ستاره دنباله دار

هر ستاره دنباله دار، هسته اي متشكل از يخ و غبار (موسوم به گلوله برفي كثيف) دارد كه پهناي آن حدود 20 كيلومتر (12 مايل) است. هنگاميكه اين ستاره به خورشيد نزديك مي گردد، هسته اش تبخير شده و سري درخشان و دنباله اي طولاني شكل مي گيرد.

 

بخش اعظم ميلياردها ستاره دنباله دار منظومه شمسي، در محدوده هاي دور دست آن قرار دارند، اما مدار بعضي از اين ستارگان از نزديكي خورشيد عبور مي كند و اين امر موجب مي شود تا شب هنگام در آسمان بخوبي ديده شوند.

تمام منظومه شمسي ما از جمله دنباله دارها حدود4.5 ميليون سال پيش از رمبيدن يك توده ي بزرگ ابر و گاز به وجود آمد.اين توده ابتدا به آرامي مي چرخيد ولي هر چه رمبش ادامه پيدا كرد ،چرخش سريعتر شد و دماي آن بالا رفت.(درست مثل اين كه يك اسكيت باز با جمع كردن دستانش سريعتر مي چرخد). اين چرخش سريع از ريختن همه ي مواد به داخل هسته جلوگيري كرد.در عوض اين ابر و مواد موجود در آن به شكل يك صفحه ي تخت متراكم گشت.در همين زمان دماي هسته ي اين ابر بالا رفت تا آن جا كه همجوشي هسته اي آغاز گشت و بدين گونه خورشيد به وجود آمد. با وجود اين مناطق خارجي اين صفحه كاملا سرد بود .به علت كم بودن دما دانه هاي يخ شكل گرفتند و با تجمع آن ها توده هاي يخي با بزرگي چند كيلومتر شكل گرفتند،و توده هاي بزرگتر نيز سياره ها را شكل دادند.

پهناي هسته يك ستاره دنباله دار فقط چند كيلومتر مي باشد، اما دنباله آن بسيار طولاني است. ستاره دنباله دار عظيمي كه در سال 1843 ديده شد، داراي دنباله اي بطول 330 ميليون كيلومتر (205 ميليون مايل) بود. چگالي اين دنباله ها حتي از بهترين خلئي كه در شرايط آزمايشگاهي در روي زمين ايجاد شده، كمتر است.

چرا ستاره هاي دنباله دار دنباله دارند؟

دنباله ي يك دنباله دار بارزترين مشخصه آن است. همچنانكه دنباله دار به خورشيد نزديك تر مي شود دم درخشاني در امتداد آن و در جهت مخالف خورشيد گسترش مي يابد. در فاصله اي زياد از خورشيد هسته دنباله دار ها سرد و مواد داخل آن منجمد مي باشند. با نزديك شدن به خورشيد باد هاي شديد خورشيدي قسمتي از هسته را تصعيد مي كنند كه اين مواد كما را تشكيل مي دهند. فعل و انفعالاتي كه باد هاي خورشيدي روي كما انجام مي دهند باعث به وجود آمدن هسته مي شوند. ساختار شيميايي كما مواد تشكيل دهنده دنباله را تعيين مي كند. ممكن است به نظر آيد كه دنباله داري دم ندارد ولي واقعا اين طور نيست بلكه دنباله آن قدر شفاف است كه ديده نمي شودولي دانشمندان با استفاده از فيلتر هاي مخصوص قادر به ديدن آن ها هستند.مثلا دم دنباله دار هيل پاب(1997)به راحتي در نور مرئي ديده مي شد ولي عكس هايي كه با فيلترتهييه شده بودند وجود تعدادي دنباله تشكيل شده از غبار و گاز هاي يونيده را نشان دادند.

 

انواع دنباله ها:

دو نوع دنباله وجود دارد:غبار و گاز يونيده.يك دم تشكيل شده از غبار محتوي ذراتي به بزرگي ذرات موجود دردود مي باشد.اين نوع دم هنگامي تشكيل مي شود كه يك باد خورشيدي مقداري ماده از كما جدا مي كند.چون اين ذرات بسيار كوچكند با كوچكترين نيرويي جابجا مي شوند در نتيجه اين دنباله ها مامولا پخش و خميده اند.دنباله هاي گازي وقتي تشكيل مي شوند كه نورخورشيد مقداري از مواد كما را يونيده مي كند و سپس يك باد خورشيدي اين مواد يونيده را از كما دور ميكند.دنباله هاي يوني معمولا كشيده تر و باريك ترند.هر دوي اين دنباله ها ممكن است تا ميليون ها كيلومتر در فضا پراكنده شوند.وقتي كه دنباله دار از خورشيد دور ميشود دم و كما ازبين ميروند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقي مي مانند.تحقيقات راجع به ستاره دنباله دار هيل پاب وجود نوعي دم رانشان داد كه شبيه دنباله هاي تشكيل شده از غبار بود ولي از سديم خنثي تشكيل شده بود.(همان طور كه گفتيم مواد موجود در هسته نوي كما و دنباله را تعيين مي كنند).

دنباله دار ها از كجا مي آيند؟

دنباله دار ها در دو جا به طور بارز يافت مي شوند :كمر بند كوييپر و ابر اورت.دنباله دار هاي كوتاه مدت معمولا از ناحيه اي به نام كمربند كوييپر مي آيند.اين كمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است.اولين جرم متعلق به كمربند كوييپر در سال 1922 كشف شد.اين اجسام معمولا كوچك هستند و اندازه ي آن ها از 10 تا 100 كيلومتر تغيير مي كند.طبق رصد هاي هابل حدود 200ميليون دنباله دار در اين ناحيه وجود دارد كه گمان مي رود از ابتداي تشكيل منظومه ي شمسي بدون تغيير مانده اند.دنباله دار هاي با تناوب طولاني مدت از ناحيه اي كروي متشكل از اجرام يخ زده به نام ابر اورت سرچشمه مي گيرند.اين اجرام در دورترين قسمت منظومه ي شمسي قرار دارند و از آمونياك منجمد ، متان ، سيانوژن ، يخ آب و صخره تشكيل شده اند.معمولا يك اختلال گرانشي باعث راه يافتن آن ها به داخل منظومه ي شمسي مي شود.

مسير حركت دنباله دارها

مدار سيارات نزديك به دايره است حال آن كه مدار دنباله دار ها به شدت بيضوي است. به علت تاثيرات گرانشي دنباله دار ها در حضيض سريعتر حركت مي كنند تا در اوج.دنباله دار ها از مدت چرخششان يه دور خورشيد طبقه بتدي مي شوند: دنباله دار ها بامدت تناوب كوتاه و متوسط-مانند هالي با دوره تناوب 76 سال- بيشتر در بين خورشيد و پلوتون به سر مي برند.اين دنباله دارها ابتدا در كمربند كوييپر هستند ولي نيروي گرانش يكي از سيارات به خصوص مشتري آن ها را نزديك خورشيد مي راند و دوره تناوب آن ها كمتر از 200 سال است.(شوميكر-لوي 9 يكي از اين دنباله دارها بود كه عاقبت در مشتري سقوط كرد). دنباله دار هاي بلند مدت با تناوبي بيش از 200 سال كه بيشتر در ابر اورت هستند. هيل پاب نمونه اي از اين دنباله دار ها است كه تناوبي برابر با4،000 سال دارد.

