تصاویری از میلیاردها سال پیش

اگر شبی را در خارج از شهرها به سر برده باشید سایه های بسیاری را خواهید دید كه ناشی از نور برج ها و ماشین ها و این چیزها نیست. انعكاس نور ماه، سیارات منظومه خورشیدی و حتی ستارگان پر نوری چون شباهنگ (شعرای یمانی) می تواند سایه های بسیاری از شما و دیگر چیزهایی كه در نزدیكی شما است، به وجود آورد. به همین دلیل است كه می گویند در گذشته ها كاروان هایی كه در خارج از شهرها در حال حركت بودند با نور ماه و سیارات و دیگر اجرام آسمانی به راه خود ادامه می دادند و مسیر خود را از شكل ستارگان می یافتند. در هر كجایی كه باشید شب ها اجرام بسیاری را در آسمان خواهید دید كه میزان نورانیت آنها با یكدیگر متفاوت است. تخمین میزان درخشش اجرام آسمانی و پی بردن به دیگر ویژگی های آنها محاسبات و شاخصه های مخصوصی دارد كه در این مقاله با آنها آشنا می شویم.
● قدر ستارگان
بر اساس روشی كه «بایر» ستاره شناس آلمانی در سال ۱۶۰۳ ابداع كرد، ستارگان هر صورت فلكی با حروف الفبای یونانی مشخص می شوند. به این ترتیب كه نورانی ترین ستاره هر صورت فلكی با حرف اول الفبای یونانی- آلفا- و ستارگان دیگر از لحاظ نورانیت از حرف دوم تا آخر الفبای یونانی نامگذاری می شوند. به طور مثال می گویند ستاره آلفا خرس كوچك (دب اصغر). یعنی كه این ستاره پرنورترین ستاره صورت فلكی خرس كوچك است. اما برای درجه بندی نورانیت ستارگان نیز از اعداد استفاده می شود. ستاره شناسان دنیای باستان نورانیت هر ستاره را از قدر یك تا قدر شش در نظر می گرفته اند. اما امروزه این طبقه بندی تغییر كرده و از اعداد منفی به اعداد مثبت می رسد. بدین صورت كه پرنورترین ستاره از قدر منفی شروع شده به صفر می رسد و تا كم نورترین اجرام در قدر مثبت پیش می رود. به طور مثال قدر ظاهری ستاره بزرگ خورشید در حدود ۲۷- ماه بدر (كامل) ۱۲- و قدر سیاره پرنور زهره در بهترین حالت تا نزدیكی های ۵- می رسد. قدر ظاهری نورانی ترین ستاره آسمان زمین «شعرای یمانی» یا همان «شباهنگ» در حدود ۶/۱- است. در این تقسیم بندی تفاوت ۵ قدر برابر است با ۱۰۰ برابر تفاوت درخشندگی. هر چه جرم آسمانی از زمین دورتر باشد عدد قدر آن رو به مثبت می رود. به طور مثال قدر ظاهری ستاره «سها» در صورت فلكی خرس كوچك ۷/۵+ و قدر ظاهری كهكشان آندرومدا (كهكشان همسایه راه شیری ما) ۵/۳+ است. پس میزان نور دریافتی از كهكشان «آندرومدا» از ستاره «سها» بیشتر است. دقت داشته باشید كه این شیوه تعیین درخشندگی ظاهری اجرام است و نشان دهنده نورانیت حقیقی و ذاتی اجرام نیست.
