل تلسکوپ و چشمي بجز
چند تيغه فلزي، آينه و عدسي چيز ديگري وجود ندارد. از باز کردن آنها جداً
خودداري کنيد چون تنظيم و همخط سازي تلسکوپ شما به هم ميخورد.

* اگر تلسکوپي بازتابي يا شکستي- بازتابي داريد و هر کاري مي کنيد
تصوير واضح نمي شود احتمالاً تلسکوپ از حالت هم محوري خارج شده است. براي
تنظيم آن مي توانيد از مقاله اي که به همين منظور در آينده در همين سايت
قرار داده ميشود استفاده کنيد. اگر موفق نبوديد به فروشنده يا نمايندگي آن
مراجعه کنيد.
* اگر تلسکوپ شما موتور ردياب دارد، پيش از روشن
کردن آن از متعادل بودن تلسکوپ روي استقرار (بالانس وزن) مطمئن باشيد. چون
فشار بيش از حد به موتور باعث آسيب ديدن آن مي شود.
* براي
رصد خورشيد حتماً از فيلترهاي مطمئن و مناسب استفاده کنيد و در طول روز
تلسکوپ را هرگز بدون ----- به سمت خورشيد نبريد.

[sajadhoosein]

همه چيز در مورد تلسكوپ[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
با خواندن اين مطلب تقريبا تمام مطالب اينترنت كه در مورد تلسكوپ است را مطالعه مي كنيد. پس نظر خود ( انتقاد يا پيشنهاد يا .....) را در نظرات بنويسيد.


تلسکوپ چیست؟!


تلسکوپ (Telescope) يا دوربين نجومي وسيله ايست اساسي جهت رؤيت آسمان شب و مشاهده حركات و ساختار اجرام آسماني موجود در آن. اين وسيله علاوه بر اينكه اجرام آسماني را بزرگتر نشان ميدهد، تصاوير آنها را روشنتر و واضح تر نموده و جزئيات روي سطح برخي از آنها را هم نشان ميدهد. از لحاظ ساختار، تلسكوپ يك وسيله اپتیکي ـ مكانیکي بشمار می آيد كه كارش ارائه يك تصوير دقيق، روشن و واضح از اجرام آسماني است.

تلسكوپ ها را به دو دسته کلی تقسيم مي كنند: يكي شکستی يا انكساري و ديگري بازتابی يا انعكاسی
مشخصه اصلی هر تلسكوپ، اندازه قطر عدسی شیئی يا آينه اصلی آن می باشد. به همين دليل مهمترين و ارزشمندترين قطعه در يك تلسكوپ عدسی شیئی يا آينه اصلی آن می باشد. هر تلسكوپ داراي سه توان مختلف می باشد:
توان تفكيك
توان جمع آوري نور
توان بزرگنمائی
دو توان اول در هر تلسكوپی ثابت و تابع قطر عدسی يا آينه آن می باشد ولی توان سوم معمولاً متغير و تابع فاصله كانونی عدسی شیئی يا آينه اصلی و فاصله كانونی عدسی چشمی می باشد.

پیشینه
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
اغلب گالیله را نخستین کسی می‌‌دانند که از تلسکوپ برای مشاهدات نجومی بهره گرفت. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بینایی بود و ابزاری برای مشاهده آسمان وجود نداشت. اخترشناسانی چون گالیله و کپلر به کمک تلسکوپ دامنه آگاهی بشر از هستی را وسعت بخشیدند. این منجمان با بهره گیری از تلسکوپ، بر باورهای باطل بشر درباره مرکزیت زمین در کاینات، خط بطلان کشیدند.تلسکوپ در سده ۱۸ برای ستاره‌‎شناسان به ابزاری غیر قابل چشمپوشی بدل شده بود. با پیشرفت فن تراش عدسی‌ها و دانش اپتیک، تلسکوپهای بزرگتر و بهتر در رصد خانه‌ها نصب شد. حال آدمی سیارات و ستارگانی را می‌‌دید که پیش از اختراع تلسکوپ از وجود آنها بی خبر بود. او به یاری تلسکوپ پی برد جهان بزرگتر از پندارهایش است.با افزایش بزرگنمایی و وضوح تصاویر تلسکوپها، دامنه شناخت بشر از دنیای پیرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با این حال در آغاز سده بیستم، اغلب ستاره شناسان اعتقاد داشتند که، جهان فقط از یک کهکشان تشکیل شده است که همان راه شیری است که منظومه خورشیدی از اجزای آن است.در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل، ستاره شناس امریکایی با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی خود کهکشانهای بسیاری، خارج از کهکشان راه شیری، رصد کرد. وی مشاهده کرد که کهشکانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. کشف وی بار دیگر مرزهای شناخت هستی را فروریخت و در پی آن نظریه انفجار بزرگ مطرح شد که تاکنون بهترین پاسخ به دورشدن کهکشانهاست.اخترشناسان برای مشاهده بهتر آسمان، تلسکوپها را در کوهستانها و نواحی عاری از گرد و غبار و نور شهرها، نصب می‌کنند با این وجود برای رصد آسمان، در بند شرایط جوی هستند.

نجوم آماتوری راهگشایی برای استفاده از تلسکوپ

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

شاید همین نکته راز اقبال بسیار گسترده مردم عادى به نجوم باشد، هر چند که فیزیک آماتورى و شیمى آماتورى نداریم، اما نجوم آماتورى از طرفداران بسیارى برخوردار است. راز این علاقه نیز در یکى از مهمترین اختراعات بشر نهفته است: تلسکوپ. پیش از اختراع تلسکوپ جهان بسیار کوچک بود و به زمین ، خورشید ، پنج سیاره و تعدادى ستاره محدود مى‌شد. اما پس از اختراع تلسکوپ گستره وسیعترى از جهان در مقابل دیدگان ما قرار گرفت. فهمیدیم که کهکشان ما مجموعه‌اى از ستارگان است که قطر آن به چند هزار سال نورى مى‌رسد. گذشته از کهکشان ما ، میلیونها کهکشان در عالم وجود دارد که هر کدام تعداد بى‌شمارى ستاره دارند.
انواع تلسكوپ
تلسکوپ گالیله‌ای ( شكستي )
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک عدسی که در جلوی دهنه تلسکوپ قرار دارد انجام می‌گیرید و روش استفاده شده در آنها مانند دوربین‌های دوچشمی معمولی است. هزینه این تلسکوپ‌ها در سطوح حرفه‌ای عموما بسیار بیشتر از مدل‌های دیگر است، و کلفیت بهتری را نیز ارایه می‌کنند.
تلسکوپ نیوتنی ( بازتابي )
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک آینه مقعر انجام می‌شود که روی آن پوششی از آلومینیوم دارد. پوشش آلومینیومی باعث می‌شود که اکسیده شدن آن باعث از بین رفتن قابلیت بازتاب آینه نشود. در بعضی دیگر از تلسکوپ‌ها از نقره استفاده می‌شود سپس روی آن پوششی قرار می‌گیرد که اکسیده نشود. روش کارکرد این تلسکوپ‌های نیوتونی بدین صورت است: ابتدا پرتوها وارد تلسکوپ می‌شوند، سپس توسط آینه مقعر اصلی به نزدیکی دهانه تلسکوپ باز می‌گردند، و از آنجا توسط یک آینه یا منشور به سمت چشمی تلسکوپ بازتابیده می‌شوند. این تلسکوپ‌ها عموما قیمت مناسبی نسبت به نوع‌های دیگر دارند، و استفاده زیادی از آن‌ها بخصوص در نجوم آماتوری می‌شود. تلسکوپ‌های نیوتونی عموما طول بلندی دارند، همچنین پس از مدتی نیاز به تمیز کردن آینه، و پس از آن بسته به کیفیت روکش آلومینیوم آینه، نیاز به تجدید روکش دارند.
تلسکوپ کاسگرین



تلسکوپ‌های نیوتنی عموما بلند هستند، و هنگامی که اندازه آینه اصلی آنها بزرگتر می‌شود، طول تلسکوپ بسیار زیاد می‌شود. برای حل این مشکل از روشی به نام کاسگرین استفاده می‌شود. در این روش، مرکز آینه اصلی تلسکوپ توسط تکنولوژی خاصی سوراخ شده، و چشمی در پشت تلسکوپ قرار می‌گیرد. همچنین آینه یا منشور جلوی تلسکوپ که پرتوهای نور را به سمت بدنه، یه چشمی هدایت می‌کرد، اکنون تنها پرتوها را به صورت مستقیم به آینه اصلی بازتاب می‌کند. در این روش به دلیل اینکه پرتوها طول تلسکوپ را دوبار طی می‌کنند، طول تلسکوپ به نصف کاهش می‌یابد. از روش کاسگرین در لنزهای آینه‌ای دوربین‌ها نیز استفاده می‌شود.
تیغه اشمیت
در بسیاری از تلسکوپ‌های امروزی، برای رفع مشکلات و خطاهای نوری که بخاطر نوع تراش آینه بوجود می‌آید، در دهانه تلسکوپ تیغه باریکی به نام تیغه اشمیت قرار می‌گیرد که کار تصحیح این خطا را بر عهده دارد و بر اساس تراش و خطای آینه ساخته می‌شود.
طرح نور شناختي تلسكوپ (كاسگرين)
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
آینه در انتهای تحتانی لوله سوار می شود. نور بازتاب تصویر را در وسط اشعه ورودی تشکیل می دهند. برای آنکه بتوان این تصویر را مشاهده کرد باید آن را نقل مکان داد. معمولاً این کار به یکی از دو راه که به وسیله نیوتون و همصر فرانسویش کاسگرن ابداع شده اند انجام می شود.
در روش نیوتون اشعه همگرای نور پیش از رسیدن به صفحه کانونی بوسیله آینه ای تخت قطع می شود. این اینه اشعه را از بدنه لوله به چشمی هدایت می کند. در پاره ای موارد به جای آینه، منشور منعکس کننده به کار می رود.
در روش کاسگرن آینه ای کوژ کار منحرف کردن نور را انجام می دهد . اشعه همگرا توسط آینه ای کوژ قطع می شود و از سوراخی که در شی ایجاد شده به کانون آورده می شود یکی از امتیازات این روش قابلیت انعطاف در فاصله کانونی شیئ است. چون مجموعه کاملی از آینه های کوژ به همراه شیئ به کار می رود فواصل کانونی متعددی در اختیار ما قرار می گیرد. به
برخی از منعکس کننده ها هم به سیستم نیوتونی و هم به سیستم کاسگرن مجهز است.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
آینه یا منشور کوچک لاجرم مانع قسمتی از نور ورودی می شود. این کاهش نور، نسبتاً کوچک است و کسر بسیار کوچکی از کل نوری را که بر شیئ می تابد تشکیل می دهد. این مانع را نمی توان در چشمی دید و همانطور که می توان حدس زد مزاحم تصویر نمی شود.


تلسکوپ اشمیت-کاسگرین
تلسکوپ اشمیت-کاسگرین به تلسکوپی گفته می‌شود که از هر دو فن‌آوری کاسگرین و تیغه اشمیت در آن استفاده شده باشد. این روش عموما برای تلسکوپ‌های ۸ اینچ به بالا به کار می‌رود.
تلسکوپ هاي شکستي_بازتابي:
اين تلسکوپ ها در واقع همان تلسکوپ هاي بازتابي مي باشند با اين تفاوت که در ساخت اين گونه تلسکوپ ها وسايلي به کار برده اند تا بتوان آيينه کروي را طوري بکار برد که به آيينه سهموي احتياجي نباشد .
مزيت عمده استفاده از اين تلسکوپ ها ديد بالا و کوتاه بودن طول لوله تلسکوپ مي باشد و عيب عمده اين تلسکوپ ها قيمت بالا و عدم امکان ساخت تيغه تصحيح کننده براي آماتورها مي باشد.
اگر با خواندن مطالب بالا علاقه مند به خريد يک تلسکوپ شده ايد حتما ادامه اين مطلب را بخوانيد.
تلسکوپ رادیویی

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

آنتنهای غول پیکری به شکل بشقاب هستند که علامتهای رادیویی را در کانون اصلی خود متمرکز می‌کنند. در این کانون ، یک آشکارساز رادیویی قرار دارد. با استفاده از تلسکوپ رادیویی ، اندازه گیری شدت امواج رادیویی حاصل از کهکشانها امکان پذیر است. در تلسکوپ رادیویی ، یک آنتن به شکل بشقاب ، امواج را کانونی می‌کند و به گیرنده می‌فرستد. امواج پس از تحلیل در کامپیوتر ، بر روی کاغذ رسم می‌شوند. اخترشناسان با پیوند چندین تلسکوپ رادیویی به هم ، یک دوربین رادیویی درست می‌کنند و نقشه مناطق نشر کننده موج رادیویی را در آسمان بدست می‌آورند. به کمک تلسکوپ رادیویی نه تنها به هنگام شب ، بلکه در روز نیز می‌توان به اخترشناسی پرداخت.
تلسکوپ اشعه ایکس

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در بالای جو ، تلسکوپهای دیگری زمین را دور می‌زنند، که مخصوص پرتوهای X و فرابنفش هستند. آنها برای تشریح منظره آسمان در پرتوهای X و فرابنفش ، یافته‌های خود را به صورت پیامهای رادیویی به زمین می‌فرستند.

تلسکوپ فضایی Space telescope

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

ايده ساخت و قرار دادن تلسكوپي در وراي جو زمين به اواسط قرن بيستم بر مي گردد.
در سال 1923 هرمان ابرت، که یکی از بزرگان صنایع موشکی آلمان، در مقاله ای به امکان قرارگیری تلسکوپی در مدار، توسط موشک اشاره کرد. در سال 1946 دانشمند دیگری بنام لیمان اسپیتزر، به بررسی مزایای بهره گیری از تلسکوپی در آنسوی اتمسفر آشفته زمین پرداخت. لیمان وجود گازها و گرد و غبار موجود در جو زمین را عامل افت کیفی تصاویر بدست آمده از اجرام آسمانی می دانست. در سالهای 1960 تا 1970 میلادی دانشمندان بر لزوم بهره گیری از تلسکوپی بزرگ در خارج از جو زمبن توافق داشتند ولی سفینه ای که بتواند تلسکوپی بزرگ و کار آمد را در مدار قرار دهد، وجود نداشت.
با ساخته شدن شاتل فضایی و امکان حمل محموله های بزرگ پروژه ساخت تلسکوپ فضایی سرعت گرفته و سر انجام در سال 1985 یک عدد تلسکوپ فضایی توسط ناسا ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])آماده قرارگیری در مدار بود. بعدها این ابزار پیچیده و دقیق بیاد منجم بزرگ آمریکایی ادوین هابل، تلسکوپ فضایی هابل نام گرفت اما هابل قدري بد شانس بود و انفجار فضاپيماي چالنجر در زمستان 1986 ميلادي سببي براي به تعطيلي كشيدن پروازهاي فضايي شاتلهاي امريكا شد كه تا سال ۱۹۹۰ ميلادي به درازا كشيد.
تا سال 1990 که مشکلات حمل تلسکوپ فضایی برطرف می گشت، از آخرین تکنولوژی ها، برای به روز آوری و ارتقا ابزارهای دقیق تلسکوپ فضایی استفاده شد. از جمله سلولهای خورشیدی، کامپیوترها و ابزار های مخابراتی و هدایت آن ارتقا یافت و آزمایشهای بسیاری برای اطمینان از صحت کارکرد تلسکوپ فضایی به عمل آمد
.
از دیگر تلسکوپهای فضایی می توان به تلسکوپهای چاندرا اسپایتزر کامپتون و نیوتن اشاره کرد.ساخت یکی از بزرگترین تلسکوپهای فضایی با نام جیمز وب از برنامه های آینده ناسا می باشد.
وسايل ضروري براي تلسکوپ نيوتني:
1 - آيينه اصلي: وظيفه اين قطعه جمع کردن نور از اجرام آسماني و بازتاب آن مي باشد. مي توانيد آن را خودتان بتراشيد و يا خريداري نماييد.
2 - نگهدارنده آيينه اصلي : اين قطعه آيينه اصلي را در خود مهار مي کند و با پيچ هايي که در پشت آن نصب شده مي توان تلسکوپ را همخط نمود.
3- آيينه ثانويه: کار اصلي اين قطعه انعکاس نور بازتاب شده از آيينه اصلي، به کنار لوله است .
4- نگهدارنده آيينه ثانويه : اين قطعه آيينه ثانويه را در خود مهار مي کند و با پيچ هايي که در پشت آن نصب شده مي توان تلسکوپ را همخط نمود.
مشخصه اصلي يک تلسکوپ گشودگي آن است.
5- چشمي: همان طور که از نام آن مشخص است وظيفه اين وسيله جمع آوري پرتو هاي نور منعکس شده و ارسال آن به چشم است .
6- تنظيم کننده چشمي : با اين قطعه مي توان چشمي را عقب جلو کرد و با آن واضح ترين تصوير را براي چشم خود بدست آورد.
7- لوله: تمامي قطعاتي که در بالا ذکر شد در لوله قرار مي گيرد .
8 - مقر: وظيفه نگهداري و مهار لوله را بر عهده دارد و مي توان با آن جهت لوله را تنظيم نمود ؛ مقر مي تواند از نوع سمت ارتفاعي يا استوايي باشد.
9 - پايه: مقر به همراه لوله بر روي پايه ثابت مي شود. يک پايه خوب بايد محکم و بدون لرزش باشد .

وسايل اختياري براي يک تلسکوپ:
1- دوربين جوينده و و نگهدارنده آن : يک دوربين کوچک که به موازات لوله تلسکوپ نصب شده است ، جستجوي اجرام را بسيار ساده مي کند.
2- نگهدارنده دوربين عکاسي : اين وسيله دوربين عکاسي را به تنظيم کننده وصل مي کند و با آن مي توان به عکاسي از اجرام آسماني پرداخت . بسته به نوع دوربين نگهدارنده هاي مختلفي استفاده مي شوند.
3- درپوش لوله: وسيله است که بر سر لوله تلسکوپ قرار مي گيرد و مانع ورود گرد و خاک به درون تلسکوپ مي شود.
4- فيلترها: فيلترهايي که به چشمي يا سر لوله تلسکوپ وصل و براي مقاصد مختلفي استفاده مي شوند. مثلا : ----- ماه،فيلتر خورشيدي،فيلتر سحابي و…

تلسكوپ ها را به دو شيوه اصلی می توان مستقر نمود:
استقرار سمت- ارتفاعی يا افقی
استقرار استوائی يا قطبی
هر كدام از اين نوع استقرارها داراي كاربردهاي مختلف و نيز انواع مدلها می باشند. در استقرار نوع افقی سه پايه ساده و با درجات سمت و ارتفاع كار می کند ولی در نوع قطبی سه پايه پيچيده تر و سنگين تر ميشود و با درجات بعد و ميل كار می کند.

[sajadhoosein]

همه چیز در مورد تلسكوپ فضایی هابل


تنها چند سال پس از استقرار تلسكوپ فضایی هابل در فضا،از آن به عنوان یك موفقیت چشم گیر یاد می شد،ابزاری كه تصاویری شگفت انگیز با جزئیاتی بی نظیر از اجرام سماوی در ابعاد گوناگون از همسایگان سیاره ای ما تا كهكشان های پرت و دور افتاده تهیه كرده و آرزوی داشتن چشمی گردان در آسمان را به بهترین وجه تحقق بخشیده بود.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]













رویای وجود تلسكوپی كه در ماورای جو قرار داشته باشد، نزد منجمان سابقه ای دیرینه دارد.چنین ابزاری دیگر نیاز ندارد نور را از میان جو آشفته زمین دریافت كند،آسمانش همیشه تاریك خواهد بود و هیچ هوای متراكمی در آنجا وجود ندارد تا موجب محو شدن تصاویر شود و همچنین می تواند طول موج های خارج از نور مرئی، فرابنفش و مادون قرمز را هم رصد كند.اگر چه كه این آرزو تا قبل از ورود به عصر فضا همچنان به صورت رویایی دست نیافتنی باقی مانده بود.
تلسكوپ فضایی هابل دقیقا چیست،چرا این قدر برای ما مهم است و چگونه چنین تصاویر رویایی و شگفت انگیزی را ارائه می دهد.

در سال 1946 ،یك اختر فیزیك دان به نام دكتر لیمان اسپیتزر(1914-1997) پیشنهاد ساخت تلسكوپی در فضا را مطرح كرد،تلسكوپی كه قادر بود تصاویری بهتر و با وضوح بیشتر از اجرام دوردست نسبت به تلسكوپ های زمینی تهیه كند.اما این ایده، غیرقابل اجرا و فراتر از زمان خود بود زیرا تا آن زمان حتی یك راكت هم به ماورای جو زمین پرتاب نشده بود.اما سرانجام در سال 1970 این طرح تصویب و در سال 1977 بودجه ای برای ساخت آن اختصاص یافت و ناسا كمپانی هوا-فضا لاك هید مارتین Lockheed Martin)( را به عنوان اولین پیمانكار برای ساخت و نظارت بر قطعات و ساختار تلسكوپ انتخاب كرد و در سال 1983 تلسكوپ به نام منجم امریكایی ادوین هابل –كسی كه با رصد ستارگان متغیر در كهكشان های دوردست تئوری انبساط جهان را تائید كرد – نام گذاری شد.
ساخت تلسكوپ نزدیك به هشت سال طول كشید.این تلسكوپ 50 بار حساس تر و دارای وضوح 10 برابر بیشتر نسبت به تلسكوپ های زمینی است.HST در 24 آوریل سال 1990 توسط شاتل دیسكاوری در مدارش به دور زمین قرار گرفتو تقریبا بلافاصله پس از پرتاب آن منجمان پی بردند كه قادر به كانونی نمودن تلسكوپ نیستند و تصاویر حاصل از آن تصاویری تار بودند. تلسكوپ فضایی هابل طوری طراحی شده كه در حین گردش مداری اش هم قابل تعمیر و ارتقاست.ابزارهای كمكی ،حسگر های حركتی،ژیروسكوپ ها،صفحه های خورشیدی و هر چیز دیگری در تلسكوپ قابل تعویض و جا به جایی است؛در واقع تنها چیزی كه در تلسكوپ نمی تواند تعویض و جا به جا شود،ساختار پایه ای و آینه ی اصلی آن است.پس دانشمندان چگونه قادر بودند این مشكل را در آینه ی اصلی كه نقصی در شكل آن بود(ابیراهی كروی) را رفع كنند. طولی نكشید كه دانشمندان با جانشین كردن لنزهای كوستار(Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement ) برای تصحیح نقص موجود در تلسكوپ اقدام كردند.كوستار شامل چندین آینه ی كوچك بود كه جلوی پرتو ورودی به آینه ی معیوب را می گرفت ،نقص آن را تصحیح می كرد و پرتو های تصحیح شده را به ابزارهای علمی برای كانونی نمودن باز پخش می كرد.زمانی كه HST بعد از ماموریت تعمیر مورد آزمایش قرار گرفت تصاویر به طور شگفت آوری واضح شده بودند.امروزه همه ی ابزارهایی كه بر روی تلسكوپ قرار می گیرند با یك تصحیح كننده ی نوری به منظور رفع نقص موجود در آینه ساخته می شوند بنابراین دیگر نیازی به كوستار نیست.

برای مشاهده تصویر در اندازه بزرگتر بر روی آن کلیک نمایید .
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])










اعضای داخلی تلسكوپ
همانند هر تلسكوپی،تلسكوپ فضایی هابل هم شامل یك لوله ی بزرگ است كه از یك طرف باز و از طرف دیگر بسته است.آینه هایی برای جمع آوری نور و انتقال آن به چشمی های تلسكوپ دارد.دارای چندین نوع چشمی در قالب ابزارهای گوناگون است كه به تلسكوپ این امكان را می دهد تا توانایی دیدن انواع نورهای منتشره از آسمان را داشته باشد.
كاربردهای تلسكوپ
اپتیك:آینه ی اولیه،آینه ی ثانویه،تصحیح كننده ی نوری
ابزارهای علمی: مشخصات HST :
طول:13.2 متر
عرض:4.2 متر
وزن:12 تن
قطر دهانه ی آینه ی اصلی: 2.4 متر
قطر دهانه ی آینه ی ثانویه:0.3متر
توان تفكیك:0.05ثانیه قوسی
مدار:612 كیلومتر
زاویه ی میل:28.5درجه نسبت به استوا
دور مداری:97 دقیقه
سرعت مداری:28000كیلومتر بر ثانیه
هزینه: 2.2 میلیارد دلار در هر ماموریت
طول عمر:تقریبا 20 سال



1) WFPC2: دوربین میدان دید باز و سیاره ای شماره 2
2)NICMOS: دوربین مادون قرمز و طیف نمای چند منظوره
3)STIS: طیف نگار تلسكوپ فضایی

4)ACS: دوربین پیشرفته نقشه برداری
5)FGS: حس گرهای هدایت گر دقیق
سیستم سفینه فضایی
1)انرژی 2)ارتباطات 3)هدایت 4)محاسبات 5)ساختار

در ادامه به جزئیات این سیستم ها خواهیم پرداخت.

اپتیك:
آینه های تلسكوپ همگی از جنس شیشه هستند كه با لایه هایی از آلومینیوم خالص(با ضخامت 3 میلیونیم در هر اینچ)و منیزیم فلوراید(با ضخامت 1 میلیونیم در هر اینچ) اندود شده اند تا بتوانند باز تابنده ی نور مرئی،مادون قرمز و فرابنفش باشند.نور از طریق دهانه ی تلسكوپ وارد آن می شود و از آینه ی اولیه به آینه ی ثانویه منتقل می شود.آینه ی ثانویه نور را به درون حفره ای در مركز آینه ی اولیه،به سوی نقطه ی كانونی كه در پشت آینه ی اولیه است بازتاب می كند و در نقطه ی كانونی آینه های نیمه باز تابنده،نیمه شفاف و كوچكتر نور را به سمت ابزارهای علمی گوناگون هدایت می كنند.

ابزارهای علمی:
با بررسی طول موج های گوناگون یا طیف های مختلف نور منتشر شده از یك جرم سماوی،می توان ویژگی ها یا خاصیت های جرم را بازگو كرد.به این منظور HST با ابزارهای علمی گوناگون مجهز شده است.

1)WFPC2 ) : Wide Field Planetary Camera2 )
چشم اصلی تلسكوپ فضایی هابل است.مانند شبكیه چشم شامل چهار تراشه ی CCD برای جذب نور است كه تنها یكی از این تراشه ها دارای وضوح بالایی است.تراشه ها به صورت L شكل قرار گرفته اند و تنها تراشه ی با وضوح بالا، در درون این شكل L مانند قرار دارد.هر چهار تراشه همزمان در معرض نور هدف مورد نظر قرار می گیرند و تصویر بر روی تراشه ی CCD متمركز می شود چه تراشه ای با وضوح بالا یا پائین.تصویر مورد نظر در طول موج های مرئی و فرابنفش گرفته می شود.WFPC2 قادر است تصاویری از درون ***** های گوناگون(قرمز،سبز،آبی)بگیرد بدین ترتیب تصاویر دارای رنگی طبیعی می گردند مانند این تصویر كه از سحابی عقاب (M16) گرفته شده است.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
















2)NICMOS ) : Near Infrared Camera and Multi Object Spectrometer)
بیشتر اوقات گاز و غبار های میان ستاره ای مانعی برای دیدن نور مرئی اجرام آسمانی می شوند؛اگرچه این امكان وجود دارد كه نور مادون قرمز یا گرمای ساطع شده از اجرام آسمانی را كه در میان گاز و غبارها پنهان شده است را مشاهده كرد، برای دیدن نور مادون قرمز،HST شامل سه دوربین حساس است كه سازنده ی NICMOS می باشند.NICMOS قادر است كه از میان گاز و غبار های میان ستاره ای،نور مرئی ساطع شده از اجرام را ببیند،همان طور كه در تصویر زیر از سحابی جبار نشان داده شده است،در تصویر نور مرئی (WFPC2)، ما تنها ابرهایی از غبار را بدون هیچ گونه جزئیات دیگری می بینیم.در حالیكه در تصویر مادون قرمز(NICMOS) قادریم تعداد بی شماری ستاره را بدون مزاحمت هیچ ابری مشاهده كنیم.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]










به این دلیل كه NICMOS نسبت به گرما بسیار حساس است حس گرهای آن باید در یك ترموس بزرگ با دمایی در حدود 321- درجه فارنهایت (77 درجه كلوین) نگهداری شود.در روزهای نخستین NICMOS توسط قالب های نیتروژن یخ زده 104 كیلوگرمی سرد می شد اما امروزه NICMOS به طور دائم توسط ماشینی كه مانند یك فریزر كار می كند،سرد می شود.

3) STIS ) : Space Telescope Imaging Spectrograph)
رنگ ها و طیف های گوناگونی كه از اجرام آسمانی به دست می آید حكم یك اثر انگشت را برای آن جرم دارد.رنگ های مشخصی، نوع عناصر، و میزان كثرت رنگ ها،مقدار آن عنصر را برای ما آشكار می كند.STIS با تجزیه شعاع نور ورودی به طیف نمایی جرم می پردازد.طیف نمایی علاوه بر تركیبات شیمیایی،می تواند اطلاعاتی هم درباره ی دمای جسم و تغییرات حركتی آن به ما ارائه كند.اگر جرم در حال حركت باشد،اثر انگشت شیمیایی جرم به انتهای آبی طیف (در حال حركت به سمت ما)یا به انتهای سرخ طیف(در حال دور شدن از ما) منتقل می شود.به مثال زیر توجه كنید:STIS به طرف مركز كهكشان M84 متمركز شده است(چهار ضلعی سمت چپ)اگر هیچ حركتی وجود نداشته باشد طیف همواره در خطی سراسری بدون جهش خاصی دیده می شود اما نور در مركز این خط دارای انتقال به آبی و سرخ است و این نشان دهنده ی آن است كه این ناحیه ی مشخص (تقریبا با فاصله ی 26 سال نوری از هسته)در حال چرخیدن با سرعتی برابر با 800000 متر بر ثانیه به دور خودش است.اختر شناسان معتقدند كه دلیل این چنین چرخشی با این سرعت بالا،باید سیاه چاله ای پرجرم(تقریبا 300 میلیون برابر جرم خورشید) در مركز كهكشان باشد.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]






















4)ACS ) : Advance Camera for Surveys)
دوربین پیشرفته نقشه برداری در مارس 2002 جایگزین FOC (Faint Object Camera) دوربین اجرام كم نور هابل شد.این دوربین جدید با سه كانال ورودی مجزا می تواند طول موج های 115 تا 1050 نانومتر را ثبت كند.میدان دید این دوربین 2 برابر میدان دید دوربین اصلی و 10 برابر وضوح بیشتری نسبت به FOC دارد.این ابزار در اصل برای جستجوی سیارات فرا خورشیدی و جو سیارات منظومه شمسی طراحی شده است.

5)FGS ) : Fine Guidance Sensors)
برای هدف یابی تلسكوپ،تعیین فاصله ی ستارگان از زمین،سنجش دقیق مكان ستارگان،میزان جدایی ستارگان دوتایی و تعیین قطر ستارگان به كار می رود.تلسكوپ هابل شامل سه FGS است كه دو تای آنها برای هدف یابی،هدایت و تنظیم بر روی هدف با جستجو و پیدا كردن ستارگان راهنما در زمینه ی HST در نزدیكی هدف به كار می روند.هرگاه،هر یك ازFGS ها یك ستاره ی راهنما پیدا می كند،بر روی آن قفل می شود و اطلاعات را به سیستم هدایت تلسكوپ می فرستد تا سیستم آن ستاره راهنما را همچنان در زمینه ی خود نگه دارد.این دو FGS در حالی كار هدایت تلسكوپ را بر عهده دارند كه FGS دیگر در حال نقشه برداری و مكان یابی ستارگان است.این كار برای پیدا كردن سیارات فرا خورشیدی اهمیت زیادی دارد زیرا چرخش سیارات در طول دور مداریشان باعث می شود كه ستاره ی مادر،در آسمان دچار نوسانات نوری شود.

سیستم فضاپیما
تلسكوپ فضایی هابل در عین حال یك فضاپیما هم هست بنابراین مانند هر فضاپیمای دیگری باید توانایی تامین انرژی الكتریكی مورد نیاز،ارتباط با زمین و تغییر مسیر را داشته باشد.

1)انرژی
تمامی ابزارها و كامپیوتر هایی كه بر روی تلسكوپ فضایی هابل نصب شده اند نیاز به الكتریسیته دارند.این انرژی الكتریكی توسط دو صفحه ی خورشیدی بزرگ تامین می شود،هر صفحه در حدود 12.2متر است.این صفحه های خورشیدی نیرویی برابر با 2400 وات را تهیه می كنند كه برابر با 60 لامپ 40 ولتی است.هنگامی كه تلسكوپ در سایه ی زمین قرار دارد این انرژی الكتریكی توسط 6 باتری نیكل-هیدروژنی فراهم می شود كه توان ذخیره ی این باتری ها برابر با توان ذخیره ی 20 باتری ماشین است.این باتری ها توسط صفحه های خورشیدی زمانی كه تلسكوپ بار دیگر در معرض نور خورشید قرار می گیرد،شارژ می شوند.

2)ارتباطات
تلسكوپ باید این توانایی را داشته باشد كه با كنترل كننده های زمینی ارتباط برقرار كند تا بتواند اطلاعات گرفته شده از جرم مورد رصد را برای آنها بفرستد و همچنین فرمان هایی را برای هدف بعدی دریافت كند.به این منظور HST از یك سری ماهواره های ارتباطی به نامTDRSS (Tracking and Data Relay Satellite System) استفاده می كند.این سیستم دقیقا همان سیستمی است كه ایستگاه فضایی بین المللی(ISS) برای ایجاد ارتباط از آن استفاده می كند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]












1) نورهای ساطع شده از یك جرم سماوی توسطHST دریافت می شود 2) تبدیل به داده های دیجیتالی می شوند.این داده ها به ماهواره های در حال حركت فرستاده می شود 3) سپس به پایگاه های دریافت زمینی درWhite Sands,N.M. منتقل می شوند4) White Sands,N.Mاین داده ها را به سهولت به مركز كنترل پروازهای فضایی گدارد(Goddard ) در ناسا می فرستد 5) جایی كه گردانندگانHST مستقر هستند.این داده ها توسط دانشمندان در انستیتو علوم تلسكوپ فضایی STSI(Space Telescope Science Institute) در بالتیمور مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرد 6) اغلب اوقات،دستورات بهHST پیش از آنكه موعد رصد فرا رسیده باشد،فرستاده می شود با چنین كاری دستورات لازم در زمان واقعی در دسترس است.

3)هدایت
تلسكوپ زمانی كه از یك جرم عكس می گیرد باید بر روی آن ساعت های طولانی با توجه به ابزار به كار گرفته شده ثابت بماند. با توجه به دور مداری تلسكوپ كه در هر 97 دقیقه یك بار صورت می گیرد،این كار مانند این است كه جرمی كوچك را در ساحل از عرشه ی كشتی دنبال كنید در حالی كه كشتی از ساحل دور می شود و دائما بر روی امواج بالا و پایین می شود.
تلسكوپ برای اینكه بتواند بر روی یك جسم ساكن باقی بماند دارای سه سیستم همراه است:
ژیروسكوپ ها كه حركات كوچك و بزرگ را زیر نظر دارند،چرخ های واكنشی كه تلسكوپ را حركت می دهند و FGS ها كه حركات ریز و حساس را زیر نظر دارند.
ژیروسكوپ ها حیطه ی حركتی تلسكوپ را زیر نظر دارند،مانند یك قطب نما حركات تلسكوپ را حس می كنند،به كامپیوتر های پرواز می گویند كه تلسكوپ در مسیر اشتباهی قرار دارد و از هدف در حال دور شدن است،سپس كامپیوتر پرواز،میزان جا به جایی و جهت آن را برای اینكه بر روی هدف باقی بماند را حساب می كند و پس از آن به چرخ های واكنشی دستور جا به جایی و حركت تلسكوپ را می دهد.
تلسكوپ فضایی هابل نمی تواند مانند ماهواره ها برای هدایت از موتور های موشكی بهره ببرد زیرا گازهای خروجی از موتور در اطراف تلسكوپ جمع خواهند شد و مانع دید تلسكوپ می شوند.اما به جای آن، تلسكوپ از چرخ های واكنشی كه در سه جهت z,y,x می چرخند،استفاده می كند.زمانی كه تلسكوپ نیاز به جا به جایی پیدا می كند كامپیوتر پرواز به یك یا چند چرخ فرمان می دهد كه در چه جهتی و با چه سرعتی بچرخند،بدین ترتیب نیروی كنش لازم برای حركت فراهم می شود.طبق قانون سوم حركت نیوتن (برای هر كنشی،واكنشی برابر اما در جهت مخالف وجود دارد) تلسكوپ در جهت مخالف چرخ ها برای رسیدن به هدفش می چرخد.
همان طور كه قبلا ذكر شد،FGS ها تلسكوپ را بر روی هدفش با نشانه روی به سمت ستاره های راهنما نگه می دارند،دو تا از سه FGS ستاره های راهنمای اطراف هدف را در میدان دید مربوطه پیدا می كنند و زمانی كه پیدا شد بر روی ستاره های راهنما قفل می شوند و اطلاعات را به كامپیوتر های پرواز می فرستند تا این ستاره ها را در میدان دید خود نگه دارند.FGS ها بسیار حساس تر از ژیروسكوپ ها هستند اما تنها تركیب ژیروسكوپ ها و FGS ها است كه می تواند تلسكوپ فضایی هابل را بدون توجه به حركت مداریش ساعت ها بر روی هدف متمركز كند.

محاسبات
تلسكوپ فضایی هابل دارای دو كامپیوتر اصلی است كه در اطراف لوله ی تلسكوپ و بالای ابزارهای علمی قرار دارند.یكی از این كامپیوتر ها برای فرستادن داده ها و دریافت فرمان با زمین در ارتباط است و كامپیوتر دیگر مسئول هدایت HST است،تعدادی كامپیوتر پشتیبان هم برای اتفاقات پیش بینی نشده وجود دارند.هر ابزاری كه بر روی تلسكوپ قرار دارد دارای تعدادی ریز پردازنده است كه برای جا به جایی چرخ ها،*****،كنترل دریچه ی شاتر،جمع آوری داده ها و برقراری ارتباط با كامپیوتر های اصلی ساخته شده اند.

ساختار
HST شامل اسكلتی برای نگهداری ابزارهای اپتیكی،ابزارهای علمی و سیستم فضا پیمایی آن است.برای نگهداری ابزارهای اپتیكی،تلسكوپ شامل یك سیستم پایه است كه این سیستم از گرافیت و فناوری مورد استفاده در ساخت راكت های تنیس و چوب گلف،ساخته شده است.سیستم پایه دارای 5.3 متر طول و 2.9 متر عرض و114 كیلوگرم وزن است.لوله ای كه ابزارهای اپتیكی و علمی را نگهداری می كند از آلومینیوم ساخته شده كه با لایه های عایقی بسیاری پوشانده شده است.این عایق ها تلسكوپ را از تغییرات ناگهانی حرارت بین نور خورشید و سایه زمین محافظت می كند.

محدودیت ها
تلسكوپ فضایی هابل با وجود كارایی ها و امكاناتی كه دارد،شامل یك سری محدودیت ها هم می شود.به عنوان مثال HST نمی تواند خورشید را به خاطر نور و گرمای زیاد آن كه موجب از كار افتادن ابزارهای حساس آن می شود رصد كند.به همین دلیل تلسكوپ همیشه از نشانه روی به سوی خورشید دوری می كند.به همین دلیل قادر نیست كه سیارات عطارد و ناهید را هم به خاطر فاصله ی نزدیك آنها به خورشید رصد كند.ستارگان اصلی آسمان شب هم به خاطر روشنایی زیاد آنها برای بعضی ابزارهای تلسكوپ قابل رصد نیستند.محدودیت قدر قابل دید، توسط نوع ابزاری كه مورد استفاده قرار می گیرد،تغییر می كند.علاوه بر روشنایی اجرام،چرخش مداری تلسكوپ هم آنچه را كه می توان دید،محدود می كند.بعضی اوقات خود زمین مانع دیدن اهداف در طول چرخش مداری تلسكوپ می شود و این مسئله هم زمان صرف شده برای رصد یك جرم را محدود می كند.تلسكوپ از درون بخشی از كمربندهای تشعشعی وان آلن -جایی كه ذرات پر انرژی به جا مانده از باد های خورشیدی كه توسط میدان مغناطیسی زمین گیر افتاده اند،قرار دارد - عبور می كند.این رویارویی ها باعث تشعشع های زیادی می شود كه موجب تداخل در جوینده های ابزار های علمی تلسكوپ می شود،بنابراین در طول این دوره هیچ رصدی انجام نخواهد شد.


برای مشاهده تصویر در اندازه بزرگتر بر روی آن کلیک نمایید .

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])











با وجود عیب ها و كاستی هایی كه در دوران اولیه ی پرتاب این تلسكوپ به وجود آمد،تلسكوپ فضایی هابل ماموریتش را به خوبی انجام داد و داده های علمی و تصاویر زیبای بسیاری را ارائه كرد.
عصر تلسكوپ های فضایی باHST تلسكوپ فضایی هابل،كه انقلابی در علم اختر شناسی به وجود آورد شروع شد.موفقیت چشم گیر هابل این سوال را در ذهن ما پرورش می دهد كه تلسكوپ های بعدی چگونه خواهند بود.در واقع تلسكوپ هابل با آینه ی 2.4 متری اش در برابر تلسكوپ بازتابی 10 متری كك در موناكی هاوایی ابزاری بسیار كوچك به شمار می آید.تلاش هایی كه در ساخت نسل جدید تلسكوپ هایی با قطر دهانه ی بزرگتر صورت می گیرد،آینده ی تلسكوپ های فضایی را روشنتر و دید ما را از جهان ژرف تر خواهد ساخت.