 

 

ستارگان دنباله دار بر اساس دوره تناوب مداري شان به دو دسته تقسيم ميشوند:

ستارگان داراي دوره تناوب مداري بيش از 200 سال و ستارگاني كه دوره تناوب مداري شان كمتر از 200 سال مي باشد.

گروه اول، ستارگان با دوره تناوب طولاني و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداري كوتاه هستند.

اين ظن وجود دارد كه ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، زماني در ابر اوپتيك - اورت داراي دوره تناوب طولاني بوده اند. بسياري از ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتا ، در فواصل زماني منظمي ديده شده اند كه معروفترين آنها ستاره دنباله دار هالي است. ستاره دنباله دار انكي كوتاهترين دوره تناوب مداري را دارد كه 5/3 سال مي باشد.

ستارگان دنباله دار با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مقداري از مواد خود را بر اثر تبخير از دست مي دهند. دنباله ستارگان داراي دوره تناوب مداري كوتاه، بسيار درخشان است، اما با هر بار گذشتن از كنار خورشيد، مواد خود را از دست داده و بدين ترتيب، امكان رويت آنها كمتر مي شود.

بعضي از اين ستارگان قبل از متلاشي شدن فقط يك بار ديده مي شوند، هر چند كه طول عمر معمولي يك ستاره دنباله دار با دوره تناوب كوتاه حدود 10000 سال است. گردش بسياري از ستارگان دنباله دار داراي دوره تناوب طولاني بدور خورشيد هزاران يا حتي ميليونها سال طول مي كشد. بنابر اين، طول عمر اين ستارگان بسيار بيشتر از نوع ديگر است.

راز انحنای کهکشان راه شيری

برجسته ترين قمرهای کهکشان راه شيری که يک جفت کهکشان به نام ابرهای ماژلانی کوچک و بزرگ هستند ،با فعل و انفعال با ماده ی تاريک شبح مانند راه شيری ، انحنای اسرار آميزی را در قرص کهکشانی بوجود می آورند که برای نيم قرن دانشمندان را شگفت زده کرده بود.

اين انحنا به وضوح در قرص نازک گاز هيدروژنی که در کل کهکشان گسترده است ديده می شود.قطر کهکشان راه شيری ۲۰۰ هزار سال نوری است و اين انحنا در سرتاسر آن وجود دارد.دانشمندان مشاهده کردند که اين لايه اتمی گازی مانند يک طبل ارتعاش می کنند و اينکه تمامی اين ارتعاش ها تقريبا از سه نت يا سه حالت تشکيل شده است.

اختر شناسان قبلا اثر ابرهای ماژلانی را به عنوان عامل احتمالی خمش کهکشانی نفی کرده بودند.زيرا جرم اين دو کهکشان فقط دو درصد قرص را تشکيل می دهد و دوره گردش اين ابرها به دور کهکشان راه شيری ۵/۱ ميليارد سال است.بنابر اين تصور ميشد که اين اجرام قدرتی کمتر از آن داشته باشند تا بتوانند قرصی به بزرگی ۲۰۰ ميليارد خورشيد را تحت تاثير قرار دهند.

اما دانشمندان با در نظر گرفتن ماده ی تاريک dark matter ( فکر ميکنم که بهتره مطلب بعدی رو به معرفی ماده تاريک اختصاص بدم) در يک مدل رايانه ای به توضيح اين مطلب پرداختند.اگرچه اين ماده نامريی است اما ۲۰ برابر سنگين تر از کل مواد مريی موجود در کهکشان راه شيری است.حرکت ابرها در ميان ماده تاريک دنباله ای ايجاد می کند که تاثير گرانشی ابرها روی قرص را افزايش ميدهد.زمانی که اين ماده تاريک در مدل شبيه سازی شده منظور می گردد، ابرهای ماژلانی طی گردش خود به دور کهکشان راه شيری دقيقا نوعی خمش را بوجود می آورند که در کل کهکشان مشاهده می شود.

فعل وانفعالاتی که ابرهای ماژلانی با ماده تاريک کهکشان که يک خميدگی معما آميز را در لايه ی هيدروژنی خلق می کند يادآور پارادوکسی است که ۳۵ سال پيش منجر به کشف ماده تاريک شد.از آن زمان تا کنون اخترشناسان تلسکوپهای بهتری ساختند و با استفاده از آنها توانستند سرعت ستاره ها و گازهای واقع در نواحی بيرونی کهکشان را اندازه گيری کنند.آنها با به کارگيری اين تلسکوپها و اندازه گيری تعداد ستاره های کهکشان راه شيری و جرم آنها دريافتند که ستاره ها به مراتب سريع تر از آنچه انتظار ميرفت حرکت ميکنند.با مطرح کردن اين نظريه که ۸۰ درصد از جرم کهکشان تاريک است و به همين دليل ديده نمی شود، اختر شناسان توانستند اين سرعتها را با فرضيه های شناخته شده ی فيزيک ارتباط داده و منطبق کنند.اين نظريه در زمان خودش از لحاظ اختر شناسی کفرآميز بود.

اگرچه هيچ کس ماهيت واقعی اين ماده تاريک را نمی داند اما اختر شناسان آن را در شبيه سازی ديناميک کيهانی منظور ميکنند تا تاثير انحنايی که کهکشانی بر روی نور کهکشانهای پس زمينه دارند و همچنين تکامل خوشه های کيهکشانی در کيهان اوليه تشريح کنند.

پرتگاه نهايي ، سياهچاله

 

شايد يكي از چالش هاي بزرگ اختر فيزيك در اين قرون موضوع جذاب سياهچاله ها باشد . آنسوي افق رويداد بر هيچ شخصي مشخص نيست . شايد در آن سو فضايي عميق پنهان شده باشد ، شايد اين فضا آن قدر بزرگ باشد كه براي انسان قابل تصور نباشد . انسان از گذشته مي دانسته كه زمين كروي بوده و به عبارت بهتر مسطح نبوده و در واقع خميده مي باشد ، به عبارت ديگر كره اي است كه لبه ندارد. ما از روي آن نمي افتيم زيرا نيروي سحرآميز گرانش هركس و هرچيزي را محافظت مي كند تا به سطح سيارات ديگر نيافتد .

پس از آنكه نسبيت آلبرت اينشتن پا به عرصه نهاد به اين موضوع پرداخته شد كه فضا خودش خميده است. حالا ما مي دانيم كه سفر به درياي بيكران فضا كه ما به آن جهان مي گوئيم در واقع به مكاني ژرف و عميق است و اگر مسافري بدون اطلاع به آن سفر كند ممكن است به داخلي اجرامي فوق العاده عظيم سقوط كند و زندگي را براي هميشه وداع گويد و با يك ريسك جانش را از دست بدهد . او به دروني افقي كاملا" مخفي سقوط مي كند و ما هنوز به طور كامل نمي دانيم كه برايش چه پيش مي آيد. اين افق وحشتناك متعلق به سياهچاله است .

