بهانه:  31  مرداد 22 آگوست سالروز گذشتن ويجر 2 از سياره زيباي زحل است .

كاوشگرويجر 2 در 25 آگوست 1977(اين يار براي كاووش و بررسي دقيق تر تمامي سيارات گازي منظومه ي شمسي مشتري؛ زحل؛ اورانوس،نپتون و شايد پلوتو...) به فضا پرتاب شد.و پس از گذر از سياذه مشتري و زحل در تاريخ ژوئيه ي 1986 خود را به اورانوس رساند و بعد از عبور ازنپتون در 25 آگوست1989 همانند ويجر 1 سفر خود را به اعماق آسمان در پيش گرفت.

ويجر ها

   دانشمندان سازمان فضايي ناسا، با استفاده از قرار گرفتن در موقعيت جغرافيايي نادر زمين، كيوان، مشتري، اورانوس و نپتون بين سال هاي1970 تا1980 (كه هر189 سال يكبار اتفاق مي افتد)، براي كاوش در مورد غول هاي منظومه شمسي دو فضاپيماي مشابه به نام هاي ويجرهاي1 و2 (Voyager) را به فضا فرستادند. در مدت بيش از27 سال اين دو سفينه 80 هزار تصوير و بيش از5 تريليون بايت اطلاعات را به زمين ارسال كردند. ويجر1 بيش از14 ميليارد و ويجر2 بيش از11 ميليارد كيلومتر راه را طي كرده اند. در مقياسي ديگر طول سفر آنها94 و75 برابر فاصله زمين تا خورشيد براساس واحد نجومي بوده است. (يك واحد نجومي برابر است با فاصله زمين تا خورشيد كه150 ميليون كيلومتر است).
    

در حال حاضر يكي از اين سفينه ها به سمت شمال و ديگري به سمت جنوب منظومه شمسي تغيير مسير داده اند تا بتوانند انتهاي جاذبه و نفوذ خورشيد و فراتر از آن را كه تاكنون هيچ راهي براي شناسايي آن وجود نداشته جستجو كنند.
    تابستان سال1977 هر دو فضا پيما، با اختلاف دو هفته براي سفر به اعماق فضا پرتاب شدند. در ابتدا ماموريت اوليه آنها5 سال تعيين شده بود اما به علت كاركرد بسيار خوب آنها، اين ماموريت تا28 سال ادامه داشته و هنوز پيش بيني مي شود كه ارسال اطلاعات از سوي ويجرها تا پايان انرژي مولدهاي آنها يعني30 سال ديگر نيز ادامه يابد. هزينه ساخت اين دو سفينه865 ميليون دلار بوده است. علاوه بر اين هزينه، تاكنون30 ميليون دلار ديگر نيز براي ادامه اين پروژه بودجه تخصيص يافته است.
    ويجرهاي1 و2 به طور كامل مشابه يكديگرند و مي توانند10 نوع آزمايش را انجام داده و اطلاعات مختلف را به زمين ارسال كنند. در اين سفينه ها تجهيزاتي شامل دوربين تلويزيوني، حس گرهاي پرتوهاي كيهاني (ذرات باردار، اشعه مادون قرمز و ماوراي بنفش)، مغناطيس سنج، ردياب پلاسما و دستگاه راديويي براي ارسال و دريافت پيام وجود دارند. ويجرها به علت فاصله بسيار زياد از خورشيد و عدم توان استفاده از باطري هاي خورشيدي، براي تامين انرژي (به ويژه انرژي الكتريسته) از باطري اتمي استفاده مي كنند.

در سال1980 و1981 ويجرها از فاصله64 و41 هزار كيلومتري كيوان عبور كردند. اين سياره دومين غول منظومه شمسي است و هر 4/29 سال يكبار به دور خورشيد و هر10 ساعت و39 دقيقه به دور خود مي گردد. كيوان داراي17 قمر است و مانند مشتري بيشتر از هيدروژن و هيليوم تشكيل يافته است. بيشترين اطلاعات به دست آمده در مورد صفحه مدور پيرامون آن بود كه شامل بيش از1000 حلقه مختلف است كه به نظر مي رسد از تكه هاي سياراتي كه به آن برخورد نموده اند تشكيل يافته و از ذرات غبار تا صخره هاي چند تني پديد آمده اند. ميدان مغناطيسي كيوان از مشتري كمتر و در حدود2 ميليون كيلومتر وسعت دارد. محور مغناطيسي آن به طور دقيق بر روي محور گردشي آن قرار دارد. اشكال غيرهندسي

اقمار آن نشانگر آن است كه آنها بخشي از جسمي بزرگتر بوده اند. 
    تيتان يكي از اقمار جالب سياره كيوان به اندازه كره ماه بوده و از نيتروژن و متان تشكيل يافته است. سرعت طوفان هاي اين سياره1800 كيلومتر در ساعت، دماي آن179- درجه سانتيگراد و فشار جو1/5 اتمسفر است. بر اثر تابش شيميايي، متان جو به ساير ملكول هاي اورگانيكي مانند اتان تبديل شده كه توليد درياچه و اقيانوس مي كند. هيدروكربورهاي پيچيده ديگر از جو آن به سطح افتاده ويك لايه اورگانيكي را به وجود آورده اند. اين شرايط درست مطابق كره زمين قبل از پيدايش حيات در آن است.
    براساس اطلاعات ويجر1، در اين سياره قمر «ميماس» با يك قمر ديگر در اندازه خود برخورد كرده و تقريباً به دو نيم شده است.

http://www.magiran.com  

ستاره‌اي بدرخشيد و ماه مجلس شد

 

 

در جستجوي درخشان‌ترين ابرنواخترهاي تاريخ‌

سحابي بازمانده ابرنواختري ذات الکرسي-آ که تصور مي شود ابرنواختري مربوط به دهه ۱۶۶۰ يا ۱۶۸۰ باشد.

درست يك هزار سال پيش در بهار سال ۱۰۰۶ ميلادي، شب سي‌اُم آوريل (دهم ارديبهشت)، رصدگراني از اروپا تا مصر، عراق، احتمالا‌ً ايران، چين، ژاپن، و حتي شايد سرخپوستاني در آمريكاي شمالي شاهد ظهور خيره‌كننده ستاره‌اي نو در آسمان بودند. اين كوكَب درخشان در آسمان شامگاهي برفراز افق جنوب غربي در صورت فلكي گرگ، جنوب غربي ستارگان بارز عقرب و راه‌شيري تابستان، مي‌درخشيد. آن ستارهِ نو حتي براي ناآشنايان با آسمان شب نيز پديده‌اي چشمگير بود؛ ستاره‌اي كه نور آن در غيابِ مهتاب زمين را روشن مي‌كرد. اخترشناسان امروز روشنايي اين ستاره را از قدر ۵/۷- مي‌دانند؛ يعني حدود ۱۵ بار پُرنورتر از سياره زهره، به‌درخشش ماه تربيع، و چنان پُرنور كه شايد مردم در نورِ آن مي‌توانستند نوشته‌اي را بخوانند. ستارهِ تابناك ساعاتي از روز نيز در آسمان ديده مي‌شد. اين ستارهِ نو اَبَرنواَختري در راه‌شيري بوده؛ انفجار مهيب ستاره‌اي پُرجرم كه به‌زندگي خود پايان داده است. در كهكشان‌هاي مارپيچي، مانند راه‌شيري، اغلب در هر قرن يك يا دو بار ابرنواختر رخ مي‌دهد و ستارهِ منفجر شده مدت كوتاهي هم‌تراز با كل كهكشان مادر مي‌درخشد؛ يعني چند صد ميليون تا چنƒديƒن ميليƒارد بƒار درخشنده مي‌شود.
ابرنواختر ۱۰۰۶SN پُرنورترين ابرنواختر ثبت شده در تاريخ بوده است. بسياري از طالع‌بينان در آن زمان آن را نشانهِ جنگ و بدبختي دانستند. ابرنواختر طي سه ماهِ نخست بسيار درخشان بود و سپس آرام آرام كم‌نور شد و دوباره طي ۱۸ ماه كمي پُرنور شد و سرانجام پس از سه سال از ديد چشم غيرمسلح پنهان گشت.
در همين روزهاي تير ماه، اما حدود يك هزاره پيش، در صبحدم چهارم ژوييه (۱۴ تير) سال ۱۰۵۴ ميلادي وقتي هلال ماه برفراز افق شرق به‌هنگام سپيده‌دَم در كنار پروين و ثور مي‌درخشيد، ستاره‌اي نو در ۱۸ درجه‌اي آن، درست در نوك شاخ شرقي گاو، پديدار شد؛ ستاره‌اي پُرنورتر از زهره (قدر ۵- تا ۶-) كه رصدگران آن را تا يك ماه پس از ظهور در ساعاتي از روز نيز مي‌ديدند. در متون كهنِ اخترشناسان چيني ظهور اين اَبَرنواختر ديده مي‌شود. بر صخره‌اي در نيومكزيكو ايالات متحده نيز نقاشي كهن و ابتدايي ستاره‌اي درخشان در كنار هلال ماه به‌چشم مي‌خورد كه آرايش آن دو

شبيه سازي صحنه ظهور لبرنواختر کپلر در سال ۱۶۰۴، وقتي نزديک به سيارات مشتري، زحل و مريخ پديدار شد.