[sajadhoosein]

دایره



مقدمه
اشکال هندسی در زندگی همیشه دارای کاربردهای فراوان بوده و برای فعالیتهای انسان الهام بخش و سمبل نیز شده است. دایره یکی از این اشکال است. ابتدایی‌ترین کاربرد دایره ، چرخ و چرخ‌دنده‌ها هستند که از قدیم‌الایام بکار رفته و می‌روند. همچنین ابزار آلات زینتی چون تاج ، گردبند ، خلخال و حلقه‌ها ، کاربردی به اندازه تاریخ بشری دارند. نمونه مثال زدنی حلقه ازدواج است که بین زوجین مبادله می‌شود و این برگرفته از حلقه‌ای است که در دست اهورامزدا در پیکره‌ها و مجسمه‌ها دیده می‌شود.
با توجه به قرینه مذهبی قداست و پاکی ازدواج در ایران باستان را نشان می‌دهد که اکنون فرهنگی جهانی گشته است. دایره در فرهنگها ، انجمنها ، شهرسازی ، اندیشه‌های هنری و ریشه‌دار بخصوص در ابزار آلات نجومی جایگاه نمادین و کاربردی دارد. در فرهنگ و ادیان قدیم ازجمله بودا ، نماد آسمان ، جهان پاک ، افلاک گردنده و غیر دنیاست در حالی که در مقابل دنیا چهار گوشه و مربع است که به وضوح در بیان اشعار و ادبیات ایرانی بویژه غزلیات عرفانی مشاهده می‌شود.
دایره در هنرهای اسلامی ایران
در هنرهای اسلامی ایرانی دایره‌ها ، به شکل شمس و حلقه نورانی در اطراف سرایمه و بزرگان دین دیده می‌شود. همچنین با توجه به کراهت صورتگری و مجسمه سازی در اسلام و ظریف اندیشی شیعه ، هنرهای اسلامی به شکلهای اسلیمی ، گل و بوته ، نقشهایی ختایی سوق داده شد. اشکال و خطوط و ترکیب رنگ در مینیاتورها ، تذهیبها و فرشها با زینت و ترکیب و نقش نگار پخته‌تری تکامل یافتند.
دایره به شکل شمسه‌های زیبایی تزیین داده شد و شمسه‌ها به صورت منفرد یا در سایر هنرها کاربرد یافت. در خطوط گل و بوته و اشکال اسلیمی و ترکیب رنگ دایره به عنوان پایه‌ای‌ترین ، اصلی‌ترین و اساسی‌ترین شکل بکار گرفته می‌شود. و سیر کلی به سوی مرکز برای وصل فنا نقطه‌ای (سیاه) است. که اختیار را از چشمان بیننده گرفته و با سیر در تابلو به مرکز هدایت می‌کند.
دایره و نقطه سیاه و قرمز
در میان قبایل بدوی و بسیاری از انجمنها و دسته‌های سری قدیم ، سمبل مفاهیمی چون ابدیت ، جاودانگی و مرگ بوده است و دایره سیاره و دوایر متحدالمرکز در تمرینات اساسی ماینه‌تیستها ، هیپنوتیستها و درمانگران حرفه‌ای می‌باشد. دایره و نقطه سرخ که اغلب نشان آفتاب می‌باشد در پرچم و سمبل ملل شرق آسیا نیز مشاهده می‌شود.
هفت شهر
بطلیموس در دو قرن پیش از میلاد بر اساس تفاوت حرارت ، سرزمینهای شناخته شده آن روزگار را به هفت اقلیم تقسیم کرده است از آنجا که تقسیم بندی بطلیموس بر اساس دایره‌های مداری است اقلیمهای هفت گانه را اقلیمهای هندسی نیز نامیده‌اند. به نظر صاحبنظران ، اصطلاح هفت شهر ، هفت اقلیم و هفت وادی که در ادبیات و حکمت ایرانی وارد شده است الهامی از نظریات بطلیموسی را در خود دارد. اجرام آسمانی به دو دسته ثوابت و اجرام متحرک و متغیر تقسیم بندی شد و اجرام متغیر شناخته شده آن روز ، خورشید ، زمین ، بهرام ، تیر ، عطارد ، مشتری و زحل هر کدام در مداری و آسمانی تصور شدند. آسمان اول ، آسمان دوم … تا هفت آسمان.
دایره و نجوم
کره زمین برای شناسایی بهتر به دایره‌های افقی به نام مدار از صفر استوا تا ۹۰ درجه قطبین و دایره‌های عمودی به نام نصف‌النهار تقسیم بندی می‌شود. در علوم قدیم دایره بیشترین کاربرد و برترین جایگاه را در علم نجوم دارد. اولین مدلهای منظومه‌ای بر اساس گردش زهره در فرهنگ اینکاها ، گردش خورشید و کاینات دور کلیسا و زمین ، تا گردش زمین و سیارات دور خورشید در نجوم اسلامی و قوانین حاکم بر حرکت آنها بر روی مسیرهای دایروی بودند. مدلهای اتمی بعد از نظریه جوزف تامسون نیز هسته متمرکز در مرکز (بار مثبت) و الکترونهای متحرک در مدارهای دایروی بود. که به دلیل شباهت به مدل منظومه‌ای مشهور گشت.
بعدها تیکوبراهه ، کپلر ، کپرنیک روی این نظریه‌ها کار کردند. در سال ۱۶۱۹ کپلر سه قانون حرکت سیارات را با استفاده از مشاهدات تیکوبراهه بیان کرد. قوانین کپلر پایه و اساس قوانین نیوتن و مکانیک کلاسیک و مکانیک سماوی شد. در این نظریه مسیر دایره به مسیر بیضوی که خورشید در یک کانون بیضی قرار دارد تغییر یافت. با مطرح شدن فیزیک نوین و فیزیک کوانتومی ، اصل عدم قطعیت و سایر پیشرفتهای تکنولوژیکی مدل منظومه‌ای هسته نیز به مدل ابر الکترونی تبدیل گشت.
نگاهی به رصدخانه مراغه
این رصدخانه در زمره پیشگامان نجوم ایران و دنیای قدیم بوده و جایگاه بی‌نظیری برای خود دارد. مهمترین دوره و مکتب نجومی ایران مکتب مراغه بود که به گفته پروفسور عبدالسلام رصدخانه‌های هنر با وجود رگه‌های هنری اساسا بر پایه رصدخانه‌های اسلامی ساخته شده است. در این میان مکتب مراغه با نام خواجه نصیر‌الدین طوسی با سمت گیری انتقادی نسبت به نظام بطلیموسی به دلیل مشکلات جدی و ناسازگاریهای ذاتی موجود اخترشناسان بر اساس مدل هندسی نجومی ارایه شد که به جفت طوسی معروف گشت. ایجاد حرکت خطی به کمک حرکتهای دورانی یکنواخت است. ساختمان اصلی این رصدخانه به شکل استوانه طراحی شده بود. اکثر وسیله‌های رصدی در آن شکل دایروی داشتند از مهمترین وسیله‌های رصدخانه مراغه می‌توان به موارد زیر اشاره کرد.
وسایل رصد خانه مراغه
سدس فخری که بعدها با اصلاح به دوربینهای تیودولیت معروف گشتند که کاربردهای نقشه برداری دارد. وسیله دیگر ربع بود. این آلت از ربع دایره و عضاده‌ای تشکیل یافته و با آن میل کلی و ابعاد کواکب و عرض بلد را رصد می‌نمودند و بر سطح دیواره شمالی و جنوبی رصدخانه نصب شده بود. وسیله دیگر ذات‌الحلق بود که که به جای ششگانه بطلیموس و نه حلقه ثاون اسکندرانی جامع‌تر بوده است.
آلتی است متشکل از پنج حلقه به ترتیب الف برای دایره نصف النهار که بر زمین نصب شده بود. ب برای دایره معدل النهار ج برای دایره منطقه‌البروج د برای دایره عرض و ه برای دایره میل. از آلات دیگر رصدخانه مراغه ذات‌الجیب و ذات‌السمت بودند که برای تعیین ارتفاع در کلیه جهات مختلف افق بکار رفته می‌شد. ذات‌الربعین که به جای ذات‌الحلق استعمال می‌شد. ذات‌الارسطوانتین و دایره شمسیه از وسایل دیگر رصد خانه هستند.
نگاهی به استفاده از دایره برای رفع مشکلات شهرها و شهرسازی
توسعه شهرها ، تامین نیازمندیهای آنان ، چاره‌جویی برای توسعه‌های آینده شهر ، اتخاذ تصمیماتی که بتواند مشکلات شهری را به حداقل برساند و بالاخره آنکه چگونه رابطه منطقی بین انسان با محیط طبیعتش حفظ شود، به تحولاتی در امر شهرسازی منجر شد. نخستین نظریه در زمینه شهرسازی شخصی به نام هیپوداموس (۴۸۰ سال قبل از میلاد) بود و بعد از آن نظریات و راهکارهای متفاوت شهرسازی بوجود آمد. ولی پیدایش دانش امروزی شهرسازی به قرن نوزده میلادی می‌رسد. از میان نظریه‌های شهرسازی می‌توان نظریه‌های زیر را نام برد.
نظریه متحدالمرکز
در این نظریه الگوی ساخت شهر بر این اصل استوار است که توسعه شهر از ناحیه مرکزی به طرف خارج شهر صورت گرفته و تعداد مناطق متحدالمرکز را تشکیل می‌دهد. این مناطق با ناحیه مشاغل مرکزی شروع شده و بوسیله منطقه در حال تحول احاطه می‌شود.
نظریه قطاعی
تعدیل و تغییر در جهات مختلف این نظریه است. شهرها برای همیشه نمی‌توانند حالت متحدالمرکزی مناطق را حفظ کنند. در این نظریه اجازه خانه به عنوان راهنما مطالعه شهر را عملی می‌سازد. ساخت واحدهای گرانقیمت از کانون اصلی در طول شبکه‌های رفت و آمد ، ساخت واحدهای مسکونی دیگر و ارزان‌تر به سوی فضاهای باز و جابجایی ساختمانهای اداری و تجاری ، توسعه واحدهای مسکونی گرانقیمت را در جهت عمومی عملی سازد. آپارتمانهای لوکس در مجاورت بخشهای تجاری و مسکونی قدیمی بوجود آمده و واحدهای گرانقیمت شهر بطور اتفاقی و نامنظم جابجا نمی‌شوند. راههای شعاعی از مرکز شهر به اطراف کشیده می‌شود و عامل دسترسی به این راهها و قیمت زمینها را در مناطق مختلف شهر تعیین می‌کند.
مدل حلقه‌ای
در این مدل به جای آنکه خطوط اصلی حمل و نقل به صورت خطی گسترش یابد به شکل دایره‌ای و به موازات مرکز شهر ، حواشی ناحیه مرکزی و بافتهای اطراف آن را احاطه می‌کند. و دور تا دور بافت را گره‌های شهری بوجود می‌آورد. و فعالیتها شکل حلقه‌ای یا زنجیره‌ای به خود می‌گیرند.
طرح مکمل مدل کهکشان
بر اساس نظریه ویکتورگروین در بیشتر شهرهای بزرگ کاربرد دارد. شهر از مراکز متعددی تشکیل یافته و هر کدام واحدهای دیگری را بوجود می‌آورد و بوسیله شبکه‌های ارتباطی مشترک و مستقل و منطقه‌ای بافتها به همدیگر مرتبط می‌شوند. مجموعه این بافتها و شبکه‌ها یک شبکه کهکشانی را بوجود می‌آورد. خدمات مرکزی در وسط بافت و جایگاه صنایع در نواحی اطراف شهر و در خارج از بافت اصلی پیش‌بینی شده است.
دایره در مثلثات و فیزیک
از دایره‌های مشهور دیگر دایره مثلثاتی است. دایره مثلثاتی دایره‌ای است با درجه‌بندی و جهت حرکت مشخص که به آن جهت مثلثاتی گویند و آن پادساعت گرد یا عکس ساعت گرد است. شعاع این دایره واحد است و حداکثر مقدار توابع مثلثاتی سینوس یا کوسینوس که در این دایره بدست می‌آید می‌تواند واحد شود. هارمونیها و هماهنگها ، چرخش ، حرکت دورانی ، حرکات پریودیک و دوره‌ای ، حرکات تناوبی ، حرکات رفت و برگشتی در یک مسیر مشخص را می‌توان توسط این دایره و کمیات مثلثاتی برای بیان مکان و زمان و توصیف این حرکات و موقعیت بکار برد.
دایره در ورزشهای باستانی و موسیقی
دایره با توجه به نماد آسمانی و قداست افلاکی در ورزشهای باستانی از جمله زورخانه و گوی بازی ورزشکاران باستانی کار ، در رقص سماء و حلقه گردش و لباس و کلاه آنها ، نیز کاربرد دارد. در مکاتب هادی همچون کومونیسم نیز همچنان که در فیلم بایکوت مشاهده می‌کنیم. به عنوان سمبل بکار رفته است مسیری که از هیچ آغاز شده و در سیر مسیر به هیچ منتهی می‌شود.
اساس موسیقی و هنرهای ادبی شرقی موسیقی دوری است. موسیقی و هنری که انسان را در جای خود از حالی به حالی دگرگون می‌کند از نقطه‌ای شروع شده و او را به سیر در عالم معانی برده و در آخر انسانی ارزشی ، تحول یافته و والا‌مقام و انسانی که شایسته خلیفه الهی است بوجود می‌آورد.

[sajadhoosein]

عمر زمین



دید کلی
از روزی که انسان برای نخستین بار شروع به نوشتن افکار خود کرد، پیوسته نگران موقعیت خود در عالم لایتناهی بوده است. لیکن تا سال ۱۷۸۸ و نوشته‌های «جیمز هاتن» ، مفهوم زمان تقریبا نامحدود ، تنها برای انسان دارای معنا بود و زمین صرفا در یک چارچوب موقتی مورد نظر قرار می‌گرفت. در اندیشه انسان قرون وسطی ، زمین از نظام بسته‌ای تشکیل می‌شد که از آغاز آن چندان وقتی نمی‌گذشت و عاقبت آن هم چندان دور نبود.[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
تاریخچه تخمین عمر زمین
از آنجایی که زمان غیر قابل لمس است، تصور ابعاد زمان نیاز به بصیرت ذهنی داشت که طبیعت ‌گرایان قرن هفدهم قادر به پذیرش آن نبودند، بنابراین نگرش قرون وسطایی کوتاه بودن زمان دنیوی همچنان باقی ماند. محققین مسیحی آن زمان بطور کلی می‌پنداشتند که سن زمین در حدود ۶۰۰۰ سال است، رقمی که بر اساس قبول نوشته‌های باستانی عبرانی قرار است.
سیر تحولی و رشد
تخمین عمر زمین از مدتهای بسیار طولانی فکر دانشمندان را به خود مشغول کرده بود. دانشمندان مختلف سعی داشتند با روشهای مختلفی سن کره زمین را تخمین بزنند که از آن جمله می‌توان تخمین عمر زمین را بر اساس شوری آب اقیانوسها و محاسبه میزان رسوبگذاری ذکر کرد. در سال ۱۸۹۷ ، فیزیکدان معروف «لرد کلوین» (Lord Kelvin) قدمت و عمر زمین را به این صورت تعریف نمود که زمین در ابتدا به حالت مذاب بوده و بعد سرد شده است. وی همچنین اظهار نظریه‌هایی را بر اساس فرضیه‌هایی در مورد منشأ و مبدا حرارت خورشید به عمل آورد و ادعا کرد زمین سنی در حدود ۲۰ الی ۴۰ میلیون سال دارد.
در اوایل قرن بیستم ، «رادرفورد» (Ruther Ford) و «هولمز» (Holmes) در انگلیس و «بولتوود» (Boltwood) در آمریکا دریافتند که تجزیه عناصر ناپایدار جهت تولید ایزوتوپهای رادیوژنیک می‌توانند برای تعیین سن کانیها و سنگهای پوسته کره زمین مورد استفاده قرار گیرند. ولی روشها و تکنیکهای تحلیلی در آن زمان آنقدر دقیق نبود که بتواند مقدار ایزوتوپهای رادیوژنیک موجود در سنگها را تعیین نماید. در نتیجه منحصرا بعد از سال ۱۹۵۰ که اسپکترومتر (Spectrometer) اختراع گردید، تعیین سن سنگها به طریق ایزوتوپی معمول گردید از این مقاله سعی می‌شود تا روشهایی را که از ابتدا برای برآورد عمر زمین مورد استفاده قرار گرفته، مورد بحث قرار دهیم و در نهایت به روشی که امروزه استفاده می‌شود و دقیقتر است، اشاره کنیم.
تخمین عمر زمین بر اساس شوری آب اقیانوسها
در سال ۱۷۱۵ «ادموند هالی» (Edmond Halley) ، منجم انگلیسی ، این مطلب را پیش کشید که سن زمین را می‌توان از روی مقدار شوری آب اقیانوسها محاسبه کرد. عملا نقشه این بود که مقدار شوری آب دریاها را با دقت تمام محاسبه و سپس عمل را ده سال بعد تکرار کنند، با محاسبه مقدار ازدیاد شوری آب در هر ده سال می‌توان زمان لازم برای تحصیل شوری آب فعلی را از آبهای شیرین اولیه بدست آورد. اگر هم چنین آزمایشی انجام شده باشد، هیچ ازدیادی در شوری آب اقیانوسها دیده نشد.
در اواخر قرن نوزدهم بعضی محققان با تجدید نظر در روش فوق و با تجزیه شیمیایی آب رودخانه‌ها ، مقدار سدیم اضافه شده به دریاها در هر سال توسط رودخانه‌های دنیا را محاسبه کردند. با دانستن حجم تقریبی آب اقیانوسهای امروزی و فرض اینکه آب اقیانوسهای اولیه شیرین بوده است و میزان ازدیاد سدیم توسط رودخانه‌های امروزی میانگینی برای تمام زمان زمین شناسی است، آنها زمان لازم برای تحصیل غلظت سدیم و شوری امروزی را محاسبه کردند. سرانجام نتیجه‌گیری کردند که از روز اولی که آب برای نخستین بار بر روی سطح زمین متراکم شد، ۹۰ میلیون سال می‌گذرد. امروزه ما می‌دانیم که تخمین هالی از سن اقیانوسهای زمین به مراتب کمتر سن واقعی آنهاست. دلیل عمده آن هم این است که او تعویض سدیمی را که میان آب دریا و سنگهای پوسته کره زمینی صورت می‌گیرد، بسیار ناچیز می‌پنداشت.
تخمین عمر زمین بر اساس میزان رسوبگذاری
هر که سنگهای رسوبی را مطالعه کرده باشد، می‌داند که طبقه‌ای ضخیم از ماسه سنگ می‌تواند در عرض یک روز ته‌نشین شود یا لایه نازک گل رسی که روی آن قرار می‌گیرد، ممکن است برای ته‌نشین شدن به ۱۰۰ سال زمان نیاز داشته باشد و سطح طبقه بندی میان آنها ممکن است نماینده مدت زمانی بیش از مجموع آنها باشد. برای ضخامت معینی از طبقات رسوبی میانگینی برای میزان رسوبگذاری وجود دارد. اگر تغییرات مهمی در شرایط محیط رسوبی رخ ندهد و فرسایش نیز در امر رسوبگذاری وقفه ایجاد نکند، ضخامت طبقات کم و بیش متناسب با زمان سپری شده خواهد بود.
زمین شناسان اواخر قرن نوزدهم تصور می‌کردند که می‌توانند در صورت تخمین میزان ته‌نشست در محیطهای رسوبی امروزی ، زمان مشخص شده توسط واحدهای سنگهای قدیمی مشابه را نیز معین کنند. آنها همچنین تصور می‌کردند که در صورت تعیین ضخامت کل طبقات رسوب کرده در گذشته ، خواهند توانست کل زمان زمین شناسی طی شده را تخمین بزنند.
تخمین عمر زمین بر اساس سرد شدن کره زمین
در بسیاری مناطق درجه حرارت معادن عمیق ازدیاد محسوس و یکنواختی را بر حسب ازدیاد عمق نشان می‌دهد. این افزایش حرارت نشان می‌دهد که دما از درون گرم زمین به طرف قسمت سرد خارجی آن جریان دارد و از پوسته زمین متصاعد می‌شود. این اتلاف گرما قابل اندازه گیری است و منطق « کلوین » (Kelvin) استدلال می‌کرد که اگر زمین با از دست دادن حرارت ، تدریجا در حال خنک شدن است، پس در زمان گذشته می‌بایست گرمتر بوده باشد. کلوین این پدیده را به صورت اتلاف حرارت از یک حالت مذاب اولیه در نظر گرفته بود و با مطالعه میزان جریان حرارت امروزی نشان داد که از نظر زمان زمین شناسی ، مسلما مدت زیادی از زمانی که زمین در حالت مذاب بوده، نگذشته است.
این زمان ظاهری تبلور پوسته جامد زمین ، حداکثر قدرت ممکن را برای حیات ، آنگونه که ما می‌شناسیم، مشخص کرد. عدم دسترسی به جزییات مربوط به نقطه ذوب سنگها و هدایت گرما تحت شرایط حرارت و فشار زیاد ، مانع ارزیابی دقیق زمان تبلور می‌شد، لکن مدت تعیین شده بسیار کم بود. بر این اساس زمانی که کلوین بدست آورده بود، ۱۰۰ میلیون سال بود.
مواد رادیواکتیو
بعضی از مواد معدنی دارای خاصیت رادیواکتیو هستند، بدین معنی که از خود سه نوع اشعه خارج می‌سازند. اشعه خارج شده یا دارای بار الکتریکی مثبت است، که در این صورت به نام پرتو آلفا خوانده می‌شود و یا دارای بار اکتریکی منفی است که اشعه بتا خوانده می‌شود. نوع سوم اشعه که نزدیک به اشعه ایکس است، از نظر الکتریکی خنثی است و به نام اشعه گاما خوانده می‌شود. در اثر صدور این ذرات ، به مرور جسم به مواد دیگر تبدیل می‌شود.
مدت زمانی را که جهت نصف شدن اتمهای اولیه لازم است، به نام زمان نیم عمر می‌خوانند. زمان نیم عمر اجسام مختلف ، متفاوت است و از چند ثانیه تا چند میلیارد سال تغییر می‌کند. سنگهای تشکیل دهنده زمین معمولا حاوی یک یا چند ماده رادیواکتیو نظیر اورانیوم ، رادیوم ، توریوم و پتاسیم و… هستند. با در دست داشتن سرعت تجزیه و اندازه گیری مقدار اولیه و ماده تبدیل شده موجود در نمونه ، می‌توان زمانی را که از تجزیه نمونه می‌گذرد، بدست آورد و بر اساس همین روش است که سن زمین تعیین شده است.
تخمین سن زمین بر اساس سنگهای آسمانی
قسمت اعظم و در ضمن قدیمیترین بخش تاریخ زمین شناسی را بخش پرکامبرین تشکیل می‌دهد که معمولا از نظر سنگ شناسی مشخص است و می‌توان سنگهای متعلق به آن را را تشخیص داد. آزمایشات مختلف بر روی سنگهای این بخش ، اعداد متفاوتی را بدست داده که کمترین آنها ۶۰۰ میلیون سال و بیشترین آنها ۳.۵ میلیارد سال است. اگر تصور کنیم که پرکامبرین از ۳.۵ میلیارد سال پیش شروع شده ، زمان تشکیل زمین مسلما از این عدد بیشتر است و بنابراین برای تعیین سن زمین از عوامل دیگر نیز بایستی کمک گرفت.
یکی از این عوامل ، سنگهای آسمانی است. از آنجا که مطابق تمام نظریات موجود ، تشکیل زمین و سایر سیارات منظومه شمسی همزمان بوده است، با تعیین سن این سنگها می‌توان سن واقعی زمین را بدست آورد. حداکثر سنی که تا به حال برای سنگهای آسمانی بدست آمده ۴،۶ میلیارد سال بوده است. یکی دیگر از عواملی که به تعیین سن زمین کمک می‌کند، نمونه‌هایی است که از ماه گرفته شده و بر اساس تجزیه نمونه‌های مذبور عددی نظیر عدد فوق برای آنها حاصل شده است. بدین ترتیب می‌توان عدد ۴،۶ میلیارد سال را برای سن زمین در نظر گرفت.

[sajadhoosein]

خواص مغناطیسی زمین


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



دید کلی
اگر آهنربایی را از نقطه‌ای آویزان کنیم، آهنربا چرخیده و در راستای شمال و جنوب جغرافیایی قرار می‌گیرند. قطبی از آهنربا را که در راستای شمال جغرافیایی قرار دارد، قطب N و دیگری را قطب S می‌نامند. دلیل رفتار این گونه آهنربا وجود میدان مغنا طیسی در زمین می‌باشد.
تاریخچه
ویلیام گیلبرت (willam gilbert) یکی از فیزیکدانان پیشگامی بود که اولین بار به وجود میدان مغناطیسی زمین پی برد. وی نشان داد که اگر یک میله آهنی را در راستای شمال و جنوب قرار داده و بر روی آن بکوبیم میله ، آهنربا خواهد شد. او همچنین برای اثبات وجود میدان مغناطیسی زمین یک آهنربا را درون کره‌ای قرار داد و نام ان را Terrlla نامید که در زبان لاتینی به معنای زمین کوچک بود. گیلبرت یک قطب نما را بر روی آن حرکت داد و مشاهده نمود که وقتی قطب نما در راستای سطح Terrlla قرار می‌گیرد، جهت عقربه مغناطیسی آن همواره ثابت می‌ماند، که نشانگر قرار گرفتن عقربه تحت تاثیر میدان مغناطیسی آهنربای درون کره است.
قطب‌های میدان مغناطیسی زمین
* در واقع کره زمین مانند یک آهنربای قوی عمل می‌کند که قطب N آن در جنوب جغرافیایی قرار دارد (که می‌تواند قطب S آهنربا‌ها را به سمت خود منحرف کند) و قطب S آن در شمال جغرافیایی قرار دارد (که قطب N آهنربا را به سمت خود منحرف می‌سازد).
* همه خطوط میدان مغناطیسی در نیمکره شمالی در نقطه‌ای که به آن قطب جنوب مغناطیسی زمین گفته می‌شود، به هم می‌رسند. این خطوط در نیمکره جنوبی در نقطه‌ای که به قطب شمال مغناطیسی زمین معروف است، به هم می‌رسند.
* از آنجا که محور مغناطیسی زمین (خطی که از دو قطب مغناطیسی زمین می‌گذرد) کاملا بر محور دوران زمین (خطی که از قطب شمال و جنوب جغرافیایی زمین می‌گذرد) منطبق نیست، بنابراین یک عقربه مغناطیسی که در جهت مماس بر محور مغناطیسی زمین قرار می‌گیرد، نمی‌تواند جهت شمال و جنوب جغرافیایی زمین را دقیقا تعیین نماید.
مولفه‌های مشخص کننده میدان مغناطیسی زمین
* میل مغناطیسی:
از آنجا که خطوط میدان مغناطیسی زمین بر سطح آن منطبق نیستند، بین شدت میدان مغناطیسی زمین و سطح افق همواره زاویه‌ای وجود دارد، که به آن زاویه میل مغناطیسی می‌گویند.
* زاویه انحراف مغناطیسی:
صفحاتی که بر روی آن عقربه مغناطیسی قرار دارد، صفحه نصف النهار مغناطیسی و به زاویه بین آن و صفحه نصف النهار جغرافیایی ، زاویه انحراف مغناطیسی می‌گویند، که مقدار آن در هر منطقه متفاوت خواهد بود. چون دریانوردان و خلبانان در مسیریابی به نصف النهار جغرافیایی احتیاج دارند، لذا دانستن مقدار زاویه انحراف مغناطیسی برای آنان بسیار مهم است.
* مولفه افقی میدان مغنا طیسی:
اگر میدان مغناطیسی زمین به دو مولفه عمود بر هم تجزیه کنیم، مولفه افقی میدان مغناطیس زمین حاصل می‌شود.
جابجایی قطب‌های مغناطیسی زمین
دانشمندان از دیرباز می‌دانستند که قطب‌های مغناطیسی زمین حرکت می‌کنند. جیمز روس (james ross) نخستین فردی بود که محل قطب شمال را تعیین نمود. وی این کار را در طی سفری خطرناک انجام داده بود. در سال ۱۹۰۴ روالد اماند سون دوباره محل قطب شمال را تعیین نمود، و متوجه شد که محل قطب شمال به اندازه ۵۰ کیلومتر جابجا شده‌ است. اوایل سرعت حرکت قطب ۱۰ کیلومتر در یک سال بود ولی بعدها به ۴۰ کیلومتر در سال رسید.
ناهنجاری مغناطیسی زمین
وقتی انجمن زمین شناسی ایالت متحده امریکا متوجه شد که دور زدن عقربه مغناطیسی در افریقا به اندازه ۰.۱ درجه کم شده ، و میدان مغنا طیسی ۱۰ درصد از قرن نوزدهم ضعیف تر شده است. برای جراید این سوال پیش آمد که آیا ممکن است روزی میدان مغناطیسی زمین از بین برود؟ پروفسور گری گلاتز مایر (gary Gratsmaier) از دانشگاه کالیفرنیا در جواب این سوال گفت، با توجه به مطالعات مغناطیسی در زمانهای گذشته (علم paleomagnetism) ملاحظه می‌شود که میدان مغناطیسی در اعصار گذشته گاهی در حال افزایش و گاهی در حال کاهش است.
در واقع امروزه کره زمین دارای بیشترین شدت میدان مغناطیسی خود در طول تاریخ است. هرگاه در نقطه‌‌ای از کره زمین مقدار کمیتهای مغناطیسی (انحراف مغناطیسی ، میل مغناطیسی ، مولفه افقی بردار میدان مغناطیسی) بطور فاحشی با نقا ط مجاورش فرق کند، اصطلاحا گفته می‌شود که ناهنجاری مغناطیسی اتفاق افتاده و احتمالا در آن نقطه از زمین مخازن ارزشمندی از سنگهای معدن مغناطیسی مانند سنگ آهن وجود دارد. استفاده از این روش در کشف ذخایر معدنی بسیار مفید است.
توفان مغناطیسی
معمولا مقدار سه کمیت مغناطیسی در طی روز و سال تغییرات جزیی دارند. ولی گاهی اوقات در میدان مغناطیسی ، در نتیجه در مولفه‌های آن (سه کمیت) به مدت ۶ یا ۱۲ ساعت تغییرات ناگهانی رخ می‌دهد، که اصطلاحا به آن توفان مغناطیسی می‌گویند. این توفانها معمولا هر ۱۱.۵ سال تکرار می‌شوند. جالب توجه است که پدیده‌هایی مانند شفقهای قطبی و لکه‌های خورشیدی و انتشار امواج رادیویی نیز دارای دوره‌های ۱۱.۵ ساله هستند، که نشان دهنده ارتباط بین آنها است.
کمربند تشعشعی وان آلن
هرگا ه ذره بارداری در میدان مغناطیسی زمین قرار گیرد، بر آن ذره نیرویی وارد می‌شود، که به نیروی لورنتس معروف است. می‌دانیم که در نتیجه اندرکنش هسته‌ای درون خورشید و طوفانهای خورشیدی ، بطور مداوم ذرات پر انرژی با سرعت ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه در فضا گسیل می‌شوند. این موضوع سبب می‌شود که سیلی از این ذرات به سمت زمین بیایند و در دام حوزه‌های مغناطیسی آن بیافتند. از آنجا که در قطبین ، شدت میدان مغناطیسی بیشینه است، نیروی لورنتس وارد بر ذرات بنیادی بسیار بزرگ است. اگر یک گروه پروتون یا الکترون بطور عمود وارد میدان مغناطیسی شوند، از طرف میدان بر این ذرات یک نیروی عمودی و جانب مرکز به نام نیروی لورنتس وارد خواهد شد، که سبب حرکت دورانی آنها می‌شود.
در اثر این نیرو ذرات در یک مسیر دورانی به شعاع r شروع به حرکت می‌کنند و مسیر حرکت آنها حول خطوط میدان مغناطیسی زمین خواهد بود. بنابراین تعداد بیشماری ذره در حوزه‌های قطبی زمین در رفت و آمد هستند. و چون در قطبین مانند سا یر نقا ط مختلف زمین هوا موجود است، به مولکولهای هوا برخورد می‌کنند. این ذرات چون حامل انرژیهای زیادی هسند، با جذب مولکولهای هوا ،‌ آنها را یونیزه کرده و ذرات جدید و پرتوهای گاما تولید می‌کنند، و ما نقاط درخشانی را در قطب مشاهده خواهیم کرد، که به آن کمربند تشعشعی وان آلن گفته می‌شود.
منشا میدان مغناطیسی زمین
در قلب سیاره ما گلوله سخت و یکپارچه‌ای از آهن وجود دارد که به اندازه سطح خورشید داغ است و به آن هسته زمین می‌گوییم. اقیانوسی از آهن مایع دور هسته درونی وجود دارد که به آن هسته خارجی می‌گویند. محققان منشا میدان مغناطیسی را هسته خارجی می‌دانند که لایه عمیقی از آهن مایع است و به دور هسته می‌گردد. در واقع هسته خارجی مانند آب روی اجاق ، بر روی هسته داخلی در جوش و خروش است. از طرفی اثر نیروی کوریولیس دوران زمین ، درون هسته خارجی ایجاد طوفان و گرداب می‌کند. مجموع این حرکتها است که میدان مغناطیسی سیاره زمین را بوجود می‌آورد.


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[sajadhoosein]

رابطه ی ریاضی فاصله ی سیارات تا خورشید




[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سال ۱۷۶۶ میلادی، یوهان تیتوس منجم آلمانی توانست رابطه ساده ای بیابد که با استفاده از آن می شد فاصله سیارات از خورشید را بدست آورد. چند سال بعد نیز دیگر منجم هموطن او، یوهان الرت بُد، این رابطه را مستقلا” دوباره کشف کرد.البته این رابطه را هر دو از طریق بازی با اعداد بدست آوردند و بدست آوری آن رابطه پایۀ علمی نداشت. امروزه این رابطه به رابطه تیتوس_بُد مشهور است. این رابطه بدین صورت است:
فاصله سیاره از خورشید(بر حسب فاصله متوسط زمین از خورشید)=۰.۴+(۰.۳*n)
… , n=۰, ۱, ۲, ۴, ۸
اعدادبدست آمده با دقت خوبی با فاصله واقعی سیارات همخوانی داشت:

سیارات

عطارد

زهره

زمین

مریخ

؟؟؟

مشتری

زحل

جواب رابطه تیتوس_بُد

۰.۴

۰.۷

۱.۰

۱.۶

۲.۸

۵.۲

۱۰

فاصله واقعی از خورشید

۰.۳۹

۰.۷۲

۱.۰۰

۱.۵۲

؟؟؟؟

۵.۲۰

۹.۵۴
برای فاصله ۲.۸ برابر فاصله زمین از خورشید در آن زمان سیاره ای یافت نشده بود. بسیاری از اخترشناسان عقیده داشتند که سیاره ای کوچک در این فاصلۀ بین مریخ و مشتری وجود دارد که کشف نشده است. جستجوی منظم نوار دایرِةالبروج برای یافت این سیارۀ مفقود از اواخر قرن هجدهم شروع شد و سرانجام در اولین روز قرن نوزدهم، یک منجم ایتالیایی به نام جوزپه پیاتزی، موفق شد جسم کوچکی را در حدود این فاصله از خورشید بیابد که آن را سِرِس نامید. بعد از آن نیز اجرام دیگری با همین فاصله از خورشید کشف شدند. اخترشناسان آن دوران این نظریه را پیش کشیدند که در آن فاصله از خورشید، بجای یک سیاره، تعداد زیادی سیارک وجود دارد که با کشف تعدادزیادی از این سیاکها در سالهای بعد این نظریه تایید شد.در حقیقت رابطه تیتوس_بُد محرک اصلی کشف سیارکها بود.
سالها بعد نیز سیارۀ اورانوس کشف شد که فاصله اش با فاصله پیشبینی شده توسط رابطه تیتوس_بُد نیز می خواند!(۱۹.۶ بنابر رابطه و ۱۹.۹ بنابر اندازه گیری). اما فاصله سیارات بعدی نپتون و پلوتو در این رابطه صدق نمی کنند. امروزه نظریه ای که به نظریه واهلش دینامیکی(Dynamical Relaxation) موسوم است توضیحی برای این رابطه یافته است. بنا به این نظریه، سیارات نخست در مدارات متفاوت تکوین یافتند؛ اما سپس به مداراتی منتقل شدند که نیروهای اغتشاشی گرانشی دیگر سیارات را به حداقل برسانند. نتیجه این کار از نظر ریاضی به روابطی شبیه رابطه تیتوس_بُد منجر می شود.

[sajadhoosein]

پدیده فتوولتاییک


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

اثر فتوالکتریک که برای اولین بار توسط آلبرت انیشتین شرح داده شد. بر اساس این پدیده وقتی که یک کوانتوم انرژی نوری یعنی یک فوتون در یک ماده نفوذ می کند، این احتمال وجود دارد که بوسیله الکترون جذب شود. و الکترون انتقال پیدامی کند.
اخیراً دانشمندان آمده اند سلولهای خورشیدی ساخته اند. وقتی که امواج الکترو مغناطیسی خورشید برروی آن می تابد، جفت ماده ها ( الکترون و پوزیترون ) یعنی در نوار گاف نیم رسانا به تعداد زیاد تولید می شود ( تولید زوج ). در نتیجه برهم کنشهای فیزیکی بین ذرات صورت می گیرد که نهایتاً منجر به یک پیل خورشیدی می شود.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
مواد سازنده سلول های خورشیدی

ماده ای که سلولهای خورشیدی از آنها ساخته می شود سیلیکون و آرسینورگالیم هستند. سلولهایی که از سیلیکون ساخته می شوند از لحاظ تیوری بازده ماکزیمم حدود ۲۲ درصد دارند. ولی بازده عملی آن حدود ۱۵ تا ۱۸ درصد است. در صورتی که بازده سلولها یی که از آرسینورگالیم ساخته می شود بازده عملی آنها بیشتر از ۲۰ درصد است.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ماهواره های دریافت کننده انرژی خورشیدی

یک ایستگاه فضایی در مداری که هم زمان با زمین در حرکت باشد دایماً با تابش خورشید روشن می شود. برقراری ماهواره های خورشیدی در مدار زمین بطور جدی در سال ۱۹۶۸ پیشنهاد شد. در این ماهواره ها پانل هایی ساخته اند از جنس آرسینوگالیم که انرژی خورشید را دریافت و تبدیل به جفت الکترون می کند، در داخل ماده الکترون ها شروع به حرکت می کنند که نهایتاً منجر به تولید الکتریسته می شود. ضریب توان سلولها ۱۸% ولتاژ بالای آن ۴۰ کیلو وات با ۵% اتلاف توان محاسبه شده است.

[sajadhoosein]

محاسبه ی فواصل نجومی

يكي از مهمترين پارامترهاي يك جسم در جهان كه براي محاسبه ي ديگر پارامتر هاي آن مورد محاسبه قرار مي گيرد ، فاصله آن از ما است . از روي فاصله اجسام مي توان به اطلاعاتي مهم و اساسي در مورد آنها رسيد . از گذشته هاي دور براي محاسبه ي فاصله ي اجرام آسماني روش هايي ابداع شده بود.اما معمولا تمامي آنها در مورد اجرامي دور تر از سياره هاي مريخ و مشتري جواب نمي دادند زيرا دقت بسيار پاييني در ابزار اندازه گيري موجود بود .اما اين روش ها با گذر زمان پيشرفت كرد و روش هاي جديدي به وجود آمدند . در اين مقاله به چهار نمونه از مهمترين روش هاي اندازه گيري اشاره مي كنيم . .

1 - اختلاف منظر ظاهري :

انگشتتان را مقبل خود بگيريد ، چشم چپ خود را ببنديد و با چشم راست به پشت زمينه انگشت خود نگاه كنيد حال اين كار ار با چشم چپ هم انجام دهيد . در هر مورد پشت زمينه ي انگشت شما تغيير مي كند زيرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دليل اختلاف منظري كه با هم دارند زمينه هاي متفاوت را به شما نشان مي دهند . با اين روش مي توان با داشتن فاصله ي دو چشم از هم فاصله ي انگشت را محاسبه كرد.اين روش كه اختلاف منظر ناميده مي شود براي محاسبه ي فاصله ي اجرام نزديك بسيار خوب و ساده است .(براي اندازه گيري در ارتش از اين روش استفاده مي شود.)براي محاسبه ي جابه جايي منظره ي پشت يك جرم از در دو نوبت كه معمولا در طرفين مدار زمين است عكس مي گيرند و جابه جايي زاويه اي آن را با حالت قبلي مقايسه كرده و بر حسب در جه قوسي بدست مي آورند حال با استفاده از معادله ي زير به راحتي فاصله را بر حسب واحد نجومي بدست مي آورند(همانطور كه مي دانيد هر واحد نجومي [Au] برابر فاصله زمين تا خورشيد يا 150ميليون كيلومتر است .):

1(Au)/206265 d (Au) =P (arcsec)

كه طبق تعريف هر 206265 واحد نجومي را يك پارسك در نظر مي گيرند و رابطه را به صورت زير مي نويسند.كه با محاسبه P (جابه جايي ظاهري بر حسب ثانيه قوس d بدست مي آيد .

1 / d (Pc) = P (arcsec)

با اين روش بدليل ناتواني فقط مي توان تا 100 پارسك را اندازه گيري كرد كه با حذف اثر جو به 1000پارسك قابل تغيير است. بنابراين زياد كاربردي نيست ومعمولا در مورد اندازه گيري در منظومه شمسي خودمان استفاده مي شود .

2 - اختلاف منظر طيفي :

ستارگان بر اساس دماي سطحي اشانو شكل طيفشان ، دسته بندي طيفي مي شوند كه اين دسته بندي نوع طيف ستاره را مشخص مي كند و با دانستن نوع طيف ستاره مي توان اطلاعاتي از جمله درخشندگي مطلق ستاره را محاسبه كرد . نموداري به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد كه درخشندگي مطلق ستارگان بسياري را بر حسب رده بندي طيفي آنها به صورت تجربي و آماري مشخص مي كند . ازروي اين نمودار و با طيف نگاري از اين ستارگان مي توان درخشندگي مطلق هر ستاره را مشخص كرد با به دست آوردن درخشندگي مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده اي كه در مورد درخشندگي مطلق و ظاهري وجود دارد فاصله ي جرم محاسبه مي شود.در اين فر مول درخشندگي ظاهري (b) نيز لازم لست كه بوسيله فوتو متري از روي زمين تعيين مي شود.

به اين روش كه طيف نگاري مبناي تعيين فاصله است اختلاف منظر طيفي مي گويند.اين روش بدليل نداشتن دقت كافي و لازم براي ستارگان كم نور و دور دست محدوديت هايي دارد ولي بهتر از اختلاف منظر ظاهري است زيرا تا حدود فاصله ي دهها ميليون پارسك را براي ستارگان پر نور تعيين مي كند كه مزيت بزرگي نسبت به روش قبلي است اما در مورد خوشه ها و كهكشان ها با توجه به كم نور بودن ستارگانشاناستفاده ار اين روش دقت كمي دارد.

3 - استفاده از متغيير هاي قيفاووسي و ابر نو اختران:

متغيير هاي قيفاووسي و ابر نو اختران از شاخص هاي اندازه گيري فاصله هستند زيرا تناوب آنها مستقيما با درخشندگي آنها رابطه دارد .متغيير هاي قيفاووسي مهمترين ابزار براي محاسبه ي فاصله ي كهكشان ها هستند .

اخيرا ستاره شناسان با استفاده از ابر نواختر هاي گروه I(a)ميتوانند فاصلهي اجرام بسيار بسيار دور را نيز بدست بياورند.زيرا در خشندگي اين ابر نو اختران به قدري زياد مي شود كه مي توان انها را از فواصل دور نيز رصد كرد.

براي مثال در سال 1992 يك تيم از اختر شناسان از نتغيير هاي قيفاووسي يك كهكشان به نام IC 4182 براي تعيين فاصله ي آن از زمين اشتفاده كردند.انها براي اين منظور از تسكوپ فضايي هابل بهره جستنددر 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن كهكشان عكس برداري كردند. با مقايسه ي عكس ها با يكديگر آنها 27 متغيير را در عكس ها شناسايي كردند با رصد هاي متوالي از ان متغيير ها توانستند منحني نوري آنها را رسم كنند سپس با طيف سنجي ، طيف ستارگان متغيير را مورد بررسي قرار مي دهند و از روي طيف آن مقدار آهن موجود در متغيير را شناسايي مي كنند.اگر مقدار اهن زياد باشد متغيير I(a) است و كم باشد از نوع II است .

از روي منحني نوري ستاره ميانگين قدر ظاهري آن را محاسبه مي كنندو دورهي تناوب آن را بدست مي آورند.همان گونه كه گفتيم دوره تناوب با درخشندگي متغيير ها رابطه ي مستقيم دار د. اين رابطه از روي نمودار زير كه يك نمودار تجربي است بدست مي آيد .با قرار دادن دوره تناوب متغغير مورد نظر و دانستن نوع طيف آن (IياII)مي توان در خشندگي مطلق آن را بدست اورد. از طرفي چون افزايش درخشندگي براي قدر مطلق به صورت لگاريتمي و(در پايه ي 2.54 ) تغيير ميكند. به ازاي دانستن نسبت درخشندگي مطلق به درخشندگي خورشيد مي توان از رابطه ي زير قدر مطلق ستاره را محاسبه كرد.

حال با دانستن قدر مطلق از رابطه ي بالا و قدر ظاهري از روي نمودار منحني نوري با استفاده از رايطه ي مودل فاصله ، فاصله بدست مي آيد.

m-M=distance modulus =5 log d-5

4 - استفاده از قانون هابل :

روش ديگربراي محاسبه ي فاصله ي اجرام مخصو صا كهكشان ها استفاده از قانون هابل است. در اين روش از صورت رياضي قانون هابل كه به صورت زير است استفاده مي كنيم .