● تصاویری از میلیاردها سال پیش
آنچه ما از اجرام در آسمان می بینیم مربوط به میلیون ها و بلكه میلیاردها سال پیش است. (البته به جز اجرام منظومه خورشیدی و همسایگان آن) زیرا این اجرام در فاصله بسیار دوری از ما قرار دارند و با یك محاسبه ساده می توان به دلیل آن پی برد. به طور مثال نزدیك ترین ستاره به زمین ستاره «آلفا قنطورس» (پرنورترین ستاره صورت فلكی قنطورس) است كه نزدیك به ۲/۴ سال نوری از ما فاصله دارد. هر ثانیه نوری معادل سرعت نور در یك ثانیه (حدود ۳۰۰ هزار كیلومتر در ثانیه) است. بنابراین آنچه ما از ستاره آلفا قنطورس در آسمان مشاهده می كنیم مربوط به ۲/۴ سال پیش است كه نور این ستاره با احتساب سرعت سیصد هزار كیلومتر در ثانیه هم اكنون به ما می رسد. این مسئله برای تمامی اجرامی كه ما در آسمان مشاهده می كنیم و هر آنچه در دنیا است صدق می كند. نور ستاره بزرگی به نام خورشید كه ما از وجود آن زنده هستیم پس از ۸ دقیقه به زمین می رسد زیرا خورشید در فاصله ۱۵۰ میلیون كیلومتری ما قرار دارد. بنابراین بسیاری از اجرام دوردستی كه ما در آسمان مشاهده می كنیم هم اكنون بدین شكلی كه می بینیم نیستند و حتی ممكن است كه دیگر وجود نداشته و از بین رفته یا تغییر شكل داده باشند. اما اجرامی كه در چنین فواصل دوری از زمین قرار دارند چگونه رصد می شوند؟
● رصد اجرام
ستاره شناسان اجرام آسمانی را به سه روش رصد و بررسی می كنند. اولین روش رصد اجرام با تلسكوپ های زمینی است كه برای اجرام نزدیك كاربرد بیشتری دارد. دومین روش استفاده از رادیوتلسكوپ است كه از آن بیشتر برای دریافت امواج اعماق آسمان استفاده می شود. سومین و آخرین روش استفاده از تلسكوپ های فضایی است كه در خارج از جو زمین در حال گردش هستند. ۴۰۰ سال پس از اختراع تلسكوپ به شیوه امروزی تلسكوپ های بزرگ زمینی در رصد خانه های كشورهای مختلفی مشغول به فعالیت هستند. رصدخانه شیلی، جنوبی اروپا (ESO)، هاوایی، VLT، مونت پالومار و آفریقای جنوبی از بزرگ ترین رصدخانه های زمین هستند. تلسكوپ های زمینی به نسبت تلسكوپ های رادیویی و فضایی در درجه پایین تری قرار دارند زیرا كه با مشكل بزرگی به نام جو زمین مواجه هستند. نور یك جرم آسمانی بایستی پس از عبور از جو زمین به تلسكوپ زمینی برسد كه در این میان تغییرات آب و هوایی و اختلالات جوی تاثیر بسیاری در تصویر دریافت شده دارد. اما تلسكوپ های فضایی كه در خارج از جو زمین قرار دارند چنین مشكلی ندارند و بنابراین اجرام دورتری را می توانند رصد كنند.
هم اكنون چندین تلسكوپ فضایی در خارج از جو زمین وجود دارد كه بزرگ ترین آنها تلسكوپ فضایی هابل (HUBBLE) نام دارد كه در سال ۱۹۹۰ به مدار زمین پرتاب شد. هابل با قطر آینه ۴/۲ متر به موسسه علوم تلسكوپ فضایی تعلق دارد كه زیرمجموعه ناسا است. ناسا به غیر از تلسكوپ فضایی هابل دو تلسكوپ فضایی دیگر به نام های «اسپیتزر» و «چاندرا» دارد. «اسپیتزر» مجهز به آشكارسازهای فروسرخ است تا به راحتی به درون ابرهای چگال گاز و غبار نفوذ كند. جایی كه می تواند بسیاری از اجرام ناشناخته را شكار كند. تلسكوپ پرتو ایكس «چاندرا» تحت نظارت بخش اخترفیزیك دانشگاه هاروارد است. سوهو آخرین تلسكوپ فضایی است كه در نقطه لاگرانژی ( نقطه گرانشی بین زمین و خورشید) قرار دارد. این تلسكوپ كه متعلق به سازمان فضایی ژاپن است، به طور ویژه به تصویربرداری از خورشید می پردازد.