شبيه صحنه‌اي است كه در صبحدم ظهور ابرنواختر ۱۰۵۴ ديده مي‌شده است و شايد رصدگران سرخپوست نيز در آن زمان اين پديده را ديده باشند. در متون دانشمندان بزرگ دوران اسلامي كمتر نشاني از ستاره‌هاي نو پيدا ‌شده است هرچند كه بي‌گمان رصدگراني نو‌ستارهِ ۱۰۵۴ ميلادي را ديده‌اند. شايد علت كم‌توجهي به‌نواخترها و پديده‌هاي گذراي ديگري مانند دنباله‌دارها در نجوم اسلامي باور عميق به‌عالم ارسطويي بوده است كه در آن آسمان جاودانه و تغييرناپذير است و هر آنچه ظاهر مي‌شود و از ميان مي‌رود متعلق به‌فلك جوّ و نزديك به‌زمين است. باوجود اين جَسته‌گُريخته نويسندگان در آن دوران به‌ستارگان نو اشاره كرده‌اند، مانند طبيب دَمِشقي اِبن اَبي اُصَيبعه كه در كتاب پزشكي خود به‌ستاره‌اي نو در جوزا (صورت فلكي هم‌مرز ثور)، در همان سالِ ۴۴۶ قمري معادل ۱۰۵۴ ميلادي اشاره مي‌كند؛ ستاره‌اي كه از نظر او مُسَبِب شيوع بيماري كُشنده‌اي شده بود.
پس از حدود يك هزاره اكنون در محل ابرنواختر ۱۰۵۴، در حدود يك درجه‌اي ستارهِ زِتا-‌ثور (شاخ گاو)، ابرِ كيهاني ريش ريشي ديده مي‌شود كه ۱M يا سحابي خرچنگ نام دارد.
وقتي در سپيده‌دَم روزهاي اواخر تير ۱۳۸۵ به‌افق شرق نگاه كنيم منظرهِ رويايي ابرنواختر ۱۰۵۴ ميلادي دوباره زنده مي‌شود زيرا سياره زهره با درخششي تقريبا هم‌ترازِ ابرنواختر در همان جا مي‌درخشد و در بامداد ۲۴ تير به‌طور شگفت‌آوري درست در كنار سحابي خرچنگ و در محل ابرنواختر ۱۰۵۴ قرار مي‌گيرد.

پس از جفت ابرنواختران قرن يازدهم ميلا‌دي، كه موردتوجه رصدگران بسياري قرار گرفتند، ابرنواختر بعدي بيش از يك قرن بعد در تابستان سال ۱۱۸۱ ميلادي رخ مي‌دهد و رصدگران چيني و ژاپني آن را نخستين بار در شب ۶ اوت (نيمه مرداد) در ذات‌الكرسي مي‌بينند. اين ابرنواختر كه احتمالا‌ً از قدر ۱- (همتاي پُرنورترين ستاره آسمان شب، شباهنگ) ظاهر شد حدود ۶ ماه با چشم غيرمسلح ديده مي‌شد.
چهار قرن پس از ابرنواختر نه‌چندان درخشان سال ۱۱۸۱ ميلادي سرانجام در شب ششم نوامبر (نيمه آبان) سال ۱۵۷۲ ستارهِ درخشنده‌اي در ذات‌الكرسي ظهور مي‌كند. رصدگران آسياي شرقي نخستين شاهدان آن بودند. پنچ شب بعد در پانزدهم نوامبر جوان دانماركي دانشجويي كه با دايي‌اش در آزمايشگاه كيمياگَري كار مي‌كرد درحالي كه راهيِ‌خانه بود ناگهان از ديدن ستاره‌اي درخشنده‌تر از زهره (قدر ۴ -) در كنار دندانهِ وسطW ذات‌الكرسي ميخكوب شد. براي رصدگري خِبره اين منظره چنان حيرت‌انگيز بود كه ديدن سِبيل بر چهرهِ موناليزا.۲ تيكوبِراهه ۲۶ ساله آنچه را مي‌ديد در وَهلِهِ اول باور نكرد و رهگذراني را نگاه داشت تا مطمئن شود دچار خيالات نشده است.

سحابي خرچنگ در صورت فلکي ثور، بازمانده ابرنواختر درخشان سال ۱۰۵۴ ميلادي.

تيكو در آن زمان رصدهاي دقيق نجومي خود را، كه تا پايان عمرش در سال ۱۶۰۱ ادامه داد، آغاز كرده بود. او ذات‌السدس جديدي ساخته بود كه با آن موقعيت ستاره‌ها را به‌دقت با چشم غيرمسلح مي‌سنجيد. او طي ۱۵ ماهي كه ابرنواختر با چشم ديده مي‌شد موقعيت و روشنايي آن را به‌دقت سنجيد. داده‌هاي تيكو اخترشناسان امروز را در شناسايي گونهِ اين ابرنواختر و يافتن بقاياي آن بسيار ياري كرد. قصد تيكو از اين همه سنجش آزمون ادعاي ارسطو دربارهِ تغييرناپذيري آسمان بود. ارسطو هر آنچه در آسمان گذرا بود را مربوط به‌فلك زير قمر مي‌دانست كه در جوّ رخ مي‌دهد. ظهور اين ستارهِ نو تيكو را به‌فكر انداخت كه شايد قرن‌هاست منجمان به‌اشتباه تفكر ارسطويي را دنبال مي‌كنند. او مي‌دانست هر جرمي نزديك‌تر از ماه به‌زمين مي‌بايست اختلاف‌منظر بيشتري نسبت به‌ماه داشته باشد. اما تيكو هيچ اختلاف منظري را در موقعيت ستارهِ نو در آغاز و پايان شب نمي‌ديد؛ در طول شب زمين به‌دور خود مي‌چرخد و رصدگر از دو امتداد مختلف به‌جرم سماوي مي‌نگرد كه اگر جرم نزديك باشد اختلاف منظر آن مشهود است.
او دريافت كه اين ستارهِ نو بسيار دورتر از ماه و به‌راستي متعلق به‌فلك ستارگان است. او در رصد دنباله‌دار بزرگ سال ۱۵۷۷ نيز به‌همين نتيجه رسيد كه دنباله‌دارها متعلق به‌فلك بالاي قمر و اجرامي كيهاني‌اند.

سحابی

در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که مابین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. برای مقایسه می‌توان آنرا با تعداد اتمهای موجود در هوا بر روی زمین و در سطج دریا برابر 10 در هر اینچ مکعب است، مقایسه کرد. سحابی ، ابر یا مجموعه ذراتي است که از گرد و غبار و گاز میان ستاره‌ای تشکیل شده است. سحابیهای تابان ابرهایی گازی هستند که به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند.

از سحابي ها به عنوان زايشگاه و قبرستان ستارگان زياد ياد مي شود.ستارگان طي فرايندي در سحابي ها با فشرده شدن شديد گاز  بر اثر موجي* كه  حاصل از انفجار يك اير نواختر بوجود مي آيند بسته به جرم و ديگر فاكتورها دوره هاي زندگي خود را طي مي كنند و سر انجام در سحابي ميميرند .

در يك دسته بندي سحابي ها به دو دسته ي سياره نما _ پخشنده تقسيم ميشوند كه نوع پخشنده خود س تقسيم بندي دارد.

سحابیهای سیاره‌ای

ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل ، منجم آلمانی الاصل (1822 - 1783) ، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی ، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی ، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی 20 کیلومتر (12 مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از 35 هزار سال در محیط میان ستاره‌ای پراکنده خواهد شد.

سحابيهاي پخشنده به دسته ي  تاريك _گسيلشي_بازتابي  تقسيم مي شوند.

سحابیهای تاریک

سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدانهای ستارگان یا سحابیهای تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابیهای تاریک ، که به سحابیهای جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز دوباره بتابانند. شاید جرم سحابیهای تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازه کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود.

سحابيهاي گسيلشي

در واقع سحابي هاي گسيلشي ابر هايي از گاز و غبارند كه بدليل وجود ستاره هاي يسيار داغ از آنان و در نتيجه نورشان در طيف فرابنفشباعث برانگيختگي ذرات آن مي شودو نور را گسيل ميكند.

سحابي بازتابي اگر ستارگاني كه در سحابي قرار دارند نسبت به ستارگان سحابي گسيلشي سردتر باشد به دليل تابش ضعيفتر فرابنفش  نمي توانند ذرات را بر انگيخته كننددر نتيجه سحابي به جاي گسيل نور ستارگان آن را بازتاب مي كند.قابل ذكر استطيف نوري سحابي بازتابي با طيف نوري ستارگان يكيست!

 * امواج انفجاری

موجهای ضربه ای انفجار ابر نواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موجهای ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرآیند فرو ریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری بوجود می‌آمد، تا چندین ماه ، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند

مقدمه

بشر در طول تاریخ همواره مجذوب آسمان شب بوده است .بسیاری از ستاره ها و صورت های فلکی ، نام خود را از تمدن های باستانی و اولیه به هدیه گرفته اند . برای مثال با جستجویی ساده درآثار تاریخی به داستان ها و افسانه های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار دست خواهید یافت که به دوران سامری ها ، روم باستان و بسیاری تمدن های دیگر باز می گردد . در این مقاله سعی میشود تا ضمن بررسی تاریخچه نامگذاری ستاره ها به روشهای نامگذاری و قواعد مرتبت با آن بپردازیم .

نام برخی از ستارگان از کجا آمده است ؟

با مراجعه به کتاب ها ومنابع نجومی به نام هایی برای ستارگان برمی خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی گنجد .

نام بسیاری از ستاره ها به نحوی با نام صورت فلکی خود در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی “دم” همان ستاره ای است که در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد .

گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی خود آن ستاره می باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد .برای مثال سیروس به معنی داغ و سوزان می باشد . با این ترتیب این نام ، لایق درخشان ترین ستاره آسمان می باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام صورت فلکی خود (کلب اکبر ) در آن موجود نمی باشد .

به ندرت نام های شگفت انگیز در میان نام ها یافت میشود که در آنها نه نشانی از ارتباط با صورت فلکی هست و نه ارتباطی با ویژگی خود آن ستاره . برای مثال در صورت فلکی خرگوش ستاره ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می شده است . ترجمه این کلمه را میدانید ؟ Nihal در اصطلاح به معنی ” شتر ها عطش و تشنگی خود را رفع میکنند” است . به نظر شما دلیل این نامگذاری چیست ؟

نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف “ال” که در جلوی آنها می آید شناخته میشوند مانند Algol(که دارای ریشه فارسی است!)

بسیار از این نام ها در زمان های مختلف به شکل های گوناگون آمده اند و گاهی “ال ” از این نام های حذف شده است مانند همین ستاره Algol که در برهه ای از تاریخ با نام Ghoul خوانده شده است .

برخی دیگر از نام ها دارای ریشه های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می باشند . در این میان گاه با نام های بر خواهیم خورد که دارای ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی می شوند .