V=d*H

كه درآن v سرعت جسم در راستاي ديد ما است و H ثابت هابل است . براي محاسبه ي فاصله ي كهكشان ها و اجرام دوردستسرعت شعاعي (_در راستاي ديد ) جرم را بوسيله ي انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روي طيف آن محاسبه مي كنند. طبق پديده ي انتقال به سرخ اگر جسمي از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزذيك شود انتقال به ابي صورت گرفته كه مقدار آن از رابطه زير به دست مي آيد. كه در آن Z انتقال به سرخ ،لاندا صفر طول موج طيف آزميشگاهي ، و لاندا طول موج طيف گرفته شده از ستاره است. بوسيله ي رابطه ي زير از روي انتقال به سرخ مي توان سر عت را بدست آورد:

v=C*Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه ي هابل فاصله بدست مي آيد.

d=C*Z/H

البته روش فوق دقت زيادي ندارد.دليل آن مشخص نبودن مقدار دقيق ثابت هابل است.زيرا اين ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظريات مختلف مقدار ان تغيير ميكند هم چنين وابستگي اين عامل به زمان نيز در محاسابت اختلال بوجود مي آورد.در حال حاضر بهترين روش براي اندازه گيري فاصله ي اجرام استفاده از ابر نو اختر هاست كه تا فواصل چند ده مگا پارسكي را با دقت خوبي محاسبه مي كند .

[sajadhoosein]

نجوم در تقابل با طالع بینی

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



چندی پیش هنگامی که در یک کتاب فروشی بزرگ در حال نگاه به عناوین کتب بودم، متوجه نکته ای هولناک شدم که شما نیز اگر توجه نمایید حتما متوجه آن خواهید شد. آنچه که مرا به فکر فرو برد آن بود که چرا عناوین کتب طالع بینی اینقدر بیشتر از کتب نجومی است؟ ترسم از آن بود که شاید مردم تمایلاتشان به سوی وهم جاری است تا حقیقت.


نمی دانم شاید درگیری های زندگی چشم مردم را از نگاه به حقیقت دور کرده است یا شاید هم موارد بسیاری در این امر دخیل باشند که در این مقال نمی گنجند. اما آنچه که با ریشه یابی می توان به آن دست یافت این است که "شیوه اندیشیدن" مردم، آنها را بیشتر به گمراهی و بدفهمی می کشاند تا حقیقت.


اما همواره فرآیندی به نام آموزش سبب شده است تا گمراهی ها و بدفهمی ها تا حد زیادی اصلاح شوند. ذهن و اندیشه نیز به مثابه موجوداتی هستند که نیاز به آموزش و تربیت دارند، که اگر در این امر غفلتی صورت گیرد بسیاری از مبانی همچون "درست اندیشیدن" دچار خلل می شوند.


نمی خواهم چندان وارد بحث در مورد طالع بینی شوم، چرا که از نظر تاریخی و فلسفی بحث در مورد آن بسیار است، آنچه که واضح است آن است که بشر همواره در پی تکیه بر عالمی فراسوی خود بوده تا بتواند به واسطه آن بسیاری از لغزش ها را سهل تر کند و زندگانی را با امید بیشتری سپری نماید. شاید هم از این رو باشد که دانشمند شهیر آلبرت اینشتن در جایی می گوید:" سخت ترین کار برای بشر فکر کردن است." و شاید هم درست به همین دلیل باشد که مردم کشش بیشتری به طالع بینی دارند تا به علم نجوم.


همانگونه که می دانیم، نجوم علمی است که بر پایه داده ها و مشاهدات استوار است و نظریه پردازی در این علم همچون تمامی علوم فرآیندی طولانی اما دقیق را طی می کند. در تقابل با آن طالع بینی پایه و اساسی علمی ندارد و گفتار آن زائیده تخیلات و گاه توهمات بشر است. لذا به همین دلیل است که روزنامه ها، هر روز صفحه ای مرتبط با طالع بینی دارند اما هر روز نمی توان مقاله ای علمی در آنها یافت.


شاید اصل مشکل در اینجا هم نباشد، در حقیقت مشکل آنجایی شروع می شود که بشر به سوی گمراهی و بدفهمی گام بر می دارد، جای نجوم و طالع بینی عوض می شود، از خرافات در آمد زایی می شود و هزاران مشکل دیگر...
حال همانطور که می دانیم اکنون در سال جهانی نجوم به سر می بریم و در این وقت بسیار ارزشمند است که می توان مردم را به سوی حقیقت علم جذب کرد. گرچه این امر کاری بس دشوار و زمان بر است اما نتایج آن بسیار والا خواهند بود. همانگونه که اشاره شد نحوه اندیشیدن در بسیاری از موارد نیاز به اصلاحات دارد و سال جهانی نجوم بهترین وقت برای انجام این اصلاحات است. برای آنکه به مردم بیاموزیم که علم جایگاهی بسیار والا تر از خرافات دارد، برای آنکه مردم درک کنند علم با شبه علم هیچ تفاهم و اشتراکی ندارند، برای آنکه بتوان درک بهتری از محیط به مردم داد و برای آنکه ارزش های کلان دانشمندان گران مایه از بین نروند و در نهایت برای آنکه علم در جامعه رواج پیدا کند و گامی در جهت پیشرفت برداشته شود.

[sajadhoosein]

جایگاه نجوم، تقویم و گاهشمارى در اندیشه تاریخ نگارى مسعودى



على بن حسین مسعودى مورخ و متفکر نامدار قرن چهارم از نادر مورخانى است که روش هاى نوینى را در تاریخ نگارى اسلامى متداول ساخت و با تلفیق دانش تاریخ و جغرافیا, پیوندى استوار میان این دو که در واقع پیوند میان زمان و مکان بود ایجاد کرد. دو ویژگى بارز تاریخ نگارى وى یکى ابداع و توسعه روش هاى نوین در تاریخ نگارى اسلامى و دیگرى ایجاد پیوند و نزدیکى میان دانش تاریخ با علوم عقلى بود. در مورد اول, وى روش هاى قیاسى, کمى و تطبیقى و مشاهده و تجربه را به کار بست و در مورد دوم نیز تلاش کرد تا ضمن توسعه حوزه دانش تاریخ, پیوند عمیقى میان تاریخ با جغرافیا, نجوم, کلام, فلسفه و در کل, علوم عقلى ایجاد کند و تاریخ را به صورت یک دانش تحلیلى و عقلى مطرح سازد. این دو رویکرد به وى کمک کرد تا ضمن نقادى در حوزه تاریخ, به بیان علت و معلولى حوادث پرداخته و در علت وقایع و اتفاقات و اخبار و روایات تاریخى به چون و چرا بپردازد و به کنه حوادث و پدیده هاى انسانى و طبیعى نزدیک شود.
هدف وى از کاربرد علوم عقلى در تاریخ, کمک گرفتن از این علوم در ثبت و ضبط دقیق تر حوادث و بیان علت آن ها و نیز تعیین صحت و سقم روایات تاریخى و وقایع اتفاقیه بود. زمان, تقویم, گاه شمارى و نجوم براى مسعودى از جمله علوم و ابزارهاى علمى بودند که مى توانست معیارهایى براى نقد اطلاعات تاریخى باشد. وى با استفاده از اطلاعات و رصدهاى دقیق منجمان و مراجعه به زیج ها و تقویم هاى آن ها توانست روند گاه شمارى حوادث و اخبار را پیگیرى کند و ضمن بررسى روایات و اخبار راویان و مخبران, به ضبط و ثبت دقیق حوادث بپردازد و پاره اى از اشتباهات و انحرافات تاریخى را از همین طریق مشخص سازد.
از این رو, از جمله ویژگى هاى تاریخ نگارى وى, توجه به عنصر زمان بویژه در رویدادهاى بزرگ است; رویدادهایى که مبناى شمارش سال و ماه قرار گرفته و حوادث روزگاران بر مبناى دورى و نزدیکى آن ها نگاشته و یا روایت مى شده اند. اشراف و احاطه وسیع وى بر تاریخ اقوام و ملل مختلف و تطبیق دادن تاریخ و حوادث تقویم این ملل براى تعیین تاریخ دقیق رویدادهاى آن ها, حل اختلافات تاریخى مورخین و روایات متفاوتشان را در پى داشت. وى براى حل تضاد در روایت هاى مختلف تاریخى, به نجوم و تقویم روى آورد. توجه او به تقویم و تاریخ دقیق رویدادها باعث شد تا با مقایسه تقویم هاى معروف و مبدإهاى مختلفى که ملل معروف جهان آن ها را مبناى تاریخ خود قرار داده اند, به نکاتى دست یابد که مورخین پیش از وى چندان به آن ها اهمیت نمى دادند.
کاربرد روش تطبیقى تقویم ها بر اساس اطلاعات دقیق نجومى منجمان به وى امکان داد تا براى تشخیص صحت و سقم اطلاعات, به نقادى اطلاعات پیشینیان در مورد تاریخ اقوام و ملل و مدت زمامدارى و سرنوشت تاریخى آنان بپردازد و با عرضه دو نوع اطلاعات بر یکدیگر, بهترین و نزدیک ترین روایت به واقعه و رخداد را برگزیند.
دانش و اطلاعات وسیع وى از تاریخ اقوام و ملل و دقت نظرش در ثبت حوادث باعث شد که دوران هاى مختلف تاریخى را با هم تطبیق دهد و با عرضه تقویم هاى اقوام مختلف و مقایسه تاریخ سلطنت امرا و ملوک با تقویم ها و مبدإ تاریخ ملت ها, به نقد تقدم و تإخر حوادث و در نتیجه, صحت و سقم آن ها بپردازد. او تقویم هاى مختلف یونانى, رومى, ایرانى, هندى, بابلى, سریانى و عربى را به دقت مورد مطالعه قرار داد و مدت زمان حکومت شاهان و سلسله ها را دنبال کرد و ضمن مقایسه آن ها با یکدیگر, به انحرافات تاریخى و اشتباهاتى که در کار مورخان پیشین روى داده و یا روایاتى که به دلیل کم دقتى وارد تاریخ شده بود پى برد. هم چنین ضمن مقایسه تقویم اسکندرى, یونانى و رومى با تقویم پادشاهان ایرانى در عصر ساسانى, آشکار ساخت که مدت سلطنت پادشاهان اشکانى بیش از آن بود که در تواریخ رسمى ایران باستان بویژه در تقویم هاى ساسانى آمده است; زیرا سوء استفاده دولت ساسانى براى تداوم بقاى خویش باعث شده بود که آنان دست به تحریف تاریخ بزنند و روحانیت زردشتى با همدستى شاهان پارسى قسمتى از تاریخ سلطنت عهد اشکانیان را به صورت اسرارآمیزى حذف نمایند, زیرا بیم آن داشتند که پیش گویى هاى مذهبى پیامبرشان زردشت در مورد پایان سلطنت و چگونگى زوال ملک و دین آن ها باعث شود که مردم با نزدیک دیدن فرجام سلطنت ساسانیان از حمایت آن دست بکشند; به همین جهت, روحانیت زردشتى و شاهان ساسانى در یک اقدام هماهنگ و سرى, با حذف قسمتى از تاریخ در صدد بودند که مردم را به تداوم سلطنت ساسانى امیدوار سازند. مسعودى با دقت در تقویم هاى ایرانى و تاریخ اسکندرى, این راز را برملا نموده و دروغ بودن و انحراف یک دوره تاریخ را روشن ساخت. وى در مورد علت اختلافات ایرانیان با سایر اقوام در تقویم و تاریخ اسکندرى آورده است که:
((قضیه این است که زردشت پسر اسپیتمان در ابستا که به نظر ایرانیان کتاب آسمانى است گفته است که پس از سیصدسال ملکشان آشفته شود و دین به جا ماند و چون هزار سال تمام شود دین و ملک با هم برود و زردشت به طورى که از پیش ضمن خبر او در همین کتاب گفتیم, در ایام پادشاهى کى بشتاسب پسر لهراسب بوده است و اردشیر پسر بابک پانصد سال و ده چند سال پس از اسکندر به پادشاهى رسید و ممالک پراکنده را فراهم کرد و متوجه شد که تا ختم هزار سال در حدود دویست سال مانده است و خواست دوران ملک را دویست سال دیگر تمدید کند, زیرا بیم آن داشت وقتى دویست سال پس از وى به سر رسد مردم به اتکاى خبرى که از پیغمبرشان از زوال ملک داده, از یارى و دفاع آن خوددارى کنند و بدین جهت از پانصد و ده و چند سالى که مابین او و اسکندر فاصله بود در حدود یک نیم آن را کم کرد و بقیه را از قلم بینداخت و در مملکت شایع کرد که استیلاى او بر ملوک الطوایف[ منظور اشکانیان] و کشتن اردوان که از همه ایشان مهم تر بود و سپاه بیشتر داشت به سال دویست و شصتم پس از اسکندر بوده و تاریخ را بدین سان وانمود و میان مردم رواج داد. بدین جهت میان ایرانیان و اقوام دیگر اختلاف افتاد و تاریخ سال هاى ملوک الطوایف نیز به همین جهت آشفته شد. ))(۱).
آثار و تإلیفات نجومى مورد استفاده مسعودى در تاریخ نگارى
توجه مسعودى در به کارگیرى روش هاى تحلیلى و کمى و تطبیقى باعث شد که به تقویم, گاه شمارى, ریاضى و نجوم علاقه ویژه اى نشان داده و از این علوم در تقویت تاریخ نگارى خویش مدد بجوید و آثار علما, دانشمندان, منجمان, ریاضى دانان و سازندگان زیج هاى معروف را مورد استفاده قرار داده, آن را در خدمت تاریخ بگیرد و حتى به عنوان یکى از معیارهاى قابل اعتماد براى نقد تاریخ و روایات و اخبار تاریخى به کار گیرد. علاقه وى به این علوم, از کثرت آثارى که در تواریخ خود از آن ها یاد کرده است مشخص مى شود. او در کار خود آثار منجمان, ریاضى دانان و تقویم سازانى چون بطلمیوس, اسحاق کندى, ابن منجم احمدبن طیب سرخسى, ماشإالله منجم, ابومعشر منجم, محمدبن موسى خوارزمى, محمدبن کثیر فرغانى, ثابت بن قره حرانى, محمدبن جابر بتانى, اقلیدوس و دیگران را مورد استفاده قرار داده است.
مسعودى در ((مروج الذهب)) و ((التنبیه و الاشراف)) از بسیارى از آثار عظیم ملل جهان و تمدن اسلامى در هیإت و نجوم, ریاضى, تقویم و گاه شمارى یادکرده است. عمده ترین منابعى که وى آن ها را مورد مطالعه قرار داده و یا با این آثار آشنایى داشته و در تاریخ نگارى خود به آن ها توجه نموده عبارتنداز:
۱. سندهند;
۲. ارکند;
۳. ارجیهذ;
۴. المجسطى, که مجموعه اى از رصدهاى بطلمیوس مى باشد;(۲)
۵. کتاب الزیج, تإلیف بطلمیوس;(۳)
۶. کتاب الزیج و القصیده, از محمدبن ابراهیم فزارى در علم هیإت و نجوم;(۴)
۷. کتاب الزیج فى نجوم, تإلیف حسین بن منجم;(۵)
۸. آثار محمدبن کثیر فرغانى منجم درباره نجوم و هیإت, بویژه کتاب الفصول الثلاثین;
۹. علم الفلک و النجوم, از بطلمیوس;(۶)
۱۰. القانون فى النجوم, اثر ثاون اسکندرانى که از پادشاهى اسکندر پسر فلیپ مقدونى درباره منشإ تقویم آغاز شده است;(۷)
۱۱. المدخل الکبیر الى علوم النجوم, اثر ابومعشر منجم که اثرى عظیم در علم نجوم بوده و بخشى از آن به تإثیر کواکب و نجوم و اجرام سماوى بر انواع مختلف حیوانات و طبیعت سخن به میان آمده است;(۸)
۱۲. رساله یعقوب بن اسحاق بن صباح الکندى درباره اکسیر و جیوه تحت عنوان ابطال دعوى المدعین صنعه الذهب و الفضه;
۱۳. مجموعه رصدهاى ابرخس.
کاربرد نجوم و تقویم و گاه شمارى در اندیشه تاریخ نگارى مسعودى
یکى از جلوه هاى تفکر عقلى و تحلیلى مسعودى در تاریخ نگارى عبارت از تلاش در جهت وارد کردن عناصر فکرى دانش تقویم و نجوم به حوزه تاریخ و تاریخ نگارى و پیوند دادن علوم نجوم, جغرافیا و ریاضى با تاریخ بود. از نظر مسعودى تعیین دقیق حدود وقایع و حوادث تاریخى و زمان وقوع آن ها صرفا از طریق روایت هاى راویان و یا نقل شفاهى امکان پذیر نیست. به همین دلیل, او دستاوردهاى علماى علم نجوم و محاسبات دقیق آنان را که مبتنى بر جنبه هاى عقلى و قابل قبول بود مورد مطالعه قرار داده و در تدوین تاریخ خویش از آن ها بهره گرفت.
وى در حوزه گاه شمارى و تقویم نگارى, جهت ذکر روزشمار حوادث در تعیین مبدإ وقوع آن ها و نیز مبدإ تاریخ اقوام و ملل مختلف, از فعالیت هاى منجمان و ستاره شناسان و ریاضى دانان و صاحبان محاسبات دقیق و زیج ها و رصدهاى مختلف بهره گرفت. بدین سان او براى جلوگیرى از اشتباه در ذکر مبدإ و تقویم, علاوه بر استفاده از نقل راویان و نظر مورخان و اهل تاریخ, از دیدگاه منجمان و اهل تقویم نیز استفاده کرد و بر اساس تطبیق و مقایسه این دو دیدگاه است(۹) که او در کتاب ((مروج الذهب)) و در فصولى که به مختصرى از تاریخ جهان پرداخته اطلاعات دقیقى به دست مى دهد.
با مراجعه به آثار منجمان این نکته روشن مى شود که صاحبان زیج هاى مختلف معمولا فصل یا فصولى از آثار خویش را به تعیین مبدإ تاریخ و تقویم هاى رایج و معروف زمان خود اختصاص داده و به بیان شیوه تبدیل تقویم ها و مقایسه آنان پرداخته(۱۰) و مدخل سال ها و ماه ها و آغاز روز, هفته و سال را بر اساس تقویم هاى مختلف هجرى شمسى, هجرى قمرى, سلوکى و یونانى, یهودى, قبطى, یزدگردى, رومى, سغدى, هندى, چینى و ایغورى ذکر کرده اند. مسعودى براى دقت در نگارش تاریخ, بسیارى از این رصدها و زیج هاى مختلف مانند زیج حبش بن عبدالله, زیج محمدبن موسى خوارزمى, زیج سند هند, زیج ممتحن, زیج شاه, و… را مورد بررسى قرار داد. هم چنین اظهار نظرهاى علماى معروف را در مورد خسوف, کسوف, علت چرخش فصول, سردى و گرمى هوا, چرخش ماه, خورشید و شب و روز را مورد مطالعه قرار داد.(۱۱) وى در این ارتباط به رساله ثابت بن قره حرانى اشاره دارد.(۱۲)
مسعودى در مورد چرخش فصول, به تقویم هاى اقوام ملل مختلف که تغییرات آن بر اساس خورشید است (مانند ایرانیان, سریانیان, یونانیان, رومیان, نبطیان, هندیان) و هم چنین تقویم اقوامى که تغییرات آن بر مدار ماه است (مانند اسراییلیان و عرب ها) اشاره مى کند و آن گاه به بررسى کبیسه و نسىء و تعیین آغاز سال و هفته, تعداد روزهاى سال و آغاز روز بر اساس ظهور خورشید و یا ماه و دیگر مسایل مربوط به آن مى پردازد. او در این مسإله دقت و ریزبینى را تا آن حد رسانید که به بررسى آراى صاحبان زیج هاى مختلف درباره مبدإ تاریخ ها و تقویم هاى مختلف پرداخت و بسیارى از رصدهاى عمده را که مبناى تقویم ها بودند با هم تطبیق داد و در ((مروج الذهب)) و ((التنبیه)) اشاره نموده که چگونه اختلافات زیج هایى مثل ابرخس, بطلمیوس کلوذى, زیج مإمون و زیج هندوان نظیر سند هند, ارجیهز و ارکبد را در آثار قبلى خود برشمرده و به تفصیل به آن ها پرداخته است.(۱۳)
وى در میان همه زیج هایى که استفاده نموده, مبناى کار خود را بر روى اطلاعات زیج هاى ((بتانى)) قرار داده که از نظر وى یکى از دقیق ترین زیج هایى بوده که وجود داشته و اطلاعات ارزشمندى داشته است و در تعیین سال, مدت خلافت خلفا, تعیین مبدإ تقویم ها صحیح تر از سایر زیج ها بوده است.(۱۴)
یکى دیگر از ویژگى هاى کاربرد نجوم و تقویم و استفاده از گاه شمارى نجومى, تإثیر بر ذهن تطبیق گر و مقایسه گراى مسعودى است. او با این ذهنیت, مبنایى را براى نقد روایت ها و آراى دو گروه اهل تاریخ و اهل زیج فراهم آورده است و از این رهگذر است که با مقایسه و تطبیق آراى آن ها اطلاعات دقیق تاریخى خود را انتخاب مى کند. او هم در کتاب التنبیه و هم در مروج الذهب, تاریخ را به دو دوره اساسى عصر پیش از بعثت و عصر پس از آن, که تا زمان خویش به روایت آن پرداخته است تقسیم نموده و در پایان هر یک از این دو دوره, مختصرى از تاریخ جهان را به نگارش درآورده است که اساس آن بر مدار اطلاعات راویان تاریخ و منجمان اهل زیج و صاحبان رصدها مى باشد.(۱۵)
((در قسمت گذشته این کتاب بابى به تاریخ جهان و پیغمبران و شاهان تا مولد پیغمبر ما محمد(ص) و مبعث تا هجرت او اختصاص دادیم. پس از آن, هجرت تا وفات او را با روزگار خلیفگان و شاهان تا وقت حاضر طبق حساب و مندرجات کتب سرگذشت و تاریخ که از علاقه مندان اخبار خلیفگان و شاهان بجاست یاد کردیم و در این زمینه از گفته منجمان که در کتاب هاى زیج ستارگان مربوط به این دوران یعنى از هجرت تا این روزگار هست یاد مى کنیم که فایده کتاب بیشتر شود و اختلاف مورخان را از اخبارى و منجم با موارد اتفاقشان بهتر توان دانست…)).(۱۶)
او در فصولى از کتاب هاى خود تلاش نموده تا مبدإ صحیحى از تقویم هاى مختلف که زمان تاریخى بر اساس آن سنجیده مى شود و حوادث و وقایع را بر آن مبنا به نگارش درمىآورند به دست دهد. گاه حوادث بسیار مهم تاریخى و یا یک حادثه بزرگ را بر اساس تقویم ها و مبدإهاى مختلف تاریخ مانند تقویم یزدگردى, بخت نصرى, رومى, قبطى, مصرى, یهودى, هندى و… مشخص کرده و فاصله زمانى وقوع حادثه را نسبت به هر یک از این مبدإها ذکر نموده است.(۱۷)
در این فصول تلاش مسعودى بر آن قرار گرفته است تا با مداقه و مطالعه تمام آثار مکتوب و اطلاعات شفاهى علما و راویان و اکابر زمان, خلاصه اى از تاریخ جهان و تحولات آن را تا عصر خویش با دقت ارایه داده و سال وقوع آن ها را بر اساس تقویم هاى مختلف بیان نماید. هم چنین مبدإ اکثر تقویم و تاریخ هاى رایج زمان را تا آن عصر برشمرده است. و به تعیین مبدإ تاریخ اقوام مختلف و علت و اساس مسایلى که منشإ تقویم و مبدإ تاریخ قرار گرفته, پرداخته و از مبدإهاى تقویمى مانند: ظهور پیامبران الهى, ظهور مردان و شخصیت هاى بزرگ مانند داریوش, یزدگرد, اسکندر و…, بروز جنگ ها و اختلافات, بروز بلایاى مختلف طبیعى و انسانى, سال تولد مردان بزرگ تاریخ, سران قبایل و روساى ملل مختلف, شیوع بیمارىهاى مهلک, آغاز امارت و سلطنت شاهان و امرا, پیروزىهاى بزرگ و جنگ ها و شکست ها, مهاجرت هاى بزرگ اقوام و قبایل, پیمان هاى مختلف سیاسى و اجتماعى مثل حلف الفضول, حلف المطیبین, بناى قصرهاى باشکوه یا خانه هاى مذهبى و دینى مثل بیت الله الحرام, بیت الذهیب هند و… سخن گفته است. بدین ترتیب او به بیان مبدإ تاریخ ملل و اقوام مختلف مانند هندیان, چینیان, سغدیان, ایرانیان, رومیان, مصریان, قبتیان, یهودیان و قبایل عرب پرداخته(۱۸) و با ذهنى مقایسه گر فاصله بین این مبدإها را بیان نموده و از رهگذر همین تطبیق و تفکر مقایسه اى است که به رازها و انحرافات تاریخى که بر اساس مصلحت دینى و اغراض سیاسى صورت گرفته پى برده است, چنان که در مورد تاریخ ساسانى و اشکانى نخستین کسى است که این انحراف و تحریف تاریخى را بیان مى کند. (۱۹)
مسعودى در آثار خود تلاش گسترده اى داشته تا مبدإ تقویم هاى اقوام و ملل مختلف را به دقت تعیین نماید. از این رو با ملاحظه آثار منجمان و مورخان و اهل زیج و توجه به آراى هر دو طبقه, منشإ و مبدإ اکثر اقوام و ملل مختلف را روشن کرده که این امر خصوصا درباره سال شمارى و تقویم اقوام و ملل و اعراب قبل از اسلام بسیار حایز اهمیت است.(۲۰)
مسعودى پس از بیان سال و روز و مدت خلافت خلفا از نظر صاحبان زیج ها و نیز بیان اختلاف نظر مورخان و اهل سیرت و خبر و محدثان با نظرات و آثار اهل زیج, مى گوید:
((تقویم قمرى با تقویم مورخان و سرگذشت نویسان از لحاظ ایام و ماه ها تفاوت دارد. بناى ما در این قسمت که از تاریخ هجرت تاکنون یاد کردیم بر مندرجات کتاب هاى زیج است که اهل این فن و وقت ها را چنین تنظیم کرده اند و بر آن تکیه دارند. آن چه در این جا نقل کردیم از زیج ابوعبدالله محمدبن جابر بتانى و دیگر زیج هاى این روزگار است. اکنون آن چه را درباره تاریخ از هجرت تا وقت حاضر در این کتاب آورده ایم به تفصیل در این باب نقل مى کنیم که طالبان آسان بدان دسترسى توانند یافت و از مطالب زیج ها که نقل کردیم دور نباشد)).(۲۱)
علاقه مسعودى به علم نجوم و توجه وى به علل و عوامل طبیعى و اجرام و افلاک سماوى و تإثیرات آن ها بر سرنوشت اقوام و ملل, طبایع و تحولات و تغییرات جوى و سماوى ارضى, از میزان توجه وى در دو اثر التنبیه و مروج الذهب کاملا نمودار است. وى مباحث و فصول عمده اى از آثار خود را به ذکر زمین و دریا و دره ها و کوه ها و هفت اقلیم و ستارگان وابسته به آن و ترتیب افلاک و مطالب دیگر, ذکر اختلاف درباره جزر و مد, ذکر ملوک و آن چه کسان درباره نسب ها, شمار ملک و سال هاى شاهیشان گفته اند, ذکر سال ها و ماه هاى عرب و عجم و موارد اتفاق و اختلاف آن, ذکر ماه هاى قبطیان و سریانیان و اختلاف نام آن و شمه اى از تاریخ هاى مختلف, ذکر ماه هاى سریانى و مطابقت آن با ماه هاى عربى و شمارش ایام سال و شناخت تغییرات جوى, ذکر ماه ها و روزهاى ایرانیان, ذکر سال و ماه عرب و نام روزها و شبهایشان, ذکر تإثیر آفتاب و ماه در این جهان و شمه اى از آن چه در این زمینه گفته اند و چیزهاى دیگر مربوط به این باب, ذکر چهار ربع جهان و چهار طبع و اختصاصات هر یک از ربع ها از شرق و غرب و شمال و جنوب و هواها و مسایل دیگر از تإثیر ستارگان و مطالبى که مربوط به این باب است, ذکر خانه هاى معروف و معبدهاى بزرگ و آتشکده ها و شبخانه ها, ذکر ستارگان و دیگر عجایب عالم, ذکر مختصر تاریخ از آغاز عالم تا میلاد پیغمبر خدا(ص) و آن چه بدین باب مربوط است. اختصاص داده است.(۲۲)
در کتاب التنبیه و الاشراف نیز توجه مسعودى بدین مسایل چنان است که فصول متعددى از این کتاب که مختصر تاریخ جهان و اسلام است را به پیوند مسایل تاریخى و نجومى و تإثیر پدیده هاى طبیعى و انسانى بر یکدیگر و شمار تقویم ها و سال ها و ماه هاى ملل مختلف و اختلاف آرإ آن ها در این باب اختصاص داده است; از جمله به ذکر هیإت افلاک و تإثیر نجوم و ترکیب عناصر و چگونگى ماهیت و چرخش آن ها, ذکر تقسیمات زمان و فصول سال, ذکر اقالیم, ذکر تاریخ اقوام و پیغمبران و ملوک, ذکر مختصرى از سال ها و ماه هاى اقوام به تعیین دقیق گاه شمارى و سال شمارى حوادث و رویدادها, ذکر تإثیر و تإثر تاریخ انسانى و طبیعى, ذکر مبدإ تقویم و گاه شمارى ملل و اقوام, سال ها و ماه ها و روزها و دیگر مسایل پرداخته است.(۲۳)
پى نوشت ها:
۱. على بن حسین مسعودى, التنبیه و الاشراف, ترجمه ابوالقاسم پاینده, (تهران, شرکت انتشارات علمى و فرهنگى, ۱۳۶۵) ص ۹۲ـ۹۱.
۲. همان, مروج الذهب و معادن الجوهر, ترجمه ابوالقاسم پاینده (تهران, نشر علمى و فرهنگى, ۱۳۷۰) ج ۱, ص ۷۰.
۳. همان.
۴. همان, ص ۵۴۷.
۵. همان, ص ۸۴.
۶. همان, ص ۳۰۷.
۷. همان, ص ۱۴۶ و ۵۱۱.
۸. همان, ص ۲۹۷.
۹. همان, ج ۲, ص ۷۶۰.
۱۰. ادوارد, استوارى کندى, پژوهشى در تاریخ زیج هاى اسلامى, ترجمه محمد باقرى (تهران, نشر علمى و فرهنگى, ۱۳۷۴) ص ۷۱.
۱۱. على بن حسین مسعودى, التنبیه و الاشراف, همان, ص ۱۹۴ـ۱۷۷ و ۲۱۶ـ۱۹۵.
۱۲. همان, ص ۶۸.
۱۳. همان, ص ۲۰۰.
۱۴. همان, مروج الذهب و معادن الجوهر, ج ۲, ص ۷۶۰.
۱۵. مسعودى در ذکر مختصر تاریخ جهان دوره قبل از بعثت و دوره بعثت تا سال ۳۴۶, در کتاب مروج الذهب, هم چنین در فصل خلاصه تاریخ جهان از آدم تا پیغمبر اسلام و فصل مختصرى از سال ها و ماه هاى اقوام و کبیسه و نسىء و مسایل مربوط به آن به این موضوع پرداخته است.
۱۶. على بن حسین مسعودى, همان, ص ۷۵۵.
۱۷. همان, التنبیه و الاشراف, ص ۱۹۴ـ۱۹۲.
۱۸. همان, ص ۱۹۸ـ۱۷۷.
۱۹. همان, ص ۹۳ـ۹۱.
۲۰. جدول مذکور بر اساس آن چه مسعودى در دو اثرش التنبیه و مروج الذهب در این باره آورده خصوصا آن چه در فصول ذیل آمده, تنظیم شده است:
الف. ذکر مختصر تاریخ از آغاز تا مولد پیغمبر خدا(ص) و آن چه بدین باب مربوط است;
ب. ذکر دومین مختصر تاریخ از هجرت تا این روزگار; (مروج الذهب, جلد دوم);
ج. ذکر تاریخ سال هاى خلافت; (مروج الذهب, جلد دوم);
د. مختصرى از سال هاى و ماه هاى اقوام و کبیسه ها و نسىء و مسایل مربوط به آن.
۲۱. على بن حسین مسعودى, همان, ص ۷۶۰.
۲۲. همان, مروج الذهب و معادن الجوهر, ج اول, نگاه کنید به مطالب مربوط به هر یک از فصول یاد شده.
۲۳. همان, التنبیه و الاشراف, نگاه کنید به مطالب هر یک از فصول یاد شده.

[sajadhoosein]

دمای ستارگان



برای بدست آوردن دمای یک ستاره ما به طیفی که از آن ستاره به دست می آید نیاز داریم.
توجه:دمایی که ما می خواهیم بدست بیاوریم مربوط به سطح آن است نه داخل ستاره.
بسیار واضح است که دمای سطح ستاره بسیار کمتر از داخل آن است دلیل آن هم تراکم مواد است هر چه تراکم بیشتر باشد دمای ستاره در آن محل زیادتر است تا جایی که تراکم کمتر است
ابتدا بیایید طیف نمایی را بررسی کنیم و ببینیم اصلا چه سودی دارد که ما طیف ستاره را داشته باشیم.
همان طور که گفته شد دما در سطح هر ستاره را می توان به روش طیف نمایی بدست آورد. حتی می توان مقدار و نوع مواد در سطح هر ستاره را پیش بینی کرد.
خود طیف نمایی یک علم است این علم به بررسی اشعه ای می پردازد که از طرف یک شی نورانی در اینجا ستاره به سمت ما می آید دانشمندان این علم وسیله را برای کار خود در اختیار دارند به نام طیف نما.
طیف نما چیست؟
ما ۲ تا طیف نمای کلی داریم یکی طیف نمای منشوری و دیگری طیف نما با توری پراش
طیف چیست؟
اگر شما شکست نور خورشید بعد از گذشتن از منشور را دیده باشید حتما ۷ رنگ مشهور را هم دیده اید به مجموع این ۷ رنگ طیف نور خورشید گفته میشود
می دانید چرا شما رنگها را می بینید؟ چرا شما رنگ قرمز را از بنفش یا آبی تشخیص می دهید؟ دلیل آن در طول موج است رنگ سرخ بلند ترین طول موج نور مریی را دارد و بنفش کوتاه ترین طول موج نور مریی را داراست
طول موج چیست؟
هنگامی که دریا طوفانی می شود دریا امواجی را موازی می فرستد وقتی کلمه طول موج می آید بیشتر اشخاص یاد نور می افتند ولی در حقیقت هر ۲ موجی طول موج دارند حتی ۲ موج دریا
هر طول موج مسافت بین ۲ قعر یا قله موج است حالا شاید سوال برایتان پیش بیاید که بگویید شاید طول موج ما آنقدر کوچک بود که نتوانستیم آن را با واحد مثلا سانتیمتر اندازه بگیریم یا متر در پاسخ باید گفت که طول موج را با واحدی به نام آنگستروم اندازه می گیرند که چیزی در حدود ۱۰ به توان منفی ۱۰ متر است
:برای مثال طول موج نور سرخ ۷۰۰۰ آنگستروم است برای تبدیل آن به متر باید
(۷×۱۰^۳)/(۱۰^۱۰)=۷×۱۰^-۷m
.پس تا اینجای کار ما با طیف و وسیله مور د استفاده ی اخترشناسان برای فهمیدن دمای ستارگان آشنا شدیم
دوباره به بحث اصلی می پردازیم داشتیم در مورد دمای ستارگان صحبت می کردیم برای آنکه یک واحد مشخصی برای دما داشته باشیم دما را با واحد کلوین نشان می دهیم
:برای آنکه با مقیاس کلوین بیشتر آشنا شوید
x(k)-۲۷۳=y(cg)
k=کلوین cg=سانتیگراد
معمولا دمای ستارگان بین ۵۰۰۰ تا ۷۰۰۰ کلوین می باشد
برای بیان این گرما یک مثال بچگانه می زنم آیا شما می توانید دست خود را داخل آبی در حال جوش بگذارید؟ اگر نمی توانید باید بدانید که این آب در حدود ۱۰۰ درجه سانتی گراد دما داردبرای مقایسه ۲ کار می توان انجام داد
اینکه دمای ۱۰۰ درجه سانتیگراد را به کلوین تبدیل کنیم:۱
۵۰۰۰ درجه کلوین را به سانتیگراد تبدیل کنیم:۲
ما راه اول را بر می گزینیم یعنی سانتیگراد را به کلوین تبدیل می کنیم
۱۰۰+۲۷۳=۳۷۳(K)
حالا بیایید ۵۰۰۰ را در صورت و ۳۷۳ را در مخرج بگذارید و مقایسه کنید
۵۰۰۰/۳۷۳=۱۳/۴ جواب تقریبی است
می بینید که ۱۳ برابر دمای آب جوش را اگر بالا ببریم تازه به دمای سطح ستاره ای با دمای پایین می رسد
دانشمندان مینیمم دمای ستارگان را ۱۸۰۰ درجه کلوین و ماکزیمم آن را ۵۰۰۰۰ در جه کلوین ثبت کرده اند
یکای دیگری که دانستن آن بی ضرر نیست فارنهایت است
x(cg)*۹/۵+۳۲=y(f)
cg=سانتیگراد f=فارنهایت
:مثالی هم برای این مقیاس می زنیم
.برای ستاره ای با دمای ۵۰۰۰۰ کلوین تبدیلات سانتیگراد و فارنهایت را انجام دهید
:ابتدا آن را از رابطه قبلی به سانتیگراد تبدیل می کنیم
۵۰۰۰۰-۲۷۳=۴۹۷۲۷(cg)
و از اینجا به فارنهایت تبدیل می کنیم
۴۹۷۲۷×۹/۵+۳۲=۸۹۵۴۰.۶(f)
چگونه دمای ستارگان را محاسبه کنیم؟
اولین گام برای محاسبه تعیین توزیع انرژی طیف است
توزیع انرژی طیف چیست؟
همان طور که از اسمش بر می آید بیان کننده این است که در هر طیف از رنگهای بدست آمده از نور ستارگان چه انرژی نهفته است یا بهتر بگویم انرژی آن طول موج چقدر است؟
ما منحنی ای داریم که بر اساس بلندی و کوتاهی طول موجها طراحی شده است ما در این نمودار می توانیم بفهمیم که هر چقدر که طول موج کوتاه تر باشد انرژی بالاتری دارد و بالعکس
اگر طیف های خورشید را در نمودار بگذاریم می بینیم که بنفش بیشترین انرژی و کمترین طول موج را داراست
این منحنی از کجا آمده است؟
اگر خودمان هم دقت کنیم تجربه ی روزانه این مطلب را بارها به ما ثابت کرده است که هرگاه در یا آرام است یعنی طول موج ها زیاد است اثر تخریبی ندارد یعنی انرژی آن کم است ولی وقتی دریا طوفانی می شود یعنی طول موجها به هم پیوسته یا تقریبا خیلی نزدیک می شوند دریا خاصیت ویران کنندگی دارد و انرژی آن زیاد است از این رو به طور تجربی این نمودار درست در می آید ولی اگر بخواهیم دقیقتر بگوییم دانشمندان با تبدیل نور به انرژی و سپس اندازه گیری آن می توانند بسیار دقیق طول موجهای اندازه گرفته شده را ارزیابی کنند و نتایج را در نمودار به ما بدهند
پس ما می توانیم با داشتن این منحنی به راحتی اولین قدم را برداریم
گام دوم که بسیار به گام اول مربوط می شود مربوط می شود به جستجو در نموداراین بار ما باید به دنبال کوتاه ترین طول موج برویم یعنی پر انرژی ترینشان از این رو ما باید به دنبال لاندای ماکزیمم باشیم
لاندا=طول موج
گام سوم را ویلهلم وین برداشته است او با کشف این فرمول بسیار راحت و خطی کار ما را راحت کرده است
maxدمای ستاره=(۲۸۹×۱۰^۵)\لاندا
دما برحسب کلوین و ماکزیمم لاندا بر حسب آنگستروم است همان طور که مشاهده می کنید لاندا ماکزیمم با دما نسبت عکس دارد یعنی هر چه طول موج کمتر باشد دما بیشتر است و بالعکس
:اثبات فرمول
آهنی را ملتهب کرده و نوری را که از آن متصاعد می شود را می گیریم و طیف نمایی می کنیم و لاندای ماکزیمم را بدست می آوریم و سپس با وسیله ای مانند تف سنج نوری دمای آهن را بدست می آوریم و سپس با داشتن این رابطه
دما %۱\ماکزیمم لاندا
حالا با داشتن این رابطه می توان تساوی نوشت
دما =x/ماکزیمم لاندا
همان ضریب تساوی است که ما با داشتن آن دو داده می توانیم به راحتی ضریب را که همان ۲۸۹×۵^۱۰ است را بدست بیاوریمx
مثال اینکه لاندای ماکزیمم خورشید برابر با ۴۷۰۰ آنگستروم می باشددمای آن را تعیین کنید
دما =(۲۸۹×۵^۱۰)\(۴۷×۲^۱۰)=۶.۱۴×۳^۱� � تقریبا
جالب است بدانید که دمایی که به این روش محابسه می شود به دمای جسم تاریک موسوم است
روش های دیگری هم برای بدست آوردن دمای ستاره مرسوم است ولی این یکی از همه استاندارد تر است.

[sajadhoosein]

مریخ در یک نگاه

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



عمومی:
یکی از ۵ سیاره ای که در دنیای باستان شناخته شده بود.مریخ خدای جنگ و کشاورزی رومی ها بود.
معمولا سومین شی نورانی آسمان است.(بعد از ماه و زهره)
مشخصات فیزیکی:
قطر مریخ به طور متوسط ۶۷۸۰ کیلومتر است.این مقدار حدود نصف قطر زمین و دو برابرقطر ماه زمین است.
مقدار جرم مریخ در حدود یک دهم جرم زمین است.
نیروی جاذبه ی مریخ در حدود ۳۸ درصد نیروی جاذبه زمین است.
چگالی این سیاره ۳.۹ برابر چگالی آب است.
تا کنون هیچگونه اثری از یک میدان مغناطیسی سراسری در این سیاره یاقت نشده مگر میدانهای کوچکدر بعضی نقاط سیاره.
مدار:
چهارمین سیاره در منظومه شمسی
فاصله این سیاره تا خورشید ۱.۵ برابر فاصله زمین تا خورشید است.
فاصله تا خورشید متغیر است میان مقادیر ۲۰۶.۷ میلیون کیلومتر تا ۲۴۹.۲ کیلومتر.
چرخش کامل این سیاره به دور خورشید به اندازه ی ۶۸۷ روز زمینی طول میکشد.
قطب های این سیاره به اندازهی ۲۵ درجه منحرف هستند مثل دو قطب زمین.
محیط:
اتمسفر این سیاره از ۹۵.۳ % کربن دی اکسید و ۲.۷% نیتروزن و ۱.۶% آرگون تشکیل شده.
فشار اتمسفری این سیاره به طور متوسط کمتر از یک صدم فشار اتمسفری زمین است.
بادهای سطحی این سیاره به طور متوسط ۴۰متر بر ثانیه سرعت دارند.
دمای سطحی این سیاره بین -۵۳ تا -۱۲۸ درجه سلسیوس است.وقتی این سیاره در نزدیکترین فاصله تا خورشید است دما تا ۲۷ درجه سلسیوس افزایش می یابد.
نا همواری ها:
کوه المپ بلندترین نقطه این سیاره با ارتفاع ۲۶ کیلومتر و عرض ۶۰۰ کیلومتر و مساحتی برابر مساحت آریزونا است.(کوه المپ یک آتشفشان است)
دره ی مارینر در این سیاره عمیق ترین و دراز ترین دره ی شناخته شده در منظومه ی شمسی است.عمق این دره از ۵ تا ۱۰ کیلومتر متغیر است و دارای درازایی برابر ۴۰۰۰ کیلومتر است.
ماهها:
این سیاره دارای دو ماه کوچک است.شکل ظاهری این ماهها بسیار غیر معمول است.
ماه بزرگتر فوبوس (به معنی ترس) و ماه کوچکتر دیموس (به معنی وحشت و عامل وحشت) نام دارند. این نامها اسامی پسران خدای جنگ یونانیان باستان هستند.

