کليه مقالات نجوم

[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






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.

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.

«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.

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.

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.

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.

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!

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؟
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.
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.
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؟
در 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 تلسکوپ 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؟
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؟
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.