در بخش اول این مقاله به بررسی سیستم های نامگداری می پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده می شوند .

بخش اول

سیستم نام گذاری بایر Bayer

در سال 1603 میلادی Johann Bayer (1572-1625) وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود بر اساس اطلاعات و دیتا های منجم دانمارکی تیکو براهه Tycho Brahe (1546-1601) یکی از منسجم ترین اطلس های آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد .

این اطلس حاوی 51 جدول می باشد که 48 جدول آن هرکدام به یکی از 48 صورت فلکی بطلمیوسی اختصاص یافته است و یک جدول به 12 صورت فلکی جدید که توسط 2 کاشف هلندی-آلمانی Pieter Dircksen Keyzer و Frederick de Houtman در نیکره جنوبی آسمان کشف شده بود اختصاص یافت 2 جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره سماوی اختصاص داده شد .

بایر ستاره های هر صورت فلکی(تنها ستارگانی که با چشم برهنه دیده می شد ) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی کرد .سپس به هر یک از ستاره ها یکی از حروف کوچک یونانی را از آلفا تا امگا اختصاص داد .بعد از این 24 حرف به سراغ حروف کوچک لاتین رفت و هر یک از این حروف را به جز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود ) به هر یک از ستاره های باقیمانده نسبت داد .

سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد . برای مثال نام درخشان ترین ستاره در صورت فلکی قنطورس alpha Centauri ذکر شد . در این دسته بندی ستارگان یک صورت فلکی که بسیار به هم نزدیک بودند و یا درخشندگی یکسانی داشتند نام یکسانی گرفتند . برای مثال در فهرست بایر 6 ستاره در قسمت گرز صورت فلکی جبار نام pi Orionis گرفتند که امروزه این 6 ستاره توسط منجمین با نام های π1- π6 Orionis تصحیح شده اند .

سیستم نام گذاری Flamsteed

سیستم نامگداری بایر محدودیت هایی داشت . از آن جمله می توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد . مشکلی که بیش از این مسئله به چشم می خورد ، دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم برهنه به سختی دیده می شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره ها را دشوار می ساخت .

John Flamsteed منجم درباری انگلیسی در نامه ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن شد. او در این نامه پیشنهاد کرد که به جای حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و به جای دسته بندی بر اساس روشنایی ستارگان یک صورت فلکی ، موقعیت ستاره در آن صورت فلکی از غرب تا شرق به عنوان معیار قرار گیرد . به این معنی که غربی ترین ستاره هر صورت فلکی با شماره 1 مشخص شود و اولین ستاره ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره 2 مشخص شود و به همین ترتیب تا شرقی ترین ستاره آن صورت فلکی .

برای مثال غربی ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام 1 قنطورس مشخص شد .

به این ترتیب می توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده ای از سیستم بایر بود .

انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم به خوبی دیده می شد معتبر دانست .به همین دلیل بسیاری از ستارگان که با چشم برهنه دیده می شود نامهای متفاوتی دارد برای مثال Deneb و Alpha Cygniو 50 Cygni همگی نام های یک ستاره می باشند .

بخش دوم

نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان

با ورود دروبین های نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد .دروبین های نجومی دنیایی نو از ستارگان را به منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده ای جدید برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می شد . در همین موقع بود که انجمن منجمین و ستارشناسان تعداد انبوهی از کاتالوگ های نجومی را در مقابل خود یافتند که در آنها هر منجم بر اساس سلیقه خود به نامگذاری ستارگان پرداخته بود . گروهی ترتیب یافتن هر ستاره را معیار قرار داده بودند و گروهی مختصات و به خصوص میل هر ستاره را و گروهی دیگر تاریخ کشف آن ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگی های ستاره را معیار قرار دادند . این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین اسم متفاوت یافت می شد و این خود کار را دشوار تر کرده بود .

انجمن ستارشناسان به منظور ایجاد وحدت ، مختصات هر ستاره بر حسب میل و بعد به همراه سال کشف آن ستاره یا سال نشر آن اطلس را به عنوان معیار در نظر گرفت .

نامگذاری ستارگان دوتایی و چندگانه

دسته وسیعی از ستارگان را ستارگان دوتایی یا چندتایی تشکیل می دهند .مولفه های یک مجموعه دوتایی یا چندتایی در صورتی که دارای فاصله قابل تشخیص از یکدیگر باشند با استفاده از اعداد و بر اساس موقعیت غربی شرقی نام گذاری میشوند . برای مثال Alpha Librae یک مجموعه دوتای با مولفه های تمیزپذیر است . مولفه غربی این مجموعه 1 Alpha- و مولفه شرقی Alpha-2 نام میگیرد . در اینگونه مجموعه ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر خواهند رفت.

در سیستم های چندتایی (یا همان سیستم های دوتایی ) هنگامی که مولفه های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش مولفه ها معیار نام گذاری است به این ترتیب که ستاره ای که پرنور ترین ستاره و مولفه اصلی مجموعه است با “A” و ستاره کم نور تر با “B” نام گذای ادامه مییابد. برای مثال ستاره سیروس خود جزئی از یک مجموعه دوتایی است و ستاره همدم آن یک ستاره از نوع کوتوله سفید میباشد . به ستاره سیروس که با چشم برهنه به راحتی دیده میشود مولفه “A” و کوتوله سفید همدم آن عنوان “B” را به خود میگیرد .

نامگذاری ستارگان متغیر

نام گذاری این ستارگان را می توان بر اساس همان طرح مورد تائید انجمن ستارشناسان انجام داد اما دلایل تاریخی حاکی از آن است که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر خواهد کرد . بدین منظور برای نام گذاری دسته بزرگی از ستارگان یعنی ستارگان متغیر قاعده زیر را برمیگزینیم .

نخستین ستاره متغیر کشف شده در هر صورت فلکی چنانچه بر اساس معیار بایر و یا Flamsteed نامگداری نشده باشد با حرفR و به دنبال آن ، نام صورت فلکی خوانده میشود . برای مثال نخستین ستاره متغیر که در صورت فلکی Cetus یافت شد و بر اساس معیار بایر و Flamsteed نامگذاری نشده بود R Ceti نام گرفت .

دومین ستاره کشف شده در آن صورت فلکی نام S و سپس T و همینطور تا Z را به خود می گیرد . این قاعده 9 ستاره اول کشف شده را در هر صورت فلکی نامگذاری میکند . برای ستاره 10 ام به بعد نامRR و سپسRS و سپسRT و همینطور تا RZ سپس SS وST و همینطور تا SZ . آنقدر این ترتیب را ادامه می دهیم تا به ZZ برسیم .

این مجموعه نیز 54 ستاره متغیر را در هر صورت فلکی نامگذاری میکند . برای ادامه از AA شروع میکنیم و به همان شکل قبل تا AZ و سپس BB تا BZ . اینقدر این کار را ادامه می دهیم تا با QZ برسیم . تا انجا 334 ستاره نامگذاری شده است . برای ادامه از حرفV به همراه یک شماره که از 335 شروع می شود کار را دنبال میکینیم . برای مثال V335 , V336,…

2به نکته در این نامگذاری توجه کنید.اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچ گاه در این نامگذاری حرف دوم بالاتر از حرف اول (در ترتیب الفبا ) نمی باشد . یعنی هیچ گاه به عنوان مثالBA یا CB یا SR یا … نداریم .

سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگ های معروف

BD numbers

این نام مشخصه کاتالوگی است که در اواسط قرن 19 توسط Bonner Durchmusterung تهیه شد .در این مجموعه نام چند صد هزار ستاره با قدر روشن تر از 10 گردآوری شده است . این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره ها میباشد و فهرستی نیز بر اساس همین موقعیت در این کاتالوگ موجود می باشد . اعداد کاتالوگ بر اساس شمارش ستارگان در یک میل خاص از شمال به جنوب تعیین شده است . بنابراین BD numbers بیانگر میل به همراه یک عدد بالارونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می باشد . برای مثال BD+31o216 به معنی 216 ستاره در محدوده میل +31 و 32 + می باشد .BD محدوده میل بین +90 تا +22 را پوشش میدهد .

CD (Cordoba Durchmusterung) و CPD (Cape Photographic Durchmusterung)کار مشابهی را برای مناطق جنوبی تر انجام می دهند .

The Bright Star Catalog

ستارگان درخشان تر از قدر 6.5 با شماره ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می یابد مشخص می شود . پیشوند HR و یا BS در جلوی این شماره نوشته می شود . برای مثال HR1099

The Henry Draper Catalog

در این کاتالوگ ستارگان درخشان تر از قدر 8.5 و کمی ضعیف تر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری میشوند . برای مثال HD183143

ستارگان دوتایی در کاتالوگ ها

ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگداری می شوند . ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا به وسیله شماره آنها در هر یک از کاتالوگ های
the Burnham Double Star catalog (BDS)
Washington Double Star catalog
Aitken Double Star catalog (ADS)

نامگذاری مولفه های اصلی مجموعه های دوتایی همان طور که ذکر شد بر اساس درخشندگی و با استفاده از حروف A و B و … نیز امری متداول است .

The Guide Star Catalog

این کاتالوگ حاوی نام و موقعیت ستارگانی است که داری موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است . سنسور های راهبری تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار میکند و هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است ستارگان این مجموعه ستارگان درخشانی نمی باشند و دارای قدری در حدود 13 می باشند.آسمان توسط این ستارگان به قسمت های مختلف تقسیم می شود و ستارگان در هر یک از این منطقه ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند .

برای مثال : GSC 4068/1167

کاتالوگ های اجرام غیرستاره ای

کاتالوگ های دیگری نیز موجود می باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره ای پرداخته است که از آن جمله میتوان به :

Messier Catalog با مشخصه M

New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters با مشخصه NGC

Index Catalog با مشخصه IC

اشاره کرد .