[sajadhoosein]

پیدایش احجام کیهانی از نگاه باستان



«تاکنون دورنمای حجم استعاره دیگری را برای نقش اصلی و همیشه خلاق مادی کردن روح و آفرینش شکل عرضه کرده است»
اسطوره کهن آفرینش ماخوذ از هلیوپولیس در مصر، نمونه ای از چگونگی این خیال بافی را بدست می دهد. نون، اقیانوس کیهانی، فضای محض و نامتمایز روح بدون شکل بیکران را ارایه می دهد.
آنچه بر هر جامعیت تقدم دارد نیروی محض است که با خواست خالق درون این نون قرار دارد، فضای نامتمایز بر آن شده است تا خود را در این حجم منعقد و ادغام کند. از این رو آتوم ( خالق ) در آغاز خود را خلق می کند یا با حجم بخشیدن به خویشتن خود را از نون تعریف نشدنی متمایز می کند تا آفرینش آغاز گردد.
پس حجم آغازین چه شکلی می توانست داشته باشد؟ در واقع اصلی ترین اشکال حجم پذیر کدامند؟ [ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
به نظر می رسد پنج حجم تصلی با لبه و زوایای بیرونی وجود داشته باشند. جسم چهار ضلعی ، هشت ضلعی : مکعب،دوازده ضلعی،بیست ضلعی و جلوه هایی از مثلث در حجم،مربع و پنج ضلعی ۵،۴،۳. مابقی حجمهای منظم فقط ناقص شده این پنج اند. این ۵ جسم فضایی نام افلاطونی گرفته اند چون فرض شده است که افلاطون اشکال مزبور را در تیمایوس در ذهن داشته است، گفتگویی که او در آن فلسفه نظم گیتی را از طریق استعاره هندسه فضایی و سطح طرح ریزی می کند. در این گفتگو که یکی از آثار کاملا فیثاغورثی اوست چهار عنصر اصلی جهان یعنی خاک،آب،باد،آتش تعیین و هر یک از این عناصر به یکی از اشکال فضایی نسبت داده می شود. در عرف مکعب را با زمین ، چهارضلعی را با آتش ، هشت ضلعی را با هوا و بیست ضلعی رابا آب پیوسته می دانند. افلاطون ( ترکیب معین پنجمی ) را ذکر می کند که برای ساختن کاینات به وسیله خالق به کار رفته است. بنابر این جسم دوازده ضلعی با عنصر اثیری ( اصل زندگی ساز در آیین ودایی ) پیوند دارد. سازنده کاینات افلاطون نظم و ترتیب را از میان بی نظمی کهن در قالب اعداد و اشکال آفرید.نظم بخشیدن بر حسب عدد و شکل در سطح بالاتر، از ترتیب تعمدی این ۵ عنصر در جهان فیزیکی نتیجه شده است.بنابراین اعداد و اشکال اصلی میان قلمرو های دانی و عالی به صورت بین وجهین عمل می کنند.آنها در خود از طریق تشابهاتشان با عناصر، دارای توان شکل بخشیدن به جهان مادی اند.

[sajadhoosein]

تاریخ نجوم



تصورات اولیه ی از عالم همواره بر مسطح بودن زمین دلالت داشتند،چرا که فواصل طی شده توسط بشر،بسیار کم تر از فواصل مورد نیاز برای تشخیص شکل کروی زمین بود
تصورات اولیه ی از عالم همواره بر مسطح بودن زمین دلالت داشتند،چرا که فواصل طی شده توسط بشر،بسیار کم تر از فواصل مورد نیاز برای تشخیص شکل کروی زمین بود.
یونانیان باستان معتقد بودند که زمین صغحه ای مسطح است شناور بر روی آب که خیمه ای چاک چاک آن را پوشانده است.به دور خیمه آتش و درون آن زمین قرار داشت.هر روز «هلیوس»،خدای خورشید،ارابه ی آتشین خود را در آسمان به حرکت در می آورد و شب نیز از اقیانوس زیر زمین میگذشت. البته فلاسفه ی مختلف یونان اعتقادات گوناگون داشتند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نخستین بار ارسطو در حدود ۳۴۰ قبل از میلاد در کتاب «درباره ی افلاک» ادعا کرد که زمین کروی است.او دو دلیل برای این ادعا داشت و یونانیان دلیل سوم را نیز آوردند:
۱.سایه زمین روی ماه در هنگام خسوف همواره دایره ای است.
۲.با سفر به عرض های جغرافیایی پایین تر ارتفاع ستاره ی قطبی کم میشود.
۳.بادبان کشتی ها در افق و در هنگام نزدیک شدن به ناظر ابتدا دیده میشود.
در قرن دوم بعد از میلاد،بطلمیوس نظریات خود و ارسطو را ترکیب نمود و مدل کاملی برای جهان ارایه داد.بر اساس مدل او،زمین در مرکز عالم و هفت فلک(ماه،زهره،عطارد،خورشید� �مریخ،مشتری و زحل) قرار داشتند و در دوردست ها نیز فلک ستارگان دور دست جای میگرفت و همه به دور زمین میچرخیدند.برای توضیح حرکت رجوعی سیارات در آسمان،بطلمیوس مجبور شد هر سیاره را به دور فلک خود نیز بچرخاند.این مدل با مشاهدات رصدی سازش بسیاری داشت.
تا سال ۱۵۱۴ مدل بطلمیوسی مدل مورد قبول همه و بخصوص کلیسا بود.در این بین عده ای مانند «جوردانو برونو»اعلام کردند که خورشید در مرکز عالم است و اکثر آن ها توسط کلیسا مجازات شدند.سرانجام در همان سال،«نیکلاس کوپرنیک»،کشیش لهستانی نظزیه ی خورشید مرکزی خود را منتشر کرد.این حرکت که به دلیل ترس از کلیسا در روزهای آخر زندگی او انجام شد،بعد ها انقلاب کوپرنیکی نام گرفت و برای اولین بار در طول تاریخ خورشید را در مرکز عالم قرارداد.
در نظریه ی کوپرنیک خورشید در مرکز عالم قرار دارد و همه ی سیارات روی مدارهای دایره ای به دور آن میچرخند.علیرغم این که این مدل کم و بیش پذیرفته شد،اما در آن اشکالات رصدی وجود داشت.
بعدها رصدهای یکی از تیزبین ترین رصدگران تاریخ،تیکو براهه،موجب تکمیل این نظریه شد.خود “براهه” از روی رصدهایش مدل جدید و اشتباهی برای عالم ارایه داد.در مدل او همه چیز به دور خورشید میچرخید و خود خورشید به دور زمین در حرکت بود.
این نظریه چندان مورد توجه قرار نگرفت،اما دستیار جوان تیکو،یوهانس کپلر،با استفاده از داده های رصدی استادش مدل کاملی برای منظومه ی شمسی ارایه داد.نتیجه ی کارهای کپلر در قالب سه قانون مطرح شد:
۱.همه سیارات در مسیرهای بیضی نزدیک به دایره که خورشید روی یکی از کانون های آن قرار دارد حرکت میکنند.
۲.خط واصل خورشید-سیاره در زمانهای مساوی سطوح مساوی را طی میکنند.
۳.نسبت مربع زمان های لازم برای یک دور چرخیدن دو سیاره به دور خورشید،برابر است با نسبت مکعب قطر بزرگ بیضی مسیر آنها.
در ۱۶۰۹ “گالیله” برای اولین بار از تلسکوپ برای رصد آسمان استفاده کرد.هر چند که معمولا به اشتباه گالیله را به عنوان مخترع تلسکوپ میشناسند،اما در واقع مخترع تلسکوپ “لیپرشی” عینک ساز هلندی بود.
یک سال بعد گالیله اولین نتایج رصدیش را منتشر کرد:
۱.مشتری اقماری دارد که به دورش میچرخند.
۲.زهره دارای اهله است.
۳.زهره در آسمان بزرگ و کوچک میشود.
۴.راه شیری پر از ستاره است.
۵.روی سطح خورشید لکه هایی وجود دارد.
۶.ماه پر از گودال و دره است.
بسیاری از موارد بالا میتواند نظریه ی بطلمیوسی را نقض کند.بعدها دادگاه تفتیش عقاید گالیله را محاکمه،محکوم به ارتداد و مجبور به توبه کرد.
صبح شب مرگ گالیله،”نیوتون” به دنیا آمد.او در ۱۹ سالگی به کمبریج رفت و در مدت شیوع طاعون و تعطیلی دانشگاه به خانه بازگشت و سه قانون معروف خود را بنا نهاد:
۱.اگر برآیند نیروهای وارد بر یک جسم صفر باشد و یا به آن نیرویی وارد نشود.اگر آن جسم ساکن باشد تا ابد ساکن خواهد ماند و اگر متحرک باشد تا ابد به صورت مستقیم الخط یکنواخت به حرکتش ادامه خواهد داد.
۲.تغییر سرعت یک جسم بر اثر وارد کردن نیرو بر آن همواره متناسب با نیرو و جهت آن در راستای نیروی وارد شده بر آن است.
۳.هر عملی را عکس العملی است،به همان اندازه و در خلاف جهت آن.
بعدها نیوتون قانون گرانش عمومی خود را نیز بنیان نهاد که بر طبق آن هر دو جرم همدیگر را جذب میکنند که این نیرو با جرم دو جسم رابطه ی مستقیم و با مجذوز فاصله ی آنها نسبت عکس دارد.
حال با استفاده از قوانین یاد شده می شد قوانین کپلر را اثبات نمود.
از آن زمان تا سال ۱۹۰۵ اکتشافات زیادی در نجوم اتفاق افتاد که از آنان چشم پوشی میکنیم تا به سال ۱۹۰۵ برسیم.
در این سال آلبرت اینشتین،فیزیک دان برجسته ی قرن بیستم،در چهار مقاله ی خود دنیای فیزیک را متحول نمود.
۱.حرکت براونی
۲.اثر فوتوالکتریک
۳.نسبیت خاص
۴.برابری جرم و ماده
وی همچنین در ۱۹۱۵ نظریه ی نسبیت عام را مطرح نمود.
اینشتین خود میدانست که بر طبق نظریاتش جهان در حال گسترش است،اما خود او با این فرض مخالف بود و در معادلات خود ضریبی به نام “نسب کیهان شناختی” وارد نمود تا جلوی انساط عالم را بگیرد.اما وقتی که “ادوین هابل” انبساط عالم را از طریق طیف سنجی کشف نمود،اینشتین این کار خود را بزرگترین اشتباه زندگیش توصیف کرد.

[sajadhoosein]

ستاره‌ شناسی در یک نگاه


[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




اخترشناسی، ستاره‌شناسی، یا نجوم بخشی از دانش فیزیک است که به بررسی و روشنگری دربارهٔ رویدادهای بیرون از کرهٔ زمین و جو آن می‌پردازد. این دانش به مطالعهٔ خاستگاه، فرگشت (تکامل)، و ویژگی‌های فیزیکی و شیمیایی پیکره‌هایی که در آسمان رصد می‌شوند (و فرای زمین قرار دارند) پرداخته و فرآیندهایی که با آنها پیوند دارند را می‌پژوهد.
ستاره‌شناسی یکی از اندک دانش‌هایی است که علاقه‌مندان ذوقی و غیرحرفه‌ای (آماتور) هنوز در آن نقش مهمی ایفا می‌کنند؛ به‌ویژه در کشف و زیرنظر داشتن پدیده‌های زودگذر. دانش اخترشناسی را نباید با ستاره‌بینی یا تنجیم اشتباه گرفت. ستاره بینی یک «شبه علم» است که می‌کوشد سرنوشت افراد را به وسیلهٔ ردگیری مسیر پیکره‌های آسمانی پیشبینی نماید. با آن‌که این دو رشته یعنی اخترشناسی و ستاره بینی هر دو خاستگاهی مشترک دارند، ولی تفاوت زیادی میان آنهاست.
دانشهای مرتبط با اخترشناسی
* نجوم رصدی
* اخترزیست‌شناسی: دانش بررسی پیدایش و فرگشت (تکامل) سامانه‌های زیستی در کیهان.
* اخترسنجی: دانش بررسی جایگاه پیکره‌ها و اجرامِ فلکی در آسمان و دگرگونی در جایگاه آن‌ها. این دانش به تعریف سامانهٔ مختصاتی برای شناسایی جایگاه پیکره‌ها به‌کار می‌رود و هم‌چنین به مسیلهٔ جنبش‌شناسی پیکره‌ها در کهکشان ما می‌پردازد.
* کیهان‌شناسی: دانش بررسی سراسر کیهان و فرگشت آن.
* اخترشناسی‌ کهکشانی
* اخترشناسی فراکهکشانی: دانش بررسی پیکره‌ها (معمولاً کهکشان‌ها) در بیرون از کهکشانِ ما.
* اخترشناسی سیاره‌ای: سیاره‌شناسی، شناخت و بررسی چگونگی تکوین سیارات بَرگِردِ ستارگان مادر.
* اخترشناسی ستاره‌ای
* طرح ستی (SETI) یا جستجوی هوش فرازمینی
* دیرین‌اخترشناسی

[sajadhoosein]

متغیر های تپشی



معرفی متغیر های تپشی
به طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازه های مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به ما می دهند،اهمیت پیدا کردند.
متغیر های تپشی
درخشندگی این ستاره ها بر اثر انقباض و انبساط لایه های سطحی شان تغییر می کند.تپش آنها ممکن است شعاعی یا غیر شعاعی باشد،تپش های شعاعی صورت کروی ستاره را نگه می دارد اما تپش های غیر شعاعی موجب بیضی شدن ستاره می شود.این دسته از متغیر ها بر حسب دوره تناوب تغییراتشان،دما و مرحله تحولشان به زیر رده های مختلفی تقسیم می شود که مهمترین آنها عبارتند از :
قیفاووسی
این متغیر ها نام خود را از ستاره دلتا - قیفاووس گرفته اند.آنها ستاره های جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرونگ-راسل ( H-R ) به سر می برند دوره تناوب آنها ۱ تا ۷۰ روز و رده طیفی شان G٬FوK است.افزایش درخشندگی این متغیر ها سریع تر از کاهش درخشندگی شان رخ می دهد.برای مثال دلتا-قیفاووس در مدت ۱.۵ روز به بیشینه درخشندگی و طی ۴ روز به کمینه خود می رسد.در سال ۱۹۱۲ هنریبا لیویت با برسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی بزرگ متوجه شد٬ هرچه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد٬ درخشندگی واقعی آن بیشتر است.این یافته بزرگ کمک بزرگی به فاصله سنجی ستاره و خوشه های ستاره ای محسوب می شود.زیرا به این ترتیب می توان درخشندگی واقعی ستاره را بدست آورد و از مقایسه قدر ظاهری با درخشندگی مطلق فاصله مورد نظر را بدست آورد.در سال ۱۹۱۷ هارلو شیپلی با همین روش فاصله ما تا مرکز کهکشان محاسبه نمود و کمی بعد از او ادوین هابل با بررسی چند قیفاووسی در کهکشان های دیگر ( که سحابی پنداشته می شدند ) دریافت که کهکشان ما در عالم تنها نیست.
W - سنبله
اغلب در خوشه های کروی و در عرض های بالایی کهکشان یافت می شوند.دوره تناوب آنها ۰.۸ تا ۳۵ روز و تغییر قدرشان بین ۰.۳ تا ۱.۲ قدر است.این ستاره ها هم از رابطه دوره تناوب - درخشندگی پیروی می کنند٬ اما برای هر دوره تناوب مشخص ۰.۷ تا ۱.۲ قدر کم نور تر از همتایان قیفلووسی خود هستند.
RR - شلیاقی
ستاره هایی پیر٬سفید٬داغ و کم جرم که منحنی نوریشان شبیه قیفاووسی هاست اما دوره تناوب آنها کوتاهتر و بین ۰.۰۵ تا ۱.۲ روز است. این متغیر ها مستقل از دوره تناوبشان٬ قدر مطلق ثابتی دارند. دامنه تغیرات آنها ۰.۳ تا ۲ قدر است.جالب آن است که می توان تغییرات آنها طی یک شب دنبال کرد.
RV - ثوری
ابرغول های نارنجی و قرمز اند که دچار تپش ستاره ای شدند. در بیشینه درخشندگی از رده طیفی F-G هستند در حالی که در کمینه درخشندگی دمایشان کمتر است و از رده K-M محسوب می شوند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا ۱۵۰ روز و تغییر قدرشان تا ۳ قدر متغیر است.
نیمه منظم
این متغیر ها غول ها و ابر غول های سرخی اند که تغییرات درخشندگی متناوبی از خود نشان نمی دهند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا چندهزار روز و تغییراتشان معمولا کمتر از ۲.۵ قدر است.
بلند دوره منظم ( میراگونه )
سردسته آنها امیکرن-قیطس یا میرا ( MIRA ) می باشد.دوره تناوب این رده ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز و تغییراتشان حداقل ۲.۵ فدر است.در واقع آنها ابرغول های سرخی از رده طیفی M هستند. این ستاره ها که در دوران پایان زندگیشان به سر می برند٬واقعا بزرگ اند به طور مثال میرا چناب بزرگ است که اگر به جای خورشید قرار گیرد لایه های بیرونی تا مدار مشتری می رسند.تپش های آنها هم شعاعی و هم غیر شعاعی است٬و شاید به دلیل همین تپش هاست که برخی از آنها از جمله میرا بیضوی اند.

[sajadhoosein]

ستاره‌شناسی در ایران



دوران پیش از اسلام
دانش ستاره‌شناسی در ایران مانند دیگر نقاط جهان پیشینه طولانی دارد. به راستی از آن جا که ابزار کار آن آسمانی پاک و دو چشم تندرست خداداد است، از نخستین علومی است که بدست انسان مورد توجه قرار گرفته است.
برخی برخی از نقوش تخت جمشید را نشانه‌ای از آشنایی سازندگان آن‌ها با اخترشناسی می‌‌دانند؛ از این میان است نقش حمله شیر به گاو که در بسیاری حجاری های تخت جمشید هست.
مطالعاتی هم روی جهت گیری چهارطاقی‌های بجا مانده از آتشکده‌های کهن نشان داده است که می‌توان رابطه‌هایی میان ساختمان آن‌ها و طلوع و غروب اجرام سماوی یافت.
ولی از دوران پیش از اسلام به جز کتاب زیج شهریار سند مکتوبی بر جای نمانده است. ابوریحان بیرونی در کتاب “آثارالباقیه عن القرون الخالیه” اطلاعات نغزی درباره باورها اقوام گذشته درباره اخترشناسی ارایه کرده است.
دوران پس از اسلام
ستاره شناسان ایرانی بزرگ ستاره شناسان اسلامی را پایه ریزی می‌‌دهند. پس از دوران خلافت مامون که دارالترجمه نامی خود را برای برگردان آثار علمی ملل گوناگون بنیاد نهاد، پیشرفت اخترشناسی بمانند علوم دیگر سرعت فراوانی گرفت.
نخستین محاسبات دقیق قطر زمین در همین زمان و بدست برادران بنوشاکر انجام گرفت. (توضیحات بیشتر در کتاب” تاریخ اخترشناسی اسلامی” بدست نللینو.)
یکی از انگیزه‌های توجه ویژه به اخترشناسی در دوران اسلامی تعیین سالنامه و اوقات شرعی است که نیازمند مشاهدات و محاسبات دقیق ستاره‌شناسیی است. “هندسه کروی” که بدست ابوالوفای بوزجانی شناسایی شد این محاسبات را به گونه بزرگ تسهیل کرد.
به گونه سنتی در دربار شاهان و امرای ایرانی همیشه شاعران و منجمان سلطنتی وجود داشتند و این امر به رونق پیشه منجمی می‌‌افزود. البته از رایزنی منجمان برای تعیین زمانهای سعد و نحس بهره گیری می‌‌شد؛ ولی خود این امر نیازمند سالهای متمادی تحصیل و مطالعه بوده است.
زیج‌های بسیاری در دوران اسلامی نوشته شده‌اند که واپسین آن‌ها در سده ۱۸ میلادی و در هند تهیه شده است.
ستاره‌شناسی در دوران معاصر
در دوران معاصر آشنایی ایرانیان با اخترشناسی با برگردان مقالات بیگانه در نشریات همگانی آغاز شد- سالهای ۱۳۲۰ تا ۱۳۴۰-.
آغاز انتشار مجله فضا در دوران فتح ماه رویداد دیگری است که به آشنایی ایرانیان با اخترشناسی نوین کمک کرد. انتشار این گاهنامه که به برپایی کانونی موسوم به “کانون فضایی ایران” هم انجامید تا سال ۱۳۵۷ ادامه داشت.
گاهنامه «مرزهای بی کران فضا» نیز در میان نشریات پارسی زبان تخصصی پس از انقلاب از معدود نشریاتی بود که به زمینه فضا می‌‌پرداخت. مصاحبه‌های اختصاصی با فضانوردان، ارتباط با مراکز فضایی، گرفتن مطالب اختصاصی (همانند داستان‌های یوری گلازکف یا زندگی نامه آندریان نیکلایف به قلم خودش) و بسیاری دیگر از مطالب نو و ابتکاری دیگر، با پافشاری بر توانمندی‌های فضایی شورویها،از ویژگی‌های شاخص مرزهای بی کران فضا، در دوران انتشار بود. از دیگر اقدامات جنبی این گاهنامه، برگزاری نمایشگاه‌های فضایی- ستاره‌شناسیی به مناسبت‌های گوناگون، نشست‌های به سامان همراه با نمایش فیلم و سخنرانی و همچنین راه اندازی بازار فضایی، برای ایجاد ارتباط بیشتر با مخاطبان خود بود. به فراخور سی امین سالگرد پرواز گاگارین نمایشگاه عکسی روبه روی سینما آزادی برگزار کرد که بدست شادروان دکتر حسابی گشایش شد. این گاهنامه بخش‌هایی از صفحات خود را به اخترشناسی اختصاص داده بود که کسانی همچون توفیق حیدرزاده و بهرام عفراوی در آن مطلب داشتند و عناوینی همچون «آسمان شب» به خوانندگان اجازه می‌‌داد تا چگونگی ستارگان را به گونه مرتب دنبال کنند.
گاهنامه دانشمند نیز در برگردان مقالات ستاره‌شناسیی پیشینه طولانی دارد. پس از انقلاب تا پیدایش دوباره دنباله دار هالی فعالیت چشمگیری در نشریات ایرانی به چشم نمی‌خورد؛ جز چاپ دو کتاب “شناخت مقدماتی ستارگان” و “ستاره‌شناسی به زبان ساده” (هر دو از انتشارات گیتا شناسی) که فعالیت‌های فردی و کارساز کسان دوستدار بودند.
با پیدایش دنباله دار هالی در نشریات و به ویژه در گاهنامه دانشمند به اخبار پیوسته بااین امر پرداخته می‌‌شد. تلاش‌های مهندس احمد دالکی از استادان دانشگاه شهید بهشتی در آن زمان برای آشنایی همگانی با اخترشناسی چشمگیر است.
پس از افول دنباله دار هالی انتشار مقالات ستاره‌شناسیی در گاهنامه دانشمند ادامه پیدا کرد که بیشتر این مقالات گزینش و برگردان آقای توفیق حیدرزاده بود که پیش از این نیز کتاب “شناخت مقدماتی ستارگان” را برگردان و منتشر کرده بود. راه اندازی بخش “آسمان در این ماه” بدست وی که به بررسی رویدادهای رصدی آسمان هر ماه می‌‌پرداخت کارایی فراوانی در آشنایی خوانندگان با ستاره‌شناسی رصدی داشت. مرکز رصد خانه زعفزانیه نیز از سال ۱۳۶۷ با کوشش آقای مهندس دالکی آغاز به کار کرد و پس از او مهندس حسین رضایی این مرکز را به پیش برد و سپس محمد رضا نوروزی (او پیشتر از دانش آموختگان همین مرکز بوده) سرپرستی این مرکز را بر دوش گرفت. اکنون بانو فریبا یزدانی سرپرست این مرکز است. رصد خانه زعفرانیه در اخترشناسی آماتوری ایران بسیار کارساز بوده است و بسیاری از نخستین‌ها در اخترشناسی آماتوری ایران وهمینطور بسیاری از کسان و گروههای آماتوری در ایران از این مرکز سرمشق گرفته اند.
در سال ۱۳۷۰ توفیق حیدرزاده مجله نجوم را منتشر کرد که انتشار آن سرآغازی بر آشنایی جدی خوانندگان پارسی زبان با اخترشناسی شد. هم اکنون، پس از ۱۵ سال، نجوم تنها نشریه همگانی اخترشناسی است که در خاورمیانه منتشر می‌شود[۱]. امروزه گاهنامه اخترشناسی، به سردبیری بابک امین تفرشی، فعالیت‌های خود را در زمینه‌های گوناگون گسترش اخترشناسی در میان مردم گسترش داده است؛ از آن میان: برگزاری کلاس‌های آموزش اخترشناسی برای مقاطع سنی گوناگون، برگزاری سمینارهای ماهانه درباره موضوعات روز اخترشناسی برای عموم، برگزاری سلسله نشست‌های نمایش و نقد علمی فیلم‌های علمی-تخیلی به نام “سینما-فضا” و کمک به انجمن نجوم ایران در برگزاری باشگاه ماهانه نجوم تهران در چهارشنبه پایانی هر ماه در آمفی تیاتر مرکزی دانشگاه امیرکبیر است.
همچنین امروز گروه‌های اخترشناسی آماتوری فراوانی در سطح ایران پرکار هستند که می‌توان به گروه روجا و ادیب اصفهان و [انجمن ستاره شناسی اهواز]و ‌‌مرکزنجوم آستان حضرت عبدالعظیم(ع)اشاره کرد.

[sajadhoosein]

عطارد

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]




عطارد نماد خدای پیغام‌آور، هِرمِس است. علّت این نام‌گذاری که عطارد با بیشترین سرعت به دور خورشید می‌گردد و هرمس نیز به تندپا بودن و چابکی مشهور است.
عطارد، نزدیک‌ترین همسایه‌ی خورشیدِ زندگی‌بخش، دنیایی از رکوردهاست. از میان همه‌ی اجرامی‌که از فشرده شدن ابر پیش‌ستاره‌ای خورشید به وجود آمده‌اند، عطارد در بیشترین گرما شکل گرفته است. روز آن از پگاه تا شامگاه برابر با ۵۹ روز زمینی، طولانی‌ترین روز منظومه شمسی بوده و حتی از یک سال خودش بیشتر است. هنگامی‌که به سمت‌الشمس، نزدیک‌ترین نقطه به خورشید، می‌رسد، حرکت آن به اندازه‌ای سریع است که از دیدگاه ناظری که بر سطح آن قرار دارد، خورشید در آسمان متوقف شده، رو به عقب حرکت می‌کند.این کار تا زمانی که حرکت وضعی سیّاره،پیشی گرفته و خورشید را دوباره به حرکت رو به جلو وادارد، ادامه خواهد داشت. در طی روز، دمای سطح آن به حدود ۷۰۰ درجه کلوین، گرم‌تر از سطح هر سیّاره دیگر، بیش از دمای ذوب سرب رسیده، در شب به ۱۰۰ درجه کلوین، که برای انجماد کریپتون کافی‌است، سقوط می‌کند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
چنین مواردی، به طور استثنایی، عطارد را برای ستاره‌شناسان جذاب می‌کند. به همین دلیل چند تلاش مخصوص، برای پژوهش‌های علمی، درباره‌ی این سیّاره انجام شده است. خواص استثنایی عطارد، آن را برای تطبیق و هماهنگی با هر طرح فراگیرِ تکامل منظومه شمسی، با مشکل روبرو نموده است. ولی از سوی دیگر، همین خواص غیر معمول، به نوعی یک محک دقیق و حساس، برای فرضیه‌های ستاره‌شناسان است. هرچند عطارد، پس از زهره و مریخ نزدیک‌ترین همسایه‌ی زمین است، تنها درباره‌ی پلوتوی دوردست، کم‌تر از آن می‌دانیم. بیشتر دانش ما درباره‌ی عطارد، از جمله پیدایش و تکامل، میدان مغناطیسی اسرارآمیز، جو رقیق، هسته‌ی احتمالاً مایع و چگالی بسیار بالای آن در پرده‌ای از ابهام باقی مانده است.
عطارد به روشنی می‌درخشد، اما چنان دور است که ستاره‌شناسان پیشین نتوانستند هیچ جزییاتی از عوارض زمینه‌ی آن را تشخیص دهند‌ و فقط مسیر حرکت آن در آسمان را ترسیم کرده‌اند. همانند دیگر سیارگان درونی، عطارد از دیدگاه ناظر زمینی، هرگز بیش از ۲۷ درجه از خورشید دور نمی‌شود. این زاویه کوچک‌تر از زاویه‌ای است که در ساعت ۱، عقربه‌های یک ساعت با هم تشکیل می‌دهند. پس به‌این ترتیب، دیدن آن تنها در طول روز امکان‌پذیر است که آن هم به دلیل پخش شدن نور خورشید منتفی است، مگر در هنگام طلوع یا غروب که خورشید درست در زیر افق قرار دارد. ولی در آن هنگام، عطارد در آسمان بسیار پایین قرار گرفته است و نور آن باید از میان هوایی گذر نماید که تا ۱۰ بار آشفته‌تر و متلاطم‌تر از هوایی است که درست بالای سر ما قرار دارد. بهترین تلسکوپ‌های زمینی تنها توانایی دیدن عوارضی از سطح عطارد را دارند که چند صد کیلومتر یا بیشتر پهنا داشته باشند. این دقت به‌مراتب پایین‌تر از دیدن ماه با چشم غیر مسلح است.
با وجود این موانع، مشاهدات زمینی نتایج جالبی داشته است. در سال ۱۳۳۴ ستاره‌شناسان توانستند پژواک امواج گسیل شده‌ی رادار خود را از سطح عطارد را دریافت کنند. با اندازه‌گیری اثر جابجایی دوپلر در فرکانس امواج بازتابی، به حرکت وضعی ۵۹ روزه‌ی عطارد پی بردند. تا آن زمان، دانشمندان می‌پنداشتند که دوره‌ی حرکت وضعی عطارد ۸۸ روز و برابر با یک سال آن است، که به این ترتیب یک روی آن باید همواره به سوی خورشید می‌بود. نسبت ساده‌ی دو به سه، میان روز و سال سیّاره بسیار قابل توجه است. عطارد که در آغاز سریع‌تر به دور خود می‌چرخید، احتمالا انرژی خود را در طی پدیده‌های کششی از دست داده، کند شده و سرانجام در مداری با این نسبت عجیب به دام افتاده است.
ممکن است چنین به نظر برسد که رصدخانه‌های فضایی، مانند تلسکوپ فضایی‌هابل، به دلیل آنکه محدودیت آشفتگی‌های جوی را ندارند، باید ابزارهایی ایده‌ال برای مطالعه‌ی عطارد باشند. ولی متاسفانه‌هابل مانند بسیاری از گیرنده‌های فضایی دیگر به دلیل نزدیکی به خورشید نمی‌تواند بر عطارد تمرکز نماید زیرا نور شدید خورشید می‌تواند به قطعات حساس نوری، آسیب برساند.
تنها راه دیگری که برای بررسی عطارد باقی می‌ماند، فرستادن یک سفینه فضایی است تا آن را از نزدیک بررسی کند. تنها یک بار در دهه‌ی ۱۹۷۰ یک سفینه، مارینر ۱۰، به عنوان بخشی از یک ماموریت بزرگ‌تر، که کاوش منظومه‌ی شمسیِ داخلی بود، چنین سفری را انجام داد. بردن یک سفینه به آنجا کار ساده‌ای نبود. سقوط مستقیم به درون چاهِ پتانسیلِ گرانشیِ خورشید غیرممکن بود. این سفینه برای رد کردن انرژی گرانش به زهره، باید با چرخشی سریع به دور آن به سوی عطارد کمانه می‌کرد و در نتیجه این کار، سرعت خود را برای ملاقات با عطارد از دست می‌داد. در این سفر، مدار مارینر به دور خورشید امکان سه ملاقات نزدیک با عطارد را در ۲۹ مارس ۱۹۷۴، ۲۱ سپتامبر ۱۹۷۴ و ۱۶ مارس ۱۹۷۵ فراهم کرد. این سفینه تصاویری از حدود ۴۰% سطح عطارد را به زمین مخابره نمود که در نگاه نخست، ظاهری شبیه به ماه را نشان می‌داد.
این تصاویر، متاسفانه به اشتباه، این عقیده را القاء نمود که عطارد تفاوت بسیار کمی‌با ماه دارد و درست همانند ماه خودمان است که در گوشه‌ی دیگری از منظومه شمسی جای گرفته است. در نتیجه عطارد از برنامه‌ی فضایی ناسا قلم خورد، و بخش بزرگی از این سیّاره همچنان بررسی نشده باقی ماند.
با سفر مارینر، دانش ما از عطارد، از تقریبا هیچ، به آن چه که امروزه می‌دانیم، ارتقاء یافت. تجهیزاتی که با سفینه حمل شدند، ‌حدود ۲۰۰۰ تصویر با قدرت تفکیک مؤثرِ حدود ۱.۵ کیلومتر را به زمین مخابره کردند. دقت این تصاویر همانند تصاویری از ماه است که می‌توان از زمین توسط یک تلسکوپ بزرگ گرفت. ولی تمام این تصاویر از یک سوی عطارد تهیه شده و هنوز دیگر سوی آن دیده نشده است.
با اندازه‌گیریِ شتاب مارینر در میدان گرانشِ به شدت نیرومند عطارد، ستاره‌شناسان به یکی از غیرعادی‌ترین خصوصیات آن، یعنی چگالی بالای سیّاره پی بردند. اجسام جامد (غیر گازی) دیگر یعنی زهره، ماه و مریخ و زمین، کاملاً چگال هستند. کوچک‌ترها یعنی ماه و مریخ، چگالی کم‌تر و بزرگ‌ترها،‌یعنی زمین و زهره، چگالی بیشتری دارند. عطارد بسیار از ماه بزرگتر نیست ولی چگالی آن همانند سیّاره‌ای به بزرگی زمین است.
مشاهده این پدیده سرنخی اساسی برای پی بردن به ساختار درونی عطارد است. لایه‌های بیرونی یک سیّاره‌ی جامد، از مواد سبک‌تر مانند سنگ‌های سیلیکاتی تشکیل شده است. با پیشروی در عمق، به دلیل فشار لایه‌های بالایی و ترکیب متفاوت لایه‌های درونی، چگالی افزایش می‌یابد. هسته بسیار چگال سیّاره‌های جامد، به طور عمده، از آهن تشکیل شده است. پس در میان سیّاره‌های جامد، عطارد باید، ‌به نسبت ابعادش، دارای بزرگ‌ترین هسته فلزی باشد. این یافته، گواهیِ زنده‌ای بر فرضیه‌ی پیدایش و تکامل منظومه شمسی است. دیدگاه بیشتر ستاره‌شناسان بر این است که همه‌ی سیّاره‌ها در یک زمان از فشرده شدن ابرهای دور خورشید شکل گرفته‌اند. اگر این فرضیه درست باشد، آن گاه خاص بودن چگالی عطارد را می‌توان به یکی از سه شکل زیر توضیح داد:
۱- ابر خورشیدی در نزدیکی مدار عطارد با جاهای دیگر فرقی اساسی داشته باشد، تفاوتی بسیار بیش از آن که مدل‌های تیوریک پیش‌بینی می‌کنند.
۲- در آغاز عمر منظومه شمسی، خورشید چنان پر انرژی بوده است که بر اثر گرمای آن عناصر فرّار و کم چگال عطارد، بخار شده از آن گریخته‌اند.
۳- یک جسم بسیار پرجرم، درست پس از شکل گیری عطارد، با آن برخورد کرده باشد و موجب بخار شدن مواد کم‌چگالی‌تر شده باشد.
وضعیت شواهد کنونی هنوز به گونه‌ای نیست که بتوانیم از میان این سه امکان، یکی را برگزینیم.
از همه عجیب‌تر این که، تحلیل دقیق یافته‌های مارینر به همراه مشاهدات طیف‌سنجی مداوم از زمین، در شناسایی کوچکترین اثری از آهن در سنگ‌های سطح عطارد ناموفق مانده است. فقدان آهن در سطح عطارد، به شدت با مقدار پیش‌بینی شده آن در قسمت‌های درونی عطارد، در تضاد است. آهن در پوسته زمین وجود دارد. با طیف‌سنجی، وجود آن در سنگ‌های ماه و مریخ نیز تایید می‌شود. پس عطارد، تنها سیّاره از منظومه داخلی شمسی است که آهن آن – که از چگالی بالایی برخوردار است – در هسته‌اش متمرکز شده و در پوسته آن سیلیکات‌هایی دیده می‌شود که چگالی پایین‌تری دارند. دانشمندان حدس می‌زنند که عطارد آن قدر مدت زیادی به صورت مذاب بوده است که مانند یک کوره ذوب آهن – که در آن آهن پس از ذوب شدن به زیر تفاله‌ها می‌رود – مواد سنگین در مرکز آن ته‌نشین شده باشند.
یکی دیگر از یافته‌های سفینه مارینر ۱۰، این است که عطارد دارای یک میدان مغناطیسی نسبتاً نیرومند است. میدان آن از همه‌ی سیارگان درونی، به غیر از زمین، قوی‌تر است. میدان مغناطیسی زمین ناشی از فرآیندی به نام دیناموی خودگردان است که در آن فلزات مذاب‌هادی الکتریسیته در هسته‌ی سیّال زمین می‌چرخند. اگر میدان مغناطیسی عطارد هم ناشی از پدیده‌ای همانند باشد، نتیجه می‌گیریم که این سیّاره باید یک هسته‌ی سیّال داشته باشد. این فرضیه نیز یک اشکال دارد؛ اجسام کوچکی مانند عطارد، به نسبت حجم خود، از مساحت سطحی بالایی برخوردارند. به فرض آن که دیگر شرایط یکسان باشد، نتیجه می‌گیریم اجسام کوچک‌تر انرژی خود را زودتر به فضا گسیل می‌کنند. اگر عطارد، همان گونه که چگالی بالا و میدان مغناطیسی آن نشان می‌دهد، دارای یک هسته‌ی آهنی باشد، آن گاه این هسته می‌بایست میلیون‌ها سال پیش سرد و جامد شده باشد. یک هسته جامد هم نمی‌تواند اساس و بنیان یک دیناموی خودگردان باشد. از این تناقض، نتیجه می‌گیریم که مواد دیگری نیز باید در هسته باشند که با پایین بردن نقطه‌ی ذوب آهن، باعث مایع ماندن آن در دماهای پایین‌تر شوند. گوگرد، یک عنصر فراوان کیهانی، می‌تواند یک کاندیدای مناسب باشد. در مدل‌های جدیدتر پیشنهاد می‌شود که هسته عطارد از آهن جامد تشکیل شده است ولی با پوسته‌ای مایع، از آهن و گوگرد با دمای ۱۳۰۰ درجه کلوین در پیرامونش، احاطه شده باشد. این فرضیه، گرچه هنوز اثبات نشده است، به نظر می‌رسد پاسخ مناسبی برای تناقض یاد شده باشد.
همین که سطح سیّاره‌ای به اندازه‌ی کافی جامد شود، بر اثر تنش‌های مداومی‌که در طی زمآن‌های طولانی تحت آن قرار می‌گیرد، ترک برداشته، یا در اثر برخورد شهاب‌سنگ‌ها مانند تکه شیشه‌ای خرد می‌شود. پس از تولد در چهار میلیارد سال پیش، عطارد تحت بمباران شهاب‌سنگ‌های بزرگی قرار گرفته است که توانسته‌اند از پوسته‌ی شکننده‌ی‌ بیرونی آن به داخل نفوذ کرده، سیلاب‌هایی از گدازه را بر سطح آن جاری کنند. بعدها نیز، برخوردهایی کوچک‌تر موجب جریان یافتن گدازه شده‌اند. این برخوردها باید آن قدر انرژی آزاد کنند تا بتوانند لایه‌ی سطحی را ذوب نموده یا در لایه‌های زیرین - که مایع هستند - نفوذ کنند. سطح عطارد، توسط وقایعی که پس از جامد شدن لایه‌ی بیرونی آن رخ‌داده، خالکوبی شده است.
زمین‌شناسان سیّاره‌ای، کوشش کردند با سودجستن از این عوارض و بدون داشتن آگاهیِ دقیقی از نوع سنگ‌هایی که سطح آن را تشکیل می‌دهند، پی به تاریخ پررمز و راز این سیّاره ببرند. تنها راه برای تعیین دقیق عمر یک سیّاره، سودجستن از اطلاعات رادیومتریِ نمونه های بازگردانده شده از آن سیّاره است. ( در مورد عطارد چنین چیزی در دسترس نیست و در آینده نزدیک هم در دسترس نخواهد بود). ولی به‌جز آن زمین‌شناسان سیّاره‌ای، راه‌حل‌های نبوغ‌آمیری برای تعیین عمر نسبی آن دارند که بیشتر برپایه اصل برهم‌نهی است: هر عارضه‌ای که بر روی عارضه‌ای دیگر قرار بگیرد یا شکافی در آن ایجاد کند از آن جوان‌تر است. از این اصل استفاده‌ی خاصّی در تشخیص عمر نسبی گودال‌ها به عمل می‌آید.
و امّا در ۴ اوت سال ۲۰۰۴ ناسا تصمیم بر فرستادن کاوشگر دیگری برای اکتشاف سطح عطارد گرفت.