گرانش مهلك

يك سياهچاله يك جسم متناقض كيهاني است . يك ستاره تاريك ، يك جسم كاملا" نا مرئي ، يك زندان براي نور . اين جسم يك مرز دارد كه هر چيز وارد آن شود بازگشتي نخواهد داشت ، ما اين مرز را افق رويداد مي خوانيم . يك كره كه هر چيز وارد آن شود براي ابديت اسير آن مي شود ، مكاني كه ديگر امكان فرار از آن نيست . جايي كه در آن سطح جامد وجود ندارد . در اين هنگام هر چيز حتي نور مكيده مي شود و فقط يك گرداب ژرف گرانشي مشاهده مي شود ، اين اجرام بسيار بي رحم هستند و هرچيز را كه به طرفشان بيايد جذب مي كنند ، در واقع آن جسم را براي هميشه از آمدش پشيمان مي كند . ما از مركز كه تكينگي خوانده مي شود اطلاعات چنداني نداريم ولي مي دانيم كه در آنجا گرانشي مهلك حكم فرما است .

چهره ي اين اجرام هميشه مخفي و پوشيده است . تكينگي آنها هميشه به صورت نقطه اي است كه نيروي گرانش فوق العاده اي در آن متمركز شده است . همه ي اجرام و امواج الكترومغناطيسي و انرژي كه در سياهچاله فروافتاده اند در نقطه اي فوق العاده كوچك و فوق العاده چگال فشرده شده اند و گرانشي نا متناهي ايجاد مي كنند . سياهچاله ها عموما" گازهاي ميان ستاره را حريصانه قورت مي دهند . فضا از وجود اين اجرام متلاطم است و هم چنين زمان از جود آنها فشرده مي شود تا اينكه متوقف شود . چون نور نمي تواند از افق رويداد سياهچاله عبور كند ما آن مكان را لبه جهان فرض مي كنيم .

مختصري از داستان گرانش

مفهوم گرانش : اين نيروي نامرئي كه بر زندگي ما مسلط است و ما را بروي زمين نگاه مي دارد . اين نيرو براي مدتها طولاني انسان هاي بزرگ را به مبارزه طلبيده است . حتي روزي كه گاليله در بالاي برج پيزا كه كج است به مشاهده مي پراداخت اين سؤال برايش پيش آمد كه چرا اجسام به سوي پائين سقوط مي كنند . گاليله تعجب كرد كه چرا اجرام سنگين و اجرام سبك با يك زمان يكسان به سطح زمين مي رسند . همچنين از اين موضوع كه چرا سيارات در راهشان به حركت مي پردازند حيرت كرد . زماني كه كشفيات خود را در مورد سيارات بيان كرد او را به اين جرم كه در قوانين كليسا بدعت گذاري كرده است دستگير كردند و در دادگاه هاي خود محكوم كردند . اين كه چرا آنها اين كار را كردند بحثي كاملا" مجزا است كه در اين مجال نمي گنجد . او سرانجام در سال 1642 در فلورانس زماني كه سعي مي كرد كه نشان دهد گرانش عامل اين امر است درگذشت . 

اما  چارچوب گرانش به دست دانشمند بزرگ سر ايزاك نيوتن تعریف شد . او با 28 ماه انديشه ي پياپي توانست حساب ديفرانسيل و انتگرال را كشف كند . سپس طبيعت نور را مورد مو شكافي قرار داد و با اين تلاش ها توانست قوانين حركت سيارات را وضع كند . هرچند كه امروزه مكانيك كلاسيك كه بيشتر قوانين آن به وسيله نيوتن وضع شده بود تا حد زيادي از فيزيك كنار رفته است . زيرا بعضي از كميت ها همانند نور و جرم را مطلق مي دانست و با اين گونه روابط بعضي از پديده ها قابل شرح نبودند . و سر انجام يك روز وقتي كه در حال استراحت بود و فنجان چاي را مي نوشيد مشاهده كرد كه سیب از درخت به زمين افتاد ؛ در اين هنگام رشته افكاراتش قطع شد و در زمينه ي گرانش به فكر فرو رفت . در ذهنش اين سؤال ها تداعي مي شد كه چرا سيب به طور مستقيم سقوط كرد ؟ آيا  مي خواهد به مركز زمين برود ، جايي كه كانون نيروي گرانش است . با اين افكار به اين موضوع پي برد كه هر يك از سيارات و حتي خود خورشيد داراي گرانش هستند ؛ او گفت كه در بين هر دو جسم داراي جرم در عالم گرانش وجود دارد در واقع او گفت كه هر جسم داراي جرم گرانش دارد . هم چنين او گفت كه هر چه جرم جسم بيشتر باشد گرانش آن بيشتر است . بنابراين به اين سؤال پاسخ داده شد كه چرا سيارات به دور خورشيد مي چرخند .

در پايان آلبرت اينشتن در سال 1919 با ارائه ي تئوري نسبيت عام خود كه در آن از معادلات بسيار پيچيده رياضي استفاده كرده بود گفت كه گرانش اثر هندسي جرم بر فضای اطراف خود است . به اين ترتيب براي نخستين بار با نظريه اي كامل گرانش را شرح داد .

ستاره هاي تاريك

در سال 1784 جان ميشل دانشمند بزرگ ولي فراموش شده ي قرن 18 كه كشيش نيز بود ؛ ( در تاريخ علم دانشمندان بزرگي مشاهده مي شوند كه بدون اقتضا به شغل شان كارهاي فوق العاده كرده اند ؛ مثلا همين آقاي ميشل كه مطالعاتش چندان مناسبتي با شغلش نداشت ) از سرعت گريز بعضي از اجرام تعجب كرد ( سرعت گريز حداقل سرعتي است كه نياز است تا از سطح يك سياره يا يك ستاره جدا شويم ، در واقع سرعتي است كه بتوانيم از گرانش آن فرار كنيم ) ؛ او مي دانست كه گرانش يك جسم به جرمش بستگي دارد ، همچنين اين موضوع را مي دانست كه سرعت نور بسيار زياد است ولي با اين حال متناهي است . او از اين موضوع تعجب كرد كه خورشيد با اين جرم باز هم قادر نيست نور را در سطح خود نگه دارد و نور از سطح آن مي گريزد ( مي دانيم كه سرعت نور 299792 كيلومتر بر ثانيه است كه آن را 300000 كيلو متر بر ثانيه فرض مي كنند و از اين سرعت تقريبي بيشتر استفاده مي كنند ) . ميشل پاسخ به اين صورت استنباط كرد كه اگر خورشيد در همين اندازه بود ولي جرمش 500 برابر بود نور نمي توانست از سطح خورشيد بگريزد زيرا در اين صورت گرانش آن بسيار مي شد . چند سال بعد رياضیدان بزرگ فرانسوي لاپلاس به طور مستقل نتيجه را به طور يكسان شرح داد و بدين ترتيب مفهوم ستاره تاريك زاده شد .