سخن آخر

در اینجا برخی از کاتالوگ های شاخص مورد بررسی مقدماتی قرار گرفت با این حال توجه داشته باشید که برای استفاده از هر کاتالوگ،راهنمای آن بهترین مرجع شما می باشد . برخی از کاتالوگ ها حاوی اطلاعات دیگری مانند سرعت ویژه ، رده طیفی و اطلاعات دیگر می باشد و هر کاتالوگ سیستم کدگذاری منحصر به خود را دارد که در قسمت راهنما ، توضیحات و اساس آن را در خواهید یافت
لیست کاتالوگ های مهم
• ACT Catalog
• Aitken Double Star Catalogue (ADS)
• Almagest
• Astrographic Catalogue
• Astronomische Gesellschaft Katalog (AGK)
• Bonner Dürchmusterung (BD)
• Boss General Catalogue (GC)
• Bright Star Catalogue(HR)
• Cape Photographic Durchmusterung (CPD)
• Carte du Ciel
• Cَrdoba Durchmusterung (CD)
• Digital Sky Survey (DSS)
• Franklin-Adams charts
• Fundamental Katalog (FK)
• General Catalogue of Variable Stars (GCVS)
• Gliese Catalogue
• Groombridge Catalogue
• Guide Star Catalog (GSC)
• Henry Draper Catalogue (HD)
• Hipparcos Catalogue (HIP)
• Index Catalogue (IC)
• Messier Catalogue
• New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters (NGC)
• Palomar Observatory Sky Survey (POSS)
• Shapley-Ames Catalogue
• Smithsonian Astrophysical Observatory Catalog (SAO Catalog)
• Southern Reference Stars (SRS)
• Southern Sky Survey
• Tycho Catalogue
• Uranometria
• Zwicky Catalogue.

دلایل کرویت
در حدود سال 350 پیش از میلاد ارسطو ، دلیل قاطعی بر گرد بودن زمین ارائه کرد. موثرترین دلیل وی این بود که اگر کسی به طرف شمال یا به طرف جنوب مسافرت کند، در افق روبروی او ستارگان جدیدی ظاهر می‌شوند و در افق پشت سر او ستارگانی که قبلا دیده می‌شدند، ناپدید می‌شوند. ارسطو همچنین دلیل می‌آورد که کشتیها در هر جهت که از ساحل دور شوند، ابتدا دکل آنها ناپدید می‌شود.

از اینها گذشته مقطع سایه زمین بر ماه در هنگام خسوف ، بدون در نظر گرفتن وضع ماه ، همیشه به صورت یک دایره است. ارسطو می‌گوید همه این واقعیت‌ها فقط هنگامی می‌تواند درست باشد که زمین کروی باشد.

سیطره باور
در میان تحصیلکرده‌ها ، حتی در اوایل قرون وسطی ، هرگز تصور کروی شکل بودن زمین از بین نرفت. دانته شاعر ایتالیایی ، در کتاب خود ، کمدی الهی ، فرض کروی شکل بودن زمین را پذیرفته است
محیط کروی زمین
اولین فردی که محیط زمین را دقیق اندازه گرفت، اراتستن (195-276 قبل از میلاد) ریاضیدان یونانی بود. او می‌دانست که در ظهر اواسط تابستان ، خورشید شهر سین ، واقع در جنوب خانه‌اش در اسکندریه مصر ، مستقیما درون چاه عمیقی می‌تابد. او در همان روز زاویه تابش خورشید بر فراز اسکندریه را 7.2 درجه اندازه گرفت. این زاویه برابر است با 1.50 کمان یک دایره. او می‌دانست که فاصله سین تا اسکندریه 772 کیلومتر است و بدین ترتیب محیط زمین را 50×772 یعنی 38600 کیلومتر محاسبه کرد. این رقم به عدد واقعی 40074 کیلومتر بسیار نزدیک است.

زمین بیضوی
تا قرن هفدهم زمین به شکل کره کامل فرض می‌شد. این تصور از 2000 سال پیش تا آن زمان بر افکار تسلط داشت. ولی اسحاق نیوتن با توجه به چرخش زمین به دور خودش (حرکت وضعی زمین) ، نتیجه متفاوتی بدست آورد. اسحاق نیوتن به متفاوت بودن سرعت سطح زمین در عرضهای جغرافیایی مختلف پی برد. او با قوانین خود نشان داد که هرچه چرخش سریعتر باشد، اثر گریز از مرکز بیشتر است، یعنی گرایش مواد به دور شدن از مرکز دوران بیشتر می‌شود.

از آنجا که سرعت در قطبها صفر است، پس اثر گریز از مرکز در قطبها تا استوا پیوسته افزایش می‌یابد. این بدان معناست که زمین در اطراف کمربند استوایی خود با شدت بیشتر رانده می‌شود. زمین مانند یک نارنگی در استوا برآمده و در قطبها فرورفته است. اسحاق نیوتن حتی فرورفتگی قطبها را حساب کرد و نتیجه گرفت که می‌بایستی در حدود 1.230 تمام قطر زمین باشد. این عدد به عدد واقعی نزدیک است.
تفاوتها
امروزه اندازه گیریهای دقیق نشان می‌دهد که قطر استوایی زمین 43 کیلومتر از قطر قطبی آن بیشتر است. در واقع ، قطر استوایی زمین 12756 کیلومتر و قطر قطبی آن 12713 کیلومتر است

دلایل کرویت
در حدود سال 350 پیش از میلاد ارسطو ، دلیل قاطعی بر گرد بودن زمین ارائه کرد. موثرترین دلیل وی این بود که اگر کسی به طرف شمال یا به طرف جنوب مسافرت کند، در افق روبروی او ستارگان جدیدی ظاهر می‌شوند و در افق پشت سر او ستارگانی که قبلا دیده می‌شدند، ناپدید می‌شوند. ارسطو همچنین دلیل می‌آورد که کشتیها در هر جهت که از ساحل دور شوند، ابتدا دکل آنها ناپدید می‌شود.

از اینها گذشته مقطع سایه زمین بر ماه در هنگام خسوف ، بدون در نظر گرفتن وضع ماه ، همیشه به صورت یک دایره است. ارسطو می‌گوید همه این واقعیت‌ها فقط هنگامی می‌تواند درست باشد که زمین کروی باشد.

سیطره باور
در میان تحصیلکرده‌ها ، حتی در اوایل قرون وسطی ، هرگز تصور کروی شکل بودن زمین از بین نرفت. دانته شاعر ایتالیایی ، در کتاب خود ، کمدی الهی ، فرض کروی شکل بودن زمین را پذیرفته است
محیط کروی زمین
اولین فردی که محیط زمین را دقیق اندازه گرفت، اراتستن (195-276 قبل از میلاد) ریاضیدان یونانی بود. او می‌دانست که در ظهر اواسط تابستان ، خورشید شهر سین ، واقع در جنوب خانه‌اش در اسکندریه مصر ، مستقیما درون چاه عمیقی می‌تابد. او در همان روز زاویه تابش خورشید بر فراز اسکندریه را 7.2 درجه اندازه گرفت. این زاویه برابر است با 1.50 کمان یک دایره. او می‌دانست که فاصله سین تا اسکندریه 772 کیلومتر است و بدین ترتیب محیط زمین را 50×772 یعنی 38600 کیلومتر محاسبه کرد. این رقم به عدد واقعی 40074 کیلومتر بسیار نزدیک است.

زمین بیضوی
تا قرن هفدهم زمین به شکل کره کامل فرض می‌شد. این تصور از 2000 سال پیش تا آن زمان بر افکار تسلط داشت. ولی اسحاق نیوتن با توجه به چرخش زمین به دور خودش (حرکت وضعی زمین) ، نتیجه متفاوتی بدست آورد. اسحاق نیوتن به متفاوت بودن سرعت سطح زمین در عرضهای جغرافیایی مختلف پی برد. او با قوانین خود نشان داد که هرچه چرخش سریعتر باشد، اثر گریز از مرکز بیشتر است، یعنی گرایش مواد به دور شدن از مرکز دوران بیشتر می‌شود.

از آنجا که سرعت در قطبها صفر است، پس اثر گریز از مرکز در قطبها تا استوا پیوسته افزایش می‌یابد. این بدان معناست که زمین در اطراف کمربند استوایی خود با شدت بیشتر رانده می‌شود. زمین مانند یک نارنگی در استوا برآمده و در قطبها فرورفته است. اسحاق نیوتن حتی فرورفتگی قطبها را حساب کرد و نتیجه گرفت که می‌بایستی در حدود 1.230 تمام قطر زمین باشد. این عدد به عدد واقعی نزدیک است.
تفاوتها
امروزه اندازه گیریهای دقیق نشان می‌دهد که قطر استوایی زمین 43 کیلومتر از قطر قطبی آن بیشتر است. در واقع ، قطر استوایی زمین 12756 کیلومتر و قطر قطبی آن 12713 کیلومتر است

ما بر روي يك جسم كروي بزرگ زندگي مي كنيم كه نامش را زمين نهاده ايم. وقتي كه از اين جسم به بالا نگاه مي كنيم آسمان را مي بينيم كه مثل يك كره مدور اطراف ما نا را فرا گرفته است و همواره حدود نيمي از آن در بالاي سر ما قرار دارد. بدليل بزرگي زمين نميتوانيم كروي بودن آن را احساس كنيم و از اينرو هميشه زمين در نظر ما و همه ساكنان ديگر آن، مثل يك جسم مسطح بنظر مي آيد. حتي حركت زمين هم بدور خودش براي ما قابل احساس نيست و با اين حال هميشه اين احساس پيش مي آيد كه ستارگان و ساير اجرام سماوي در حال گردش بدور زمين هستند.