رادیوتلسكوپ مهم ترین ابزار رصدی ستاره شناسان در زمین است. برای اولین بار در ۱۹۳۲ «كارل یانسكی» تلسكوپ رادیویی ساده ای را درست كرد كه حاصل این كار ساخت رادیوتلسكوپ های غول پیكری است كه امروزه می توانند امواج دورترین اجرام اعماق آسمان را به راحتی دریافت كنند. شیوه كار رادیوتلسكوپ به این صورت است كه امواج دریافتی را در بخش مركزی رادیوتلسكوپ متمركز می كند و پس از ورود اطلاعات به كامپیوتر تصاویر جرم دور به دست می آید. تلسكوپ رادیویی بشقابی «افلبورگ» آلمان و تلسكوپ رادیویی كمبریج انگلستان از بزرگ ترین رادیوتلسكوپ های زمین هستند كه این دومی می تواند سحابی هایی را در فاصله بیش از ۵ میلیارد سال نوری كشف كند. ستاره شناسان چگونه می توانند به ویژگی های یك جرم آسمانی پی ببرند؟ این سئوالی است كه در ادامه مقاله به بررسی آن می پردازیم.
● طیف سنجی ستارگان
نور ستارگان در برخورد با جو زمین دچار نوسان شده و به طور كامل به زمین نمی رسد، اما بسته به میزان گرما، سرما و عناصر تشكیل دهنده ستاره و فاصله آنها تا زمین، ستار گان در چند رنگ متفاوت دیده می شوند. رنگ ستارگان بین آبی مایل به سفید تا قرمز است. نور برخی از ستارگان ثابت نیست و مدام تغییراتی در میزان روشنایی آنها رخ می دهد. گاه نورانیت ستارگانی كه به «نواختر» معروفند طی چند روز هزاران بار بیشتر می شود و سپس رو به تاریكی می رود. اطلاعات بسیاری همچون اندازه، رنگ، دما و عناصر موجود در اجرام را می توان با طیف سنجی از نور رسیده از اجرام محاسبه كرد. طیف (Spectrum) یك دسته اشعه است كه برای هر عنصری خاص آن است. «طیف سنج» (Spectrometr) دستگاهی است كه ستاره شناسان به وسیله آن می توانند با بررسی نور رسیده از اجرام آسمانی، عناصر موجود در آنها را شناسایی كنند. ستاره شناسان نور دریافت شده از ستاره را تجزیه كرده و به بررسی نوع ستاره و عناصر موجود در آن می پردازند. دمای ستارگان با یكدیگر متفاوت است و با توجه به رنگ و میزان نورانیت آنها می توان به دمای ستارگان پی برد. به طور مثال دمای ستارگان بزرگی همچون خورشید بین ۵۵۰۰ تا ۶۰۰۰ درجه كلوین است. این نوع از ستارگان ستاره های زرد هستند كه در تقسیم بندی سری طیفی با علامت G مشخص می شوند. دانشمندان بر اساس طیف سنجی نوری كه از اجرام آسمانی به زمین می رسد ستارگان را به گروه های مختلفی تقسیم كرده اند. این تقسیم بندی به «سری طیفی» (Spectral Class) معروف است.
روش سری طیفی كاملاً تجربی بوده و بر حسب خطوط موج اجرام است كه در طیف سنج دریافت می شود. این خطوط جذبی وابسته به دما است. البته میزان دما كاملاً نشان دهنده میزان نورانیت جرم نیست زیرا كه ممكن است دو ستاره دمای سطح یكسانی داشته باشند اما یكی از آنها میلیون ها بار از دیگری پرنورتر باشد. اما «آینار هرتسپرونگ» (Ejnar Hertzprung) دانماركی و «هنری نوریس راسل» (Henry Noris Russel) آمریكایی دو ستاره شناسی هستند كه اولی در سال ۱۹۱۱ و دومی در ۱۹۱۳ به صورت جداگانه ستاره ها را هم بر حسب دما و هم بر حسب روشنایی(نورانیت) رده بندی كردند.
بر این اساس نموداری به نام «هرتسپرونگ- راسل» به وجود آمد كه اجرام آسمان بر حسب روشنایی و دمایشان نشان داده می شود. در نمودار دما در روی محور افقی و روشنایی در روی محور عمودی نشان داده می شود. در این نمودار اجرام آسمان شامل ستارگان، سحابی ها، كهكشان ها، غول ها، ابرغول ها و كوتوله ها با توجه به دما و روشنایی در قسمت های مختلف نمودار قرار می گیرند.

شراگیم امینی

منبع : روزنامه شرق