جهان حفره ها

سياهچاله ، اين اجرام نادر و عجيب ، را مي توان نتيجه ي تفكرات جوان باهوش آلماني كه در سال 1919 در دفتر ثبت اختراعات سوئيس مشغول به كار بود دانست . آلبرت اينشتن در سال 1919 تئوري نسبيت عام خود را كه انقلابي عظيم در فيزيك نوين بود را ارائه كرد . آلبرت اينشتن پي برده بود كه جهان اساسا" در مكان هاي متفاوت نسبت به قوانين نيوتن قابل توضيح نيست . او گفت كه سه بعد از فضا نمي توانند به صورت مجزا از بعد چهارم يعني زمان باشند . او گفت كه اين ها با هم پيوسته هستند و آنها را فضا – زمان ناميد . اين ساختار همانند يك ساختار نامرئي است كه در واقع وجود دارد . او گفت كه فضا نمي تواند مطلق باشد ، بلكه پيوسته است . اين بافت فضا زماني مي تواند خميده شود و يا اينكه پيچ و تاب پيدا كند .

اين بافت كه مي تواند جالب باشد فقط در صورتي مي تواند مسطح و صاف باشد كه هيچ چيز در روي آن وجود نداشته باشد . اگر جسمي جرم دار در روي آن وجود داشته باشد گرانش نيز وجود دارد ؛ و هر جا كه گرانش وجود داشته باشد اين بافت فضا – زمان خميده مي شود . اين خميدگي اين بافت براي اجرام حكم مي كند كه چگونه حركت كنند ، در واقع مي گويد كه گرداگرد اين فضا – زمان خميده به سير و سفر بپردازند . همانطور كه در بخش گرانش گفتيم گرانش در تئوري نسبيت عام اثر هندسي جرم بر فضا ي اطراف خود است . اگر بخواهيم كمي ساده تر توضيح دهيم همين خميدگي عامل ايجاد گرانش است .

اينشتين براي تصور اين واقعيت فرض كرد كه كاغذي دارد و آن كاغذ را ساختار فضا – زمان فرض كرد . او جسمي سنگين را در روي آن ماغذ قرار داد ( آن جسم را خورشيد در نظر گرفت ) و ديد كه در ساختار كاغذ خميدگي و فرو رفتگي ايجاد شده است . او گفت كه اين فضا زمان خميده گرانشي توليد مي كند كه هرچه اين خميدگي بيشتر باشد گرانش نيز قوي تر خواهد بود . سرانجام در جهان اجرامي وجود دارند كه اين خميدگي را به نهايت خود مي رسانند و تمام مسيرها را به سوي خود خم مي كنند و اين اجرام حقيقتا" سياهچاله هاي كيهاني هستند .

بطور ساده تر می توان برای توضیح گرانش از این مثال استفاده کرد:

چهار نفر چهار گوشه ی یک ملافه را بدست گرفته و می کشند بطوریکه سطح ملافه صاف باشد.این فضا است.اکنون یک پرتقال را درون ملافه قرار می دهیم.واضح است که پرتقال در مرکز ملافه قرار می گیرد و کمی خمیدگی در سطح ملافه ایجاد میکند.اگر بجای پرتقال توپ بسکتبال قرار دهیم، به علت جرم بیشتر خمیدگی بیشتری حاصل می گردد.این خمیدگی در سطح ملافه (فضا) باعث ایجاد گرانش می شود.اگر پرتقال را بر لبه ی ملافه قرار دهیم به سمت توپ بسکتبال حرکت میکند.هر چه خمیدگی بیشتر باشد سرعت حرکت پرتقال به سمت جرم مرکزی بیشتر است.

تولد ستاره

براي فهم مقياس بزرگ در جهان ما بايد به مقياس هاي بسيار كوچك را درك كنيم . با باز كردن زندگي يك ستاره ما مي توانيم زاده شدن يك سياهچاله را به خوبي درك كنيم .

ستاره ها زماني پديد مي آيند كه ابري فوق العاده بزرگ از غبارهاي كيهاني و هيدروژن در زير بار گرانش خود فشرده شوند . در اين صورت گرانش به همراه افزايش چگالي فزوني مي يابد و بدين ترتيب فضا – زمان خميده و خميده تر مي شود . پس مدتي گاز هيدروژن در هسته متراكم مي شود و در اين تراكم شديد اتم ها با يك ديگر برخورد مي كنند و دماي آن ها رفته رفته افزايش مي يابد . زماني كه دماي هسته به 10 ميليون درجه رسيد ، پروتون هاي هيدروژن در پي واكنش هاي زنجيره اي هم جوشي هسته اي به هليوم تبديل مي شوند . در هنگام اين واكنش ها مقداري از جرم ناپديد مي شود كه تبديل به انرژي و امواج الكترومغناطيسي همچون نور مي شوند . در اين صورت يك جسم كه همچون يك لامپ غول پيكر كيهاني است پديد آمده است و اين آغاز زندگي يك ستاره است . هر ستاره اي كه ما در آسمان مشاهده مي كنيم در هسته اش واكنش هاي عظيم هم جوشي رخ داده است تا اين نور توليد شود و به ما برسد . هنگامي كه ستاره همانند خورشيد درخشان و نوراني مي شود ، گرانش آن سعي مي كند تا ستاره را هم چنان منقبض كند و در خود فرو كشد . اما واكنش هاي عظيم هسته اي كه در هسته ي ستاره انجام مي شوند انرژي عظيمي توليد مي كند و همين انرژي از در هم كشيده شدن ستاره و فروريختن آن جلوگيري مي كند. زماني كه ستاره مورد نظر(بسته به جرمش) سوخت خود را در چند ميليون يا چند ميليارد سال مصرف كرد و تمام هيدروژن ها به هليوم تبديل شدند ستاره وارد مرحله ي جديد زندگي خود مي شود در اين هنگام ستاره سعي مي كند تا هليوم توليد شده را به عناصر سنگين تر همانند آهن تبديل كند ولي اين واكنش ها چندان انرژي زيادي را توليد نمي كنند تا با گرانش به مقابله بپردازد . سر انجام پس از مدتي گرانش پيروز مي شود و اين پايان زندگي يك ستاره است . در اين هنگام ستاره نسبت به جرمش مي تواند به سه حالت 1- كوتوله سفيد 2- ستاره نوتروني 3- سياهچاله تبديل شود .

فشردگي عظيم

سرنوشت نهايي يك ستاره به جرمش وابسته است . خورشيد ما در نيمه ي عمر است ، يعني حدود 5 ميليارد از سن خود را سپري كرده است و براي بقاياي حيات به ميزان پنج ميليارد سال ديگر سوخت دارد . اما در زمان هاي دور واقع در آينده پس از اتمام سوخت خود لايه ي بيروني خود را به بيرون خواهد انداخت . بدين ترتيب گرانش هسته را به شدت فشرده مي سازد و تا حدي اين كار را انجام مي دهد و به جايي مي رسد كه توانايي ادامه ي ادامه ي آن را ندارد . در اين صورت جرمي پديد مي آيد كه كوتوله سفيد ناميده مي شود . باقي مانده ي هسته يكصد هزار برابر از زمين فشرده تر است .