اجرام سماوي در آسمان پراکنده اند و هر کدام از آنها در بخشي از آسمان قرار گرفته اند. فاصله واقعي اجرام سماوي را اصلاً نميتوان با نگاه کردن به آسمان متوجه شد اما فاصله بين هر کدام از آنها را ميتوان مشاهده و اندازه گرفت. آنچه که ما از زمين ميبينيم فواصل ظاهري بين اين اجرام است. معيار اندازه گيري فواصل بين اجرام سماوي زاويه است. زاويه را با درجه، دقيقه و ثانيه نشان ميدهند. اگر دور تا دور آسمان را يک دايره بزرگ بکشيم و محيط آنرا به 360 قسمت مساوي تقسيم کنيم آنگاه به هر قسمت از آن يک درجه ميگويند. با اين حساب آسمان به 360 درجه تقسيم ميشود. اندازه گيري زوايا در آسمان با استفاده از وسايلي همچون تئودوليت يا پايه هاي مدرج امکان پذير است. اما در اين ميان براي کارهائي که اندازه گيري زوايا تا حد مثلاً يک دهم درجه جوابگوست لزومي ندارد که بخواهيم از وسايل مذکور استفاده کنيم. بر همين اساس وسيله اي بسيار ساده و کارا به شما معرفي ميکنيم که در نوع خود از لحاظ سادگي، دقت و مقرون به صرفه بودن نظيـري در دنـيا ندارد. نام ايـن وسيـله را خط کش نجومي گذاشته ام. همانطوريکه گفتيم موقعيت هر جرم سماوي را در آسمان ميتوان نسبت به يک جرم ديگر نشان داد. اين کار از طريق تعريف دستگاه مختصاتي امکان پذير است. براي كره سماوي چهار دستگاه مختصات تعريف شده كه دو تا از آنها كه دستگاههاي مختصات افقي و قطبي هستند، از اهميت و كاربرد بيشتري برخوردارند.

در بحث نجوم کروي اندازه گيري زوايا اهميت زيادي دارد و در اين ميان وسيله اي هم که با آن ميخواهيم زوايا را بسنجيم جاي خود را دارد. فكر ساخت خط کش نجومي از روابط ساده بين شعاع يک دايره و اندازه محيط آن دايره در ازاي يک درجه قوسي الهام گرفته شده است. سالها قبل براي نخستين بار از اين وسيله براي رؤيت هلال ماه استفاده کردم.

اساس كار خط کش نجومي

همه ما ميدانيم که يک دايره را ميتوان نسبت به مرکزش در نظر گرفت و محيط آنرا به 360 قسمت مساوي تقسيم نمود. محيط دايره از رابطه ساده 2πr بدست مي آيد. که r شعاع دايره و π عدد جادوئي و معروف پي است که بطور خلاصه ميشود 14/3 . هر چه قطر يک دايره کوچکتر باشد محيط آن هم کوچکتر است . بالعکس هر چه دايره بزرگتر باشد به همان نسبت محيط آن نيز بزرگتر ميشود. حال فرض کنيم ميخواهيم دايره اي داشته باشيم که محيط آن دقيقاً 360 سانتي متر باشد. يعني هر يک سانتي متر بر روي محيط دايره برابر يک درجه باشد. با يک محاسبه ساده شعاع دايره ما ميشود 3/57 سانتي متر. خوب حالا اگر چشم ما در مرکز چنين دايره اي قرار گيرد. اگر دستگاه زاويه سنج نداشته باشيم ميتوانيم با استفاده از يک خط کش زوايا را اندازه نشان دهيم. آنچه که در سطور فوق گفته شد را علناً ميتوانيم با استفاده از يک خط کش قابل انعطاف و مقداري نخ يا طناب به طور فيزيکي بسازيم و از ان به راحتي در تعيين زوايا استفاده کنيم.

مواد لازم براي ساخت خط کش نجومي

يک عدد خط کش قابل انعطاف (ترجيحاً از جنس پلاستيک شفاف) به طول 30 سانتي متر

حدود 120 سانتي متر نخ یا روبان محکم (نخ یا روبان نبايد انعطاف داشته باشد و کش بيايد)

ميخ يا چاقو نوک تيز

در ابتدا خط کش معمولي را بر ميداريم و دو سر آنرا به وسيله نوک چاقو يا ميخي که روي اجاق گاز حرارت داده ايم سوراخ ميکنيم. سوراخ ها بايد هر چه نزديک به انتهاي دو سر خط کش انجام شوند و به اندازه اي باشند که بتوان از آنها نخ تهيه شده رابا دست عبور داد. پيس از آن 120 سانتي متر از نخ را چيده و دو سر آنرا از سوراخهاي ايجاد شده روي خط کش عبور ميدهيم و انتهاي هر کدام را از پشت خط کش به طور مجزا گره ميزنيم. هنگام گره زدن بايد حتماً مواظب باشيم تا فاصله خط کش تا محل تا شدن نخ برابر 3/57 سانتي متر شود. براي اندازه گيري اين فاصله ميتوانيم از متر استفاده کنيم.

نحوه كار دستگاه

استفاده از خط کش نجومي کار ساده اي است. در يک دست خط کش را نگه ميداريم و با انگشت اشاره بند خط کش را ميگيريم و ميکشيم. آنگاه انگشت اشاره را در کنار چشم ميگذاريم و با دست ديگر وسط خط کش را گرفته و آنرا تا حدي که نخ اجازه ميدهد ميکشيم. البته براي اينکه خط کش ما دقيقتر عمل کند و درجات را به صورت قوسي به ما نشان دهد لازم است حين کار با خط کش، با فشار دادن مرکز آن به بيرون کاري کنيم که خط کش به اندازه حدود 2 سانتي متر از سطح صاف خود به سمت بيرون قوس بردارد. در اين حالت فاصله همه نقاط سطح خط کش تا انتهاي نخ (يعني جائي که انگشت اشاره قرار دارد) به يک اندازه خواهد بود.

اينک ميتوان فاصله بين کليه اجرام سماوي را با قرار دادن يکي از آنها در راستاي عدد صفر و ديگري در کنار سطح مدرج خط کش اندازه گرفت. فاصله بين دو جرم سماوي در معيار زاويه برابر است با فاصله آندو جرم بر روي خط کش به معيار سانتي متر.

يک خط کش نجومي 30 سانتي متري ميتواند فاصله بين دو جرم سماوي را که حداکثر 30 درجه جدائي زاويه اي دارند را اندازه بگيرد. البته با همين شيوه ميتوان خط کش بزرگتري اختيار کرد و زواياي بزرگتري را در آسمان اندازه گرفت.

مهارت در زاويه سنجي

با خط کشي که خودتان درست ميکنيد فاصله بين هر کدام از ستارگان واقع در نقشه زير را در آسمان شب پاییز اندازه بگيريد و سپس مابين آنها خط مستقيمي بکشيد و زاويه را در کنار خط بنويسيد.

ماه زمين رادرسفرش درفضاهمراهي ميكند’و در هر3/27روز مداري تقريبأ دايره اي را به دور سياره زمين طي ميكند. مواضع نسبي خورشيد’ زمين وماه به طور پيوسته درنتيجه حركت ماه به دورزمين وزمين به دورخورشيدتغيير ميكنند’وپديده بسيارزيبايي راكه اهميت عملي دارد ايجاد ميكنند.ولي به خاطر اين كه اندازه شعاع وجرم ماه درمقايسه با سياره زمين استثنايي است ’تأثيرشديدي بررويكارهاي عملي مردم اعمال ميكند.

درمنظومه شمسي هيچ قمري به اندازه ماه به سياره مادرنزديك نمي گردد.اندازه بزرگ ماه سبب ميشودكه گهگاه سايه بزرگي برروي قسمتهاي از زمين بيندازد وهنگاميكه دراثرتغييرمكانهاي ماه وزمين’اين دوجسم وخورشيد بريك خط مستقيم قرارگيرند’پديده اي توليدميشود كه به آن خورشيدگرفتگي مي گويند.

سنگيني ماه كشش گرانشي قوي رابوجود مي آوردكه در نتيجه آن مساحت هاي بزرگي از خشكي حاصل مي گرددواقيانوس هادرامتدادخط زمين –ماه ازچندسانتيمترتاچند متربه سمت خارج بالا مي آيندواين پديده اي است كه به آن جزرومد گفته ميشود.

اهله ماه نوري كه ازماه مشاهده مي كنيم’نورمنعكسه خورشيد ميباشد نصف سطح ماه هميشه روبه خورشيد است ولي صورت ماه داراي شكل متغييري است- زيرا همچنان كه ماه به دورزمين مي گرددقسمتهاي متغييري ازطرف آفتابگيرماه رامشاهده ميكنيم.

هنگامي كه ماه بين زمين وخورشيد قرار گيرد ’غير قابل رؤيت ميشود ’زيرا اولا طرف صورت زمين در سايه است ودرثاني موضع ماه در آسمان به خورشيد نزديك ميشود ودر نتيجه ماه در تابش خورشيد گم مي گردد .موقعي كه ماه از خط زمين –خورشيد كمي دور ميشود ’قادريم هلال نازك لبه روشن ماه را ببينيم .هنگامي كه ماه در طرف مقابل زمين نسبت به خورشيد واقع ميشود’صورت آن كاملا روشن شده وآسمان را در بر ميگيرد شكلهاي متوالي كه از ماه ايجاد شده است ’به عنوان اهله آن شناخته ميشود .

اهله ماه

از ماه نو تا هلال ’ربع اول ’محدب ’ماه كامل وسپس براي بقيه نصف دور در مرتبه عكس از محدب ’ربع سوم وهلال تا ماه نو دور ميزند. در اهله تربيع ’دقيقا نصف صورت ماه قابل رؤيت ودرخشان است.به اين دليل ماه در اهله تربيع اش اغلب به عنوان نصف كامل يابه عنوان يك ماه نيمه معروف است.

همچنان كه ماه در نخستين نصفه دورش از ماه نوتا ماه كامل پيش ميرود’ماه افزاينده’ودر نيمه دوم دورش ’ماه كاهنده نام گرفته است .اين دوره 5/29 روز طول ميكشد .

فضا نوردان كه از ماه زمين را مينگرند ’زمين هم به ترتيب همان اهله هايي را داراميباشد كه ما از روي زمين در مورد ماه مشاهده ميكنم . مع ذالك’هر اهله زمين درست نقطه مقابل اهله ماه خواهد بود.اگر ماه در اهله ربع سوم باشد ’فضانوردان زمين را در ربع اول خواهند ديد.

طلوع وغروب ماه.