[sajadhoosein]

روش های نامگذاری ستارگان



وقتی پا به دنیای نجوم می گذاریم با دنیایی از اعداد و الفباهای گوناگون روبرو می شویم. بعضی اوقات نظم موجود در آنها نیز آدم را گیج می کند. هر کسی می تواند ستاره ای مانند وگا را در آسمان پیدا کند و تشخیص دهد، ولی دلیل اینکه ما به نامهایBD +۳۸°۳۲۳۸, Alpha Lyrae, ۳ Lyrae, HR ۷۰۰۱, GC ۲۵۴۶۶, HD ۱۷۲۱۶۷, SAO ۶۷۱۷۴, ADS ۱۱۵۱۰ و هزاران نام دیگر نیز نیاز داریم چیست؟
دست کم تازه کارها در سردرگمیشان تنها نیستند. اولین فرهنگ لغات اجرام آسمانی در سال ۱۹۸۳ تنظیم شد که بیش از ۱۰,۰۰۰ سیستم نامگذاری مختلف را توضیح می داد و بیشتر در مورد اجرام کم نوری بود که توسط حرفه ای ها مطالعه می شدند. ویرایش گران آن از اینکه روزی این فرهنگ لغت منظم, معنا دار و کامل شود ناامید بودند. به همین خاطر این فهرست ها بسیار درهم و پر از طرح هایی مربوط به گذشته های بسیار دور است.
خوشبختانه یک منجم آماتور علاقه مند و جدی، تنها نیاز به دانستن جزء کوچکی از این سیستم نامگذاری دارد. ما در این مقاله به بررسی معانی و تاریخ های ستارگانی که اغلب با آنها مواجه می شویم می پردازیم.
English Letter English Letter nu n alpha a xi x beta b omicron o gamma g pi p delta d rho r epsilon e sigma s zeta z tau t eta h upsilon u theta q phi f iota i chi c kappa k psi y lambda l omega v mu m از دوران باستان ستارگان نیز مانند انسانها هر کدام نام اختصاصی داشتند مانند: وگا و دنب.
اما امروزه تنها معدودی از درخشان ترین ستارگان، دارای نام اختصاصی هستند که این به طور حتم بهتر است.
نام ستارگان شاعرانه و مربوط به اسطوره های کهن صورت های فلکی هستند (که اغلب عربیِ تحریف شده است.) اما مطالعه ستارگان به سادگی در اینجا تمام نمی شود.
“دنب” برای اغلب علاقه مندان نجوم یعنی روشن ترین ستاره صورت فلکی دجاجه اما همین نام در گذشته بر روی حداقل پنج ستاره دیگر نیز قرار داشت.
به علاوه نام کامل ستارگان بیش از تعدادی است که بتوان آنها را همیشه به خاطر سپرد.
کاتالوگ ستارگان درخشان “Yale”, ویرایش چهارم (۱۹۸۲)، ۸۴۵ عدد از آنها را نام برده است. هر منجمی معنای شباهنگ یا جدی را می داند اما از هر صد نفر یک نفر همPishpai (Mu Geminorum), Alsciaukat (۳۱ Lyncis), Dhur (Delta Leonis), یا Zujj al Nushshabah (Gamma Sagittarii). را تشخیص نمی دهد.
سیستم الفبای یونانی, فهرست ساده تری است که بوسیله منجم آلمانی یوهان بایر در سال ۱۶۰۳ پیشنهاد شد. بایر در اطلس ستارگان زیبایش که آرانُمتریا (Uranometria) نام داشت, ستارگان بسیاری را در صورت های فلکی، با حروف کوچک یونانی نامگذاری کرد. در بیشتر موارد پرنورترین ستاره یک صورت فلکی را آلفا نام گذاری نموده بود و سپس بقیه ستارگان را براساس روشنایی دسته بندی کرد و به هر دسته یک حرف نسبت داد و بدین ترتیب تمام ستارگان صورت های فلکی باستانی نامگذاری شد.
روش نامگذاری بایر به سرعت شهرت یافت. نام هر ستاره از هر صورت فلکی، از ترکیب حروف و نام لاتین آن صورت فلکی تشکیل شده بود. پس با این روش ستاره آلفا در صورت فلکی قنطورس را آلفا قنطورس (آلفای قنطورس) می توان نامید.
از آنجا که در زمان گذشته بیشتر تحصیل کرده گان, لاتین و یونانی می دانستند, خود به خود چنین کلماتی بر زبان ها جاری می شد اما امروزه بیشتر رصدگران در ابتدا در مورد الفبای یونانی و کلمات لاتین با مشکل مواجه می شوند. دیر یا زود همه کسانی که با ستارگان سر و کار دارند باید بنشینند و حروف یونانی(در جدول زیر آمده است) و نام لاتین ۸۸ صورت فلکی (که اغلب در انتهای کتابهای نجومی آورده شده است) را یاد بگیرند.
تعداد زیادی ستاره در یک صورت فلکی وجود دارد اما تنها ۲۴ حرف یونانی داریم. گاهی یک حرف مرتباً با اندیس های متفاوت برای نامگذاری ستارگان نزدیک به هم به کار برده می شود. اما برای بررسی بهتر آسمان احتیاج به اسامی بسیار بیشتری داریم. از این رو منجمان برای ادامه کار نامگذاری از اعداد استفاده نمودند.
در سال ۱۷۱۲ جان فلامستید، منجم انجمن اخترشناسی سلطنتی انگلیس، شروع به نامگذاری ستارگان هر صورت فلکی از شرق به غرب بر اساس بعد نمود، که کمک بزرگی برای پیدا کردن یک ستاره از روی نقشه بود.
در این سیستم نامگذاری به عنوان مثال, ۸۰ ثور در سمت شرق ۷۹ ثور و سمت غرب ۸۱ ثور قرار می گیرد. (سال های زیادی از ابداع این سیستم توسط فلامستید گذشته است، اما دستگاه مختصاتی که او به کار برد، هنوز هم با شرق و غرب سماوی به خوبی مطابقت دارد).
همه ستارگان بدون توجه به اینکه حرف یونانی دارند یا نه، عدد گذاری شدند و به همین دلیل است که برای مثال آلفا لیرا, ۳ لیرا نیز خوانده می شود. همه ۲۶۸۲ ستاره شماره فلامستیدی گرفتند. بالاترین شماره فلامستید در میان صورت های فلکی ۱۴۰ ثور (۱۴۰ Tauri) است.
در این بین موارد مشکل سازی نیز به وجود می آمد. وقتی مرزهای صورت فلکی ها در سال ۱۹۳۰ مشخص شدند، دسته ای از ستارگان شماره گذاری شده بوسیله فلامستید، بیرون از صورت فلکی خود قرار گرفتند. از این رو ستاره ۳۰ تکشاخ امروزه در صورت فلکی مار آبی و ستاره ۴۹ مار در صورت فلکی جاثی در نظر گرفته می شود.
چون چنین مواردی در شناخت ستارگان باعث سردرگمی می گردند, بهتر است کنار گذاشته شوند و هرگز استفاده نشوند.
هیچ کس ستارگانی که پایین تر از نیمکره جنوبی آسمان انگلیس قرار داشتند را نام گذاری نکرده بود. به همین خاطر در جنوبی ترین صورت های فلکی، ستارگان اغلب با حروف بزرگ و کوچک رومی مشخص شده اند، مانند L² کشتیدم (L² Puppis) و g حمال.
از زمان بایر چندین نقشه بردار مختلف از حروف رومی برای نامگذاری ستارگان نیمکره جنوبی آسمان استفاده نمودند، اما در آسمان شمالی آنها دیگر استفاده نمی شوند.
فهرست هرکولین
در قرن ۱۹ به دلیل افزایش روز افزون نیازها، همه تلاش ها برای نامگذاری با شکست روبرو شد.
تلسکوپ ها صد ها هزار ستاره دیگر را پیش روی دانشمندان قرار دادند و هر کس یک نام اختصاصی بر روی آنها گذاشت.
فردریش آرگلاندر (F. W. A. Argelander) اخترشناس دقیق و با تجربه رصد خانه ” بن” شروع به اندازه گیری موقعیت ستارگان با یک تلسکوپ بازتابی ۳ اینچ برای تهیه یک فهرست بسیار پر جرم Bonner Durchmusterung (Bonn survey) نمود.
فهرست BD متشکل از ۳۲۴۱۸۸ ستاره با حداقل قدر ۵/۹ بود. آرگلاندر و جانشین او آسمان را به محدوده میل های یک درجه ای تقسیم نمودند که ۲۴ ساعت بعد را می پوشاند. ستارگان هر محدوده ای بر اساس بعدشان نام گذاری و صورت های فلکی که ستارگان در آن بودند نادیده گرفته شدند.
بنابراین BD +۳۸°۳۲۳۸ وگا یعنی ۳۲۳۸ امین ستاره (محاسبه شده از بعد صفر درجه) در ناحیه ای بین +۳۸° و +۳۹°.
BD اصلی تنها نیمی از آسمان را پوشش می داد: از قطب شمال تا میل ۲- درجه. بعد ها یک فهرست مکمل جنوبی تر به نام SBD ، دامنه آن را به میل ۲۳- رساند و ۱۳۳۶۵۹ ستاره دیگر را پوشش داد.
فهرست Cordoba Durchmusterung (CD or CoD) کار را تمام کرد و ۶۱۳,۹۵۳ ستاره دیگر را تا قطب جنوب سماوی گردآوری نمود. همه آنها در durchmusterungیا DM با تعداد ۱,۰۷۱,۸۰۰ ستاره گردآوری شدند.
جزییات دقیق، موقعیت های درست و قابل اعتماد نقشه های BD سبب شد تا این نقشه نزدیک به یک قرن ابزار دست منجمان باشد. هنوز هم گاهی با نام Durchmusterung مواجه می شویم. در این فهرست عرض جغرافیایی به طور مطلوب با الگو های استاندارد تطابق ندارد. اغلب آنها با دقت رصد با چشم می باشند.
ستارگان متغیر دارای سیستم نامگذاری مخصوص به خود هستند. این کار نیز به وسیله آرگلاندرِ(Argelander) پر انرژی انجام شد. او اولین متغیری را که در یک صورت فلکی یافت R (از آنجایی که بایر در نامگذاری دورترین ستاره از حرف رومی Q استفاده کرده بود) نامید و نام آن صورت فلکی را به آن ضمیمه کرد.
متغییر بعدی S و بالاخره تا Z این کار را ادامه داد. بعد از Z دوباره به R بازگشت و آن را در کنار R قبلی قرار داد یعنی: RR و به همین ترتیب RS تا RZ. سپس به S بازگشت و با SS نامذاری را ادامه داد تا SZ رسید و آن قدر این روند را ادامه داد تا به ZZ رسید. اگر یک متغیر در حال حاضر نام یونانی دارد, از زمان آرگلندر باقی مانده است.
اما متغیر های جدیدی در حال کشف شدن هستند!
بعد از ZZ, منجمان تصمیم گرفتند به AA, AB و تا AZ پیش بروند(J حذف شد زیرا در برخی زبان ها با I اشتباه می شد.) بعد BB تا BZ تا QZ.
با این روش و تا اینجا ۳۳۴ تایی ستاره متغیر را در یک صورت فلکی می توان نامگذاری نمود، اما همچنان این روش برای صورت های فلکی شلوغ نامناسب است.
قبل از شروع کردن یک سیستم نامگذاری سه تایی, منجمان تصمیم به استفاده از یک شکل مطلوب و ساده برای ستارگان متغییر نمودند: V۳۳۵، V۳۳۶. این یک کار عاقلانه بود. در سال ۲۰۰۳ بالاترین شماره ستاره متغیر V۵۱۱۲ Sagittarii بود.
فهرست های مرکب
فهرست بزرگ و کامل تر بعد از BD, فهرست طیف ستاره ای هنری دراپر(Henry Draper) است که Annie J. Cannon در سال ۱۹۱۰ در رصدخانه دانشگاه هاروارد تنظیم نمود و در آن ۲۲۵۳۰۰ ستاره بر اساس بعد منظم شده است. بعدها تعداد ستاره بیشتری توسط مکمل هنری دراپر( Henry Draper Extension) اضافه شد. این فهرست شامل شماره های HDE می شود. هر ستاره با نشان HD یا HDE مورد طیف سنجی قرار گرفت.
در این بین کاتالوگ دیگری در هاروارد تهیه شد: فهرست بازنویسی طیف نگاری هاروارد (Revised Harvard Photometry) در سال ۱۹۰۸ که برای به دست آوردن قدر دقیق۹۱۱۰ ستاره درخشان تا قدر حدود ۵/۶ جستجو کرد.
حتی اکنون نیز فهرست HR به عنوان پایه فهرست مدرن ستارگان پر نور یال ( Yale Bright Star) محسوب می شود که به خاطر اطلاعات جزیی اش همچنان کاربرد گسترده ای در مورد ستارگان درخشان دارد.
سیستم دیگر شماره گذاری ستارگان که امروزه استفاده می شود, SAO و مربوط به فهرست ستارگان رصد خانه اخترفیزیکی اسمیت سونین (۱۹۶۶) است که این هم (با استفاده از نقشه های آسمان) در دانشگاه هاروارد تهیه شد.
این فهرست موقعیت بسیار دقیق ۲۵۸۹۹۷ ستاره را تا حدود قدر ۹ می دهد، هرچند کیفیت آن برای ستارگان کم نور زیاد نیست.
ستارگان SAO بر اساس بعد با محدودیت گستردگی ۱۰ درجه در میل شماره گذاری شده اند که کل کره سماوی را پوشش می دهد.
شماره های SAO با استفاده گسترده از GC (General Catalogue) فهرست ۳۳۳۴۲ ستاره ای Benjamin Boss (۱۹۳۷) تهیه شد.
یکی از بزرگترین فهرست های جدید فهرست راهنما ی ستارگان (Guide Star Catalog)تلسکوپ فضایی هابل است و بزرگتر از آن است که بتوان چاپ کرد و فقط بر روی دو سی دی قرار دارد. موقعیت فهرست GSC معمولاً با دقت نزدیک به دقیقه قوسی و قدر دقیق چند دهم برای ۱۸۸۱۹۲۹۱ جرم است.
روشنترین ستارگان GSC دارای قدر ۹ (برای ستارگان پر نورتر نمی توان از دوربین هادی هابل استفاده نمود.)
ستارگان کم نورتر اغلب دارای قدر ۱۳ یا ۱۴ و گاهی ۱۵ هستند.
به طور کلی ۱۵۱۶۹۸۷۳ ستاره در این لیست وجود دارند. بیشتر این ۳۶ میلیون جرم, کهکشان های کم نور و کوچکند و بیشتر آنها هرگز با چشم انسان دیده نشده اند. ماشین ها موقعیت آنها را از روی صفحات عکسی اندازه گیری نمودند. یک ستاره مشخص در لیست ۱۲۳۴ ۱۱۳۲ GSC یک جسم درخشان با قدر ۱۳.۳ در صورت فلکی ثور است. اولین چهار رقم یکی از ۹۵۳۷ مناطق کوچک آسمان را مشخص می کند.آخرین چهار رقم, شماره سریال جرمی در همین ناحیه است.
اخیراً فهرست های هیپارکوس( Hipparcos) و تیکو (Tycho) جای فهرست یک ملیونی ستارگان پرنور GSC را گرفته اند.
ستارگان TYC و به خصوص HIP موقعیت, قدر, فاصله و حرکتشان با دقت بالا توسط ماهواره هیپارکوس که مبدأ آن توسط آژانس فضایی اروپا سال ۱۹۹۰ در نظر گرفته شد.
فهرست های وسیعتر اکنون در حال تهیه شدن هستند- مانند the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) و Two-Micron All Sky Survey (۲MASS).
و این راه را پایانی نیست ….

[sajadhoosein]

ایستگاه فضایی بین المللی در یک نگاه



ایستگاه فضایی بین المللی یک ماهواره مسکونی بسیار عظیم در فضا است که با همکاری بیش از پانزده کشور از سراسر جهان در حال تکمیل می باشد.نخستین قطعات این ایستگاه در سال ۱۹۹۸ میلادی به فضا پرتاب شد و نزدیک به دو سال بعد، دو فضا نورد روسی و همچنین یک کیهان نورد آمریکایی به عنوان خدمه اولیه ایستگاه شروع به کار نمودند.ایستگاه فضایی در مداری به ارتفاع ۴۰۰ کیلومتری از سطح زمین در گردش است،همچنین گستره مداری آن از عرض جغرافیایی ۵۲ درجه شمالی تا ۵۲ درجه جنوبی افزایش می یابد. این ایستگاه از ۸ بخش اصلی استوانه ای تشکیل می شود که از آن ها تحت عنوان اتاقک (قسمتی از سفینه فضایی) نیز یاد می شود.هر اتاقک به صورت جداگانه از زمین به ایستگاه فضایی انتقال می یابد.قطعات پس از انتقال توسط فضانوردان و کیهان نوردان برای تکمیل به یکدیگر متصل می شوند. ۸ صفحه خورشیدی با تولید بیش از ۱۰۰ کیلو وات برق وظیفه تامین نیروی الکتریکی را ایستگاه را بر عهده دارند.این صفحات بر روی بر روی سوله ای تمام فلزی با طولی در حدود ۱۰۹ متر نصب شده اند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
«نمایی از دو بخش اصلی ایستگاه فضایی بین المللی که در سال ۱۹۹۸ پس از انتقال به فضا توسط فضانوردان آمریکایی و روسی به هم متصل شده است»
ایالات متحده و روسیه مشترکاً و به طور عمده وظیفه تامین قطعات و تجهیزات ایستگاه فضایی را بر عهده دارند .کانادا نیز در این راستا بازوی روبوتی برای ایستگاه طراحی کرد که در سال ۲۰۰۱ بر روی آن نصب شد.آژانس فضایی اروپا به همراه دیگر کشور ها مانند ژاپن برای تکمیل ایستگاه همکاری می کنند.به تازگی برزیل نیز توافق نامه ای را با ایالات متحده در جهت تامین تجهیزات برای ایستگاه فضایی امضا کرده،مشروط بر آن که فضانوردان برزیلی هم بتوانند با کسب اجازه از آمریکا و همچنین با استفاده تجهیزات فضایی این کشور فضانوردان برزیلی را به ایستگاه ارسال نماید.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نمایی خیالی از نمونه تکمیل شده ایستگاه فضایی بین المللی
چنین بر آورد می شود تا تکمیل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به بیش از ۸۰ پرواز توسط شاتل های فضایی آمریکا به همراه راکت های روسیه نیاز باشد.در این بین آژانس فضایی اروپا به همراه کشور ژاپن قصد دارند تا با استفاده از راکت های Ariane ۵ and Japan’s و H-۲A booster rockets پرواز هایی که با هدف حمل تجهیزات به ایستگاه فضایی صورت می گیرد را سرعت بخشند.پیش از این تصور می شد که ایستگاه در سال ۲۰۰۶ میلادی تکمیل شود،اما به علت مخارج بسیار بالا که به طور غیر قابل پیش بینی افزایش می یابد،تکمیل ایستگاه به سال های آینده موکول می شود.
ایستگاه فضایی به عنوان یک رصد خانه،آزمایشگاه و کارگاه فضایی محیطی بسیار مناسب برای فعالیت فضانوردان و کیهان نوردان از سراسر جهان خواهد بود.
اهداف و ماموریت ها
خدمه حاضر در ایستگاه با همکاری دانشمندان روی زمین با استفاده از سیستم های رادیویی، دست به آزمایش های فضایی خواهند زد.برخی از این آزمایشات به بررسی تاثیر شرایط متفاوت فضا نسبت به زمین،از جمله بی وزنی بر روی انسان است.علاوه بر ان آزمایشاتی در زمینه های گوناگون شیمی مانند بررسی کریستال های پروتیین صورت خواهد گرفت.کریستال هایی که در فضا رشد می کنند نسبت به نمونه های زمینی از نقص کم تری برخوردارند،در نتیجه این فرایند آنالیز آنها نیز با سهولت بیشتری صورت می پذیرد.با بهره گیری از این داده ها در تحقیقات پزشکی، می توان دریافت که کدام نوع از کریستال ها برای تولید انبوه در زمین مناسب تر هستند.
از دیگر مزایای ایستگاه فضای بین المللی می توان به این موضوع اشاره کرد که کلیه تجهیزات فقط برای یک بار به ایستگاه حمل می شوند.علاوه بر این کیهان نوردان و یا فضانوردان قادرند بار ها و بارها از ایستگاه استفاده نمایند.همچنین دانشمندان می توانند با استفاده از داده هایی که از نتایج تحقیقات در ایستگاه حاصل می آید، با سرعت بیشتری پژوهش های خود را در زمین را پی گیری و یا اصلاح نمایند.ایستگاه فضایی بین المللی برای مدت ۱۵ سال استفاده مفید طراحی شده است اما اگر بخش ها ،قطعات و یا تجهیزات آن در بازه های زمانی منظم مورد بررسی و یا تعمیر قرار بگیرند می توان برای دهه ها از آن استفاده نمود.
تاریخچه
ایستگاه فضایی بین المللی نهمین ایستگاه قابل سکونت در مدار است.نخستین ایستگاه فضایی توسط اتحاد جماهیر شوروی با عنوان سالیوت و پس از آن ایستگاه فضایی اسکای لب توسط ایالت متحده در دهه ۱۹۷۰ میلادی به فضا پرتاب شدند.
در سال ۱۹۸۶میلادی شوروی شروع به راه اندازی ایستگاه فضایی میر نمود.این نخستین ایستگاهی بود که در آن از اتاقک استفاده می شد.در این هنگام شوروی با استفاده از راکت های سایوز که ضریب امنیتی بسیار بالایی دارند و از لحاظ اقتصادی نیز بسیار به صرفه هستند توانست تجهیزات و همچنین خدمه را به ایستگاه فضایی میر منتقل نماید.در سال ۱۹۹۱ میلادی همزمان با فروپاشی اتحاد جماهیر شوروی ،در عملیات اجرای میر وقفه صورت گرفت به طوری که دانشمندان از ادامه کار باز مانند و این پروژه عظیم متوقف گردید.سرانجام در سال ۲۰۰۱ میلادی روسیه این ایستگاه را از مدار زمین خارج نمود و میر به سوی زمین سقوط کرد و منهدم شد.
در دهه ۱۹۹۰ میلادی روسیه اقدام به ساخت ایستگاه فضایی میر ۲ نمود.در همین زمان ایالات متحده به همراه کانادا ، آژانس فضایی اروپا و ژاپن تصمیم گرفتند تا پروژه ساخت ایستگاه فضایی تحت عنوان آزادی در شراکت را عملی نمایند.اما سرانجام با توجه به کمبود های مالی ، آمریکا ضمن توافق با روسیه در سال ۱۹۹۳ میلادی اقدام به ساخت ایستگاهی مشترک با نام ایستگاه فضایی بین المللی نمود.
برای ساخت ایستگاه شاتل های سازمان فضایی ناسا به طور پیوسته از سال ۱۹۹۵ تا سال ۱۹۹۸ میلادی به ایستگاه فضایی میر پرتاب می شدند. در این هنگام فضانوردان ایالات متحده برای انجام تحقیقات به مدت شش ماه تمام وقت خود را در میر گذراندند.
یکی از مهم ترین دلایلی تاخیر در ساخت ایستگاه فضایی، عدم پرداخت هزینه ساخت و ساز ، توسط دولت روسیه بود.در نهایت در نوامبر سال ۱۹۹۸ میلادی روسیه با استفاده از راکت پروتن،نخستین بخش(اتاقک) از ایستگاه را به مدار زمین انتقال داد.این بخش Zarya نام داشت که در زبان روسی به معنای طلوع خورشید است.قطعه بعدی Unityنام داشت که ساخت ایالات متحده بود و در دسامبر همان سال با شاتل فضایی Endeavour به فضا پرتاب شد و به بخش نخست متصل گردید. Unity شامل ۸ دریچه می شد که یکی از آنها به Zarya و بقیه دریچه های آن برای اتصال به سایر اتاقک ها تعبیه شده بود.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نمایی از بخش های Zarya و Unity
در ژوییه سال ۲۰۰۰ میلادی راکت پروتن در پروازی دیگر بخش Zvezda (ستاره) یا اتاقک خدمات را به ایستگاه انتقال داد. Zvezda از قسمت هایی همچون اتاق کار و استراحت برای فضانوردان و خدمه تشکیل می شد.در اکتبر همان سال ایالات متحده شاتل فضایی دیسکاوری را به سوی ایستگاه فضایی پرتاب کرد. دیسکاوری در طی این ماموریت قطعات و تجهیزات زیادی را با خود حمل می نمود که از مهمترین آنها می توان به بست های صفحات خورشیدی و یک ابزار اتصال دهنده با نام PMA اشاره کرد.با استفاده از این ابزار، سکوی ایستگاه فضایی برای ارتباط مکانیکى آن با شاتل های فضایی به بهره برداری رسید. نخستین خدمه تمام وقت ایستگاه فضایی با نام Expedition One در نوامبر سال ۲۰۰۰ میلادی توسط راکت سایوز به ایستگاه انتقال یافتند.فرمانده ویلیام شفرد به همراه دو کیهان نورد دیگر به نام های یوری جدزینکو و سرگیی کریکالو این گروه سه نفره را تشکیل می دادند.حدود یک ماه بعد آمریکا به همراه شاتل Endeavour صفحات خورشیدی ساخت خود را برای تکمیل صفحات متصل به اتاقک ها به مدار ارسال کرد.
ایالات متحده توسط شاتل آتلانتیس در فوریه سال ۲۰۰۱ میلادی نخستین آزمایشگاه فضایی خود را تحت عنوان سرنوشت Destiny Laboratory به ایستگاه فضایی فرستاد و پس از گذشت چند ماه این آزمایشگاه تحقیقات خود را شروع نمود.در همان سال اتاقک های airlock (محفظه هایی که هوا به داخل آنها نفوذ نمی کند) و همچنین سکوی ارتباطی دیگری توسط روسیه و آمریکا به ایستگاه اضافه گردید.
نخستین توریست فضایی دنیس تیتو که یک مشاور در بخش سرمایه گذاری نیز بود در آوریل سال ۲۰۰۱ میلادی در ماموریت جایگزینی سایوز با صرف هزینه بسیار زیاد، پس از گذراندن دوره آموزشی و آماده سازی شش ماهه در مسکو به ایستگاه فضایی سفر کرد و پس از گذشت شش روز به زمین باز گشت.پس از او یک تاجر از آفریقای جنوبی با نام مارک شاتلورت به عنوان دومین گردش گر فضایی در آوریل سال ۲۰۰۲ میلادی در ماموریتی مشابه به ایستگاه انتقال یافت.پس از آن ماموریت های سایوز به انتقال فضانوردان منتخب آژانس فضایی اروپا اختصاص یافت.
مراحل بعدی تکمیل ایستگاه فضایی به افزایش توان الکتریکی آن و همچنین ایجاد شرایطی مناسب برای خدمه مربوط می شد.در این صورت فضانوردان بیشتری(شش یا هفت نفر) می توانستند به طور تمام وقت و در بازه های زمانی طولانی مدت به فعالیت خود ادامه دهند.
ایالات متحده برای افزایش تعداد خدمه ایستگاه و همچنین ساخت هواپیمای گریز (برای بازگشت اضطراری به گنجایش ۶ نفر ) برنامه ریزی نمود. اما دیری نپایید که آمریکا متوجه شد میزان هزینه های تکمیل ایستگاه پنج میلیارد دلار بیشتر از بودجه در نظر گرفته شده برای این کار است.در نتیجه در طی تصمیمی که به شدت توسط آژانس فضایی اروپا و ژاپن مورد مخالف قرار گرفت،ساخت هواپیمای گریز و همچنین افزایش تعداد خدمه ایستگاه فضایی را لغو کرد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نمایی از ایستگاه فضایی
در سال ۲۰۰۲ میلادی ایستگاه فضایی با ۳ خدمه کماکان به کار خود ادامه می داد.شاتل ها فضایی هر چهار یا پنج ماه یک بار خدمه ایستگاه را جایگزین می کردند.کیهان نوردان روسی نیز توسط فضا پیما های سایوز هر شش ماه یک بار به ایستگاه فضایی ارسال می شدند.علاوه بر آن راکت های سایوز طوری طراحی شده بودند که در زمان اضطراری همچون یک کپسول نجات عمل می کردند.با گذشت زمان میزان تولید نیروی برق ایستگاه نیز به صورت کند افزایش می یافت.
در فوریه سال ۲۰۰۳ میلادی شاتل کلمبیا پس از پایان ماموریت خود در هنگام بازگشت به زمین در یک حادثه غم بار نابود شد و تمامی هفت سر نشین آن جان خود را از دست دادند. پس از آن ایالات متحده برای مدت چند سال کلیه ماموریت های شاتل فضایی به ایستگاه را برای حفظ جان فضانوردان لغو کرد. سرانجام در سال ۲۰۰۵ میلادی شاتل دیسکاوری سفری آزمایشی به ایستگاه انجام داد و پس از موفقیت این پرواز، برای اجرای ماموریت اس.تی.اس ۱۲۱ دیسکاوری برای بار دیگر در ژوییه سال ۲۰۰۶ میلادی به ایستگاه متصل گردید.شاتل فضایی آتلانتیس نیز سپتامبر همان سال به منظور تکمیل مراحل نهایی ایستگاه فضایی بین المللی به مدار زمین پرتاب شد.این در حالی است که پرواز راکت های سایوز به ایستگاه فضایی همچنان ادامه دارد.برای تکمیل ایستگاه فضایی نمی توان تاریخ خاصی تعیین کرد، به خصوص با وجود مشکلات و کمبود های مالی کشور هایی که وظیفه تامین تجهیزات آن را بر عهده دارند.همه ما امیدواریم تا این ایستگاه هر چه زودتر به بهره برداری برسد تا دانشمندان، فضانوردان و کیهان نوردان بتوانند فاز جدیدی از فعالیت های خود را در زمین و فضا آغاز کنند.

[sajadhoosein]

کندوهای ستاره ای



خوشه‌های کروی خانواده‌ای از صدها هزار ستاره ریز و درشت‌اند، که هرکدام در هاله‌ی کهکشان همچون کندوی پُر ازدحامی از ستاره‌ها قرار دارند. این اجرام باشکوه آسمان شب را با طیف وسیعی از ابزارهای رصدی، از دوچشمی‌های کوچک تا تلسکوپ‌های بزرگ آماتوری، می‌توان با جزییات و ساختارهای گوناگون رصد کرد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
قلب العقرب و خوشه کروی M۴
تجمع‌های ستاره‌ای در کیهان بسیار عادیست، گاهی منطقه‌ای با ده‌ها ستاره‌ی کوچک چشمک‌زن می‌بینیم که درون غبار میان­‌ستاره‌ای غرق شده‌اند و گاهی ستاره‌ای محو که با تلسکوپ به‌تعدادی ستاره تفکیک می‌شود که در اطراف مرکزی غبارآلود می‌گردند.
اینها خوشه‌های ستاره‌ای‌اند که ستاره‌های بسیاری دارند، اما تفاوت‌های بسیاری بین این دو نوع وجود دارد و کیهان‌شناسان برای مقاصد مختلف از آنها استفاده می‌کنند. کوچک‌ترین اجتماعات ستاره‌ای گروه‌ها و جمع‌های ستاره‌ای‌اند که حداکثر شامل یک یا چند دوجین ستاره‌اند. بزرگ‌تر از آنها خوشه‌های باز و کروی‌اند.
خوشه‌های باز ستاره‌ای چند صد ستاره جوان را در گستره‌ای با قطر ده‌ها سال نوری در صفحه کهکشان جمع کرده‌اند؛ جایی که خورشید در آن زندگی می‌کند و مدام گاز و غبار میان‌ستاره‌ای، ستاره‌های جوان، غولپیکر، و آبی را تولید می‌کند. ستاره‌هایی که بسیار پُرجرم‌اند، و چون برای سوزاندن هیدروژن خود و تبدیل آن به‌هلیوم شتاب می‌کنند، عمر کمی دارند اما دوران عمرشان درخشان است و سرانجام با انفجار اَبَرنواختری باشکوه، گاز و غبار را دوباره به‌فضای میان­‌ستاره‌ای برمی‌گردانند. آن‌ها نمونه‌های مناسبی برای کشف راز تولد و مرگ ستاره‌ای‌اند. خوشه‌های باز پیر بسیار نادرند زیرا نیروهای کشندی گرانشی کهکشان سبب از هم پاشیدن خوشه‌های باز می‌شود و پیش از آنکه ستارگان‌ پیر شوند در محیط میان‌ستاره‌ای پخش می‌شوند.
اما برعکس، خوشه‌های کروی بسیار پیرند. آنها همان اوایل شکل‌گیری کهکشان تمام گاز و غبار میان­‌ستاره‌ای را به‌ستاره تبدیل کرده‌اند. ستاره‌هایی با جرم متوسط مثل خورشید که آرام آرام هیدروژن را طی سالیان دراز مصرف می‌کنند، درخشندگی چندانی ندارند، و ستاره‌هایی قرمز رنگ با سنّ زیادند که همچون سنگواره‌ها، منابع مناسبی برای تعیین سنّ کیهان و بررسی تحولات آغازین کهکشان‌ها هستند و از طرفی مانند همه ستاره‌های آن خوشه به‌یک اندازه از زمین فاصله دارند و دارای عناصر مشابهی‌اند و برای اندازه‌گیری فاصله‌ها به‌کار می‌روند.
خوشه‌های کروی در مداری بیضی‌شکل به‌صورت کروی در هاله و برآمدگی مرکز کهکشان زندگی می‌کنند. برخی از آنها دورترین اجرام کهکشان‌اند. خوشه‌های کروی تجمع صدها هزار تا چندین میلیون ستاره در توده‌ای کروی به‌قطر حدود ۱۰۰ تا ۲۰۰ سال نوری‌اند و فضای میان­ ستاره‌ای در آنها بسیار متراکم‌تر از خوشه‌های باز است چنان که در مرکزشان‌احتمال ملاقات ستاره‌ای در رَد و بَدَل شدن همدم‌های ستاره‌ای زیاد است. اگر خورشید­‌ ستاره‌ای در یک خوشه کروی بود آسمان ما با هزاران نوراَفکن درخشان نورافشانی می‌شد.
برخی از پُرنورترین خوشه‌های کروی آسمان با چشمان برهنه نیز دیده می‌شوند. در شرایط مطلوب رصدی، زیر آسمان کاملاً تاریک خوشه‌هایM۱۳، M۲۲، M۴، M۵، M۳، M۲، M۱۵، و خوشه اومگا-‌قنطورس (بارزترین) را می‌توان با چشم، چون ستاره‌ای کم‌فروغ دید. با دوربین‌های دوچشمی و در جوینده تلسکوپ این اجرام توده‌ای مه‌آلودند و فقط خوشه اومگا-‌قنطورس است که ستاره‌های بیرونی آن را می‌توان با دوربین‌های دوچشمی مناسب تفکیک کرد. برای دیدن شکوه خوشه‌های کروی، همچون کندویی از هزاران ستاره، باید به‌سراغ تلسکوپ و بزرگنمایی‌های مناسب رفت. هر ۸ خوشه قابل مشاهده با چشمان برهنه با تلسکوپ‌های آماتوری تفکیک می‌شوند اما تفکیک خوشه‌های دیگر به‌علت فشردگی و اندازه ظاهری کوچک‌ترشان دشوار است (در متن مقاله به‌خوشه‌های قابل تفکیک اشاره شده است).
در حالی که رصد اجرام غیرستاره‌ای مانند سحابی‌ها و کهکشان‌ها در شهرهای بزرگ بسیار دشوار است، فشردگی و درخشندگی سطحی مناسب خوشه‌های کروی سبب می‌شود از اجرام مناسب برای رصد در شهرهای بزرگ باشند.
M۱۳ نخستین هدف رصدی ما معروف‌ترین خوشه‌ی کروی آسمان شمالی، یعنی خوشه‌ی بزرگ جاثی، است. در شب‌های اواخر تابستان، در نخستین ساعات شب، باید به‌سراغ جاثی برفراز افق غرب برویم. نخستین باری که آن را جستجو می‌کنید خاطره بی‌نظیری خواهد بود؛ به‌ویژه وقتی با تلسکوپ انبوه ستاره‌های آن را تفکیک کنید. جالب است بدانید ۲۹۲ سال پیش هم شخصی مثل شما با چنین شوری برای نخستین‌بار آن را دید. «ادموند هالی»، کاشف M۱۳، آن را چنین توصیف ‌کرده است: « در غیاب ماه، هنگامی‌که آسمان صاف و شفاف است، با چشم دیده می‌شود.» با تلسکوپ چیزی بیش از یک توپ گرد مه‌‌آلود را به‌نمایش می‌گذارد. تعدادی از ستاره‌های اطرافش تفکیک می‌شوند ولی مرکزش به‌قدری متمرکز و فشرده است که فاصله بین ستاره‌هایش ۵۰۰ بار کمتر از فاصله بین خورشید و نزدیک‌ترین ستاره همسایه‌اش است.
در این صورت فلکی نه‌چندان بارز، یک خوشه دیگر هم هست. M۹۲ از همسایه‌اش بسیار کم‌نورتر است اما در شرایط بسیار مناسب رصدی تیزبین‌ترین رصدگران می‌توانند آن را با چشم برهنه ببینند.
در سال ۱۳۵۳/۱۹۷۴، M۱۳ انتخاب شد تا هدف یکی از اولین پیام‌های رادیویی برای هوشمندان فرازمینی باشد؛ پیامی که شاید به‌دست هوشمندان احتمالی ساکن در این خوشه برسد. آن پیام با تلسکوپ رادیویی و رادار آرسیبو فرستاده شد. اما به‌شنیدن پاسخ هوشمندان احتمالی M۱۳ امیدوار نباشید. این خوشه به‌قطر حدود ۱۲۰ سال نوری در فاصله‌ی ۲۵،۰۰۰ سال نوری از ماست و ۲۵،۰۰۰ سال دیگر پیام زمین را می‌گیرند و اگر بی‌درنگ پاسخ دهند در حدود ۵۰،۰۰۰ سال بعد پیامشان را دریافت می‌کنیم!
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
راهنمای خوشه های کروی معروف آسمان تابستان
M۳ خوشه‌ای کروی از قدر ۲/۶ که زیر آسمان تاریک به‌سختی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود.
این خوشه در صورت فلکی تازی‌هاست، اما پیدا کردنش از گیسوان برنیکه آسان‌تر است. نیمه راه امتداد گاما به‌بتا-‌گیسو دوربینتان را کمی به‌سمت شمال متمایل کنید تا آن را به‌همراه ستاره‌ای از قدر ۶ در میدان دیدتان ببینید. با کمی تمرکز و به‌کار بردن روش‌های رصدی مثل چپ‌چپ نگاه کردن ماهیت محو و غیرستاره‌ای‌اش آشکار می‌شود: لکه‌ای مه‌آلود که درخشندگی سطحی‌اش یکنواخت است و مرکز مشخصی ندارد. برای تفکیک ستاره‌هایش، و پی‌بردن به‌ذات واقعی این جرم، مثل ویلیام هرشل، نیاز به‌تلسکوپ‌های بزرگ‌تری دارید تا پُرنورترین ستاره‌اش با قدر ۷/۱۲ و چند ستاره پُرنور دیگر را تفکیک کنید. در بزرگمانی‌های بالاتر از ۷۰X بیضی کشیده و همچنین تعداد بیشتری ستاره خواهید دید.
M۵۳ ستاره آلفا-‌گیسو را پیدا کنید. دوربینتان را حرکت ندهید و میدان دیدتان را خوب بگردید تا ستاره‌ای محو را بیابید. این پنجاه و سومین جرم فهرست مسیه است! M۵۳ فقط یک درجه از آلفا-‌گیسو فاصله دارد.
رصد این جرم حتی زیر آسمان نیمه‌ تاریک شهرهای کوچک واقعاً هیجان‌انگیز است. به‌نظر می‌رسد، برخلاف M۳، درخشندگی سطحی‌اش به‌سمت مرکز افرایش می‌یابد. با تلسکوپ ۵ اینچی، ستاره‌های اطرافش تا حدودی تفکیک می‌شوند و مرکزش توده‌ای دانه‌دانه است.
M۵ شبی از شب‌های سال ۱۷۰۲ میلادی، گُتفرید کیرش (Gottfried Kirch) و همسرش، در حالی که در جستجوی یک دنباله‌دار تازه کشف‌شده بودند، «ستاره‌ای سحابی‌مانند» را دیدند. ۶۲ سال بعد، شارل مسیه این «سحابی گرد بدون ستاره» را دوباره رصد کرد و در مقام پنجمین جرم فهرست خود به‌ثبت رساند. ۲۷ سال بعد هم ویلیام هرشل، با تلسکوپ غولپیکر نیوتنی خود ۲۰۰ ستاره آن را شمرد. به‌هر حال مرکز این خوشه آن‌قدر متمرکز است که حتی هرشل هم نتوانست آن را کاملا‌ً تفکیک کند.
با دو برابر امتداد دو ستاره سماک رامح (قدرصفر) و زتا-‌عوا (قدر ۵/۳) به‌ستاره قدر پنجم ۱۰-‌مار می‌رسیم. کمی به‌سمت جنوب غرب سه ستاره قدر پنجم ۴-‌مار، ۵-‌مار، و ۶-‌مار مثلثی را درست می‌کنند که اگر کمی به‌سمت شمال ۵-‌مار بروید به M۵ می‌رسید.
ستاره ۵-‌مار یک دوتایی است و ستاره سفید همدمش با قدر ۱۰ در ۱۱ ثانیه‌ای آن می‌درخشد. اگر با دوربین دوچشمی به‌سراغش بروید مثل شارل مسیه چیزی، جز «توپی مه‌آلود» نخواهید دید، اما تلسکوپ‌های متوسط آماتوری پُرنورترین ستاره آن از قدر ۲/۱۲ و چند ستاره پُُرنور دیگر را تفکیک می‌کنند.
M۴ در ۳/‌۱ درجه‌ای شرق پانزدهمین ستاره پُرنور آسمان، قلب‌العقرب، یکی از نزدیک‌ترین خوشه‌های کروی، با فاصله ۷۵۰۰ سال نوری از ما، جای گرفته است.
M۴ با اندازه ظاهری َ۳۶ که چندی بیشتر از قرص کامل ماه است، یکی از بارزترین و البته کم‌تراکم‌ترین خوشه‌های کروی است.
جنوب خطی را، که قلب‌العقرب را به‌ستاره قدر ۹/۲ سیگما-‌عقرب وصل می‌کند، جستجو کنید. زیر آسمان‌های نه ‌چندان تاریک در دوربین مثل دایره‌ای دیده می‌شود که درخشندگی سطحی‌اش یکنواخت پراکنده شده است. تلسکوپ‌ها به‌خوبی ستاره‌های قدر ۸/۱۰ آن را حتی در شهرهای بزرگ تفکیک می‌کنند.