بيشتر ستاره هاي عظيم سريع تر سوخت خود را مي سوزانند و در نتيجه عمر آنها نيز كوتاه تر از حد انتظار خواهد بود . يك ستاره به جرم ده برابر خورشيد ممكن است تنها ميليون ها سال عمر كند و زندگي آن به ميليارد سال نمي رسد . چنانكه فروريختن آن آغاز شود ماده ي موجود در آن زير فشار گرانش له مي شود . در اين حالت هسته در حدود 50 ميليارد درجه حرارت دارد ، در چنين حرارتي هسته تنها چند ثانيه واكنش مي دهد و سپس به سبك سوپر نوا منفجر مي شود .

سوپرنوا نوعي انفجار عظيم كيهاني است . در پي اين واقعه ي كيهاني مقدار زيادي ماده به محيط ميان ستاره اي دميده مي شود . در اين گونه ستاره ها واقعا" از درون متلاشي مي شوند و در پي آن اتم هاي هسته در زير بار گرانش به هم مي ريزند و الكترون هاي آنها به پروتون ها متصل مي شوند و توليد ذره ي زير اتمي ديگري به نام نوترون مي نمايند . در نتيجه ستاره نوتروني پديد مي آيد كه جرمش حدود 5/1 برابر خورشيد است ولي اين جرم عظيم تنها در در يك كره فشرده شده كه ضخامت اين سر تا آن سرش تنها 20 كيلو متر است .

دانشمندان ثابت كرده اند كه ستاره هاي نوتروني واقعا" وجود دارند ، زيرا آنها سيگنال هاي خاصي را از خود ساطع مي كنند درست همانند هشدار فانوس دريايي از ساحل . يك ستاره ي نوتروني امواجي خيره كننده ساطع مي كند ؛ اين امواج توسط ميدان مغناطيسي عظيمش كه بيش از يك تریليون برابر از ميدان مغناطيسي زمين قوي تر است توليد مي شود . اين چنين ستاره هاي نوتروني را پالسار یا تپ اختر مي خوانند . همچنين ستاره شناسان با دريافت اين امواج از فضاي تاريك، ديگر ترديدي در وجود آنها را به خود راه نمي دهند .

پيروزي نهايي گرانش

يك ستاره ي نوتروني در برابر فشار عظيم گرانش در برابر فشرده شدن مقاومت مي كند . اما اگر باقيمانده ي هسته پس از انفجار بيش 3 برابر خورشيد جرم داشته باشد ، آنگاه ديگر شرايط كاملا" متفاوت مي شود . در اين شرايط حتي نوترون ها از فشار بي وقفه ي گرانش نمي توانند در امان باشند . نوترون ها در بي خبري هم چنان فشرده مي شوند و هسته ي ستاره در زير بار گرانش در فضاي خودش از پاي در مي آيد و از شكل مي افتد و در اين صورت جرمي بسيار ترسناك مي شود . يك فرم تاريك كه در قلب ستاره ها قرار داشته است و حال بي وقفه حركت مي كند و از فضاي اطراف خود مواد را مي مكد و آن را به درخشش وا مي دارد . اين اجسام گرسنه همان سياهچاله ها هستند كه در آنها گرانش به پيروزي نهايي رسيده است . هر چيز كه به محدوده ي جادويي آن وارد شود برايش بازگشتي نخواهد و نخواهد توانست تا بگريزد و سرانجام آين جسم قورت داده مي شود .

آن سوي تاريكي

لبه ي سياهچاله را افق رويداد مي خوانند زيرا همه ي رويداد آن سوي آن بر ما پوشيده است و بر ما نامرئي است و فقط تا جايي ما حق مشاهده داريم كه افق رويداد وجود دارد . در برخي از سياهچاله ها ممكن شعاع افق رويداد تنها چند كيلومتر باشد . هرگاه ستاره اي در مداري دوتايي با سياهچاله اي قرار گيرد هر از چند گاهي مقداري از گازهاي خود را براي سياهچاله پرتاب مي كند و سپس سياهچاله آنها را به وسيله ي تكينگي مي ربايد ؛ همانطور كه گفته شد تكينگي نقطه اي است كه در آن چگالي بي نهايت است ، در واقع جرم آن بي نهايت است ولي حجم آن بسيار بسيار كوچك است .

تكينگي جايي است پايان علم است و دانشمندان تفكر در زمينه ي آن را آغاز كرده اند . در اين مكان موجوديت فضا و زمان متوقف مي شود و جايگزين آن جرم آشفته و خروشاني مي شود كه آن را اسفنج كوانتومي مي نامند . دانشمندان حدس مي زنند اين نقطه جايي باشد كه قوانين اينشتين و نسبيت و مكانيك كوانتوم شكسته مي شود . اين حوزه  چيزي است كه كوانتوم گرانشي ناميده مي شود ، در اين مكان از يافته هاي بسيار پيشرفته ي رياضي استفاده مي شود .

گفته مي شود كه تكينگي وجود داشته است كه جهان از آن آغاز شده است . در بسياري از راه  يك ستاره به تكينگي يك سياهچاله فرومي ريزد و اين معكوس بيگ بنگ است . ما نمي دانيم كه در آن سوي افق رويداد چه مي گذرد شايد در آن سويش جهاني هم چون جهان ما پنهان باشد و شايد حتي اين جهان نمونه اي از جهان هاي موازي خود باشد .

سياهچاله يا فيل سفيد

اينشتين خود به شخصه قادر نمي توانست باور كند كه سياهچاله هاي نامرئي در جهان ما واقعا" وجود دارند و آنها نتيجه معادلات خودش نيز مي باشند . امروزه اما امروزه دانشمندان با شناسايي تعداد زياد سياهچاله در درون و بيرون كهكشان راه شيري دليلي ارائه كرده اند كه پيش بيني ها اينشتين و نسبيت او درست بوده است .

يك سياهچاله شكار خود را با استتار استادانه ي خود به دست مي آورد ، جايي كه از تاريك ترين جاهاي كيهان است . براي جستجوي يك سياهچاله اول شما بايد يك ستاره ي مرئي را بيابيد كه در مدار يك سياهچاله به دام افتاده است ؛ سپس شما بايد چگونگي حركت ستاره را مورد مطالعه قرار دهيد . جان ويلر يك توصيف زيبا را براي رقص اين دو جسم در فضا گفته است :  مانند يك مرد سنگين كه چيز سياهي را پوشيده و نا مرئي است مي تواند به راحتي يك زن را كه لباسي روشن و نوراني را پوشيده است به دور خود بچرخاند . ستاره شناسان به نور ستاره اي كه در مدار يار تاريك خود اسير است توجه مي كنند .

يكي از بهترين نماينده ها براي اين امر ستاره است كه V404 گايگني ناميده مي شود . محاسبات نشان داده است كه همدم مستتر V404 دوازده برابر خورشيد جرم دارد . البته هنوز مجموع جرم آن به طور كامل مشخص نشده است . 