ميتوان زمانهاي طلوع وغروب ماه را بدست آورد.اين زمانها به اهله ماه بستگي دارند . فرض كنيد ماه در ربع اولش قرار دارد وناظر بر روي زمين در نقطه اي ايستاده كه خورشيد مستقيما در بالاي قطب شمال رؤيت شده است ’لذا زمين درجهت عكس حركت عقربه هاي ساعت مي چرخند.همچنانكه زمين ميچرخد ’ناظر طلوع ماه را در بالاي افق شرقيش مشاهده ميكند . ماه به صورت نيمه كامل كه نيمه روشن آن به سمت بالا است ظاهر ميشودواينهمان است كه ناظر ماهرا مستقيمادربالاي سرش در ساعت 6 بعد از ظهر ميبيند. حدود نيمه شب ’ماه در افق غربي ناظر كه نيمه روشن آن به سمت پايين است ’غروب ميكند.زمان واقعي غروب ماه’با توجه به اين حقيقت كه خود ماه در جهت خلاف عقربه هاي ساعت به دور زمين حركت ميكند تاخير دارد ودر نتيجه ماه در خلال شب نسبت به ستارگان به سمت شرق عقب مي افتد.

گرفتگيهاي خورشيدي

موقعي كه ماه ازبين خورشيدعبورميكند’دربعضي ازنواحي زمين جلوي تمام ياقسمتي ازپرتوهاي خورشيدرامي گيرد.اين واقعه’گرفتگي خورشيدنام گرفته است ودرصورتيكه تمام رتوهاي خورشيدازديدناظرمحوشده باشند’پديده اي پرحرمت ترازتمام پديده هاينجومي اتفاق مي افتد.

همچنانكه ماه ازروي قرص خورشيد مي لغزد’يك تاريكي غيرطبيعي برروي زمين ايجادميكند’ودرطي آن پرندگان وراجي خودراقطع ميكنند.به مدت چنديندقيقه’ماه تمام خورشيدراسياه ميكند’دماي هواكم ميشودوتاج خورشيدي-جوخارجي خورشيد-به صورت يك مرواريدظاهرميشود’وهاله ضعيفي به دورقرص سايه سياه ماهايجادمي گردد.

دراين زمان ستارگان وسيارات درآسمان روشنتررؤيت ميشوند.همانطوركه ماهمسيرش راادامه مي دهد’درخلال ساعت بعدي مجدداصورت خورشيدآشكارميشود’يعني ازيك هلال نازك به درخشندگي كامل رشد ميكند.

گرفتگيهابه صورت منادي حوادث مهم’موردتوجه قدمابود.مجامع زيادي ازقدمايادداشتهاي دقيقي ازگرفتگيهاراثبت ميكردند’ولي دربين آنهاستاره شناسان بابلي مستثني بودند’زيراكه آنهاوقتشان رابه جمع آوري اين حوادث اختصاص داده بودند.بامراجعه به ثبت گرفتگيهادركتيبه هاي ميخي لوحه هاي بابليها’فهميده ميشودكه تاريخ ثبت به دومين دوره هزارساله قبل ازميلادبرميگردد.

يك مثال مربوط به گرفتگي’لوحه اي است كه حوادث غيرمعمولي به روي آن ثبت شده است.نظيرظهوريك زن خاردار’يك گوسفندچهارشاخ ويك لاشه درحال صحبت.لوحه اي رادراين سري نشان مي دهد.حادثه اي كه درلوحه توضيح داده ميشود’ميتواندبه صورت كاملا مساوي از يك رعدوبرق يايك گرفتگي تعبيرشود’امابقيه لوحه به حوادث واقعي واستثنايي مربوط ميگردد.

ستاره شناسان با دقت بسيارزيادي تاريخ وقوع گرفتگيها رادرطول هزاران سال درگذشته ونيزدرآينده مي توانند حساب كنند.آنهامدارهاي زمين وماه رابادقت كافي مي شناختندوقادربودندزمانهايي كه ازيك نقطه بخصوصي برروي زمين ’خورشيدوماه دريك امتدادقرارميگيرندراتعيين كنند.

گرفتگيهاي كلي

مسيرماه به دورزمين بيضي ميباشد كه هرماه يكبار دربيشترين فاصله404800كيلومترودركمترين فاصله353600كيلومترقرارميگيرد.اگرگرفتگي موقعي رخ دهدكه ماه نزديك زمين باشد’قطرظاهري آن به اندازه كافي بزرگ شده ودرنتيجه تمام پرتوهاي خورشيدگرفته ميشود’چنين گرفتگي اي’گرفتگي كلي نام دارد.

چگونگي اين تركيب’به طورمتوسط درهردوياسه سال درهرنقطه اي اززمين يكبارصورت مي پذيرد.دريك قسمت مشخصي اززمين فقط يكباردرهر360سال گرفتگي كلي راميتوان ديد.

دوره تناوب كلي يك گرفتگي خورشيدمعمولادوياسه دقيقه است ونمي تواندبيش از7دقيقه ادامه پيداكند.يك خورشيد گرفتگي كلي درايالات متحده در7مارس1970م.رخ دادكه اين گرفتگي درعرض كماني از خليج مكزيكوتابالاي ساحل شرقي مرئي بود.

دوره گرفتگي كلي درامتدادخط مركزي مسير ’سه دقيقه بود.يك گرفتگي خورشيدمرئي ديگردرايالات متحده درسال 1979م.رخ داده است.

گرفتگي حلقوي

اگر هنگامي كه ماه در بيشترين فاصله اش از زمين قرار دارد يك گرفتگي خورشيدي رخ دهد ’قطر ظاهري ماه كوچكتر ازقطر خورشيد خواهد بود و حاشيه قرص خارجي خورشيد در سرتاسر گرفتگي حتي براي محلي از زمين كه دقيقا در خط بين مراكز ماه وخورشيد قرار دارد مرئي باقي مي ماند . ازچنين محلي كه ماه از وسط زمينو خورشيد عبور ميكند ماه بصورت قرص سياهي كه توسط حلقه روشن لايه هاي خارجي خورشيد احاطه شده است ظاهر ميگردد .اين نوع گرفتگي ’گرفتگي حلقوي ناميده ميشود .

گرفتگي جزئي هنگامي رخ ميدهد كه ماه به خط خورشيد – زمين نزديك باشد ولي نه به آن اندازه نزديك كه بتوان جلو تمام پرتوهاي خورشيد را از هر ناحيه اي از زمين بگيرد .در آن نواحي از زمين كه در داخل مسير گرفتگي جزئي قرار دارد قرص ماه در داخل خورشيد در گير خواهد شد ولي هرگز به طور كامل پوشانده نخواهد شد. گرفتگي هاي جزئي به تعداد بيشتري از گرفتگي هاي حلقوي و كلي رخ ميدهد.

گرفتگي هاي قمر

گرفتگي هاي قمري ’هنگامي كه زمين ماه وخورشيد در يك خط مستقيم قرار دارد وماه در پشت زمين قرار ميگيرد ’يعني در در صورت ماه كامل رخ ميدهد . در هر مكاني بر روي زمين كه در ان ماه رويت ميشود ’ گرفتگهاي قمري مرئي هستند ’در صورتي كه گرفتگي خورشيد فقط در نوار باريكي از سطح زمين كه كمتر از 160 كيلومتر است رويت ميشود .

در خلال يك گرفتگي كلي قمري ماخ هيچ نوري را به استسناء آن نورهايي كه از اطراف لبه هاي زمين توسط شكست در جو صورت ميگيرد’دريافت نميكند واين نورها به صورت عدسي عمل كرده ونور خورشيد را به سمت ماه كانوني ميكند

.مولفه نور آبي شكسته شده ودر اثر پراش در سطح زمين شدت آن كم ميگردد و لذا ماه به وسيله نور خورشيد كه در آن طول موجنور آبي وجود ندارد ’روشن گرديده وآن را به رنگ مسي-قرمز تيره ظاهر مي سازد .

همچنان كه گرفتگي قمري ادامه پيدا ميكند سايه زمين عرض صورت ماخه را با تندي حدود 3200كيلومتر بر ساعت جاروب ميكند.يوناني ها در 2400سال پيش به اين حقيقت كه سايه زمين بر روي ماه دايره شكل است پي برده وسپس فهميدند زمين كروي است .

فصول گرفتگي

اهله هاي ماه به طور متوسط در هر شش ماه در خلال فصول گرفتگي نيمه ساليانه رخ ميدهد. در بيشتر ايام سال ماه در ماه نوودرماه كامل در خارج صفحه مدار زمين قرار دارد وگرفتگي نميتواند به وقوع بپيوندددر هر ماه دو بار ماه از ميان صفحه مدار زمين عبور ميكند نقاطي را كه ماه از ميان اين صفحه عبور ميكند به A,Bنشان ميدهند كه گره هاي مدار نام دارد و خط A,Bرا خط گره ها مينامندهمچنان كه زمين ماه به دور خورشيد گردش ميكنند صفحه مدار ماه در فضا ثابت است

جذر مد

همان طور كهع مته مدارش را دور ميزند نيروي گرانشي بر روي تمام قسمت هاي زمين خواهد داشت و اين نيرو به اندازه كمي احساس ميشود و أنها در فواصل مختلفي از ماه قرار دارد چون اين نيرو با افزايش فاصله كاهش مي يابد كشش ماه بر روي طرف نزديك زمين بزرگتر است نتيجه أن برامده شدن طرفي از زمين است كه در مقابل ماه قرار دارد و أن را جذرومد قمري ناميده ميشود.

ارتفاع جذرومد در اقيانوس باز يا دريا تقريبا 6/0متر ميباشد در خليج فاندي ,در مرز بين ماين و كانادا ارتفاع جذرومد به 15متر ميرسد .هنگامي كه قارهاي جلوي ماه قرار ميگيرد صخره جامد أن در مقابل گراني ماه مقاومت ميكند.تاثير كشش ماه بر روي قاره ها كه جذرومد خشكي ناميده ميشود معمولا بيش از 20سانتيمتر ارتفاع ندارد .همچنين بر أمدگي مدي در طرف مقابل زمين كه دور از ماه است برابر با ارتفاع مد در طرف ديگر زمين ميباشد.ماه قويا طرفي از زمين را كه در مقابل أن قرار دارد مي كشد اما درون زمين را با قدرت كمي ميكشد ,و كمترين كشش مربوط به قسمت دور از ماه ميباشد.