[sajadhoosein]

سوال و جواب نجومی



۱-چرا ستاره قطبی را همیشه در یک نقطه ثابت می بینیم؟
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]زمین دور محوری می چرخد که اگر این محور را به سمت شمال امتداد دهیم در فاصله بسیار دوری به ستاره قطبی خواهیم رسید. فاصله سباره قطبی از منظومه شمسی ما آنقدر زیاد است که مدار گردش زمین دور خورشید مانند چرخش یک نقطه بسیار ریز می ماند. اگر فردی در قطب شمال زمین ایستاده باشد ستاره قطبی را درست بالای سر خود خواهد دید. البته امتداد محور چرخش زمین در فضا ثابت نیست و در یک دوره ۲۶ هزار ساله دور یک دایره می چرخد. بطوریکه تا ۲۰۰۰ سال دیگر امتداد محور چرخش زمین به ستاره دیگری به نام نسر واقع (وگا) ختم می شود و پس از یک دوره ۲۶۰۰۰ ساله دوباره امتداد محور چرخش زمین با ستاره قطبی فعلی منطبق می شود.
۲-ستاره شناسان چگونه فاصله ستارگان تا زمین را محاسبه می کنند؟
همانطور که می دانید فاصله برخی از ستاره ها تا زمین به هزاران سال نوری می رسد. اگر اخترشناسان می خواستند با محاسبه زمان ارسال و برگشت پرتوهای نوری یا امواج فاصله زمین تا ستاره ها را اندازه بگیرند می بایست هزاران و حتی میلیونها سال منتظر می ماندند.[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دانشمندان ریاضیدان راه حل ساده ای به نام اختلاف منظر یافته اند که با این شیوه می توان به راحتی فاصله اجسام دور را محاسبه کرد.برای فهم بهتر ابتدا مثالی می زنیم : مدادی را مقابل چشمان خود بگیرید. ابتدا چشم چپ را ببندید و با چشم راست به آن نگاه کنید. بعد چشم راست را ببندید و با چشم چپ به آن نگاه کنید. حتما" به نظرتان آمده که مداد چند سانتی متر جابه جا شده است. با همین روش ساده بود که اخترشناسان توانستند شعاع کره زمین و به دنبال آن فاصله ماه و خورشید از زمین را پیدا کنند.با دانستن فاصله زمین تا خورشید می توان به راحتی فاصله زمین تا ستاره ها را محاسبه کرد.
اخترشناسان از یک ستاره مشخص دو عکس به فواصل ۶ ماه از هم می گیرند. مقتی این دو عکس را با هم مقایسه می کنند به نظر می رسد که ستاره چند درجه در آسمان جابه جا شده است. با داشتن فاصله زمین تا خورشید و زاویه ( نصف زاویه ای که به نظر ستاره جابه جا شده ) و به کمک فرمول مثلثاتی ساده می توان فورا" فاصله چند سال نوری از زمین تا این ستاره را محاسبه کرد.
۳-سحابی چیست؟
در بسیاری از مناطق فضای میان ستاره ای ابرهای بزرگی از گاز و غبار وجود دارند که آنها را سحابی (به معنای ابر) می نامند. سحابیها را به سه گروه رده بندی می کنند: سحابیهای نشری- بازتابی و تاریک.[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در سحابیهای نشری یک یا چندین ستاره بسیار سوزان (از رده های طیفی Oیا B) جا دارند. این ستاره های بسیار داغ موجب تحریک گازها و درخشش سحابی می شوند. نمونه جالب توجهی از این گونه سحابی بزرگ جبار است. این سحابی با چشم غیر مسلح به صورت توده مه آلود کم نوری دیده می شود. اگر ستاره ها مقداری سردتر باشند یا اینکه چگالی گازها در سحابی زیاد باشد گازها فقط نور ستاره ها را بازتاب می دهند. در این صورت سحابی را بازتابی می نامند. سحابی که ستاره های خوشه پروین را در بر گرفته از نوع بازتابی است.
در برخی موارد هم هیچ گونه ستاره ای در درون یا نزدیکی سحابی قرار ندارد. به همین جهت سحابی را تاریک می نامند. مشاهده سحابیهای تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابیهای نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابیهای تاریک نور ستاره های پشت خود را جذب می کنند. اخترشناسان عقیده دارند که ستاره ها در درون این سحابیها متولد می شوند. سحابی سر اسبی نمونه جالب توجهی از این گونه سحابیهاست.
جدا از سه گروه سحابیها برخی از سحابیها از ستاره ها تشکیل می شوند. ستاره هایی مانند خورشید در پایان زندگی خود یعنی در مرحله غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می پراکنند. این سحابیها را سیاره نما می نامند. زندگی ستاره های پر جرمتر از خورشید با انفجاری ابرنواختری پایان می یابد و سحابی بزرگ و گسیخته ای از انفجار به جا می ماند که آن را سحابی باقیمانده انفجار ابرنواختری می نامند.
۴-فرق بین تلسکوپهای شکستی و بازتابی چیست؟
د[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]ر ساختار تلسکوپهای شکستی نور رسیده از اجرام آسمانی از عدسیهایی عبور می کنند. ساده ترین نوع تلسکوپهای شکستی به این صورت است که دو عدسی در دو سر لوله تلسکوپ قرار می گیرد. آن عدسی را که رو به سمت اجرام آسمانی مانند ستاره ها و ماه و… قرار دارد عدسی شییی می نامند و عدسی دیگری را که ناظر از آن تصویر را می بیند عدسی چشمی می گویند. نور اجرام آسمانی از فاصله بسیار دوری به ما می رسد. به همین دلیل به صورت پرتوهای موازی از عدسی شییی می گذرد. پرتوها پس از گذر از عدسی شییی می شکنند و در نقطه ای به نام کانون متمرکز می شوند. شاید شما هم تجربه کرده باشید که اگر یک عدسی را در مقابل نور خورشید نگه دارید پرتوهای خورشید را در یک نقطه کانونی می کند. فاصله میان کانون و عدسی شییی را فاصله کانونی عدسی شییی تلسکوپ می نامند که برای هر تلسکوپی اندازه آن مشخص است و قابل تغییر نیست. کار عدسی چشمی بزرگنمایی تصویر است. در تلسکوپها عدسی چشمی قابل تغییر است و در نتیجه بزرگنمایی تغییر می کند.
ولی در تلسکوپهای بازتابی یک آینه مقعر نور را جمع و در یک نقطه کانونی می کند که آن را آینه اصلی ت[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]لسکوپ می نامند. در تلسکوپهای بازتابی این آینه نقش همان عدسی شییی را در تلسکوپهای شکستی دارد. ولی در انتهای لوله تلسکوپ قرار می گیرد. نور از آینه اصلی به سوی آینه دیگری باز می تابد و از آنجا به عدسی چشمی می رسد. تلسکوپهای بازتابی مختلف ساختمان نوری متفاوتی دارند. ساده ترین گونه آنها تلسکوپ نیوتونی است که نخستین بار نیوتون آن را ابداع کرد.
۵-فرق بین یک ستاره و سیاره در چیست؟
ستارگان گوی های عظیمی از گازهای هیدروژن و هلیم هستند که به دلیل دارا بودن فشار و دمای بسیار زیاد در مرکزشان از خود نور و انرژی در فضا منتشر می کنند.ولی سیارات اجرامی سرد و جامد (مانند زمین) یا گازی (مانند مشتری) هستند که بیشتر از عناصر سنگین تشکیل شده اند و از خود نوری ندارند و همچنین به دور ستارگانی همانند خورشید در گردش هستند.
۶-سال کبیسه چیست؟
چون یک سال شمسی با ۳۶۵ روز و ۶ ساعت برابر است هر چهار سال ۳۶۶ روز می شود که آن را سال کبیسه می نامند. یعنی هر چهار سال شمسی سه سال آن شمسی و سال چهارم کبیسه است. این قراداد به توصیه منجم رومی الکساندر سوشیرن رعایت می شود.
در تقویم های اروپایی این روز را هر چهار سال یک بار به ماه فوریه (دومین ماه میلادی) اضافه می کنند که آن سال را سال ژولین می نامند.در تقویم فارسی هر چهار سال یک بار که کبیسه است ماه اسفند را به جای ۲۹ روز ۳۰ روز محاسبه می کنند.
۷-اگر فضانوردان بدون تجهیزات مخصوص از فضاپیما خارج شوند چه روی می دهد؟
ساده ترین موضوعی که به ذهن می رسد این است که در فضای خارج از جو زمین فضانورد بدون اکسیژن می میرد. اما حتی اگر فضانورد ذخیره اکسیژن لازم را داشته باشد ولی از لباس مخصوص استفاده نکند سرنوشت بسیار شومی در انتظار اوست. با کاهش فشار جو مایعات در دماهای پایینتری به جوش می آیند و سریع تبخیر می شوند. در ارتفاعی که فضانوردان کار می کنند فشار جو تقریبا" صفر است. به همین دلیل اگر لباس مخصوص به تن نداشته باشند آب موجود در بافتهای بدن آنها در مدت چند ثانیه به سرعت تبخیر می شود و فقط جسم خشک و بی جانشان باقی می ماند.
۸-چرا سیارات چشمک نمی زنند؟
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]بر خلاف ستارگان که نورشان سوسو می زنند نور سیارات ثابت به نظر می رسد. گرچه در نزدیکی افق نور سیارات هم دچار نوسان می شود. ستارگان چون از ما بسیار دور هستند تنها یک شعاع نوری به سوی زمین می فرستند. این تک شعاع نوری در هنگام عبور از جو قطع و وصل می شود و لحظه ای نور ستاره به چشم ما نمی رسد و به نظر چشمک می زند. لیکن سیارات چون به ما خیلی نزدیک هستند همچون یک قرص نورانی هستند که دسته های نور به سوی زمین گسیل می کنند و دسته نور در برخورد با جو زمین دچار گسستگی نمی شود و نورشان ثابت به نظر می آید.
۹-صورت فلکی چیست؟
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]صورت فلکی گروهی از ستارگان در آسمان هستند که مجموعه های قابل تشخیص را تشکیل می دهند. ستاره شناسان قدیمی توانستند بعضی از این مجموعه ها را پیدا کنند و آنها را به نام موجودات افسانه ای و خدایان و الهه ها نامگذاری کنند. امروزه ۸۸ صورت فلکی شناخته شده است و کل آسمان طوری تقسیم شده است که هر ستاره به یک صورت فلکی متعلق باشد. اما ستارگان موجود در هر صورت فلکی چندان ارتباطی با هم ندارند. فقط طوری قرار گرفته اند که وقتی از زمین به آنها نگاه می کنید در یک مجموعه قرار دارند. بدیهی است چنانچه از یک نقطه دیگر فضا به آنها نگاه کنیم مجموعه ها به صورت دیگری به نظر می آیند. در بسیاری از موارد فاصله ستارگانی که یک صورت فلکی را تشکیل می دهند از یکدیگر بیش از فاصله ای است که با ما دارند.

[sajadhoosein]

جهان هستی



یک شب هنگامی که در حال تماشای تی وی هستید صدای جیغ خواهر شما از آشپز خانه به گوش میرسد (اونهایی که مثل من خواهر ندارن و یا اصلا دخترن نخونن)شما بلافاصله خود را در محل حادثه استاد میکنید و می فهیمد خواهر شما از یک سوسک زشت(بلاتشریف به آقای سوسک)ترسیده شما هم که خیلی شجاع هستید با یک ورد اواداکداوارا با دمپایی بر سر سوسک بیچاره می زنید . صدای تشویق و تمجید خواهرتان شما را به وجد می آورد چون احساس می کنید شما یکی از بزرگترین موجودات عالم هستید.
اما با نگاهی گذرا آقای سوسک کش( قابل توجه آقای سوسک) شما اگر در مقابل کوه حتی به اندازه یک پره ریز پای سوسک در مقابل خودتان نیستید. حال تصور کیند آن کوه همان پره باشد زمین مثل خانه شما در مقابل پر سوسک است حال زمین در مقابل خورشد همچون سوسک در مقابل شماست . خورشید در مقابل وسعت منظومه شمسی مثل سوسک در مقابل خانه شماست اما وسعت منظومه شمسی با ۵ ،۶ میلیار کیومتر عرض در مقابل کهکشان راه شیری مثل آن سوسک در مقابل شهر تهران است حال این کهکشان یکی از کهکشانهای کوچک جهان است در این جهان او مثل آن سوسک در مقابل خود کهکشان است . حال این جهان ما تنها نیست او درمیان جهان هایی دیگر به طور هم زمان و یا غیر هم زمان بوجود آمده .
حالا این وسعت از کجا بیرون زده فلش بر میگرده به پانزده میلیارد سال پیش آره این دنیای کوچیک ما در حدود پانزده میلیاردسال پیش بوجود آمد خوب حالا چطور گوش فرادهید. داشتم میگفتم که انفجار بزرگ این چه کوفتیه انفجارم کجا بوده خو ب ببینید در اول این ماده امروزه وجود نداشته بلکه پلاسما[I] بوده حالا این پلاسما چیه توضیح میدم این ماده یکی از شش نوع ماده است مثل مایع،جامد، گاز، فرمونیک[II] و باس انیشتین[III] حتما دیگه اسم دوسه تای اول رو شنیدید اما در مورد بقیه که به شما هیچ …. نداره اما پلاسما، یک سیوال می پرسم می خوام جواب بدید اتم هیدروژن که ساده ترین اتم ماده است و بقیه ساختارشون مثل اونه چه شکلیه ؟ می دونم که جوابش رو حوصله ندارید بدید پس خودم میگم .دارای یک پروتون ویک نوترون در هسته و یک الکترون آزاد به دور هسته خوب در پلاسما اینها از یکدیگر طلاق گرفته اند ودر اصطلاح میگن که ماده یونیزه شده چون الکترون توش نیست والکترونها جدا هستن یعنی الکترونها اینور جهان واتم ها (پرتون ونوترون) اونور جهان البته جهان اونموقع شاید خیلی کوچیک بوده به اندازه یک اتم خوب حالا اگر یک اتم کامل بخواهیم نیاز به الکترون داریم براثر یک نیرو که کسی هنوز نفهمیده چی بوده (الان میگن که پنج نیرو و یا پنج نور البته به قول یکی از دوستان پنج تن) الکترون وارد هسته اتم شده و اولین اتم و یا ماده امروزی رو ساخته به نظرتون چی بود اون ماده خوب معلومه هیدروژن با (H) خوب این ماده کم کم بر اثر گرمای انفجار با الکترونهای دیگه ترکیب می شده و تبدیل به اتمهای دیگه میشده این یجوری تعریف ساده همجوشی هسته ای(البته فرایند جانبی اونه)حال ما ماده داریم ابرهای گازH به طور ناموزون در تمام پهنه انفجار در حال پخشن این توده ها مانند ابرهای به هم چسبیده حال کم کم دور یک هسته نا معلوم جمع و متراکم می شوند (میلیونها ابر به دور میلیونها هسته که هسته ها خود ابرها هستن که جرم بشیتری دارند مثال قطره آب شیمی ۱)می خوام برای درک مطلب مثالی بزنم در زمستان شما از پتو استفاده میکنید تا گرم شوید حالا در این ابر کم کم شرایطی مانند پتو و متراکم شدن پیش میاید داره همه چیز گرم میشه هسته که به دمای مناسبی برسه از گرما مشتعل مشه قابل ذکر قبل از این دمای منطقه ابر صفر مطلق بوده البته نه در موقع انفجار البته، حالا اون هسته کم کم داره گرم میشه گرم شو گرم شو حالا داره داغ میشه و آره خودشه یک ستاره داره متولد میشه ستاره هامون متولد شدن حالا دیگه از خدا چی می خواهیم دو چسم بینا از دنباله غبار ابر که هنوز متراکم نشده سیارات بوجود می آیند بخاطر گرمای ستاره اتم ها باهم مخلوط میشن .
اما یک سیوال حیاتی می خوام بپرسم اونم اینه که اگر این ابتدای جهان بوده و قبل از اون هیچی نبوده پس این پلاسما از کجا پیدا شده ؟
جواب این سیوال هنوز در پرده ای از ابهام اما من می خوام این رو برای شما شرح بدم که شاید این ابتدای جهان ما بوده، ولی احتمالا انتهای جهان قبلی بوده !!!
چیزی فهمیدید نه ؟؟؟؟ منم اولش به هر کی می گفتم نمی فهمید ولی حالا همه خوره مطلب شدن ببینید دنیای ما از ابعاد تشکیل شده این رو میزارم مسیله شما که چند تا بعد[IV] داره که حداقل موضوع برای تحقیق داشته باشید. اما بدونید که این ابعاد تنها ابعاد جهان نیستن مثلا اگرشما در بعد زمان و مکان و … محسور هستید و نمی توانید کاری بکنید اما روح شما در این ابعاد محسور نیستید اما حتما در بعد دیگری محسور است این نشانگر آن است که ابعاد دیگری در جهان مازاد این ابعاد وجود دارد اونایی که رشتشون ریاضی (من که نیستم الهی هزار مرتبه شکر)حتما جهان n بعدی رو خوندن این نشون میده که در همین جایی که دست شما هست دست شخص دیگری هم هست اما در ابعاد دیگری ور در جهانهای دیگر بخاطر همین یک نظریه ساختن که میگن که شما اگر بعد زمان رو بشکنید در آن واحد دو جهان رو می سازید که در یکی مثلا مثل حال و در دیگری بخاطر تغییر شما تغیر کرده حالا اگر در حال جهان وجود داره چرا در گذشته نبوده این نظریه جهان چرخه ای[V] که بحث منو بیشتر داغ میکنه می گه که آقا (البت خانم ها بخاطر کم هوشی منظور نیستن) جهان از ابتدا شروع میشه و در انتها به یک دنیای دیگه ختم میشه حالا فرض کنید هم زمان با دنیای ما چندین جهان دیگر وجود داشته باشه اینطوریکه نمی شه زندگی کرد اگر هم زمان وبا ابعاد یکی باشه این یک جواب جالب داره هم میشه هم نمیشه خو ب چطوری یکی از دوستان : این چی داره بلغور می کنه؟؟ اصلا معلوم نیست!!!
خوب حالا فکر کنید یک توپ جلوی شماست روی توپ خطوط فرضی بکشید مثلا هزار تا خط مثل خطوط استوا و نصف انهار بعضی هم دیگه رو قطع میکنن حالا فرض کنید که کل فضای توپ پر از این خطوط باشه همه جا تقاطع میشه و همه جا شلوخ پلوخ اما همه در یک سطح خطوط جدایی هستند حال فرض کنید هر خط یک جهان باشد چی می شود از ابتدای خطی که شروع به کشیدن می کنید فرض کنید ابتدای جهان است حال انتهای خط به ابتدای خط ختم می شود و دوباره برای اینکه به آخر برسد باید خط را ادامه بدهید وا ین حلقه لوپ یا حلقه تکرار اونقدر ادامه پیدا میکنه که ماژیک کم بیاری حالا کی تموم میشه بعدا در موردش حرف خواهیم زد .اما حال یکی از خطوط را در نظر بگیرید و با چسب شیشیه ای روی آن بکشید حال شما جهانی با شکل دیگر(بعد) در روی یا در منطقه و همزمان با جهان زیری ساختید .
اما یک سیوال ! ایا اوقات جهانهای یک سطح فرق میکنه ؟؟ آیا این حلقه تمامی ندارد؟؟؟
[I] حالت چهارم ماده، پلاسما، شبیه گاز است و از اتم‌هایی تشکیل شده‌است که تمام یا تعدادی از الکترون‌های خود را از دست داده‌اند (یونیده شده‌اند). بیشتر ماده جهان در حالت پلاسماست، مثل خورشید که از پلاسما تشکیل شده‌است. پلاسما اغلب بسیار گرم است و می‌توان آن را در میدان‌های مغناطیسی به دام انداخت.

[sajadhoosein]

علم و زیبایی



یکی از بهترین اشعار وایتمن این است:
هنگامی که سخنان دانشمند را شنیدم،
هنگامی که دلایل و ارقام در قالب ستونهایی در مقابلم صف کشیدند،
هنگامی که جدول ها و نمودارها را دیدم که باید ضرب، تقسیم و تفریق می شدند،
هنگاهی که نشسته بودم و به اختر شناس گوش می دادم که با شور و شوق سخنرانی می شرد،
چقدر زود و بی دلیل خسته و کسل شدم
برخاستم، بیرون زدم و از دیگران فاصله گرفتم
ور در هوای مرطوب و پر رمز و راز شبانگاهی
گاه و بی گاه به سکوت کامل ستارگان در آسمان نگریستم
گمان می کنم بسیاری با خواندن این سطرها به خود بگویند” کاملا درست است! علم با تقلیل همه چیز به اعداد و جدول ها و اندازه گیری ها، فقط زیبایی همه چیز را می ممکد! چرا وقتی می توانم بروم بیرون و به ستارگان نگاه کنم، باید همه ی این مزخرفات را یاد بگیرم؟” تا وقتی که ضروری نباشد این دیدگاه بسیار مناسب خواهد بود، ولی از نظر زیبایی شناختی کاملا غلط است که سعی کنیم هر مفهوم دشوار در علم را دنبال کنیم. در عوض می توانید فقط نگاهی به آسمان شب بیندازید و زیبایی زودگذری را حس کنید و آنگاه به باشگاه شبانه بروید!
مسیله همین جاست که وایتمن نیز از آن صحبت می کند. ولی شاعر بیچاره چیز بهتری نمی دانست. من منکر زیبایی آسمان شب نیستم. خودم گاهی در یک دشت ساعتها به ستارگان نگاه می کنم و زییبایی شان مرا شگفت زده می کند.
ولی آنچه که می بینم، آن نقاط نسبتا درخشان نور، همه زیبایی نیست که وجود دارد. آیا باید با عشق به یک برگ خیره شده و مشتاقانه از جنگل غافل بمانم. آیا باید از دیدن نقش خورشید بر یک ریگ ، دانش مربوط به آن را نادید بگیرم؟ آن نقاط نورانی در آسمان که ما آنها را سیارات می نامیم، خود دنیاهایی هستند. دنیاهایی با جو ضخیم از دی اکسید کربن و اسید سولفوریک، وجود دارند. دنیاهایی از مایع داغ قرمز رنگ با توفانهای مهیب که کل زمین را می توانند در خود ببلعند؛ دنیاهایی با بیابانهای صورتی و متروک- هر کدام با زیبایی غیر عادی غیر زمینی، که اگر آنها را در آسمان شب رصد کنیم فقط نقاطی نورانی هستند.
دیگر نقاط ستارگان هستند که در مقایسه با سیارات، خورشیدهایی چون خورشید ما هستند؛ برخی از آنهاکه هزار برابر خورشید ما می درخشند، عظمتی غیر قابل قیاس با آن دارند؛ برخی فقط زغالهای داغ قرمزی هستند که انرژی شان را به طور آهسته از دست می دهند. برخی از آنها اجرام فشرده ای هم جرم خورشید هستندکه به صورت توپی کوچکتر از زمین متراکم شده اند. برخی فشرده تر هستند و جرمشان در حجمی به اندازه یک سیارک متراکم شده است؛ میدان گرانشی شدیدی دارند و همه چیز را به سمت خود می کشند و هیچ چیزی پس نمی دهند؛ جرم به سمت حفره ای می پیچد و توفانهای پرتو ایکس بیرون می دهد.
ستارگانی هستند که بی وفقه در یک تنفس کیهانی می تپند. و نوع دیگری که سوختشان را به مصرف رسانده اند؛ منبسط و قرمز شده و سیاراتشان را (اگر داشته باشند)، در بر می گیرند.( میلیونها سال بعد خورشید منبسط شده و زمین را می سوزاند، خشک می کند، می سوزاند و به صورت گاز آهن و سنگ بدون هیچ نشانی از حیات ، که زمانی وجود داشته ، تبخیر می کند. و برخی ستارگان در یک دگر گونی عظیم منفجر می شوند، که پرتو های کیهانی به شدت پرتاب می شوند.آنها با سرعتی نزدیک نور، هزاران سال نوری را تا رسیدن به زمین طی می کنند و نیروهای حرکتی را از طریق تکامل همراه با تغییر، فراهم می آورند.
بخشی از معدود ستارگانی که می بینیم، کاملا آرام به نظر می رسند( حدود ۲۵۰۰ عدد و نه بیشتر حتی در تاریک ترین و تمیز ترین شب) . آنها شامل گروه عظیمی هستند که نمی توانیم ببینیم. این تقریبا ۳ میلیارد ستاره در فضا عدسی را درست می کنند. این عدسی، کهکشان راه شیری، به طور گسترده ای کشیده می شود که نور با سرعتی ۱۸۶۲۸۲ مایل در ثانیه، ۱۰۰ هزار سال طول می کشد تا از یک طرف به طرف دیگر برسد. راه شیری حول مرکز چرخش پایا و عظیمی می چرخد- که یک دور آن دویست میلیون سال طول می کشد. و نیز خورشید و زمین و خود ما همگی با آن می چرخیم.
فراسوی کهکشان راه شیری تعداد بیشتری ازکهکشانها به خوشه کهکشانی خود مقید هستند. بیشتر آنها کوچک و از چند میلیارد ستاره تشکیل شده اند. ولی کمینه یکی از آنها ، آندرومدا، دو برابر کهکشان ماست.
فراسوی خوشه محلی ما دیگر کهکشانها و دیگر خوشه ها هستند. برخی خوشه ها از هزاران کهکشان شکل گرفته اند. آنها دور تر و دورتر از تیررس بهترین تلسکوپ های ما هستند که هیچ نشان مریی از انتها ندارند- شاید یک صد میلیارد عدد از آنها. و مراکز پرنور تعداد بیشتر و بیشتری از کهکشانها را می یابیم- مراکز ی با انفجارهای بزرگ و گسیل تابش، یادآور مرگ شاید میلیونها ستاره باشد. حتی مرکز کهکشان خودمان، چنین است، که از دید ما ،با ابرهای عظیم غبار و گاز که بین ما و مرکز سنگین راه شیری پوشیده مانده است.
برخی کهکشانها بسیار نورانی هستند، به طوریکه از فواصل میلیاردها سال نوری هم دیده می شوند. فواصلی که خود کهکشانها به تمامی دیده نمی شوند بلکه فقط مراکز روشن ستارگان، منابع انرژی بر ما معلوم می شوند- اختروش ها. برخی از آنها بیش از ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند. همه این کهکشانها در انبساط عظیم عالم به سرعت از همدیگر دور می شوند ؛ این انبساط بیش از ۱۰ میلیارد سال قبل آغاز شده و همچنان ادامه دارد. زمانی کل ماده در عالم در یک کره کوچک بود و با عظیم ترین فروپاشی قابل تصور کهکشانها شکل گرفتند.
ممکن است عالم همواره منبسط شود یا روزی کاهش یافته و انقباض آغاز کند تا دوباره کره ی کوچکی شکل گیرد و این بازی دوباره تکرار شود. به طوری که کل عالم در یک تنفس ، منبسط و منقبض شود که شاید یک تریلیون سال طول بکشد.
کل این منظره - بسیار فراتر از مقیاس قابل تصور بشر- با کار هزاران منجم فرهیخته ممکن شده است؛ همه ی آن. هر آنچه که پس از مرگ وایتمن در ۱۸۹۲ کشف شد، و بیشتر آن در ۲۵ سال گذشته بوده است. در حالی که شاعر بیچاره هرگز تصور نمی کرد هنگامی که به ستارگان آرام می - نگریسته ، چه زیبایی محدود و احمقانه ای را درک می کرده است.
در هر حال ما می دانیم یا فرض می کنیم می دانیم، که این زیبایی نامحدود همچنان در آینده باید کشف شود- آن هم توسط علم.
آیزاک آسیموف
۱۹۸۹

[sajadhoosein]

عکسبرداری نجومی



هرگاه از من خواسته می شود برای انتخاب یک تلسکوپ نجومی توصیه ای داشته باشم در حالی که بودجه ۲۰۰ یا ۲۰۰۰ پوندی موجود است سوالی که همیشه مطرح می شود این است آیا میتوانم به وسیله آن عکسبرداری کنم؟ وقتی افراد عکسهای بسیار زیبا یی را از کهکشانها میدانهای ستاره ای و سحابی های رنگی که اغلب در مجلات نجومی چاپ می شود مشاهده می کنم این پرسش عجیب یه نظر میرسد. با وجود این باید گفت عکاسی نجومی حداکثر استفاده ممکن از تلسکوپ را ایجاد میکند .حتی در تصاویر سی سی دی لازم نیست عکس از مرغوبیت خیلی بالایی برخوردار باشد. با این حال با کمی ابتکار و حوصله می توان عکسهای بسیار زیبایی را با وسایل کاملا معمولی گرفت و هدف من این است که خوانندگان را به انجام ای کار تشویق کنم .
انتخاب دوربین
هرچند مدلهای بسیار متنوعی از دوربین ها در دسترس هستند ولی نسخه های خودکار الکترونیکی جدید آنها برای عکسبرداری نجومی مناسب نیستند و بسیاری از عملکردهای آنها به نیروی باطری دور نشان بستگی دارد و امکان نوردهی طولانی وجود ندارد . اغلب گونه های خودکار را نمی توان خاموش کرد. دوربینهای با عدسی ثابت نیز مناسب نیستند چرا که نمی توانند به وسایل جانبی که با تلسکوپ مورد استفاده قرار می گیرد متصل شود . یک دوربین تک لنز ۳۵ میلیمتری دستی همراه با تسهیلاتی برای آزادسازی کابل یا همان حالت دستی که تعیین سرعت شاطر دوربین به دست خودمان است مناسب است. برای کارهای پیشرفته بوسیله تلسکوپ پرده کانونی قابل تعویض و یک ذره بین کانونی به عنوان یک وسیله جانبی سودمند مورد نیاز است. همچنین یک قفل آینه ای برای به حداقل رساندن ارتعاش میتواند مفید باشد. برای وصل کردن یک دوربین به تلسکوپ میتوان از یک تبدیل ساده که از یک طرف به چشمی تلسکوپ و از طرف دیگر به دوربین متصل می شود استفاده کرد.
فیلمها و نوردهی ها
فیلمها
فیلمهای عکاسی با نوع و سرعتشان مشخص می شوند. متداولتری نوع فیلم چاپ رنگی است که فیلمهای شفاف رنگی یا اسلاید از این نوع می باشند. سرعت یا آس آ میزان حساسیت یک فیلم خاص را نسبت به نور ورودی مشخص می کنند . هر چه فیلم حساستر باشد در یک زمان نوردهی نور بیشتری در یافت می کند یک فیلم با حساسیت کم حساسیت حدود ۵۰ به زمان نوردهی ۸ برابر طولانیتر از یک فیلم با حساسیت حدود ۴۰۰ نیاز خواهد داشت. در عکسبرداریهای معمولی که تندی شاطر آن معمولا کسری از ثانیه است. این نسبت به خوبی متوقف می شد . متاسفانه همه فیلمها برای عکسبرداری نجومی مناسب نیستند. فیلمی که انتخاب میشود باید بتواند روشنی و تاریکی خوبی داشته باشد و رنگها را به صورت طبیعی ثبت کند و از حساسیت خوبی هم برخوردار باشد. با وجود تمام نکات ذکر شده در رابطه با فیلمها توضیحاتی چند در رابطه با چند فیلم متداول اشاره می کنم تا بهتر با این فیلمها آشنا شوید:
فیلم فوجی رنگی پرویا ۱۰۰
یک فیلم معکوس رنگی است که عموما به عنوان اسلاید یا فیلم شفاف شناخته می شود . فیلمهای اسلاید مزیتهای زیادی بر فیلمهای چاپی دارند زیرا دارای قدرت تفکیک بالا هستند بدون اینکه چاپ شوند قابل آزمایش هستند . حساسیت ۱۰۰ فیلمی با دانه بندی ریز می باشد و به همین دلیل برای عکس گرفتن از قمرها و سیارات بسیار عالی است . این فیلم کمی نقص عمل متقابل دارد و در نتیجه برای نوردهی طولانی مدت برای عکسبرداری از عمق آسمان هر چند که کمی رنگ آبی تیره دارد , بسیار مطلوب است .
فیلم فوجی رنگی ۴۰۰
این فیلم نتایجی مشابه فیلم حساسیت ۱۰۰ دارد . البته در نصف زمان نوردهی قبل , رنگ آن افزایش یافته و برای استفاده با وسایلی که نسبت کانونی زیادی دارند , مانند تلسکوپهای شکستی که معمولا نسبت کانونی آنها ۸ یا بیشتر است مناسب است . فیلمهای رنگی حساسیت بالا پاسخ دهی بالایی در برابر نور قرمز ندارند , اما در برابر رنگهای آسمان پاسخ مناسبی می دهند.
فیلم اکتا کداک ۱۰۰ و ۲۰۰
هردوی محصولات , فیلمهای اسلاید رنگی می باشند, و برای عکسبرداری از اقمار و سیارات مناسب هستند. ولی برای عکسبرداری از عمق آسمان مناسب نیستند . زیرا دارای ضعف عکس العمل متقابل متوسطی بوده و در نوردهی های طولانی مدت متمایل به انتقال به رنگ قرمز می شوند.
فیلم کداک تی – ماکس ۱۰۰ و ۴۰۰
این دو فیلم سیاه و سفید ترکیبی با دانه بندی ریز داشته و ضعف عمل متقابل بسیار کمی را از خود نشان می دهند. فیلمهای مذبور برای عکسبرداری از سحابی های گسیلی هیچ پاسخ مناسبی نمی دهند ولی برای عکسبرداری از کهکشانها مناسبند .
نوردهی
برای عکس گرفتن از سیارات و قمرها زمان نوردهی کوتاهی نیاز است, در حدود ۲۵۰/۱ ثانیه برای ماه و ۱ ثانیه برای سیارت. برای عکسبرداری به تجربه مناسبی نیاز است اگرچه جداول خاصی برای این منظور تهیه شده است ولی به دلیل اینکه امولسیون در طول سالها تغیر می کند باید همیشه از تجربه خود نیز استفاده کرد . برای عکسبرداری از عمق آسمان یک محاسبه ساده ولی بسیار مهم وجود دارد که عدد مبنایی را برای نوردهی بر حسب دقیقه در اختیار شما قرار خواهد داد. فرمول محاسبه FR۲ می باشد که در آن FR نسبت کانونی میباشد. اگر عدسی مورد استفاده مربوط دوربین یا تلسکوپ باشد همین فرمول به کار می رود. به طور مثال اگر نسبت کانونی عدسی یک دوربین ۱۸ باشد , زمان نوردهی برابر ۲۳/۳=۸/۱*۸/۱ دقیقه می باشد. نوع فیلم و تابش آسمان بر نوردهی هم موثر است . برای رسیدن به نتیجه مناسب می توانید عدد مبنا را دوبرابر یا نصف کنید.
عکاسی پیگی بکPiggyback
احتمالا این روش محدودترین شکل عکاسی نجومی است. اجرام به اندازه کافی بزرگ هستند, به طوری که می توان به وسیله یک لنز معمولی که روی یک تلسکوپ با نصب استوایی پیجی بک آماده شده است , از آنها عکس گرفت. اولین وسیله مورد نیاز نصب استوایی ترجیحا با یک موتور می باشد. روش کار این است که دوربین و عدسی را به پشت تلسکوپ راهنما متصل کنید. اگر نصب انجام شد و دقیقا قطبی باشد دیگر ه راهنما نیازی نمی باشد. عدسیهایی که برای این کار مناسب هستند که دارای فاصله کانونی ۱۳۵ تا ۳۰۰ میلی متر و ۴/f یا بیشتر باشد.از بکاربردن عدسی با کانونی متغیر پرهیز کنید.برای مثال عدسیهای ۱۸۰ میلی متری با ۲.۵/f یا ۳۰۰ ملی متری ۲.۸/f نتایج عالی ارایه می دهد. لازم است نصب تلسکوپ حد امکان دقیقا قطبی باشد در غیر این صورت در عکسبرداری بلند مدت دچار مشکل خواهید شد.
مسیرهای ستاره ای , شهابها و صورتهای فلکی
این ساده ترین روش عکسبرداری نجومی بوده و تنها وسیله مورد نیاز آن یک دوربین دستی ۳۵ و یا ۵۰ میلی متری استاندارد و یک عدد دکلانشور می باشد. صورتهای فلکی را میتوان با ۳۰ ثانیه نوردهی روی فیلم حساسیت ۱۰۰ تا ۴۰۰ ثبت کرد. به سادگی دوربین را به طرف صورت فلکی مورد نظر گرفته و درجه شاطر را روی B قرار میدهیم و کابل را برای ۳۰ ثانیه نگاه میداریم تا صورت فلکی ثبت شود. برای ثبت رد ستارگان می توان از ۴/f و زمان نوردهی چند ساعت نیز استفاده کرد که اگر شانس با شما یار باشد می توانید شهابی نیز در این عکسها ثبت کنید.

[sajadhoosein]

محاسبه قطر و فاصله ماه در خسوف



ماه‌گرفتگی یا خسوف پدیده‌ای است که به سبب عبور ماه از درون سایه زمین ایجاد می‌شود. در ما گرفتگی کامل قرص نقره ای ماه به تدریج تیره و تیره تر می‌شود و بدلیل شکست نور از درون جو زمین رنگ ماه به قرمز و یا زرد تبدیل می‌شود. در طول گرفتگی کامل منظره زیبایی در آسمان پدید می آید. ابرخفس اخترشناس یونان باستان با رصد ماه‌گرفتگی تلاش کرد که قطر و فاصله ماه تا زمین را محاسبه کند اما او میبایست برای این کار فاصله زمین و خورشید را بداند.خورشید به شکل قرص نورانی دیده می‌شود و به همین دلیل از تمام جهات به زمین می‌تابد. نتیجه این تابش این است که سایه‌ای در فضا ایجاد می‌شود. سایه زمین دو بخش دارد : بخش درونیف سایه تیره‌تر است. اگر ناظر در این بخش قرارگیرد، هیچ چیزی از خورشید نمی‌بیند . زمین به طور کامل جلوی نور خورشید را می‌گیرد. این بخش را اصطلاحاً تمام سایه می‌گویند. در هاله کم‌نورتر اطراف، بخشی از خورشید دیده می‌شود که آن را نیمسایه می‌نامند.
اندازه‌گیری مخروط سایه
در شروع کار توپ تنیسی را در نظر می‌گیریم. قطر توپ تنیس ۶.۵ سانتیمتر است و مدل خوبی برای زمین است. چون زمین جو دارد، حاشیه دایره تمام‌سایه شکل محوی دارد. توپ تنیس هم پوشش کرکی دارد و حاشیه تمام‌سایه‌اش محو است. در زمانی که خورشید ارتفاع کمی از افق دارد، توپ تنیس را در مقابل دیواری نگه‌دارید. دو بخش سایه توپ روی دیوار دیده می‌شود، و برعکس هرچه توپ از دیوار دورتر نگه‌داشته شود، تمام‌سایه‌اش کوچکتر می‌شود و هرچه به دیوار نزدیکتر شود تمام‌سایه‌اش بزرگتر دیده می‌شود. روش دیگر برای مشاهده این موضوع به صورت مستقیم است. در این روش شما باید از عینک شماره ۱۴ جوشکاری بهره ببرید. در این روش توپ را در جلوی نور خورشید قرار دهید و از پشت آن به خورشید بنگرید و فاصله مخروط را محاسبه کنید. با استفاده از هرکدام از روشهای گفته شده، میتوانید عامل دلتا ( ∆ ) را بدست آورید که از فرمول زیر محاسبه میشود.
قطر توپ / طول مخروط سایه = ∆
با اندازه‌گیری‌های انجام شده، مقدار متوسط دلتا برای توپ تنیس ۱۰۴ بدست می‌آید. با در نظر گرفتن فاصله متوسط زمین تا خورشید مقدار دلتا برای زمین ۱۰۸ محاسبه می‌شود. قطر متوسط زمین هم ۱۲۷۴۰ کیلومتر است. با این حساب اندازه مخروط سایه زمین ۱۳۷۵۹۲۰ کیلومتر است.
فاصله و قطر ماه
به طور تقریبی ماه در هر ساعت نیم درجه در آسمان به سمت شرق تغییر مکان می‌دهد. زمانی که ماه وارد سایه زمین می‌شود، با استفاده از دو روش می‌توان اندازه زاویه‌ای دایره تمام‌سایه را حساب کرد. اگر گرفتگی جزیی باشد، در هر ساعت طرحی از قرص ماه و بخش تیره شده آن را رسم کنید. بعد با توجه به قطر زاویه‌ای ماه در آسمان، در کنار خط کشی که ساعتهای رصدی را نشان می‌دهد، طرحهای را که رسم کرده‌اید پیاده کنید.
در این روش می‌توانید بخشی از دایره تمام‌سایه را که بوجود آمده مشاهده کنید و اندازه‌گیری قطر ماه میسر می‌شود. چند نکته را حتماً در طراحی رعایت کنید: اول اینکه اندازه دایره فرضی را که برای قطر ماه در نظر می‌گیرید، تغییر ندهید. دوم اینکه، توجه کنید که قطر ماه می‌باید معادل اندازه خطی یک ساعت در خط‌کش ساعتی باشد. روش دیگر که بهتر می‌توانید در آن عمل کنید و از دقت بالاتری برخوردار است، روش عکاسی میباشد. البته در این عکسها شما فقط مقداری از قطر تمام سایه را می‌بینید و به آسانی می‌توانید اندازه زاویه‌ای کل دایره را نسبت به قطر ماه اندازه بگیرید. البته با تعداد بیشتری از این عکسها مقدار دقت شما افزایش میابد.
حال به اصل ماجرا می‌رسیم. اینکه چگونه فاصله و قطر ماه را اندازه بگیریم. با فاصله گرفتن از زمین، قطر واقعی تمام سایه، با افزایش عامل f کاهش می یابد. اندازه f در قله مخروط سایه ” یک ” است. بر این اساس قطر زاویه‌ای تمام سایه را قبلاً بر حسب درجه محاسبه کرده‌ایم و اکنون آنرا بر حسب رادیان تبدیل کنید. D بنامید. اندازه قطر واقعی تمام‌سایه تقسیم بر فاصله ماه از زمین. یعنی :
پیشتر حاصل تقسیم ۱۲۷۴۰/۱۳۷۵۹۲۰ را دلتا ∆ در نظر گرفته بودیم. با این حساب معادله بالا به صورت زیر تغییر می‌یابد:
(۱ + (∆ * D )) / ۱ = f
مقدار دلتا که ۱۰۸ است. قطر زاویه‌ای تمام‌سایه (D) هم بر حسب رادیان مشخص است. از رابطه ۳ f را محاسبه کنید و فاصله ماه بر حسب کیلومتر برابر است با f * ۱۳۷۵۹۲۰ و برای محاسبه قطر واقعی ماه ابتدا تمام سایه را از رابطه ۱ بدست آورید. از طرفی نسبت قطر زاویه‌ای ماه به تمام‌سایه را هم از طریق رصد محاسبه کنید. اگر قطر واقعی تمام‌سایه را در این نسبت ضرب کنید، قطر واقعی ماه محاسبه می شود. امیدواریم این مقاله رصدی بتواند نیاز منجمان آماتور را تا حدودی بر طرف سازد. منتظر رصد های شما هستیم.

[sajadhoosein]

برخی ستاره شناسان بزرگ



نیکولاس کوپرنیک
نیکولاس کوپرنیک یک منشی دفتری در کلیسای کاتولیک رومی بود که در سال ۱۴۷۳ 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،مشتر ی 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 ۱۵۴۶ 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 کویدرانت 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 کویدرانت 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.
گالیلیو گالیله
گالیلیو گالیله در سال ۱۵۶۴ در شهر پیزا واقع در ایتالیا متولد شد. او در سال ۱۵۸۱ 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 ۱۵۸۹ به عنوان استاد ریاضی در دانشگاه پیزا منصوب شد. ولی چندی نگذشت که از شغل خود استعفا داد.
در یکی از سالهای دهه ۱۵۹۰ میلادی فرضیه کپرنیکی منظومه شمسی را پذیرفت. در سال ۱۶۰۹ 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 ۳ برابر بزرگنمایی می کرد اما بعد از مدتی او تلسکوپی ساخت که ۳۰ 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 ۱۶۰۷ و ۱۶۸۲ از کنار زمین گذشت در سال ۱۷۵۸ باز خواهد گشت. دنباله دار مزبور در سال ۱۷۵۹ بازگشت یعنی یک سال دیرتر، زیرا از مجاورت مشتری رد شده بود و جاذبه نیرومند مشتری از سرعت آن کاسته بود. ولی سال ۱۷۵۹ به سال ۱۷۵۸ 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 ۱۶۶۹ 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 ۱۹۱۲ 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 ۱۸ 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 مسایلی که لاپلاس برای یافتن راه حل آن اقدام کرد مسیله 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 ۱۷۹۹ تا سال ۱۸۲۵ 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 ارایه 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 ۱۹۱۴ تا ۱۹۱۷ 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 ۱۹۲۴ 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 ۱۹۲۹ 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 ۱۸۶۵ میلادی به ساختن رصدخانه ای در نزدیکی لندن اقدام کرد و از آن پس به تحقیقات و رصدهای نجومی روی آورد. در سال ۱۸۶۳ 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 ۱۸۶۶ 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 ۱۹۲۲ 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 ۱۹۲۷ 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 ۱۹۲۷ میلادی منتشر کرد

[sajadhoosein]

کهکشان راه شیری



در شبی تاریک و صاف ، ستارگان چنان می‌درخشند که گویی می‌توان با دست آنها را لمس کرد. در واقع بیشتر ستارگان قابل دید برای چشم غیر مسلح ، در محدوده یک هزار سال نوری واقع هستند. گذشته از ستارگان چشمک زن ، نواری مه مانند و کم نور در سرتاسر آسمان کشیده شده است که به آن راه شیری می‌گوییم. این مه حفره فام ، دهها هزار سال نوری با ما فاصله دارد. با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ کوچک ، به صورت اجتماع انبوهی از هزاران هزار ستاره کم نور دیده می‌شود. گرچه این ستارگان بسیار دور دست هستند، ولی مجموع نور آنها را می‌توان با چشم دید . کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود ۵۰۰ میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود ۱۰ میلیارد سال پ[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]یش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت . در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند .قطر هسته یک کهکشان در حدود ۱۰۰۰۰ سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با ۱۰۰۰۰۰ سال نوری و ضخامتی برابر با ۱۰۰۰ سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا ۵۰۰۰۰ سال نوری است . منظومه شمسی شامل ابر اوپتیک-اورت با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود ۲۲۰ کیلومتر (۱۳۵ مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود ۲۵۰ میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید ۱۵ تا ۲۰ دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است . بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است . انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید . ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم. در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما ۱۰۰۰۰۰ سال نوری است. ۳۰۰۰۰ سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد . روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است . تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند .

[sajadhoosein]

لباس فضانوردی



[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] یک لباس فضایی در حقیقت سفینه ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])فضایی کوچکی است که وسایل محافظت از جان فضانورد، ارتباطات، تغذیه و سایر نیازمندیهای یک انسان همگی در آن جاسازی شده است. لباسهای فضایی امروزی ، از زمان ساخت اولین پیش نمونه آن توسط خلبانی به نام وایلی پست در سال ۱۹۳۴، راه درازی را برای تکامل پیموده‌اند.
وایلی پست، لباسی را که خودش طراحی کرده بود پوشید تا بتواند رکورد پرواز در بیشترین ارتفاع را از آن خود کند. لباس او در اصل یک لباس غواصی لاستیکی بود که بخشهای مربوط به دست و پا را با نخ به گونه‌ای به آن بسته بود که به راحتی می‌توانست اهرمهای هدایت هواپیما را حرکت دهد. وی همچنین از یک کلاه فلزی برای مراقبت از سر خود استفاده کرده بود.
در دهه ۱۹۶۰ میلادی، فعالیتهای چشمگیری برای تکمیل لباسی که جهت سفر به فضا مناسب باشد، به جریان افتاد. نمونه‌های اولیه چندان راحت نبودند و تهویه در آنها به سختی انجام می‌گرفت، اما در ۲۱ جولای ۱۹۶۹ زمانیکه “نیل آرمسترانگ” قدم به ماه گذاشت، لباسهای فضایی بسیار بهبود یافته بودند و آنچه آرمسترانگ بر تن کرده بود بسیاری از خصوصیات لباسهای امروزی را در خود داشت.
یکی از بزرگترین اصلاحاتی که در لباس آرمسترانگ صورت گرفته بود تعبیه دستگاه سرمایش مایع در داخل لباس بود. این موضوع بخار گرفتگی داخل لباس فضایی را که فضانوردان قبلی از آن شکایت می‌کردند، از بین برد. علاوه بر این انعطاف پذیری آن به حدی بود که اجازه انجام بسیاری از حرکات لازم را به فضانورد میداد.
امروزه فضانوردان مجموعه‌ای از لباسهای فضایی مختلف ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])در اختیار دارند. هر یک از آنها برای کار در محیطی خاص طراحی شده است. در خلال پرتاب و فرود، آنها لباسهایی با فشار داخلی جزئی به تن میکنند که محفظه مخصوص چتر نجات را نیز در خود به همراه دارد. این لباس تشکیل شده است از کلاه ایمنی ، دستگاه ارتباطی ، نیم تنه ، چکمه‌ها و دستکشها. در داخل لباس قسمتهای بادکنک مانندی تعبیه شده است که هنگام کم شدن فشار داخل کابین ، بطور خودکار باد می‌شوند تا فشار لازم را در قسمت پایینی بدن حفظ کنند. بدون وجود این بادکنکها و در صورت کم شدن فضار کابین، فضانوردان به علت جمع شدن خون در قسمت تحتانی بدنشان از حال خواهند رفت.
به محض رسیدن به مدار ، فضانوردان لباسهایی را کم و بیش شبیه لباسهای عادی است به تن می‌کنند، البته با این تفاوت که این لباسها تعداد زیادی جیب برای قرار دادن قلم و کاغذ دارند، زیرا در غیر اینصورت این وسایل در داخل کابین فضاپیما به پرواز در خواهند آمد.
اما لباس فضایی حقیقی ، که بیشتر برای مردم آشناست، در واقع همان “امو” است. در گذشته لازم بود برای هر فضانورد یک لباس اختصاصی دوخته شود، اما طراحیهای امروزی به صورت قطعه قطعه انجام می‌شود، بدین ترتیب که نیم تنه های بالا و پایین ، دستها و دستکشها همه در اندازه‌های مختلف آماده می‌شوند که می‌توان آنها را باهم ترکیب کرد تا لباسی به اندازه یک فضانورد خاص بدست آید. با این شیوه ، هر لباس فضایی را می‌توان مورد استفاده قرار داد.
در صورتی که انسان بدون حفاظ وارد فضا شود، به سرنوشت دردناکی دچار خواهد شد. نبود اکسیژن اولین عاملی است که او را از پای در خواهد آورد. از طرفی در جایی که فشار جو تقریبا برابر صفر است، تمامی گازهای بدن منبسط شده و از منافذ آن بیرون خواهند زد، در عرض ۱۵ ثانیه شخص بی‌هوش خواهد شد و پس از ۴ دقیقه خواهد مرد.
پس از این ، نوبت سرما و گرماست. انسانها تنها قادر به تحمل گستره کمی از دماهای بالاتر و پایینتر از دمای عادی بدن (۳۷ سانتیگراد) می‌باشند، اما در فضا گستره دماها وحشتناک است. در قسمتی که نور خورشید نمی‌تابد، دما می‌تواند تا منهای ۲۵ درجه سانتیگراد کاهش یابد، در حالی که در محل تابش نور خورشید، دما ممکن است به بالاتر از ۲۵۰ درجه سانتیگراد برسد. علاوه بر اینها ، محافظت در برابر تابش مرگبار خورشید نیز لازم است. حتی مقادیر کم آن طی یک مأموریت ، می‌تواند برای کشتن فرد کافی باشد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
طبق برآوردهای انجام شده ، در صورتی که یک زن فضانورد محافظت نشده ، ۲۰۰ ساعت فعالیت برون ناوی در مدار زمین داشته باشد، احتمال ابتلای او به سرطان سینه ۰.۳ درصد بیشتر از سایرین خواهد شد. در نهایت ، مسأله فشار هوا پیش می‌آید. حدود ۷۰ درصد بدن انسان را آب تشکیل می‌دهد، که اگر در معرض فشارهای بسیار پایین قرار گیرد، تمامی این مایعات شروع به جوشیدن می‌کنند. در ابتدا بدن شخص ورم می‌کند و در نهایت عملا یخ زده و خشک می‌شود.
بزرگترین مسأله در حال حاضر ، تکمیل امویی است که برای سفر به مریخ مناسب باشد. مایکل دمازی ، مهندس لباسهای فضایی در ناسا ، می‌گوید: “ما به لباسی نیاز داریم که قابلیت تحرک و راحتی آن برای سطح مریخ بسیار بالا باشد. تعداد فعالیتهای برون ناوی فضانوردان در مدت اقامت ۵۰۰ روزه آنها بسیار زیاد خواهد بود: ما انتظار ۳۰۰ مورد و یا بیشتر را داریم”. دمازی اضافه می‌کند: “مأموریت به مریخ ، مثل این است که فضانوردان باید هر روز صبح از خوب بیدار شوند و به سر کار بروند. از لباسهای فضایی کنونی برای مدت ۶ تا ۸ ساعت می‌توان استفاده کرد و ما نیز طراحیهای خود را بر اساس حداقل این مقدار زمان انجام می‌دهیم. در برخی از موارد فضانوردان باید مدت ۱۶ تا ۱۸ ساعت روی سطح مریخ باشند”.
در طراحی کنونی امو ، موارد جدیدی تعبیه و جمع شده است، از جمله دستگاه جمع آوری ادرار ، که آن را خود جمع می‌کند تا بعدا به دستگاه مدیریت مواد دفعی مدار گرد انتقال دهد و یک لباس تهویه به همراه دستگاه سرمایش مایع که زیر لباس اصلی پوشیده می‌شود. این لباس ، یک تکه است و از ماده قابل کش آمدن ساخته شده و در آن مجراهایی برای عبور آب قرار داده شده است تا فضانورد را خنک نگه دارد و از گرما آزاد دهنده داخل لباس محافظت نماید. علاوه بر آن ، امو یک محفظه آب آشامیدنی به حجم ۶۲۰ سانتیمتر مکعب و یک دستگاه ارتباطی پیشرفته نیز دارد.
برای کارهای طولانی بر سطح مریخ ، این اجزا باید بتوانند دو برابر حالت عادی کار کنند. دمازی می‌گوید: “موارد کلیدی عبارتند از راحتی ، مدیریت آب و غذا، مواد دفعی ، مورد کلیدی دیگر عبارت است از اینکه آیا ما مریخ نوردهای تحت فشار خواهیم داشت یا نه؟ فشار هوای داخل این مریخ نوردها چنان تنظیم شده است که فضانورد می‌تواند با ورود به آن ، لباس فضایی خود را بیرون بیاورد، تا بهتر بتواند به خورد و خوراک و بهداشت خود برسد. در حالتی که این مریخ نوردها موجود نباشند، یا خراب شده باشند، باید بتوان این کارها را داخل لباس انجام داد”.
در شرکتی که لباسهای فضایی ناسا را تولید می‌کند، مهندسان پشت چرخهای خیاطی نشسته‌اند. اندیشه ساخت لباسی که برای سفر انسان به مریخ مناسب باشد، هر کسی را که آنجا کار می‌کند به هیجان آورده است. کلارک دین ۵۶ ساله می‌گوید: “من ۲۶ ساله بودم که بخشی از کارم در لباس فضایی آرمسترانگ و آلدرین مورد استفاده قرار گرفت. من کمک کردم تا انسان به ماه برود. اغلب از خودم می‌پرسم چه کار ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])دیگری می‌توانم انجام دهم که به همان اندازه هیجان انگیز باشد؟ آنها راجع به سفر به مریخ صحبت می‌کنند و من با شنیدن آن از خوشحالی به هوا می‌پرم. من با این کار دوباره جوانی‌ام را بدست آورده‌ام و دوست دارم همچنان اینجا باشم تا تحقق آن را ببینم.”

[sajadhoosein]

تلسکوپ رادیویی



در اوایل قرن ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])هفدهم میلادی گالیله با ساختن تلسكوپ، چشم خود را به ابزاری مسلح نمود كه می‌توانست توانایی رصد او را افزایش دهد. هر چند امروزه تلسكوپهایی به مراتب قویتر و حساستر از آنچه گالیله ساخته بود، طراحی و تولید می‌شوند، اما اصل موضوع هنوز تغییر نكرده است. واقعیت این است كه باید نوری وجود داشته باشد تا تلسكوپ با جمع‌آوری و متمركز ساختن آن تصویری تهیه نماید.
جیمز كلارك ماكسول، فیزیكدان برجسته انگلیسی در قرن نوزدهم میلادی پی به ماهیت الكترومغناطیسی بودن نور برد. در واقع امواج الكترومغناطیسی تنها به نور محدود نمی‌شوند و طیف گسترده‌ای را در بر می‌گیرند، اما چشم ما فقط قادر به ایجاد تصویر از محدوده خاصی از این طیف گسترده‌ می‌باشد كه ما آن را نور می‌نامیم. برای مشاهده و درك سایر طول موجهای ارسال شده به جانب ما، احتیاج به ابزاری جهت جمع‌آوری، آنالیز و آشكارسازی آنها به شكل صوت یا تصویر داریم.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
امواج الكترومغناطیسی طیف بسیار وسیعی از طول موجهای بسیار كوچك تا بسیار بزرگ را در بر‌می‌گیرند. این امواج را با توجه به اندازه طول موج به هفت دسته‌ مختلف تقسیم‌بندی می‌كنند كه شامل امواج گاما با طول موجهایی كوچكتر از ۹-۱۰ سانتیمتر تا امواج رادیویی با طول موج بزرگتر از ۱۰ سانتیمتر را شامل می‌شوند. همانطور كه در شكل بالا ملاحظه می‌شود محدوده امواج نوری كه قابل دیدن توسط چشم انسان می‌باشند، محدوده بسیار كوچكی از این طیف گسترده است. با حركت از سمت امواج رادیویی به سمت امواج گاما، همزمان با كاهش طول موج، فركانس آن و در نتیجه انرژی موج افزایش می‌یابد.

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
هنگامی كه رصد از سطح زمین انجام می‌گیرد، دریافت و آشكارسازی امواج الكترومغناطیسی با مشكلی روبرو می‌شود كه به اثرات جوّ غلیظ زمین مربوط می‌گردد. جوّ زمین تنها به محدوده امواج مرئی، مایكروویو و رادیویی، آن هم با جذب و پراكنده ساختن بسیار، اجازه عبور می‌دهد. از آن‌جاكه امواج مایكروویو بخشی از امواج رادیویی محسوب می‌شوند، مشاهده می‌شود كه با آشكارسازی محدوده وسیع امواج رادیویی گسیل شده از آسمان، راه دیگری برای رصد اجرام سماوی گشوده می‌شود.

اختر شناسان از سال ۱۹۳۱ كه كارل جانسكی (K.Jansky ) به طور اتفاقی رادیو تلسكوپ را كشف كرد، بارها و بارها به این نكته پی برده‌اند كه جهان بسیار فراتر از آن چیزی است كه چشم انسان قادر به دیدن آن است. با استفاده از رادیو تلسكوپ‌ها، آشكارسازهای زیر قرمز و ماورای بنفش و تلسكوپهای اشعه X و اشعه گاما جزئیات بسیار دقیقی از كیهان آشكار شده است و معلوم شد كه كیهان مملو از اجرام عجیبی همچون سیاهچاله‌ها و تپ‌اختر‌ها است كه نمی توان آنها را از ورای عدسی چشمی یك تلسكوپ نوری مشاهده كرد. در حقیقت هر قسمت از طیف الكترومغناطیس چیز های عجیب و منحصر به فردی را به اخترشناسان ارائه داده است.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ابزاری كه برای مشاهده رادیویی آسمان مورد استفاده قرار می‌گیرد را تلسكوپ رادیویی می‌نامند كه از نظر ساختار كلی بسیار شبیه یك رادیوی معمولی عمل می‌كند، بدین معنی كه همانند رادیوهای معمولی از یك آنتن، یك آمپلی فایر و یك آشكار‌ساز تشكیل شده ا‌ست. آنتن‌ها می‌توانند از یك آنتن ساده و معمولی نیم موج دو قطبی، نظیر آنچه در گیرنده‌های تلویزیونی استفاده می‌شود، تا آنتن‌های مجهز به بشقابهای عظیم ۳۰۰ متری باشند.
در تلسكوپهای رادیویی نیز همانند آنچه در مورد همتای نوری آنها صادق است، بزرگ بودن سطح جمع‌آوری كننده امواج از دو جنبه مفید می‌باشد.
اول آنكه توان جمع‌آوری امواج برای رصد منابع ضعیف و یا خیلی دور افزایش می‌یابد و دوم اینكه توان تفكیك نسبت مستقیمی با قطر بشقاب آنتن دارد. هر چه، قدرت تفكیك تلسكوپی بیشتر باشد، توانایی آن برای جداسازی جزییات تصویر افزایش خواهد یافت. قدرت تفكیك تلسكوپها رابطه تنگاتنگی با سطح جمع‌آوری كننده امواج و طول موج آنها دارد. هر جه سطح جمع‌آوری كننده بزرگتر و طول موج امواج الكترومغناطیسی كوچكتر باشند، قدرت تفكیك تلسكوپ افزایش می‌یابد. مشكل تلسكوپهای رادیویی از اینجا شروع می‌شود كه قدرت تفكیك یك تلسكوپ با طول موج دریافتی نسبت عكس دارد. تلسكوپهای رادیویی در مقابل همتایان نوری خود كه موظف به جمع‌آوری و آشكارسازی امواجی در محدوده طول موج ۴-۱۰ تا ۵-۱۰ سانتیمتر می‌باشند، می‌بایستی امواجی با دامنه وسیع طول موج، از یك میلیمتر تا چندین متر را جمع‌آوری نمایند. این امر باعث می‌شود كه توان تفكیك این گونه از تلسكوپها به شدت كاهش پیدا كند. برای مثال قدرت تفكیك یك تلسكوپ نوری ۵۰ سانتیمتری، ۲/۰ ثانیه قوسی است، در حالی كه قدرت تفكیك یك تلسكوپ رادیویی به خصوص، با همین قطر دهانه ۱۳۸ درجه خواهد بود. اگر بدانیم كه قرص كامل ماه در آسمان تنها ۵/۰ درجه قوسی است می‌فهمیم كه چنین تلسكوپی عملاً كارایی ندارد. چنین تلسكوپی ماه را اصلاً نمی‌تواند ببیند.
اما از سوی دیگر و باز هم به دلیل طول موجهای متفاوتی كه این دو گونه تلسكوپ در محدوده آنها رصد می‌نمایند، ساخت بشقابهای آنتن یك رادیو تلسكوپ بسیار ساده‌تر از ساخت یك آینه و یا عدسی است. صاف بودن سطح یك بازتاب كننده خوب، رابطه مستقیمی با طول موجِ امواجی دارد كه باید از سطح آن بازتابیده شوند. می‌توان فرض كرد، زمانی بازتاب كننده‌ای مورد قبول خواهد بود كه قطر یا ضخامت هیچكدام از خُلَل و فَرجهای روی آن از ۰۵/۰ طول موج مورد نظر بیشتر نباشد، بنابراین بشقاب آنتنی كه قرار است برای امواجی به طول موج حداقل ۲۰ سانتیمتر، ساخته شود، مجاز به داشتن ناهمواریهایی تا قطر ۱ سانتیمتر است. این مقدار ناهمواری كه برای بشقاب ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])تلسكوپ رادیویی مجاز به شمار می‌رود، برای آینه یك تلسكوپ نوری فاجعه به حساب آمده و عملاً آن را غیر قابل استفاده می‌نماید.
به دلیل گفته شده است كه می‌توان رادیوتلسكوپهایی با یك بشقاب ۳۰۰ متری ساخت، كاری كه در مورد تلسكوپهای نوری به یك معجزه شباهت دارد. برای اینكه مقایسه‌ای كرده باشیم، بد نیست بدانید كه اگر می‌شد یك تلسكوپ نوری، با آینه ۳۰۰ متری ساخت، قادر بودیم ستاره شعرای یمانی را به وضوح و پرنوری یك قرص ماه كامل مشاهده نماییم.
مزیت عمده استفاده از امواج رادیویی برای مشاهده آسمان، این است كه حتی در نور روز و هوای ابری نیز می‌توان رصد را ادامه داد. در طول روز پخش نور خورشید توسط مولكولهای گازیِ جوّ زمین باعث می‌شود كه لایه‌ای روشن و آبی اطراف ما را احاطه كند. شدت روشنایی جوّ زمین در روز به حدی است كه از میان آن قادر به دیدن ستاره‌های كم فروغ بالای سرمان نمی‌شویم. تنها جرم پرنوری مانند خورشید و یا در بعضی زمانهای خاص، ماه نسبتاً كامل را می‌توان در طول روز رؤیت كرد. همچنین نور مرئی قادر به گذر از لایه‌های ضخیم و متراكم بخار آب نمی‌باشد. این موضوع به طول موج كوچك نور وابسته است. هیچكدام از مواردی كه یاد شد برای امواج رادیویی با طول موجهای بزرگی كه دارند مانع و یا مزاحم شناخته نمی‌شوند و عملیات رصد رادیویی پیوسته ادامه دارد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] در مورد تلسكوپهای رادیویی بسیار عظیم، نظیر رادیو تلسكوپ ۳۰۵ متری آرسیبو واقع در كشور پورتوریكو، یك مشكل اساسی وجود دارد و آن، این است كه حركت دادن چنین مجموعه عظیمی برای تنظیم روی سوژه مورد نظر، غیر ممكن می‌باشد. از این رو دانشمندان برای رصد یك جرم سماوی خاص، باید آنقدر صبر كنند تا در اثر چرخش زمین به دور خودش و یا خورشید، هدف در راستای دید این بشقاب بزرگ قرار گیرد.
برای رفع این مشكل و همچنین به دلیل نیاز به دستیابی به قدرت تفكیك بیشتر، روش دیگری در ساخت و استفاده از رادیو تلسكوپها به وجود آمده است كه مبتنی بر تداخل‌سنجی رادیویی است.
در این روش مجموعه‌ای از چند رادیو تلسكوپ به نسبت كوچكتر، با كمك هدایت كننده‌های كامپیوتری در جهت خاصی تنظیم شده و سیگنالهای دریافتی از آنها آنالیز می‌شود تا تصویر واحد و واضحی به دست آید. اخترشناسان رادیویی با استفاده از روش تداخل‌سنجی قادر به رصد آسمان با دقتی افزون بر ۰۰۱/۰ ثانیه قوسی هستند. در این روش آنتن‌ها را روی خطی كه خط مبنا نامیده می‌شود، به دنبال هم نصب می‌كنند. معمولا نصب آنتن‌ها روی ریلی عمود بر خط مبنا صورت می‌گیرد تا در صورت لزوم بتوان زاویه خط را نسبت به نصب مرجع تغییر داد. حال چنانچه امواج دریافتی عمود بر خط مبنا نباشند، تلسكوپها در فواصل زمانی متفاوتی، موج یكسانی را دریافت می‌كنند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] با استفاده از الگوریتمهای ریاضی و توجه به فواصل زمانی دریافت سیگنالها، می‌توان موقعیت منبع رادیویی را با دقت بسیار خوبی تخمین زد. هر چه فاصله تلسكوپها از یكدیگر بیشتر باشد، اختلاف زمانی و در نتیجه دقت اندازه‌گیری افزایش خواهد یافت. در این روش، فاصله اولین تا آخرین تلسكوپ، معادل قطر بشقاب تلسكوپ واحد در نظر گرفته می‌شود.
نمونه‌ای از این گونه تلسكوپها، مجموعه‌ای با نام "آرایه خیلی بزرگ" (VLA) می‌باشد كه در نیومكزیكوی آمریكا قرار دارد و طول خط مبنای آن ۳۶ كیلومتر است.
این مجموعه عظیم از ۲۷ عدد تلسكوپ ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])با قطر بشقاب ۲۵ متر تشكیل شده است. آنتنها روی ریلهایی قرار گرفته‌اند كه به دانشمندان اجازه می‌دهد بتوانند آنها را در انواع چیدمانهای مختلف تنظیم نمایند.

[sajadhoosein]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] گذر زمان در کائنات



انفجار بزرگ
دانشمندان بر این باورند که کائنات در ۱۵ بیلیون سال پیش در پی پدیده ای عظیم، به نام بیگ بنگ (انفجار بزرگ) به وجود آمده است. تمامی فضا، زمان، انرﮋی و موادی که امروزه جهان ما را تشکیل می دهند در پس این انفجار بزرگ ایجاد شده اند. دنیای پیش از بیگ بنگ یک دنیای بینهایت کوچک، فشرده و داغ بوده است. ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) در نخستین کسرهای ثانیه اول فقط انرﮋی وجود داشت.
هنگامی که دنیا شروع به بزرگ شدن و سرد شدن نمود، چهار نیروی اولیه (گرانش، الکترو مغناطیس، نیروی ضعیف و نیروی قوی پیوندهای هسته ای) ظاهر شدند. کوارک ها و سپس ذرات اتمی و ذرات ضد آنها (ضد مواد) به عرصه پیوستند.
ماده و ضد ماده در مجاورت یکدیگر همدیگر را خنثی کرده(با برتری جزئی ماده نسبت به ضد ماده) و تولید انرﮋی و ماده اولیه یعنی هیدروﮋن و هلیوم نمودند. پس مانده ضعیف گرمای ناشی از بیگ بیگ همچنان در سراسر آسمان دیده می شود.
کهکشانها
در ابتدا توزیع انرﮋی و ذرات در کل جهان یکسان نبود. این ناهمگونی ها این امکان را به انواع نیروها داد تا بتوانند ذرات را گردآوری و متمرکز کنند. این توده سازی و متمرکزسازی آغاز شد تا ساختارهای پیچیده تر به وجود آیند.
تمرکز ذرات منجر به پدیدار شدن غبارها در آسمان گردید و سپس غبارهای فشرده و متمرکز تبدیل به ستاره ها و مجموعه های ستارگان شدند. مجموعه هایی که به آنها کهکشان می گوییم. از حرکت و گردش کهکشانها پیداست که ستارگان و گازهای پراکنده و غبارها یی که در یک کهکشان قابل مشاهده هستند تنها یک دهم جرم کل یک کهکشان را تشکیل می دهند و بیشتر جرم یک کهکشان مربوط به بخش غیر قابل مشاهده ایست که اصطلاحا جرم پنهان خوانده می شود. این بخش نامرئی راز سرنوشت کائنات را در بر گرفته است. آیا کائنات تا ابد به انبساط خود ادامه خواهد داد یا اینکه در اثر نیروهای گرانشی که مقدار آن تا به امروز در جرم پنهان مخفی مانده پس از دوره انبساط دوران انقباض را آغاز خواهد نمود.
از دیدگاه توسعه و بسط حیات، آنچه اهمیت دارد این است که هر کهکشان یک کارخانه ستاره سازیست که ستاره ها ی خود را از غبارها و ابرهای عظیم تولید می کند. هر ستاره یک کارخانه شیمیاییست که در آن عناصر سبک به عناصرسنگین تر و پیچیده تر تبدیل می شوند و حیات نیز مجموعه ایست از همین عناصرو مولکول های پیچیده. نوع کهکشانها با محاسبه چگونگی توزیع ستارگان و درخشش یا تاریکی آن مشخص می شود. ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
ابرهای عظیم مولکولی
بیشترین ساکنین کهکشانها ابرهای عظیم مولکولی هستند که مواد اولیه برای تشکیل ستاره ها و سیارات را در بردارند. ابری با ضخامت ۳۰۰ سال نوری (هر سال نوری برابراست با حدود ۱۰ تریلیون کیلومتر) جرم کافی برای ساخت ده هزار تا یک میلیون ستاره، هر یک به اندازه جرم خورشید ما را دارد. ۱۰ درصد از این ابر چگالی کافی برای تشکیل چند صد تا چند هزار ستاره را دارد.عمر این ابرها بین ۱۰ تا ۱۰۰ میلیون سال است و بعد از آن از هم می پاشند. ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
تشکیل عناصر در ستارگان
غبارها و تولد ستارگان
گرانش بر ذرات خاصی اثر می گذارد تا مجموعه ای از ذرات را ایجاد نماید که آنها خود جذب کننده ذرات دیگرند. در شرایط مناسب، گرانش، قدرت غلبه بر نیروهای مخالف خود را پیدا می کند و توده ای از غبار را تولید می کند که به اندازه کافی، برای آفرینش یک ستاره، فشرده است.
اما این ستاره جوان احتمالا هنوز در نور مرئی آشکار نیست. این ستاره در میان پوششی از غبار غلیظ و مات احاطه شده است. زمانیکه ستاره غبار اطرافش را پراکنده می کند، توسط دوربین های مادون قرمز به صورت نقطه ای سوزان در بین یک ابر غلیظ مولکولی قابل رویت می شود. در نهایت بادهای ستاره ای پس مانده غبارها و ابرها ی مولکولی را کنار می زنند و در این زمان با تلسکوپ های اپتیکال نیزقابل رویت خواهد بود.
ستارگان بالغ و ترکیبات هسته ای
ستارگان جوان در عرصه تلاش برای حفظ تعادل بین نیروی گرانش، که سعی در فرو کشیدن ستاره دارد و فشارهای ناشی از فعل و انفعالات هسته ای درون خود، که سعی در از هم پاشیدن ستاره دارد قرار می گیرند.
ستاره ها ی بالغ به آن تعادل دست پیدا کرده اند و تقریبا همه عمر خود را در تعادل سپری می کنند.
اندازه ستاره، رنگ آن، درخشش آن و حتی طول عمر آن ارتباط مستقیم با جرم ستاره دارد. ستاره ها یی با جرم کمتراز خورشید ما کوتوله ها ی قرمزی می شوند که تا چندین بیلیون سال زنده اند. ستاره ای به اندازه خورشید ۱۰ بیلیون سال زندگی می کند و ستاره ها ی غول پیکر همه سوخت هسته ای خود را در ظرف چند میلیون سال با شدت تمام می سوزانند.
ستاره ها همه عمر در هسته خود هیدروﮋن را سوزانده و به هلیم تبدیل می کنند. در ادامه هلیم نیز به قدری فشرده و داغ می شود که به عناصر سنگینتر تبدیل می گردد. این چرخه تبدیل ادامه دارد. چرخه ای که هر لایه آن انرﮋی و گرمای بیشتر و بیشتری می طلبد. این انرﮋی از انفجارهای ناشی از فعل و انفعالات لایه های زیرین تامین و منجر به تشکیل عناصر سنگین و سنگین تر می شود. گرمای زیادی که در ستاره ایجاد می شود آن را متورم می کند.
مرگ ستاره
در نهایت سوخت هسته ای همه ستارگان روزی تمام می شود. آنها تعادل خود را از دست می دهند طوریکه نیروی گرانش غالب می شود. تفاوت جرم ستارگان باعث تفاوت در مرگ آنها نیزمی شود. ستاره های کم جرم به آرامی باقیمانده سوخت خود را سوزانده و می میرند. ستاره هایی به اندازه خورشید، به سرعت به یک کوتوله سفید به اندازه زمین تبدیل می شوند. لایه بیرونی ستاره که از اتمهایی تشکیل شده که در فرایند تبادلات هسته ای به وجود آمده اند، از آن جدا شده و به شکل ذرات در عرصه بی انتهای آسمان رها می شوند. هسته یک ستاره غول پیکر تقریبا به شکل آنی منفجر می شود. هسته به سمت بیرون پخش میشود و با ذراتی برخورد میکند که به سمت درون ستاره کشیده شده اند. این برخورد با تولید انرﮋی انبوهی همراه است که هم عناصر سنگین موجود در کائنات را پدیدار می نماید و هم منجر به تکه تکه شدن ستاره می شود. این انفجار ابر نواختر، منشا اولیه همه عناصر سنگین یافت شده در اجرام، ستاره ها، سیاره ها و فضاهای میان کهکشانهاست.
در اعماق سرد فضا، عناصری مانند کربن، اکسیﮊن و نیتروژن می توانند با عنصر اولیه یعنی هیدروژن ترکیب شده و مولکولهای پیچیده ای را بسازند مخصوصا در فضاهای با چگالی و غلظت بالاتر که امکان برخورد ذرات به یکدیگر بیشتر است.
تعداد بسیار زیادی از انواع مولکولهای پیشرفته، به خصوص مولکولهایی که اتم کربن در ترکیب آنها حضور دارد، در فضای میان ستارگان یافت شده است.
شکل گیری سیارات
صفحات سیاره ای
مرحله شکل گیری یک سیاره ممکن است که به صورت یک صفحه درخشنده و یا تاریک در مقابل یک جرم آسمانی درخشان به چشم آید. برخی از این صفحات در انبوه گاز و غبار مخفی و تنها در نور مادون قرمز نمایان می شوند. صفحات سیاره ای دیگر به صورت گرده های ذراتی شبیه به ستاره های دنباله دار دیده می شوند که در اثر وزش بادهای ستاره ای شکل گرفته اند.
وسعت هر یک از این مناطق سیاره خیز بیش از ۲۰ برابر منظومه شمسی ما است. همه ذرات و مواد موجود در صفحات سیاره ای در یک جهت در حال چرخش به دور یک ستاره می باشند.
محتویات صفحات سیاره ای، شامل مولکول های پیچیده ای است که برخی از آنها تنها در شرایط موجود دراین گونه صفحات به وجود می آیند و برخی مولکولهایی هستند که در فضاهای میان ستاره ها و کهکشانها نیز یافت شده اند.
تشکیل اجرام
ضمن گردش صفحات به دور ستاره، گرانش به انبوه این ذرات اجازه تشکیل اجرام کوچک را می دهد. فلزات سنگین و سیلیکاتها در معرکه داغ محدوده نزدیک به ستاره نیز دوام می آورند اما ذرات سبک تر و مولکول های فرار از جمله آب و گاز هیدروﮋن در قسمتهایی از صفحه که از ستاره دورتر است امکان ادامه حیات دارند.
توده ها ی ذرات سنگین پس از اینکه جرم کافی به دست آوردند شروع به سخت شدن می نمایند و در اثر برخورد و تصادم ذرات با آنها رفته رفته اجرام بزرگی می شوند. سرانجام این توده ها و اجرام با یکپارجه شدن و جذب گازها و غبار اطراف بر فضای خود مسلط می شوند.
شکل گیری سیاراتی چون زمین و مشتری
اختلافات ماهرانه در توزیع ذرات بین قسمتهای مختلف یک صفحه سیاره ای تعین کننده مکان و بزرگی سیارات در آن صفحه است.
اجرام کوچک صخره ای و فلزی درمنظومه شمسی سیاره ای همچون زمین را به شکل گدازان پدید آورده اند. در پی سرد شدن این سیارات لایه های سخت آنها تشکیل می شود. احتمال می رود که با گذشت زمان همه بخشهای این سیارات منجمد گردد. این سیارات تحت بمباران های اجرام کوچک صخره ای قرار می گیرند که حامل عناصر و مولکولهایی از جمله مهمترین عنصر شناخته شده حیات یعنی آب می باشند.
اجرام سرد و یخی که در فاصله بیشتری از خورشید قرار داشتند سیاره ای چون مشتری را به وجود آورده اند. این سیارات ممکن است دارای هسته های فلزی و سخت باشند ولی سطح خارجی آنها به شکل مایع و پوشیده از لایه های گازاست. ساختار سیاره ای چون مشتری بسیار شبیه ستاره ایست که گرد آن در گردش است. این سیارات نیز مدام تحت آماج برخوردهای اجرام کوچک قرار می گیرند.
کیمیای حیات
در ساختار کائنات و بالطبع سیارات، مولکولهای پیچیده کربن و اسیدهای آمینه، دورکن اصلی تشکیل حیات، وجود دارند. با انتشار دقیق و ترکیب این اجزا و ذرات اولیه، طبیعت قادر به ساخت DNA شالوده اساسی حیات و زندگی در کره زمین گردیده است. چگونگی و شرایط ترکیب این اجزا هنوز در حال بررسی است. اما این حقیقت که این ترکیب در حال حاضر صورت گرفته و منجر به ایجاد حیات در کره زمین شده است و با در نظر گرفتن زنجیره ذرات در کائنات، رخ دادن این گونه ترکیبات و در نتیجه وجود حیات در قسمتهای دیگری از کائنات همواره امکان پذیر می باشد. ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])

[sajadhoosein]