جاروبرقي كيهاني

اگر چه سياهچاله چنان قدرتي دارد كه مي تواند تمام اجرام را اعم از غبار و گاز را همانند جاروبرقي به درون بكشد ولي توانايي شكار كردن را ندارد . اين چيزي برخلاف اعتقادات ما است . ولي شايد اگر اين موضوع را بدانيم بهتر به درك اين مطلب كمك مي كند . اگر ما در جاي خورشيد خودمان در مركز منظومه ي شمسي سياهچاله اي با همان جرم قرار دهيم نخواهد توانست  زمين  را جذب خود كند و فقط ما از نور خورشيد محروم خواهيم شد .

اليته شما مي توانيد از زمين خارج شويد و رويداد هاي جالبي را تجربه كنيد شما پس از نزديك شدن به افق رويداد كشيده مي شويد و لاغر به نظر مي آييد در اين صورت شما مي توانيد پاهاي خود را با طولی به اندازه ي چند كيلومتر بيابيد( البته اگر بتوانید در مقابل این نیرو ایستادگی کنید و متلاشی نشوید ! ) . پس از ورود به افق رويداد شما به ذرات بنيادي تجزيه مي شويد و در پرده ي تاريكي از نظرها ناپديد مي شويد .

همانطور كه گفته شد پس از ورود به افق رويداد شما هرگز ديده نخواهيد شد ، زيرا زمان اتساع مي يابد و فوتون هاي حمل كننده ي تصوير شما نيز در دام چنين گرانش عظيمي خود را گرفتار مي بينند و بسيار تقلا مي كنند تا بدن شما را ترك كنند و به بيرون روند هرچند كه چنين چيزي امكان پذير نيست يعني اگر يك ميليون سال هم تلاش كند نمي تواند .

 

قلب تاريكي

بيشتر ستاره شناسان اين امر را تصديق مي كنند كه سياهچاله هاي سنگين وزن در مركز كهكشان هايي همچون راه شيري هستند . آخرين برآوردها نشان مي دهد كه اين گونه سياهچاله را فوق العاده بزرگ يا سنگين مي نامند كه در كيهان موجود مي باشند .

در دهه ي 1950 با تلسكوپ هاي نوري امواج بسيار قوي دريافت كردند و آنها را با تلسكوپ هاي راديويي مورد مطالعه قرار دادند . منابع جستجو شده همچون ستاره نوراني بودند و امواج بسيار قوي كه آن را با نام " جت " مي شناسيم را از خود ساطع مي كردند . اين ها نخستين اجرامي بودند كه شناسايي شدند و سپس كوازار يا منابع راديويي شبه اختري نام گذاري شدند .

كوازار ها در قلب فعال كهكشان فعال قرار مي گيرند و گازهاي بسيار داغي كه به گرد آن به چرخش در مي آيند با سرعتي نزديك به سرعت نور به چرخش در مي آيند و درخشنده مي شوند . جت هاي عظيم ذرات باردار جريان هزار سال نوري هستند كه به بالا و پائين فضا راه مي يابند ، درست همانند محور چرخ ها در اتومبيل . و همچون موتوري كه تمام فعاليت ها به طور پنهاني در آن انجام مي گيرد . با اين تفاوت كه در مركز كهكشان سياهچاله بسيار كوچك و فوق العاده چگال و فشرده است . در سياهچاله هاي سنگين تر گازهاي در دور آنها با سرعت بيشتري مي چرخند . دانشمندان با تخمين هايي كه زده اند اين گونه كهكشان پنج هزار ميليون برار خورشيد جرم دارند .

فرضيه ي ساخته شدن اين كهكشان ها و  سياهچاله هايشان بدين صورت است كه مي گويد اين كهكشان ها از چرخش عظيم ابري از گاز به وجود مي آيد كه همين ابري پس از مدتي تبديل به ميليون ها و يا ميليارد ها ستاره مي شود ؛ در مركز جايي كه گاز ها متمركز شده است ماده ي كافي براي ساخته شدن ميليون ها و يا ميليارد ها ستاره وجود دارد و پس مدتي اين ها دست خوش تغييراتي مي شوند كه توسط گرانش فرو مي ريزند و سياهچاله اي فوق العاده بزرگ را پديد مي آورند . در صورتيكه همان حفره ي ايجاد شده هنوز در مركز كهكشان ها قرار دارد و از گازها مصرف مي كند . پس از مدتي كه تمام ستاره ها را بلعيد سياهچاله به حالت خاموشي و آرامي فرو مي رود . و نسبتا" به آرامي هسته ي كهكشان را ترك مي كند . اين تئوري درست است زيرا در حال حاضر سياهچاله ها در مركز كهكشان ها قرار دارند .

گذر سياره تير

در روز چهارشنبه 18 نوامبر برابر با 27 آبان ماه 1385 سياره ي تير(عطارد) مستقيما از جلوي خورشيد رد خواهد شد. اين ترانزيت كه در حدود 5 ساعت به طول خواهد انجاميد، در امريكا، هاوايي، استراليا و سراسر حواشي اقيانوس آرام به خوبي ديده خواهد شد.

اين گذرهرچند در ايران قابل رويت نيست اما به بهانه اين عبوربد نيست كمي با اين سياره اسرار آميز آشنا شويد .

در طول اين ترانزيت، تير كه همانند لكه اي سياه از جلوي خورشيد به آرامي رد خواهد شد و در حقيقت قسمت بسيار كوچكي از خورشيد پوشيده خواهد شد. بنابراين خورشيد بيش هر موقعي براي چشم غيرمسلح خطرناك خواهد بود.امابايك فيلتر مناسب و كمي ابتكار اين ترانزيت تجربه ي جالبي خواهد بود.

راه هاي بي خطر زيادي براي ديدن خورشيد وجود دارد. مثلا توسط شيشه هاي مخصوص رصدكسوف ،فيلتر مايلار و يا به وسيله ي نگاه غير مستقيم(بر روي صفحه خورشيدي). در اين مواقع هيچ چيز نمي تواند به يك تلسكوپ مجهز به فيلتر H-alpha صدمه بزند. اين فيلتر ها كه براي شعله هاي قرمز ناشي از هيدروژن خورشيد تهيه شده اند، خورشيد را همانند يك جهنم جوشان نشان مي دهند كه از الياف مغناطيسي گذشته و شامل لكه هاي خورشيدي نيز مي باشد. منظره ي اين گذر با اين مشخصات ممكن است بسيار باشكوه باشد.

 

اين چيزي است كه هنگام رصد ترانزيت مي توان به آن فكر كرد: عطارد بسيار اسرار آميز و مرموز است. بيشتر از نصف سياره براي ما نا شناخته مانده است. هنگامي كه مارينر 10 بر فراز آن پرواز مي كرد تنها توانست از 45% سطح برخورد هاي شهابسنگي عكسبرداري كند. چه چيزي در سوي ديگر قرار دارد؟ برخورد هاي بيشتر؟ يا چيزي غير قابل تصور؟ شما مي توانيد هر طور كه مي خواهيد قكر كنيد چون كه كاوشگر ناسا تا سال 2011 وارد مدار نمي شود .