جذرومد خورشيدي

خورشيد مانند ماه مدي را بر روي زمين ايجاد ميكند. اگرچه خورشيدبسيار وزين تر از ماه است اما بسيار دور تر از أن نيز مي باشد در نتيجه قدرت نيروي مد خورشيد كمتر ازنصف قدرت ماه است در هر ماه دو بار خورشيد و ماه براي توليد جذرو مد هاي بزرگ استسنايي تشريك مساعي ميكند اين اتفاق در ماه نو روخ مي دهد ماه خورشيد در يك طرف زمين و در ماه بدر يعني وقتي كه خورشيد ماه در دوطرف مقابل زمين قرار دارند صورت ميگيرند كه اين حادثه جذرومد بهاري است .

چون نيروي جذرومدي خورشيد به اندازه ماه قوي نيست لذا هنوز جذرومد قمري رخ ميدهد لكن كمتر از أن وقتي خواهد بود كه خورشيد مقداري أب را به خارج نميكشيدجذر مدهاي حاصل كمترين جذرومدها ناميده شده.

اثر جذرومدها بر روي چرخش زمين.

همچنان زمين در خلال شبانه روز به دور محورش ميچرخد جزر ومد به سمت ماه جهت داده ميشود بنابراين زمين در زير جذرومد مچرخد يا از نقطه نظر شخصي كه بر روي سطح زمين قرار دارد جذر ومد از ميان سطح زمين به سمت عقب حركت مكند.

حركت روزانه جذرومدها در عرض اقيانوس ها و درياها درست نظير حركت أنها از ميان يك جسم جامد بر روي خشكي سبب ايجاد مقدار زيادي اصطكاك ميشود اگر اين انرژي مي توانست براي مقاسد مفيدي مجددا به كار رود براي تهيه قدرت الكتريكي مورد نياز چندين برابر كل جهان كافي بود .

جذر ومدها به عنوان ترمزي بر روي چرخش زمين مي كند و چرخش أن را به ميزان ثابتي كند ميكند جذرومدها سبب افزايش طول روز ميشود چون زمين خيلي بزرگ است اثر جذرومدها بر روي طول روز كوچك مي باشد اين اثر نا چيز به دوران هاي مربوط به زمين شناسي يعني 300000000 سال پيش در عصر ديوانيان بر ميگردد كه روز فقط 22ساعت طول داشت .

أسمان متغير شب

در يك شب صاف پاييزي در بيشتر مكانهاي ايالات متحده روشنترين ستارگان أسمان داراي ظاهري ميباشد كه 3ستاره دجاجه ,نسر واقع ونسر مثلث بر جسته اي را در بالاي سر تشكيل ميدهند ودو نمونه از ستارگان نزديك به افق به شكلهاي مشخص به نام صور فلكي بزغاله وقوس گروه بندي شده اند .

اما در يك شب بهاري در همان مكان اكثر اين ستارگان رفته اند ومكانهاي أنها توسط گروه متفاوتي مانند شعراي يماني وصور فلكي كلب اصغر ,دو پيكر ,اسد ,جبار وكلب اكبر پر شده است.

در زمستان صورت فلكي كلب اكبر ظاهر ودر تابستان نا پديد مي شود وساير صور فلكي اسد به جاي أن ظاهر مي گردد .در هر شب انسان فضاراكمي در جهت مخالف شب قبل مشاهده ميكند تغيير جهت فقط يك درجه زاويه اي در هر 24 ساعت است واثرش بر رويموضع ستاره أنقدر ناچيز است كه با چشم غير مسلح از يك شب تا شب بعد مشاهده نميشود .

پس از شش ماه زمين به طرف ديگر مدارش منتقل ميشود وناظر أسمان شب قسمت مختلفي از جهان را نظاره مكند .در هر شب يك ستاره دقيقه زود تر طلوع مي كند كه اين در نتيجه اختلاف بين روزهاي نجومي و خورشيدي ميباشد مجموع 4 دقيقه ها در 6ماه به 12 ساعت ميرسد ,يعني ستاره در أسمان شب شش ماه در أسمان روز مرئي وشش ماه بعد درأسمان شب ظاهر خواهد شد.

محتويات كهكشان

ظاهر كهكشان

همانطور كه سيارات به دور خورشيد ميگردند ستارگان نيز مركز كهمشان را دور مزند.خورشيد نيز در250000000سال يك دور مي زند كهكشان بر اثر چرخش به صورت قرص مسطحي در أمده كه ضخامتش تقريبأ يك بيستم قطراش ميباشد.

توده كروي كوچكي از ستارگان موسوم به هسته كهكشان در مركز كهكشان به شكل يك برأمدگي قرار دارد كهكشان هاي مذكور طوري در فضا قرار گرفته ما أنها را از زواياي مختلف مي بينيم اگر شما بتوانيد به خارج از كهكشان باستيد كهكشان را به طور نيم روخ نگاه كنيد خيلي شبيه NGC4565به نظر خواهد أمد هنگامي كه از صفحه قرص كهكشاني به فضا نگاه مي كنيم تعداد زيادي از ستارگان را مي بينيم كه به صورت يك نوار ممتد وتابنده در عرض أسمان خود نمايي مي كند مسيرهاي تاريك و نا منظمي كه از ميان مركز راه شيري مي گذرد به علت ابرهاي زيادي از گازوغبار به وجود أمدهاند كه در مركز صفحه كهكشان متمركز شده و نور بسياري از ستارگان را سد مي كنند

تهي بودن كهكشان

براي فهم تهي بودن كهكشان از تشابه أن با دركي كه از اندازه منظومه شمسي داشتيم استفاده مي كنيم فرض كنيد قطر خورشيد از 6/1ميليون كيلو متر به اندازه يك پرتقال كاهش يافته باشد .

در اين مقياس كهكشان خوشهاي از صد بيليون پرتقال است كه هر كدام به فاصله متوسطي بيشتر از 1600كيلو متر نسبت به همسايگانش قرار گرفته است در فضاي بين أنها توزيع رقيقي از اتم ها و چندتايي ملكول و ذرات گاز و غبار وجود دارد كه اين تهي بودن فضا در كهكشان مي باشد .

فواصل بين ستارگان,سال نوري

هر يك از ستارگان داخلي كهكشان به فاصله متوسط 48تريليون كيلو متر از ديگري قرار گرفته است براي دوري از تكرار چنين شماره هاي بزرگ از واحد سال نوري استفاده مي شود يعني مصافت طي شده توسط يك پرتوي نور در مدت يك سال كه با سرعت 300000كيلو متر بر ثانيه سير ميكند با استفاده از اين واحد فاصله خورشيد تا ألفا قنطورس 3/4سال نوري فاصله متوسط كهكشان 5سال نوري وقطر كهكشان 100000سال نوري ميباشد.

نسل ستارگان

فرض كنيد هر نقطه اي بر روي نمودار نمايش دهنده يك ستاره در اسمان است در اين نمودار دماي سطحي در امتداد محور افقي و تا بندگي مطلق در امتداد محور عمودي قرار دارد .اين منحني با يك منحني بايك منحني قد در مقابل وزن براي نسلي از مردم قابل مقايسه خواهد بود .از اين چه انتظاري خواهيم داشت؟ ايا نقاط نشان دهنده نسل كل ستار گان هستند كه در سراسر منحني پراكنده شده اند؟يا اينكه همانند خصوصيات قد ووزن نسلي از مردان وزنان نزديك يك خط قرار خواهند داشت ؟

براي پيدا كردن پاسخ اين سوال اجازه دهيد تابندگي ودماي سطحي تمام ستارگان همسايه خورشيد را رسم كنيم .فاصله ستاره را بايد دانست تا بتوان تابندگي مطلق را از تابندگي ظاهري أن محاسبه نمود . بايد به خاطر سپرد كه براي اهداف منحني ,تابندگي ظاهري بي ارزش است زيرا أن خاصيت ذاتي ستاره نبوده بلكه تنها به فاصله ان از خورشيد بستگي دارا وتابندگي مطلق است كه خاصيت فيزيكي بنيادي ستاره را نشان مي دهد .

در تهيه اين منحني تابندگي ذاتي ودماي سطحي را براي تمام ستارگاني كه در داخل محدوده 10 سال نوري از خورشيد قرار دارند رسم مي كنيم . در داخل اين حجم از فضا 12 ستاره وجود دارد كه شامل خورشيد نيز بوده وفاصله أنها مشخص شده است.

قبل از پرداختن به تفسير منحني دو ويژگي أنرا بايد مورد توجه قرار داد .

يكي اين كه دما در امتدادمحور پايين از سمت راست به چپ افزايش پيدا ميكند كه بر خلاف انتظار ميباشد .ويژگي ديگر أنكه هم دما وهم تابندگي در مقياس لگريتمي رسم شده , اين نوع منحني كه به نام ترسيم log-log” ” ناميده ميشود , به دليل تغيرات وسيع در روشنايي ودماي ستارگان لازم است.

به طور متوسط رابطه اي بين تابندگي ذاتي ودماي سطحي يك ستاره وجود دارد به علاوه ,ميتوان ديد كه ارتباط طوري است كه داغترين ستارگان , روشنترين أنها بوده وسرد ترين ستارگان ,ضعيف ترين انها هستند يعني هر چه جسم تابش كننده داغتر باشد ,انرژي بيشتري را گسيل مي دارد .

خط چين رسم شده روي منحني بيانگر رابطه اي بين روشنائي ودما است . اين خط را ميتوان رشته اصلي خصوصيات اساسي نسل ستارگان ويا حد اقل براي ستارگاني كه نزديك ما در كهكشان واقع شده اند ؤ ناميد .

اكثر ستارگان در ترسيم دقيقا برروي خط قرار ندارند ؤبلكه آنها در دو طرف خط با فاصله نا چيزي قرار مي گيرند . دو دليل براي اين انحرافات وجود دارد .