خورشید



خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در وسط منظومه شمسی و تامین کننده نور، گرما و انرژی های دیگر زمین است. [ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است. این نوع از گاز به خاطر همین حساسیت، بسیار خاص می باشد. دانشمندان به آن پلاسما* می گویند.(* پلاسما حالت چهارم ماده است. در خیلی جاها این چنین آموزش می دهند که ماده دارای سه حالت جامد، مایع و گاز است. پلاسما گاز شبه خنثایی از ذرات باردار و خنثی است که رفتار جمعی از خود ارائه می‌دهد. به عبارت دیگر می‌توان گفت که واژه پلاسما به گاز یونیزه شده‌ای اطلاق می‌شود که همه یا بخش قابل توجهی از اتمهای آن یک یا چند الکترون از دست داده و به یونهای مثبت تبدیل شده باشند. یا به گاز به شدت یونیزه شده‌ای که تعداد الکترونهای آزاد آن تقریبا برابر با تعداد یونهای مثبت آن باشد، پلاسما گفته می‌شود. توضیحات بیشتر را در ادامه مقاله مطالعه خواهید نمود.) نه سیاره و قمرهایشان، ده ها هزار خرده سیاره و چندین تریلیون شهاب سنگ به دور خورشید در گردشند. خورشید و همه این اجرام در منظومه شمسی می باشند. زمین با میانگین فاصله تقریبی ۱۴۹.۶۰۰.۰۰۰ کیلومتر از خورشید در حرکت است.
شعاع خورشید (فاصله بین مرکز تا سطح آن) حدود ۶۹۵.۵۰۰ کیلومتر، تقریبا ۱۰۹ برابر شعاع زمین است. مثال زیر به شما کمک می کند تا مقیاس خورشید، زمین و فاصله بین آنها را تصور کنید: اگر شعاع زمین را به اندازه عرض یک گیره کاغذ معمولی تصور کنیم، شعاع خورشید تقریبا برابر با پایه یک میز تحریر و فاصله آنها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدم خواهد بود.
قسمتی از خورشید که ما می بینیم دمایی حدود ۵۵۰۰ درجه سانتیگراد دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحدی به نام کلوین (Kelvin) اندازه گیری می کنند و به طور خلاصه آن را K می نویسند. یک کلوین دقیقا برابر با ۱ درجه سلسیوس یا ۱.۸ درجه فارنهایت است، اما تفاوت واحد کلوین با واحد سلسیوس در نقطه شروع آنهاست. مقیاس واحد کلوین از صفر مطلق که برابر است با ۲۷۳.۱۵ – درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای سطح خورشید ۵۸۰۰K و دمای هسته خورشید بیش از ۱۵میلیون K می باشد.
انرژی خورشید به واسطه واکنش های ترکیبی اتمی در اعماق هسته آن تامین می شود. در یک واکنش ترکیبی دو هسته اتم با یکدیگر همراه شده و هسته ای جدید را به وجود می آورند.
این ترکیب با تبدیل اجزای هسته به انرژی، تولید انرژی می کند. خورشید مانند زمین مغناطیسی است. دانشمندان با در نظر گرفتن میدان مغناطیسی یک جرم، خاصیت مغناطیسی آن جرم را تشریح می کنند. میدان مغناطیسی محدوده ای است که از همه فضای اشغال شده توسط یک جرم و بیشتر فضای پیرامون آن شامل می شود.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دانشمندان محدوده ای که در آن نیروهای مغناطیسی شناسایی می شوند(مثلا به وسیله قطب نما) را میدان مغناطیسی می نامند. فیزیکدانان خاصیت مغناطیسی یک جرم را بر اساس قدرت میدان مغناطیسی آن توصیف می کنند. این قدرت برابر است با نیرویی که یک میدان مغناطیسی بر یک جسم مغناطیسی مانند سوزن قطب نما اعمال می کند. قدرت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تنها دو برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین می باشد. ولی میدان مغناطیسی خورشید در مناطق کوچکی به شدت متمرکز است، با قدرتی معادل ۳۰۰۰ بار بیشتر از اندازه میدان مغناطیسی عمومی آن. این مناطق شکل دهنده ساختمان خورشید و به وجود آورنده ترکیبات سطح و اتمسفر آن یعنی منطقه ای که ما می بینیم می باشند. مناطق نسبتا سرد و لکه های خورشیدی، فوران های بسیار دیدنی که به آنها زبانه های خورشیدی می گویند و شعله های تاج خورشید، شکل کلی سطح خورشید را ایجاد می نمایند.
زبانه های خورشیدی شدیدترین انفجار و فوران در منظومه شمسی می باشند. سپس شعله های تاج خورشید که دارای شدتی کمتر از زبانه ها و محتوی مقدار بسیار زیادی ماده می باشند. تنها یک فوران در تاج خورشید می تواند حدود ۲۰ بیلیون تن ماده را در فضا پخش کند. یک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با ۱.۲ کیلومتر است می تواند چنین جرمی داشته باشد.
خورشید ۴.۶ بیلیون سال پیش متولد شد و سوخت لازم برای اینکه تا ۵ بیلیون سال دیگر به همین صورت باقی بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشید آنقدر بزرگ می شود تا اینکه به نوعی از ستاره به نام غول سرخ تبدیل می شود. در آن هنگام لایه های بیرونی خود را با فراافکنی از دست می دهد. با فرو ریختن آنچه از خورشید باقی می ماند، به جرمی با نام کوتوله سفید تبدیل می شود و آرام آرام روشنایی خود را از دست می دهد و سرانجام وارد دوره جدید زندگی خود، به شکل یک جرم کم نور و سرد که گاهی به آن کوتوله سیاه می گویند، می شود.
مشخصات خورشید
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
جرم و چگالی
جرم خورشید ۹۹.۸ درصد از جرم کل منظومه شمسی است. این جرم معادل عدد ۱۰۲۷ X۲ تن می باشد که با یک ۲ و بیست وهفت صفر مقابل آن نوشته می شود. جرم خورشید ۳۳۳.۰۰۰ برابر جرم زمین است. میانگین چگالی آن حدود ۹۰ پوند در هر فوت مکعب و یا ۱.۴ گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. این مقدار تقریبا معادل ۱.۴ برابر چگالی آب و کمتر از یک سوم میانگین چگالی زمین است.
ترکیب بندی
بیشتر اتمهای خورشید، مانند اغلب ستارگان، اتمهای عنصر شیمیایی هیدروژن می باشند. بعد از هیدروژن، عنصر هلیوم در خورشید بسیار یافت می شود و بقیه جرم خورشید از اتمهای هفت عنصر دیگر تشکیل شده است. به ازای هر ۱ میلیون اتم هیدروژن در کل خورشید، ۹۸.۰۰۰ اتم هلیوم، ۸۵۰ اتم اکسیژن، ۳۶۰ اتم کربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتم نیتروژن، ۴۰ اتم منیزیوم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سیلیکون وجود دارد. بنابراین حدودا ۹۴ درصد از اتمها، هیدروژن و حدود ۰.۱ درصد اتمهایی غیر از هیدروژن و هلیوم می باشند.
اما هیدروژن سبک ترین عنصر است و ۷۲ درصد از جرم این ستاره را تشکیل می دهد. هلیوم ۲۶ درصد از جرم خورشید را به خود اختصاص داده است.
درون خورشید و بیشتر اتمسفر آن از پلاسما تشکیل شده است. پلاسما گازی است که دمای آن به قدری زیاد است که به نیروی مغناطیسی حساس می باشد. دانشمندان گاهی به تفاوتهای بین گاز و پلاسما بسیار تاکید کرده و پلاسما را حالت چهارم ماده، در کنار سه حالت جامد، مایع و گاز، می نامند. ولی در حالت کلی، دانشمندان تنها در صورت لزوم بین گاز و پلاسما تفاوت قائلند.
تفاوت اساسی بین گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسیار شدید است: این حرارت باعث جدا شدن اتهای گاز می شود. آنچه باقی می ماند – یعنی پلاسما – از اتمهای باردار به نام یون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت می کنند، تشکیل شده است.
یک اتم خنثی شامل یک یا چند الکترون است که مانند یک پوسته در اطراف هسته مرکز اتم عمل می کنند. هر الکترون حامل یک بار منفی الکتریکی است. هسته در قلب مرکزی یک اتم جای گرفته است که تقریبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترین شکل هسته، که همان هسته هیدروژن است، از یک ذره به نام پروتون تشکیل شده است. یک پروتون حامل یک بار مثبت الکتریکی است. بقیه شکل های هسته شامل یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون می باشند. نوترون بار الکتریکی ندارد بنابراین بار الکتریکی همه هسته ها مثبت است. یک اتم خنثی به تعداد پروتونهایش، الکترون دارد بنابراین مجموع بارهای آن برابر با صفر است.
یک اتم یا مولکول که یک یا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پیدا می کند و به آن یون یا یون مثبت می گویند. بیشتر اتمهای خورشید، یونهای مثبت هیدروژنند. بنابراین، بیشتر خورشید شامل پروتون و الکترون های مستقل است.
مقدار نسبی پلاسما و دیگر گازها در یک منطقه مشخص شده از اتمسفر خورشید به دمای آن منطقه بستگی دارد. با افزایش دما، اتمهای بیشتر و بیشتری یونیزه می شوند و اتم های یونیزه شده الکترون های بیشتر و بیشتری از دست می دهند. تاج خورشید نام منطقه ای از اتمسفر خورشید است که بیش از هر جای دیگر در اتمسفر خورشید، یونیزه شده است. دمای تاج خورشید معمولا بین ۳ میلیون K تا ۵ میلیون K یعنی دمایی فراتر از دمای لازم برای جدا کردن بیش از نیمی از ۲۶ الکترون اتم آهن می باشد.
اینکه چه اندازه از اتم های یک گاز اتمهای یونیزه هستند بستگی به دما دارد. اگر دما نسبتا داغ باشد، اتمها یونیزه می شوند اما چنانچه گاز نسبتا سرد باشد امکان ترکیب شیمیایی اتمها و تشکیل مولکول به وجود می آید. بیشتر اتمهای سطح خورشید یونیزه شده اند. ولی در مناطق لکه های خورشیدی به دلیل پائین بودن دما، اتمها تشکیل مولکول می دهند.
انرژی بازده
بیشتر انرژی که خورشید ساطع می کند نور مرئی و اشعه های فروسرخ که ما آن را به صورت گرما دریافت می کنیم، می باشد. نور مرئی و پرتوهای فروسرخ، دو شکل از پرتوهای الکترومغناطیسی می باشند. خورشید همچنین پرتوهایی از ذرات که بیشتر پروتون ها و الکترون ها می باشند را ساطع می نماید.
پرتوهای الکترومغناطیسی
پرتوهای الکترومغناطیسی شامل نیروی الکتریکی و نیروی مغناطیسی می باشند. این پرتوها را می توان مانند یک موج انرژی و یا بسته های ذره مانندی از انرژی به نام فوتون دانست.
نور مرئی، اشعه فروسرخ و دیگر اشکال پرتوهای الکترومغناطیسی از حیث مقدار انرژی با هم متفاوتند. شش گروه از انرژی ها، طیف انرژی های الکترومغناطیس را تشکیل می دهند. از کم انرژی ترین تا پر انرژی ترین به ترتیب عبارتند از: امواج رادیویی، اشعه فروسرخ، نور مرئی، اشعه فرا بنفش، اشعه ایکس و اشعه گاما. مایکروویو ها، که موج های بسیار قوی رادیوئی هستند، گاهی در یک رده دیگر به طور مجزا قرار می گیرند. پرتوهای خورشید شامل همه پرتوهای طیف الکترومغناطیس می باشند.
مقدار انرژی در امواج الکترومغناطیس ارتباط مستقیم با طول موج* یعنی فاصله بین قله های پیاپی آنها دارد.(*برای درک بهتر از معنی طول موج تصور کنید،حشره ای در آب یک حوض آرام دست و پا می زند و امواجی دایره ای به سمت حاشیه های اطراف حوض منتشر می شوند. به بلندترین قسمت هر موج دایره شکل “قله” می گویند. فاصله میان هر دو قله “طول موج” نامیده می شود. شمار قله هایی که در هر ثانیه به حاشیه حوض می رسند “فرکانس” نام دارد. هر چه فرکانس بیشتر باشد، طول موج کوتاه تر است). هرچه انرژی پرتو بیشتر باشد، طول موج کوتاهتر است. برای مثال پرتوهای گاما طول موجی کوتاهتر از امواج رادیوئی دارند. انرژی یک ذره فوتون بستگی به مکان آن در طیف دارد. برای مثال یک فوتون اشعه گاما انرژی بیشتری از یک فوتون رادیوئی دارد.
همه اشکال امواج الکترومغناطیس با سرعت برابر، معادل سرعت نور (۲۹۹.۷۹۲ کیلومتر در ثانیه) در فضا سفر می کنند. با این سرعت، یک فوتون آزاد شده از خورشید تنها حدود ۸ دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.
امواج الکترومغناطیسی که از خورشید به بالای اتمسفر زمین می رسند ثابت خورشیدی نام دارند. این مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع. ولی تنها حدود ۴۰ درصد از این امواج به سطح زمین می رسند. اتمسفر زمین مقداری از نور مرئی و اشعه فروسرخ، تقریبا همه پرتوهای فرابنفش و تمامی پرتوهای ایکس و گاما را فیلتر می کند. تقریبا همه امواج رادیویی به سطح زمین می رسند.
پرتوهای ذرات
پروتون ها و الکترون ها دائما مانند بادهای خورشیدی از سطح خورشید بلند می شوند. این ذرات به زمین بسیار نزدیک می شوند ولی میدان مغناطیسی زمین مانع از ورود آنها به سطح زمین می شود.
به هر حال به دلیل انفجارها و گدازه های تاج و زبانه های خورشیدی، ذرات زیادی با شدت به اتمسفر زمین می رسند. این ذرات را به نام پرتوهای کیهانی خورشیدی می شناسند. بیشتر این ذرات پروتون ها هستند ولی الکترون ها نیز در آنها وجود دارند. آنها به شدت پر انرژیند. بنابراین می توانند برای فضانوردها و کاوشگرها خطرآفرین باشند.
پرتوهای کیهانی نمی توانند به سطح زمین برسند. هنگامیکه آنها با اتمسفر زمین برخورد می کنند، تبدیل به بارانی از ذرات کم انرژی تر می شوند. ولی از آنجائیکه رویدادهای خورشیدی بسیار پر انرژی هستند، آنها می توانند طوفانهای ژئومگنتیک را، بویژه در میدان مغناطیسی زمین به وجود آورند. این طوفانها می توانند باعث مختل شدن تجهیزات الکتریکی در سطح زمین شوند. برای مثال آنها می توانند با افزایش فشار بار کابلها منجر به قطع برق شوند.
رنگ
در طیف پرتوهای الکترومغناطیس، نور مرئی متشکل از رنگهای موجود در رنگین کمان می باشد. نور خورشید شامل همه این رنگها است. بیشتر پرتوهایی که از خورشید به ما می رسند رنگهای زرد تا سبز از طیف نور مرئی می باشند. در هر صورت نور خورشید سفید است. هنگامیکه اتمسفر زمین مانند یک فیلتر برای تنظیم خورشید عمل می کند، خورشید ممکن است زرد یا نارنجی به نظر رسد.
شما می توانید نور خورشید را به کمک یک منشور نگاه کرده و آن را تفکیک کنید. نور قرمز، که توسط کم انرژی ترین فوتون ها، با بلندترین طول موج، به وجود می آید در یکی از دو انتهای طیف قرار می گیرد. نور قرمز در نور نارنجی و سپس زرد محو می شود. پس از زرد، نور سبز و بعد از آن آبی را خواهید دید. آخرین رنگ نیز بنفش می باشد که با پر انرژی ترین فوتون ها و کوتاه ترین طول موج، به وجود می آید. این فهرست رنگ به این معنا نیست که نور خورشید تنها از شش یا هفت رنگ تشکیل شده بلکه هر یک از رنگ های مابین رنگهای مذکور، خود یک رنگ به حساب می آید. تعداد رنگهای موجود در طبیعت از تعداد رنگهاییکه انسان تابه حال نامگذاری کرده بسیار بیشتر است.
چرخش خورشید
خورشید تقریبا در هر ماه یک دور کامل به دور خود می چرخد. ولی از آنجائیکه خورشید یک جرم گازیست نه یک جرم جامد، قسمتهای مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت می کند. گازهای نزدیک به خط استوای خورشید در هر ۲۵ روز یک دور کامل حرکت می کنند، در حالیکه گردش کامل گازهای موجود در عرضهای جغرافی بالاتر ۲۸ روز به طول می انجامد. محور گردش خورشید با چند درجه شیب نسبت به محور گردش زمین قرار گرفته است بنابراین قطب جغرافی شمال یا قطب جغرافی جنوب آن معمولا از زمین قابل رویت است.
ارتعاش
ارتعاشات خورشید مانند زنگیست که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی* می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریعترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل ۲۰/۱ ثانیه دارد.
بیشتر امواج صوتی خورشید از “سلولهای حرارتی” موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. (*هوا دارای خاصیت ارتجاعی می‌باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می‌شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می‌راند و خود به حال اول بر می‌گردد. لایه جدیدی نیز لایه دیگری را به جلو می‌راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می‌گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از ۱۶ مرتبه در ثانیه تکرار ‌گردد صدا بوجود می‌آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می‌شود).این سلولها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه سلولهای حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامیکه سلولها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید جائیکه بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پائین رفتن سلولهای حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون سلولها خارج شوند.
از آنجائیکه اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پائین پیدا می کند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند، به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت میکند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.
میدان مغناطیسی
گاهی اوقات، میدان مغناطیسی خورشید به شکلی ساده و گاهی به شدت پیچیده است. زمانی میدان مغناطیسی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید مانند یک آهن ربای غول پیکر عمل کند. شما با انجام آزمایش براده آهن بر روی کاغذ و یک آهن ربا می توانید شکل میدان مغناطیسی آهن ربا را مشاهده کنید. بیشتر براده ها در حلقه های D شکلی که دو سر آهن ربا را به هم وصل می کنند تجمع می نمایند. فیزیکدانان میدان مغناطیسی را به صورت خطوطی فرضی که حلقه های براده آهن بر روی آنها قرار می گیرند ، فرض می نمایند. به این خطوط ، خطوط میدان مغناطیسی یا خطوط نیرو می گویند. دانشمندان به این خطوط، مسیر اختصاص داده اند. به یک سر آهن ربا قطب شمال مغناطیسی و به سر دیگر قطب جنوب مغناطیسی اطلاق می گردد. خطوط مغناطیسی از قطب شمال آهن ربا بیرون می آیند و با ایجاد یک خمیدگی از ناحیه قطب جنوب مغناطیسی وارد آهن ربا می شوند.
دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید انتقال حرارتی در خورشید است. هر ذره باردار الکتریکی می تواند با حرکت و جابجایی یک میدان مغناطیسی به وجود آورد. سلولهای حرارتی که از یونهای مثبت و الکترون ها تشکیل شده اند، به شکلی منتشر می گردند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می شود.
وقتی میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود، خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند. میدان مغناطیسی به دو دلیل این چرخش ها و پیچیدگی ها را به وجو می آورد: اول اینکه خورشید در منطقه استوایی بسیار سریع تر از قسمتهای دیگر حرکت می کند و دوم اینکه لایه های درونی خورشید بسیار سریع تر از سطح آن در گردشند. تفاوت در سرعت گردش در قسمتهای مختلف باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شوند. در نهایت، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می نمایند.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در برخی مناطق، میدان مغناطیسی هزاران بار قوی تر از میدان مغناطیسی عمومی خورشید است. در این مناطق، دسته هایی از خطوط مغناطیسی به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند. یکی از دو سر این حلقه ها، قطب شمال مغناطیسی است. در این نقطه جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد. سر دیگر این حلقه ها قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پائین و داخل خورشید است. در هر دو سر هر حلقه یک لکه خورشیدی پدیدار می گردد. خطوط مغناطیسی، یونها و الکترونها را به سمت بیرون لک های خورشیدی راهنمایی می کنند و به این صورت حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند.
تعداد لکه ها بر روی خورشید به اعوجاج های میدان مغناطیسی آن بستگی دارد. تغییر تعداد آنها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل، چرخه لکه های خورشیدی نامیده می شود. میانگین مدت یک چرخه حدود ۱۱ سال می باشد.
در پایان هر چرخه از لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی به سرعت دچار جابجایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاج های خود را از دست می دهد. فرض کنید که قطب شمال مغناطیسی خورشید در آغاز یک چرخه در ناحیه قطب شمال جغرافیایی خورشید قرار دارد. در زمان شروع چرخه بعدی، قطب شمال مغناطیسی خورشید در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد. یک تغییر قطبی از یک جهت به جهتی دیگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخه پیاپی و درنتیجه معادل ۲۲ سال می باشد.
ترکیب هسته ای
ترکیب هسته ای در مرکز خورشید به دلیل دما و تراکم فوق العاده زیاد می تواند صورت پذیرد. از آنجائیکه بار ذرات مثبت است، تمایل به دفع یکدیگر دارند اما دما و تراکم هسته خورشید به قدری زیاد است که می تواند آنها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.
رایج ترین ترکیب هسته ای در مرکز خورشید زنجیره پروتون-پروتون نام دارد. این فرایند زمانی انجام می گیرد که ساده ترین شکل از هسته های هیدروژن (دارای یک پروتون) در یک آن کنار هم قرار می گیرند. نخست، هسته ای متشکل از دو ذره به وجود می آید، سپس هسته ای با سه ذره و در نهایت هسته ای با چهار ذره شکل می گیرد. در این فرایند همچنین یک ذره الکتریکی خنثی به نام نوترینو پدیدار می گردد.
هسته نهایی شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هلیوم می باشد. جرم این هسته به مقدار بسیار اندکی کمتر از جرم چهار پروتونیست که هسته از آن تشکیل شده است. جرم از دست رفته به انرژی تبدیل شده است. این مقدار از انرژی به کمک فرمول مشهور فیزیکدان آلمانی، آلبرت اینشتین، E=mc۲ قابل محاسبه است. در این معادله E به معنای انرژی، m به معنای جرم و c به معنای سرعت نور می باشد.
مقایسه با دیگر ستارگان
کمتر از ۵ درصد ستارگان در کهکشان راه شیری نورانی تر یا سنگین تر از خورشید می باشند. ولی برخی از ستارگان بیش از ۱۰۰.۰۰۰ برابر نورانی تر از خورشید، و برخی از آنها جرمی بیش از ۱۰۰ برابر جرم خورشید را دارند. از سویی دیگر، برخی ستارگان نیز کمتر از ۰۰۰۱/۰ خورشید نور دارند، و یک ستاره می تواند کمتر از ۰۷/۰ جرم خورشید را داشته باشد. ستاره های داغ تری وجود دارند که بسیار آبی تر از خورشیدند و ستارگان سردتری نیز وجود دارند که سرخ تر از خورشید هستند.
خورشید نسبتا جوان و متعلق به نسلی از ستارگان به نام “جمعیت I ستارگان” می باشد. یک نسل قدیمی تر از ستارگان را با نام “جمعیت II ستارگان” می شناسیم. احتمال وجود نسلی قدیمی تر به نام “جمعیت III ستارگان” نیز وجود دارد که البته تا کنون هیچ عضوی از این گروه شناسایی نشده است.
مناطق خورشید
خورشید و اتمسفر آن از چندین منطقه یا لایه تشکیل شده اند. از داخل به خارج، بخش داخلی خورشید متشکل از هسته، منطقه تابشی و منطقه حرارتی می باشد. اتمسفر خورشید نیز از لایه های فوتوسفر، کرومسفر، منطقه انتقالی و تاج خورشید تشکیل شده است. فراتر از تاج خورشید، بادهای خورشیدی، که معمولا جریانات برخواسته از گازهای تاج خورشید می باشند، وجود دارند.
از آنجائیکه ستاره شناسان قادر به دیدن درون خورشید نیستند، کلیه دریافت ها به صورت غیر مستقیم حاصل می گردد. برخی از اطلاعات بر اساس قسمتهای قابل مشاهده از خورشید به دست آمده اند. برخی از این اطلاعات نیز بر پایه محاسبات انجام شده با داده هایی از مناطق قابل رویت پیرامون خورشید ثبت گردیده است.
هسته
منطقه هسته از مرکز خورشید تا حدود یک چهارم به سمت سطح خورشید گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشید اما تقریبا نصف جرم آن را دارد. حداکثر دمای این منطقه ۱۵ میلیون کلوین است. چگالی آن به ۱۵۰گرم در هر سانتیمتر مکعب، تقریبا ۱۵ برابر چگالی سرب، می رسد.
دما و چگالی بالای هسته به سبب فشار بسیار زیادی، معادل حدودا ۲۰۰ بیلیون بار بیشتر از فشار جو زمین در سطح دریا، می باشد. فشار زیاد هسته با در بر گرفتن همه گازهای خورشید، مانع از فروپاشی آن می شود. در واقع هسته با داشتن این فشار زیاد، وزن خورشید را تحمل میکند.
تقریبا همه ترکیبات اتمی در این منطقه صورت می گیرند. مانند سایر قسمتهای خورشید، هسته آن نیز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هیدروژن، ۲۶ درصد هلیوم و ۲ درصد عناصر سنگین تر تشکیل شده است. ترکیبات اتمی به تدریج محتویات هسته را تغییر داده اند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هیدروژن در قسمتهای مرکزی هسته و ۶۵ درصد آن در مرزهای بیرونی هسته متمرکزند.
منطقه تابشی
پیرامون هسته، پوسته ضخیمی به نام منطقه تابشی وجود دارد. ضخامت این پوسته تا ۷۰ درصد از شعاع خورشید پیش رفته است. این منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آن را شامل می شود.
این منطقه به دلیل اینکه انرژی غالبا در این جا به صورت نور و تشعشع سفر می نماید، منطقه تابشی نام گرفته است. فوتون های به وجود آمده در هسته از میان لایه های پایدار گاز عبور می کنند. اما آنها به خاطر غلظت شدید ذرات گاز دچار پراکندگی شده و گاهی مدت ۱ میلیون سال طول می کشد که یک فوتون از این منطقه گذر کند.
در پایین منطقه تابشی، چگالی معادل ۲۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب (حدودا دو برابر چگالی سرب) و دما ۸ میلیون K می باشد. در بالای منطقه تابشی، چگالی معادل ۰.۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب و دما ۲ میلیون K است.
ترکیبات عناصر در منطقه تابشی از زمان تولد خورشید تا به امروز به همین شکل باقی مانده است. درصد عناصر در بالای منطقه تابشی بسیار شبیه به سطح خورشید میباشد.
منطقه حرارتی
بالاترین لایه درونی خورشید، منطقه حرارتی، از منطقه تابشی تا سطح خورشید کشیده شده است. این منطقه از سلول های حرارتی در حال جوش تشکیل شده است که ۶۶ درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالای منطقه، چگالی نزدیک به صفر و دما حدود ۵۸۰۰ K می باشد. از آنجا که فوتون های خارج شده از منطقه تابشی باعث داغ شدن سلولهای حرارتی می گردند، این سلولها به سمت سطح خورشید در جوش و التهابند.
ستاره شناسان تا کنون دو نوع از سلولهای حرارتی را مشاهده کردند. سلولهای دانه ای (granulation) و سلولهای ریز دانه ای (supergranulation). سلولهای دانه ای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر و سلولهای ریزدانه ای در منطقه ای باضخامت تقریبی۳۰۰۰۰ کیلومتر می باشند.
فوتوسفر
پایین ترین لایه اتمسفر خورشید فوتوسفر نام دارد. این منطقه نوری را که ما می بینیم متساطع می نماید. ضخامت فوتوسفر ۵۰۰ کیلومتر است. ولی بخش اعظم نوری که ما مشاهده می کنیم از پایین ترین قسمتهای این منطقه که ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ کیلومتر است ناشی می شود. ستاره شناسان گاهی این قسمت را، سطح خورشید می دانند. در پایین فوتوسفر دما ۶۴۰۰K و در بالای آن ۴۴۰۰K می باشد.
فوتوسفر از شمار زیادی دانه تشکیل شده که در بالای سلولهای دانه ای قرار دارند. یک دانه معمولی حدو ۱۵ تا ۲۰ دقیقه عمر می کند. میانگین چگالی فوتوسفر کمتر از یک میلیونیم گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. به نظر می رسد که این مقدار چگالی بسیار ناچیز است اما در هر سانتیمتر مکعب از این منطقه بین ده ها تریلیون تا صدها تریلیون ذرات خاص وجود دارند.
کرومسفر
منطقه بعدی کرومسفر است. مهمترین خصوصیت این منطقه افزایش دما بین ۱۰.۰۰۰K تا ۲۰.۰۰۰K می باشد.
ستاره شناسان نخست طیف کرومسفر را در هنگام کسوف های کامل شناسایی کردند. این طیف پس از آنکه ماه فوتوسفر را می پوشاند، قبل از پوشیده شدن کرومسفر در سایه ماه، قابل رویت است. این حالت تنها چند ثانیه به طول می کشد. خطوطی که از این طیف منتشر می شوند مانند نور فلش به طور ناگهانی به چشم می خورند، از این رو به این طیف، طیف فلش می گویند.
کرومسفر ظاهرا از تشکیلاتی شبیه میخ به نام “خار” ساخته شده است. یک خار معمولی حدود ۱۰۰۰ کیلومتر عرض و تا ۱۰.۰۰۰ کیلومتر ارتفاع دارد. چگالی کرومسفر حدود ۱۰ بیلیون تا ۱۰۰ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب است.
منطقه انتقالی
دمای کرومسفر تا حدود ۲۰.۰۰۰K ، و دمای تاج خورشید به بیش از ۵۰۰.۰۰۰K می رسد. بین دو منطقه مذکور، منطقه ای با میانگین دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالی می گویند. این منطقه بیشتر انرژی خود را از تاج خورشید می گیرد و بیشتر نور خود را به شکل فرابنفش متساطع می نماید.
ضخامت منطقه انتقالی چند صد تا چندین هزار کیلومتر است. در برخی قسمتها، خارهای کرومسفر که نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و به اتمسفر خورشید می رسند. در برخی قسمتها نیز ترکیبات داغ تاج خورشید تا نزدیکی فوتوسفر فرو می رود.
تاج خورشید
تاج خورشید بخشی از اتمسفر آن است و دمایی متجاوز از ۵۰۰.۰۰۰K دارد. تاج خورشید متشکل از گازهای یونیزه شده به شکل رود و یا حلقه ای می باشد. ترکیبات و ساختمان تاج خورشید به صورت عمودی به سطح آن متصل است و میادین مغناطیسی که از اعماق خورشید ساطع می گردند منجر به شکل گیری این منطقه می شوند. دمای هر یک از جریانات تاج خورشید به خطوط میدان مغناطیسی شکل دهنده همان جریان بستگی دارد.
دمای نزدیک ترین بخش از تاج خورشید به سطح آن حدودا بین ۱ تا ۶ میلیون K و چگالی آن معادل ۱۰۰ میلیون تا ۱ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد. دمای این منطقه هنگام وقوع یک فوران به ده ها میلیون کلوین می رسد.
بادهای خورشیدی
تاج بسیار داغ خورشید در فضا منتشر و دائم در آن گسترده می شود. به جریان گازهای تاج خورشید در فضا، بادهای خورشیدی می گویند. چگالی این بادها در نزدیکی خورشید تقریبا بین ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد.
باد خورشیدی با سرعتی معادل صدها کیلومتر در ثانیه از خورشید به هر سوی می وزد. در فواصل زیادی از خورشید یعنی فراتر از مدار پلوتو، از سرعت این باد که مافوق صوت می باشد، کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می گردد.
بادهای خورشیدی به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره اشک به نام هلیوسفر، در فضای میان سیاره ای گسترده شده است. خورشید و همه سیاره های آن درون هلیوسفر می باشند. فراتر از مدار پلوتو، دورترین سیاره از خورشید، هلیوسفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد. گرچه اتمهای موجود در فضای بین ستاره ای می توانند در این حباب نفوذ نمایند اما در واقع می توان گفت که همه مواد تشکیل دهنده هلیوسفر از خود خورشید ناشی می شوند.
فعالیت های خورشیدی
میدان های مغناطیسی خورشید از منطقه حرارتی، بالا رفته و از میان مناطق فوتوسفر، کرومسفر و تاج خورشیدی سر بر می آورند. این جریانات مغناطیسی منجر به شکل گیری فعالیت های خورشیدی می گردند. این فعالیت ها شامل پدیده هایی به نام لکه های خورشیدی، شعله های بلند، زبانه ها و فوران های تاج خورشید می باشند.
زبانه های خورشیدی
زبانه های خورشیدی انفجارهای مهیبی در سطح خورشید می باشند. در مدت زمانی معادل چند دقیقه یک زبانه می توانند دمای مواد موجود را تا میلیون ها درجه افزایش دهد و انرژیی آزاد نماید که معادل انرژی آزاد شده توسط یک هزار بیلیون تن TNT می باشد. این انفجارها در نزدیکی لکه های خورشیدی، معمولا در راستای خطوطی بین دو سر میدان مغناطیسی رخ می دهند.
زبانه ها انرژی را به اشکال گوناگونی مانند پرتوهای الکترومغناطیس (پرتوهای گاما و ایکس) و ذرات باردار (پروتون و الکترون) آزاد می کنند.
دانشمندان برای نخستین بار به این نتیجه رسیدند که زبانه ها و فوران های خورشیدی لرزه هایی را در اعماق خورشید به وجود می آورند که بسیار شبیه به زمین لرزه در سیاره ما می باشند. محققان زبانه ای را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ای بسیار شدید در اعماق خورشید گردید. این لرزه ۴۰ هزار بار بیشتر از زمین لرزه شدید سانفرانسیسکو در سال ۱۹۰۶ انرژی آزاد نمود. مقدار این انرژی آزاد شده به حدی بود که می توانست برق مصرفی ایالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامین نماید.
مناطقی که لکه های خورشیدی و فوران ها در آنها شکل می گیرند، مناطق فعال نامیده می شوند. مقدار فعالیت های خورشیدی از ابتدای یک چرخه لکه خورشیدی، به تدریج افزایش می یابد و با گذشت پنج سال به حداکثر می رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتی از صفحه خورشید که ما می بینیم، تعداد آنها از صفر تا ۲۵۰ لکه تغییر می کند.
لکه های خورشیدی
لکه ها ی خورشیدی مناطقی تیره و تقریبا دایره ای شکل در سطح خورشید می باشند. آنها زمانی شکل می گیرند که دسته ای از خطوط مغناطیسی درون خورشید به سطح آن می رسند.
دمای لکه ها از دمای مناطق اطرافشان کمتر و میدان مغناطیسی در آنها بسیار قوی است. دمای لکه های خورشیدی بین ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ کلوین و دمای سطح خورشید ۵۷۰۰ کلوین است. به همین دلیل آنها تیره تر از سطح ستاره به نظر می رسند.
داده های رصدی از دهه ۸۰ قرن بیستم نشان می دهند که تعداد لکه های خورشیدی با شدت تابش خورشید مرتبط است. جالب این که هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد،

[sajadhoosein]

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ونوس، جواهری در آسمان



ونوس (ناهید یا زهره) به دلیل تشابه اندازه، جرم، چگالی و حجم به خواهر دوقلوی زمین شهرت گرفته است. قطر این سیاره در حدود ۱۲.۱۰۰ کیلومتر و تقریبا ۶۴۴ کیلومتر کمتر از قطر زمین می باشد. هیچ سیاره ای به اندازه ونوس به زمین نزدیک نمی شود. در نزدیکترین حالت، فاصله ونوس از زمین حدود ۳۸.۲ میلیون کیلومتر است. ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ])
از منظر ساکنین زمین، ونوس از هر سیاره و حتی ستاره دیگری درخشان تر است. در زمانهای مشخصی از سال، ونوس اولین سیاره یا ستاره ایست که در هنگام غروب در قسمت غربی آسمان مشاهده می شود. در زمانهای دیگر، ونوس آخرین سیاره یا ستاره ایست که پس از طلوع آفتاب در قسمت شرقی آسمان وجود دارد. هنگامیکه ونوس در آستانه درخشانترین فاز خود است، در نور روز نیز قابل مشاهده می باشد.
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ستاره شناسان دوران باستان، جرمی را که به هنگام روز مشاهده می کردند، فسفر (به معنای جسم تابنده) و جرمی را که به هنگام غروب در آسمان می دیدند، هسپروس (Hesperus) به معنای ستاره شامگاهی، نامگذاری کرده بودند. بعدها آنها فهمیدند که این دو جرم در واقع یک سیاره است و آن را به افتخار الهه عشق و زیبایی ونوس نامیدند.
مدار
ونوس دومین سیاره از منظومه شمسی است که میانگین فاصله آن تا خورشید ۱۰۸.۲ میلیون کیلومتر می باشد. به منظور قیاس، لازم به ذکر است که فاصله زمین، سومین سیاره منظومه از خورشید ۱۵۰ میلیون کیلومتر و فاصله عطارد، نخستین سیاره منظومه از خورشید ۵۷.۹ میلیون کیلومتر می باشد.
سیاره ونوس تقریبا در یک مدار دایره شکل به دور خورشید در گردش است. دورترین فاصله این سیاره از خورشید ۱۰۸.۹ میلیون کیلومتر و کمترین فاصله آن ۱۰۷.۵ میلیون کیلومتر می باشد. مدار بقیه سیارات منظومه شمسی بیضی شکل است. یک سال در ونوس معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد.
فاز
هنگام رصد ونوس به کمک تلسکوپ تغییراتی در شکل و اندازه آن مشاهده می شود. این تغییرات آشکار را که شبیه تغییرات ظاهری ماه است، فاز می نامند. این تغییرات به این دلیل است که در زمانهای مختلف، قسمتهای روشن سیاره که از زمین دیده می شوند متفاوت می باشند.
از آنجائیکه زمین و ونوس هر دو به دور خورشید در گردشند، هر ۵۸۴ روز یکبار ونوس در گوشه ای از خورشید مشاهده می شود. در این هنگام تقریبا همه قسمتهای روشن سیاره قابل رویت است. با حرکت ونوس به دور خورشید و به سمت زمین، قسمتهای روشن آن کمتر و سایز سیاره بزرگتر به نظر می رسد. پس از گذشت تقریبا ۲۲۱ روز، تنها نیمی از سیاره قابل رویت است. پس از ۷۱ روز دیگر، ونوس به سمتی از خورشید که زمین نیز در آنجا قرار می گیرد، نزدیک می شود و تنها هلال باریکی از آن قابل رویت خواهد بود.
هنگام حرکت ونوس به سمت زمین، این سیاره نزدیک غروب دیده می شود و ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]) هنگام عبور این سیاره پس از زمین، صبح زود مشاهده می گردد.
گردش سیاره
در حالیکه ونوس به دور خورشید در حرکت است، به آرامی حول محور طولی خود نیز گردش می کند. محور طولی ونوس عمود بر صفحه گردش مداری سیاره نیست بلکه نسبت به آن زاویه ای حدود ۱۷۸ درجه دارد. بر خلاف زمین، ونوس در جهت گردش خود به دور خورشید، حول محور طولی خود نمی چرخد بلکه بر خلاف آن در حرکت است. از منظر بیننده ای که بر روی ونوس است، خورشید از غرب طلوع و از شرق غروب می کند. هر دور وضعی و به عبارتی هر یک روز در این سیاره معادل ۲۴۳ روز زمینی طول می کشد و از یکسال آن که معادل ۲۲۵ روز زمینی می باشد، طولانی تر است.
سطح و جو
گرچه ونوس خواهر دوقلوی زمین است اما شرایط سطح آن با زمین تفاوت های بسیار زیادی دارد. سیاره شناسان مشکلات زیادی برای شناسایی شرایط سطح این سیاره داشتند به این دلیل که جو ونوس همیشه با لایه ای بسیار ضخیم از ابر اسید سولفوریک پوشیده شده است. آنها برای شناخت این سیاره از رادار، تجهیزات رادیویی ستاره شناسی و کاوشگرهای فضایی استفاده می کنند ([ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]). تا همین اواخر، بیشتر دانش سیاره شناسان از ونوس توسط رادارهای مشاهده گر زمینی، کاوشگر ونرای (Venera) جماهیر شوروی و کاوشگر پایونیر (Pioneer) ایالات متحده به دست آمده بود. در سال ۱۹۹۰، کاوشگر ماژلان (Magellan) ایالات متحده گردش خود به دور ونوس را آغاز کرد و توسط رادار از سطح این سیاره نقشه هایی تهیه نمود.
سطح ونوس بسیار داغ و بسیار خشک است. به دلیل دمای بسیار زیاد وجود آب مایع در سطح آن غیر ممکن است.
سطح این سیاره پوشیده از منطقه های گوناگونی شامل سطوح مسطح، کوهستان، دره و شیار است. حدود ۶۵ درصد از سیاره را دشتهای صاف و مسطح پوشانده است. در این دشتها هزاران دهانه آتشفشان با قطرهای مختلف از ۸/۰ تا ۲۴۰ کیلومتر وجود دارد. شش منطقه کوهستانی ۳۵ درصد از سطح سیاره را به خود اختصاص داده اند. ارتفاع یکی از این کوهستانها به نام مکسول (Maxwell) که در منطقه ایشتار ترا (Ishtar Terra) قرار گرفته است ۳/۱۱ کیلومتر و طول آن حدود ۸۷۰ کیلومتر می باشد. این مرتفع ترین منطقه بر روی ونوس است. در منطقه ای به نام بتا رژیو (Beta Regio) دره ای به عمق ۱ کیلومتر وجود دارد.
چاله هایی نیز در سطح ونوس به دلیل برخورد سنگ های آسمانی با سیاره وجود دارند. ماه، مریخ و عطارد با چنین چاله هایی پوشیده شده اند ولی تعداد چاله ها بر روی ونوس به طور قابل توجهی اندک است. از کمیاب بودن این چاله ها بر روی ونوس، سیاره شناسان چنین استنتاج نموده اند که عمر سطح فعلی سیاره ونوس کمتر از ۱ بیلیون سال است.
مناطقی بر روی ونوس وجود دارند که به هیچ چیز بر روی زمین شبیه نیست. برای مثال تاجهایی حلقه مانند با قطرهای مختلف (بین ۱۵۵ تا۵۸۰ کیلومتر) که دانشمندان تصور می کنند این تاجها در اثر خروج مواد مذاب از دل این سیاره شکل می گیرند. همچنین در ونوس مناطقی وجود دارد که در آنجا شیارها و لبه هایی در جهات مختلف به وجود آمده اند.
جو ونوس از بقیه سیارات منظومه شمسی سنگین تر است. به طور عمده این جو شامل دی اکسید کربن، مقدار کمی نیتروژن و بخار آب می باشد. مقادیر بسیار اندکی آرگون، مونوکسید کربن، نئون و دی اکسید سولفور نیز در آن ردیابی شده است. فشار جوی در ونوس ۹.۱۲۲ کیلو پاسکال تخمین زده می شود. این مقدار ۹۰برابر فشار جوی در زمین (معادل ۱۰۱ کیلو پاسکال) است.
دما
دمای لایه های بالایی جو ونوس به طور میانگین ۱۳ درجه سانتیگراد می باشد، در حالیکه دمای سطح این سیاره به ۴۶۵ درجه سانتیگراد می رسد. ونوس داغ ترین سیاره منظومه شمسی و داغ تر از اغلب کوره ها است.
گیاهان و جانداران زمینی به دلیل دمای بسیار زیاد ونوس نمی توانند به حیات در این سیاره ادامه دهند. دانشمندان هنوز هیچ گونه ای از حیات را بر روی این سیاره کشف ننموده و تردید دارند که نوعی از آن در آینده پیدا شود.
بیشتر دانشمندان بر این باورند که دمای شدید سطح ونوس به دلیل تاثیرات پدیده گلخانه ایست. یک گلخانه به پرتوهای پر انرژی خورشید اجازه ورود می دهد ولی از خروج گرما جلوگیری می کند. ابرهای ضخیم و اتمسفر غلیظ ونوس نیز به همین شکل عمل می کنند. پرتوهای تابناک خورشید به درون جو سیاره راه پیدا می کنند اما انبوه قطرات بسیار ریز اسید سولفوریک و مقادیر زیاد دی اکسید کربن در ابرهای ونوس، به نظر مانند تله ای، بیشتر انرژی خورشید را در سطح سیاره محبوس کرده اند.
جرم و چگالی
جرم ونوس تقریبا چهار پنجم جرم زمین است. نیروی گرانش آن کمی از گرانش زمین کمتر می باشد از این رو جرمی معادل ۱۰۰ پوند بر روی زمین، حدود ۸۸ پوند بر روی ونوس وزن خواهد داشت. چگالی ونوس نیز اندکی از چگالی زمین کمتر است.
پروازهایی به ونوس
[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ونوس نخستین سیاره ای بود که توسط یک فضاپیمای در حال عبور مورد مشاهده قرار گرفت. فضاپیمای بدون سرنشین مارینر ۲ ایالات متحده در ۱۴ دسامبر ۱۹۶۲ از فاصله ۳۴.۷۶۰ کیلومتری این سیاره عبور نموده و موفق به اندازه گیری شرایط مختلف سطح و اطراف سیاره گردید. برای مثال به کمک تجهیزات خاصی که در فضاپیما وجود داشت، دمای شدید سیاره اندازه گیری شد.
دو فضاپیمای بدون سرنشین شوروی نیز در سال ۱۹۶۶به کاوش در ونوس پرداختند. ونرا ۲ (Venera ۲) در ۲۷ فوریه از ۲۴.۰۰۰ کیلومتری ونوس عبور کرد و ونرا ۳ (Venera ۳) در اول مارس با اتمام ماموریت خود به درون سیاره سقوط نمود.
در اکتبر ۱۹۶۷، از دو کشور ایالات متحده و شوروی فضاپیماهایی به ونوس ارسال شد. ونرا ۴، فضاپیمای شوروی، کپسول تجهیزات را توسط پاراشوت به داخل جو سیاره انداخت. مارینر ۵، فضاپیمای ایالات متحده، از ۳.۹۹۰ کیلومتری سیاره عبور نمود. این فضاپیما میدان مغناطیسی شناسایی ننمود. هر دو فضاپیما وجود مقادیر زیادی دی اکسید کربن در جو سیاره را گزارش کردند. در ۱۵ دسامبر ۱۹۷۰، ونرا ۷ ، فضاپیمای شوروی، بر روی ونوس فرود آمد. در ۵ فوریه ۱۹۷۴، ایالات متحده کاوشگر سیاره ای خود، مارینر ۱۰ را به نزدیکی این سیاره فرستاد. این کاوشگر برای نخستین بار تصاویری که در فاصله نزدیک از ونوس تهیه نمود را به زمین ارسال کرد.
در ۲۲ اکتبر ۱۹۷۵، فضاپیمای بدون سرنشین شوروی به نام ونرا ۹ بر روی ونوس فرود آمده و اولین تصاویر از سطح سیاره را تهیه نمود. سه روز بعد فضاپیمای بعدی شوروی یعنی ونرا ۱۰ به ونوس رسید. این فضاپیما تصاویری از سطح ونوس تهیه کرد، فشار جوی سیاره را اندازه گیری نمود و ترکیب بندی سنگ های سطح سیاره را مشخص کرد.
چهار فضاپیمای بدون سرنشین در دسامبر سال ۱۹۷۸، به ونوس رسیدند. فضاپیمای ایالات متحده به نام پایونیر ونوس ۱ (Pioneer Venus ۱) گردش خود به دور ونوس را در ۴ دسامبر آغاز کرد. این فضاپیما تصاویر راداری از ونوس را برای ما ارسال نمود، از سطح سیاره نقشه ای تهیه کرد و دمای ابرهای بالای سیاره را اندازه گرفت. در نهم دسامبر، پایونیر ونوس ۲ وارد جو ونوس شده و چگالی و ترکیب بندی شیمیایی آن را اندازه گیری کرد. در ۲۱ دسامبر، ونرا ۱۲، فضاپیمای شوروی، در این سیاره فرود آمد. چهار روز بعد ونرا ۱۱ نیز به ورنا ۱۲ پیوست. هر دوی آنها اطلاعاتی در مورد لایه های پائینی جو ونوس ارسال نمودند.
دو فضاپیمای دیگر نیز از شوروی در سال ۱۹۸۲ بر سطح ونوس فرود آمدند. ونرا ۱۳، در ۱۴ مارس و ونرا ۱۴، در پنجم همان ماه. هر دوی آنها ضمن ارسال تصاویر به دست آمده، به آنالیز نمونه های خاک این سیاره نیز پرداختند. در اوایل اکتبر ۱۹۸۳، دو فضاپیمای دیگر شوروی به کمک رادار از قسمتهای شمالی ونوس نقشه برداری کردند. ونرا ۱۵ و ونرا ۱۶ کار نقشه برداری خود را در سال ۱۹۸۴ به اتمام رساندند. هر دوی آنها تصاویر شفاف و واضحی از سطح ونوس تهیه کردند.
فضاپیمای ماژلان ایالات متحده گردش خود به دور سیاره را در ۱۰ آگوست ۱۹۹۰ آغاز نمود. در تصاویر راداری به دست آمده توسط ماژلان، اجرام یا بخش هایی به وسعت ۱۰۰ متر قابل تفکیک می باشند.
جدول آماری ونوس
جرم (کیلوگرم) ۴.۸۶۹e+۲۴
جرم (زمین =۱) .۸۱۴۷۶
شعاع استوایی ۶,۰۵۱.۸
شعاع استوایی (زمین =۱) .۹۴۸۸۶
میانگین چگالی (گرم در سانتیمتر مکعب) ۵.۲۵
میانگین فاصله از خورشید (کیلومتر) ۱۰۸,۲۰۰,۰۰۰
میانگین فاصله از خورشید (زمین =۱) ۰.۷۲۳۳
گردش وضعی (روز) -۲۴۳.۰۱۸۷
گردش مداری (روز) ۲۲۴.۷۰۱
میانگین شتاب مداری (کیلومتر در ثانیه) ۳۵.۰۲
زاویه محور طولی (درجه) ۱۷۷.۳۶
زاویه صفحه مداری (درجه) ۳.۳۹۴
گرانش سطح در منطقه استوایی ۸.۸۷
شتاب فرار در منطقه استوایی (کیلومتر در ثانیه) ۱۰.۳۶
میانگین دمای سطح ۴۸۲°C
فشار جو (بار) ۹۲
دی اکسید کربن موجود در جو ۹۶%
نیتروژن موجود در جو ۳+%
منابع:
Head, James W. , III. “Venus.” World Book Online Reference Center. ۲۰۰۴. World Book, Inc.
solarviews.com
daneshnameh.roshd.ir
گردآوری و ترجمه: لنا سجادیفر

[sajadhoosein]

ناسا قصد دارد کره زمین را جابجا کند!

[ برای مشاهده لینک ، لطفا با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

دانشمندان یک روش غیرمعمول برای غلبه بر گرمای کره زمین یافته اند و آن هم این است که کره زمین را به یک مدار دور تر از خورشید یعنی یک منطقه خنک تر حرکت بدهند!

این ایده عجیب زائیده ی ذهن مهندسان ناسا و یکسری از اخترشناسان آمریکایی ست که معتقدند این روش حدود ۶ بیلیون سال به عمر سیاره ما اضافه می کند، به عبارت دیگر عمر مفید زمین ۲ برابر خواهد شد! برای این کار طرح هایی هم ارائه داده اند.

جالب است بدانید که برای این کار نیاز به نیروی عظیمی برای حرکت دادن کره زمین نیست. فقط کافی ست یک ستاره ی دنباله دار را به سمت زمین هدایت کنند.

دکتر Laughlin که در مرکز تحقیقات ناسا در کالیفرنیا کار می کند گفته است که برای این کار فقط لازم است یک ستاره ی دنباله دار و یا شهاب آسمانی را به سمت زمین هدایت کنیم به طوری که با سرعت از کنار و نزدیک زمین رد بشود و به این طریق می توان از نیروی گرانشی شهاب که روی زمین اثر خواهد گذاشت استفاده کرد. در نتیجه ی اینکار سرعت مداری زمین افزایش پیدا می کند و به یک مدار بالاتر می رود که از خورشید دورتر است و به این ترتیب به یک منطقه ی خنک تر هدایت می شویم.

همچنین این مهندسان گفته اند که پس از این کار، باید این ستاره ی دنباله دار را به سوی زحل یا مشتری هدایت کرد تا روند رو به عقب اتفاق بیفتد و انرژیش را از یکی از این ۲ سیاره غول آسا بگیرد. بعدها مدارش آن را دوباره به سمت زمین برخواهد گرداند و این روند همچنان تکرار خواهد شد!

این گروه گفته اند که هدفشان در نجات کره زمین کاملا جدی ست و تنها چیزی که احتیاج دارند پرتاب یک موشک شیمیایی به یک شهاب آسمانی یا ستاره ی دنباله دار است که در زمان مقرر باعث آتش گرفتنش بشود که چنین دانشی همین حالا هم وجود دارد!

این طرح جنبه های نگران کننده ی زیادی دارد. مهندسین هوافضا باید برای هدایت شهاب و یا ستاره ی دنباله دار به سمت زمین نهایت دقت را بکنند زیرا کوچک ترین اشتباهی در این زمینه، کره زمین رو به مداری جلوتر خواهد برد (مدار آتش) و عواقب ویرانگری را در پی خواهد داشت. کباب شدن محیط زیست زمین کم ترین آن ها خواهد بود.