از ديگر عجايب عطارد ماده ي اسرار آميز آن در قطبهايش است. رادار هاي زميني انعكاس هايي قوي از گودال هاي واقع در قطبهاي آن دريافت كردند. يك توضيح مطلوب مي تواند آب باشد.درحالي كه روزها دماي سطح عطارد به 400 درجه ي سليسيوس مي رسد در عمق اين گودال ها دما همچنان 200-  سيليسيوس مي ماند. اگر يكي از شهابسنگهاي حاوي يخ در يكي از اين گودال فرود بيايد يا باعث ايجاد يكي از اين گودال ها شود، يخ هاي اين شهابسنگها ممكن است بر اثر فشار بخار شده و دوباره يخ ببندد و در همانجا بماند. همانند انسانهاي مشكوك بايد گفت كه به هر حال اين يك تئوري است و يكي از كاوشگر ها اين را چك خواهد كرد.

معماي ديگر، چين و چروكهاي سياره تير است. همانند چين و چروك هاي روي يك كشمش، به نظر مي رسد كه اين بريدگي ها نشانه اي از يك انقباض است. اين سياره به نظر مي رسد كه در حال كشيده شدن به طرف داخل است كه علت آن مي تواند سرد شدن هسته ي آهني و انقباض آن باشد. براي چك كردن اين موضوع كاوشگر بايد از ميدان مغناطيسي اين سياره كه از هسته ي آن حاصل مي شود نقشه برداري كند. اگر هسته در حال فرو ريختن باشد بايد تاثيراتي روي مغناطيس سياره داشته باشد. كاوشگر بايد همچنين در طرف ديگر اين سياره به دنبال اين بريدگي ها بگردد تا معلوم شود كه آيا اين پديده مربوط به كل سطح سياره مي شود يا خير.

جواب اين سوالها سالها بعد پيدا خواهد شد. در حالي كه ما مي توانيم فقط نظاره گر باشيم و هشتم نوامبر روز خوبي براي اين كار است.

منبع:سایت انجمن نجوم آماتوری ایران

چه زماني سريعتر به دور خورشيد مي‌گرديم؟

هر مساله در فيزيك هر چند ساده ، مي‌تواند پيچيده جلوه كند و سوالهاي عجيبي مطرح شود كه همگان را به فكر وا دارد مثل همين سوال: كي ما سريعتر به دور خورشيد مي‌گرديم شب يا روز؟

زمين به دور خود مي‌چرخد (حركت وضعي زمين) و اين عامل باعث ايجاد شب و روز مي‌گردد. بخشي از زمين كه رو به خورشيد است روز و بخشي ديگر كه پشت به خورشيد است، شب مي‌باشد. پس هميشه يك طرف زمين روز و طرف ديگر شب است. پس اين سوال به چه معناست؟ ظاهرا بي‌معني است.

نكته جالب

نكته در اينجاست كه از ما سوال نمي‌شود كه كي تمام كره زمين سريعتر تغيير مكان مي‌دهد، بلكه سوال مي‌شود كه ما ساكنان كره زمين ، سريعتر در ميان ستارگان حركت مي‌كنيم و اين سوال كاملا با معناست.

حقيقت چيست؟

ما در منظومه شمسي دو نوع حركت داريم: زمين به دور خورشيد مي‌گردد (حركت انتقالي زمين) و در عين حال به دور محور زمين مي‌چرخيم (حركت وضعي زمين). اين دو حركت با هم تركيب مي‌شوند، اما نتيجه‌اي كه بدست مي‌آيد، بسته به اين كه ما در نيمه روز يا نيمه شب زمين باشيم متفاوت خواهد بود.حركت زمين به دور خورشيد از غرب به شرق است. از طرفي زمين هم در همين جهت به دور خود مي‌چرخد (يك كره كه حول يك محور خود مي‌چرخد را در نظر بگيريد وقتي نيمي از كره از غرب به شرق مي‌چرخد، بديهي است كه نيمه ديگر از شرق به غرب مي‌چرخد).

چون در نيمه شب زمين جهت حركت وضعي از غرب به شرق است پس اين دو سرعت ، يعني سرعت چرخش زمين به دور محورش بر سرعت گردش زمين به دور خورشيد ، افزوده مي‌شود. برعكس در نيمه روز كه زمين از شرق به غرب حركت مي‌كند، اين دو سرعت از هم كم مي‌شوند. بنابراين ما نصف شب سريعتر از ظهر در منظومه شمسي حركت مي‌كنيم.

چقدر سريعتر

از آنجا كه نقاط اطراف خط استوا در هر ثانيه در حدود نيم كيلومتر حركت مي‌كنند، تفاوت ميان سرعت ظهر و سرعت شب در حدود يك كيلومتر است. براي تهران كه در مدار 35 درجه قرار دارد، اين تفاوت در حدود 800 متر است، يعني اهالي تهران نصف شب هر ثانيه 800 متر بيشتر از ظهر در منظومه شمسي حركت مي‌كنند!

سحابی

ستاره ها توده های عظیمی از گاز هیدروژن هستند که تحت تاثیر نیروی گرانش خود فشرده شده اند.در مرکز هر ستاره بر اثر فشار و دمای زیاد واکنشهای هسته ای اتفاق میفتد و هیدروژن به عناصر سنگینتری مانند هلیوم کربن و اکسیژن و حتی آهن تبدیل می شود.تمام موادی که در اطراف ما وجود دارد، روزی همه به صورت هیدروژن در دل ستارگان قرار داشته اند.در واقع ستاره ها کارخانه های عظیمی هستند که اتمهای سبک هیدروژن را به یکدیگر جوش می دهند و عناصر سنگینتر ایجاد می کنند.  

اما این کارخانه ها مواد اولیه خود را از کجا آورده اند؟ به عبارت دیگر، هسته ی ستاره ها که موتور تولید کننده مواد سنگین در آن قرار دارند و سرشار از هیدروژن فشرده است چگونه شکل می گیرد؟

پاسخ این سوال را در جایی از کهکشان به نام سحابی می یابیم. سحابیها توده های بزرگی از هیدروژن سرد و نسوخته اند.هیدروژن موجود در این سحابی ها سردتر و رقیقتر از آن است که بتواند واکنش همجوشی هسته ای انجام دهد و انرژی تولید کند.بنابر این سحابی ها بطور معمول از خود نور ندارند. اما اغلب در کنار آنها ستاره های داغ و پر جرمی وجود دارد.تابشهای فرابنفش ستاره ی داغ گازهای موجود در سحابی را برانگیخته می کند.بنابر این هیدروژن موجود در سحابی علیرغم دمای کم می درخشد.به چنین سحابی هایی، سحابی نشری می گوییم.البته سحابی ها از هیدروژن خالص تشکیل نشده اند.در درون آنها مقدار زیادی گرد و غبار وجود دارد.گاهی اوقات این گرد و غبار ها  در مقابل هیدروژنهای تحریک شده قرار می گیرند و نور آنها را جذب می کنند و تاریک به نظر می رسند. این سحابی ها از نوع جذبی هستند و سحابی تاریک نام دارند.

سحابی جبار یک نمونه از سحابی نشری یا روشن است.

راهنمای خريد تلسکوپ

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

بزرگنمایی معیار نیست!
مقدار بزرگنمایی نخستین سوالی است که علاقه مندان تازه کار در بررسی یک تلسکوپ مطرح می کنند. این سوال نادرستی است. برخلاف اغلب دوربین های دوچشمی که بزرگنمایی ثابتی دارند، در تلسکوپ ها با تعویض چشمی بزرگنمایی را به راحتی تغییر می دهیم (چشمی عدسی است که در محل خروج نور، یعنی کانون تلسکوپ، برای ایجاد بزرگنمایی و تصویر نهایی قرار می گیرد). به طور نظری بزرگنمایی را تا هر چقدر بخواهید می توانید افزایش دهید. پس فریب بزرگنمایی های چشمگیری را که روی جعبه تلسکوپ های کوچک نوشته می شود، نخورید. بزرگنمایی هر تلسکوپ دست شماست. بزرگنمایی از رابطه ساده تقسیم فاصله کانونی تلسکوپ به فاصله کانونی چشمی به دست می آید. پس هرچه فاصله کانونی چشمی کمتر باشد (یعنی از چشمی کوچک تری استفاده کنید) بزرگنمایی بیشتر می شود. اما آیا به راستی بزرگنمایی همه جا نیاز است؟
شاید در رصد گودال های ماه یا حلقه های زحل افزایش بزرگنمایی مفید باشد، اما در رصدهایی مانند جستجوی یک کهکشان کم فروغ بزرگنمایی یعنی شکست! با افزایش بزگنمایی میزان نوری که به چشم شما می رسد کاهش می یابد، تصویر کم نور و ناواضح می شود.
هر چه قطر لوله تلسکوپ شما یا «گشودگی» آن بیشتر باشد نور بیشتری گردآوری می کنید و می توانید در بزرگنمایی های بیشتر تصویر را نورانی و واضح ببینید. پس مهمترین معیار یک تلسکوپ را شناختیم: گشودگی یا قطر دهانه تلسکوپ؛ یعنی همان قطر عدسی شیئی یا آینه اولیه تلسکوپ که نقش گردآوری نور را دارد. به طور مثال یک تلسکوپ 10 سانتیمتری (4 اینچی) را با تلسکوپ 20 سانتی متری (8 اینچی) مقایسه کنیم. اگر مساحت آینه های اصلی آن دو را بر هم تقسیم کنیم می بینیم که تلسکوپ 20 سانتیمتری 100 بار بیشتر از 10 سانتیمتری توان گردآوری نور را دارد. توان گردآوری نور در تلسکوپ ها و دوچشمی ها از رابطه ساده  "گشودگی تقسیم بر قطر عدسی چشم" به توان 2 به دست می آید که حداکثر گشودگی چشم انسان را می توان 7 میلیمتر در نظر گرفت. به طور مثال یک تلسکوپ 150 میلیمتری (6 اینچی) 460 برابر چشم انسان نور گردآوری می کند. این تلسکوپ یک کهکشان کم فروغ را چهاربار روشن تر از یک تلسکوپ 3 اینچی نشان می دهد.

علاوه بر این افزایش گشودگی تلسکوپ، توان ما در تفکیک را نیز بیشتر می کند. نسبت گشودگی (به میلیمتر) به عدد 125 حداکثر زاویه تفکیک پذیر را به ثانیه قوس به دست می دهد که البته در عمل آشفتگی جوی مانع رسیدن به آن می شود. به طور مثال با یک تلسکوپ 6 اینچی می توان گودالهایی تا 1.5 کیلومتر را تفکیک کرد که اندازه آنها نصف گودالهایی است که با تلسکوپ 3 اینچی در همان بزرگنمایی و شرایط جوی تفکیک می شود.
بازگردیم به بزرگنمایی. اگر دهانه تلسکوپ را افزایش دهیم چقدر قدرت ما را در افزایش بزرگنمایی، تا پیش از آنکه تصویر ناواضح شود، بیشتر می کند؟ این ضریب ساده را به خاطر بسپارید: 50 برابر به ازای هر 2.5 سنتیمتر یا هر اینچ از دهانه تلسکوپ.
پس حداکثر بزرگنمایی مفید تلسکوپ 4 اینچی 200 برابر و برای تلسکوپ 8 اینچی 400 برابر است (بدون درنظرگرفتن آشفتگی های جوی که تصویر را در بزرگنمایی های زیاد ناواضح می کند). بنابراین اگر روی جعبه تلسکوپ کوچکی در بازار دیدید که با خط درشت نوشته شده «750X» یا اعدادی در این مرتبه، از خرید چنین ابزاری که کارخانه آن به فهم شما احترام نگذاشته است، پرهیز کنید! با چنین تلسکوپهای 6 یا 7 سانتیمتری کوچکی، که در ویترین فروشگاههای لوازم تحریر یا دوربین و لوازم عکاسی می یابید، بزرگنمایی مفید، اگر اپتیک تلسکوپ سالم و دقیق باشد، حداکثر 100 تا 150 برابر است.
تلسکوپهایی با عدسی کوچکتر از 6 سانتیمتر که ممکن است در بازار بیابید اغلب در سطح یک اسباب بازی ارزان قیمت ساخته شده اند و تهیه ابزار کوچکتر از 6 سانتیمتر توصیه نمی شود. گرچه زمانی یک تلسکوپ 6 سانتیمتری ابزاری مناسب برای شروع بود، امروز اپتیک متداول برای شروع رصد آسمان در ایران تلسکوپ شکستی 8 تا 10 سانتیمتری یا بازتابی 10 تا 15 سانتی متری (4 تا 6 اینچی) است.
اندازه دهانه تلسکوپ های شکستی مرسوم است که به سانتیمتر گفته شود و تلسکوپهای بازتابی و کاتادیوپتریک (ترکیبی) به اینچ. در نجوم آماتوری امروز ایران دسته بندی تلسکوپ های کوچک، متوسط و بزرگ آماتوری را می توان اینطور دانست: کوچکتر از 15 سانتیمتر (6 اینچ) تلسکوپ کوچک، بین 15 تا 20 سانتیمتر (6 تا 8 اینچ) تلسکوپ متوسط و بزرگتر از 20 سانتیمتر تلسکوپ بزرگ (10 اینچ و بزرگتر).
اگر گشودگی یا مقدار دهانه تلسکوپ را مهمترین معیار بدانیم، دومین معیار فاصله کانونی (F) است. در تلسکوپ های شکستی و بازتابی ساده فاصله کانونی تقریبا برابر طول لوله تلسکوپ است. فرض کنید دو تلسکوپ 15 سانتیمتری یکی با فاصله کانونی 750 میلیمتر و دیگری 1500 میلیمتر پیش روی شماست. کدام را انتخاب می کنید؟ 

با دانستن فاصله کانونی و قطر دهانه، نسبت کانونی را به دست می آوریم:

     فاصله کانونی تقسیم بر قطر دهانه = f

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

میدان دید ظاهری تقسیم بر بزرگنمایی

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

تبلیغات

شرکت آی وی پی ارا‌ئه دهندهی خدمات ویرایش عکس و جدید ترین  عکس های روز دنیا

شماره ی تماس ما:۰۹۳۵۳۷۲۰۹۴۵