اول آنكه ستارگان مقداري در تركيباتشان تغيير ميكنند واين تغيير با وجود آنكه چندان بزرگ نيست براي تاثير گذاشتن بر خواص آنها كافي است . تا حدي پراكندگي در نقاط روي منحني بيانگر تفاوت در تركيبات ستارگان است .

دوم اينكه منحني بر اساساندازه گيري هايي بوده كه با دشواري انجام گرفته ودر معرض خطاهاي اتفاقي بوده كه نقاط روي منحني را پراكنده مي سازد .چنان چه امكان اندازه گيريهابا دقت بي نهايت زياد وجود ميداشتنقاط روي منحنياحتمالا در امتداد خط نزديكتر به يكديگر قرار ميگرفتند تا آنچه كه در عمل ديده مي شود .

احتمالا هيچ كس نمي توانست از خط رشته اصلي قد ووزن در نسل انساني به قدري منحرف باشد كه اين ستاره ازرشته اصلي ستارگان در روشنايي ودما انحراف دارد كشف چنين ستارهاي درپايين نمودار به اندازه اي تعجب انگيز است كه مثلا شخصي با 180 سانتيمتر قد وفقط چند كيلو گرم وزن يا 120 سانتيمتر قد و 450 كيلوگرم وزن وجود داشته باشد .

چون 12 ستاره تعداد زيادي نيستند لذا با ترسيم 50 يا 100 ستاره ممكن است چندين رشته اصلي موازي بر روي منحني ظاهر ساخت كه اين بيانگر خا نواده هاي مختلف ستارگان ميباشد آنگاه ستاره دور افتاده قابل توضضيح بوده .

با اين ايده حجم اطراف خورشيد را به كره اي به شعاع 20 سال نوري كه شامل 90 ستاره از جمله خورشيد است افزايش خاهيم داد .

تعداد قابل توجه اي از ستارگان گر چه هنوز كم هستند كاملا دور از رشته اصلي واقعند ستاره بخصوصي كه در پايين نمودار قرار داشت حالا به چندين ستاره ديگر پيوسته كه همگي در زيررشته اصلي واقع گرديده اند .

اكثر ستارگان اطراف ما فوق العاده ضعيف هستند انتظار داريم كه روشنترين ستارگان آسمان همسايگان ما باشد اما اين طور نبوده و تنها يك دو جين از 90 ستاره موجود در فهرست ميتوانند با چشم غير مسلح در شرايط عادي ديده شوند .

هر چند كه ستارگان روشنتر از خورشيد نسبتا كمياب بوده اما فوق العاده جالب اند زيرا آنها جرم وتابندگي غولهاي اسمانند ستارگان غير عادي مسيري را به طرف بالا وبه سمت راست در منطقه اي ادامه مي دهند كه ستارگان انها داراي دماهاي سطحي خيلي كم بوده وبنابراين قرمز رنگ هستند . معمولا يك ستاره با رنگ قرمز در مقايسه با خورشيد خيلي ضعيف است .

كوتوله ها وغولها

ستارگاني كه در ناحيه پايين وطرف چپ و آنهايي كه درناحيه بالا وطرف راست واقع شده اند انقدر قابل توجه اند كه اسامي خاصي را به خود اختصاص داده اند .

ستارگان طرف چپ پايين كوتوله هاي سفيد ناميده مي شوند وبه اين دليل كوتوله لقب گرفته اند چون خيلي كوچك و ضعيف ميباشند وبه خاطر داغ بودن سفيد به نظر ميرسند .ستارگان سمت بالابه غولهاي قرمز معروفند وغول نام گرفته اند چون فوق العاده بزرگ وتابنده اند وقرمز انديك نمونه كوتوله سفيد قطري در حدود 32000 كيلومتر يعني تنها دو برابرقطر كره زمين را دارا ميباشد .

كوتوله هاي سفيد ستارگان چگال و فشرده اي هستند كه يك قاشق چايخري از ماده آن در حدود ده تن وزن دارد .

از طرف ديگر غولهاي قرمز بسيار بزرگ هستند كه به طور نمونه داراي قطر 139 ميليون كيلومتر يا حدود 100 برابر قطر خور شيد ميباشند اما اين ستارگان حجيم در اغلب حالات تقريبا همان جرم خورشيد را دارند .

ستارگان حاصل از پيش ستارگان

مسير تحول يك پيش ستاره منقبض شونده همانطور كه در نمودار هرتسپرونگ –راسل ظاهر ميشود نشان داده شده است اين مسير ستاره اي با جرمي معادل با جرم خورشيد ميباشد عمر پيش ستاره به صورت نقاط متوالي در امتداد نمودار علامت گذاري شده است .

سه سال بعد از شروع شكل گيري اوليه ابر گازي وخاتمه آن كه نمايش دهنده براي 10 ميليون سال عمر پيش ستاره ميباشد ميتوان دريافت كه در ابتدا پيش ستاره به طور سريع وسپس خيلي آهسته به طرف پايين نمودار H-R حركت مي كند .

بعد از 27 ميليون سال كه كره گازي شروع به فر ريختن مي كند به همسايگي رشته اصليمي رسد مسير رسم شده پيش ستاره در نمودار H-R بر اساس مشاهدت مستقيم پيشستارگان پايه گذاري نشده .

همانطور كه در بالا اشاره شد يك پيش ستاره در طول سالهاي اوليه عمرش با سرعت زيادي تابش ميكند .

ستارشناسان نظري با استفاده از ماشين هاي الكترونيكي سريع قادر به محاسبه اندازه روشنايي وتوزيع دماي يك ستاره منقبض شونده مي باشند .اگر چنين كوششي با دست وبا ماشينهاي حساب رو ميزي توسط 3000 رياضيدان صورت ميگرفت 5 سال به طول ميانجاميد وبيش از 10 ميليون دلار هزينه بر ميداشت . اختراع ماشين حسابگر با سرعت زياد يكي از دلايلي است كه سبب پيشرفت فراواني در فهم ما از تولد ستارگان در دهه اخير شده است.

افروزش هيدرو ژن

پيش ستاره از زمان شكل گيري اش ابتدا به سرعت وسپس آهسته تر همانطور كه چگال شده و اتمهاي متحرك با مقاومت افزايش يافته اي به طرف مركز مواجه شده اند فرو ريخته است.

بعد از 10ميليون سال پيش ستاره ازقطراوليه اش كه تريليون كيلومتر است به قطري حدود4/2ميليون كيلومتر فشرده شده است .به طور همزمان دماي مركز پيش ستاره به ده ميليون درجه كلوين افزايش يافته است براي اولين بار در اين دما پروتون ها در مركزپيش ستاره باسرعت زياد درحال حركت وبرخورد ميباشند تا به مانع الكتريكي نفوذ كرده وبه داخل بيايند تابه نيروي هسته اي جازبه برسند.دراين حال پيش ستاره يك ستاره شده است.با رها شدن انرژي هسته اي در مركز’ستاره تااندازه اي گرمتر وبيشتر تابنده ميشود.

همانطور كه اين وقايع صورت مي گيرد ستاره به طرف بالا وبه سمت چپ نمودار H-R حركت مي كند تا اينكه 17ميليون سال بعدازشروع جوش هسته اي و27ميليون سال بعد ازفرو ريختن پيش ستاره به محل استراحتش برروي رشته اصلي مي رسد.

رشته اصلي

همجوشي هسته هاي هيدروژن’هليوم راتوليدميكنند.اين واكنش’طولاني ترين مرحله منفرداز تاريخ يك ستاره رادربرمي گيردكه حدود90%اززندگي اش براي حالتي باجرمي معادل نورخورشيد,ميباشد.خورشيددرنيمه اين مرحله است,حدود6/4بيليون سال قبل به رشته اصلي أمدوبراي4يا5سال ديگرقبل ازاينكه بميرد,درأنجا باقي مي ماند.

خورشيد هيدروژن اش رابه أهستگي مي سوزاند,زيراتحول زندگي روي زمين نيزيك فرايند خيلي أهسته است.بر طبق مدارك سنگواره اي,اشكال ساده حيات نظير باكتري ها زماني در اولين بيليون سال وجود منظومه شمسي در روي زمين ظاهر شدند واشكال پيشرفته حيات تا چند بيليون سال بعد از أن پديدار نشدند .

به فرض أنكه عمر خورشيد 100ميليون سال يا كمتر بوده باشد مشكوك به نظر مي رسد كه مخلوقات با هوش زمين را هرگز اشغال كرده باشند .اگرچه خورشيد حدود 10بيليون سال عمر خواهد كرد ستارگان ديگر با زمانهاي كوتاهي نظير يك ميليون سال عمر مي كنند و هنوز ستارگان ديگري ممكن است براي زمان طولاني نظير يك تريليون سال يا بيشتر نيز عمر كنند .

بزرگترين ستارگان عمركوتاهي دارند أنها سوخت بيشتري براي سوزاندن دارند .اما خيلي سريع تر از ستارگان كوچكتر أن را ميسوزانند .چرا يك ستاره سنگين سوختش را خيلي سريعتر از يك ستاره ستاره سبكتر مي سوزاند ؟

وزن زياد چنين ستاره اي دماي بيشتر ي را در مركز توليد مي كند وسبب مي شود كه پروتونهاخيلي شديد تر از پروتنها در يك ستاره سبكتر برخود كنند .

در اثر شدت اين برخورد ها سد الكتريكي بين پروتونها خيلي ساده تر نفوذ پذير ميشود و ميزان واكنش هسته اي بالا مي رود .

در ستارگان سنگينتر ميزان واكنش با افزايش دما بالا مي رود به نحوي كه با دوبرابر شدن دما ميزان واكنش در سازه 30000 ضرب مي گردد .از طرف ديگر ستاره اي به جرم1/0 خورشيد بايد براي يك تريليون سال عمر كند كه ستاره بارنارد يك نمونه از أن است .اين ستاره بايد بعد از نابودي خورشيد براي مدت طولاني درخشان باشد .

تجربيات دردرون يك ستاره

چگونه ستاره شناسان مي توانند با اطمينان بيان كنندكه خورشيد به مدت 10 بيليون سال هيدروژن را مي سوزاند ؟پاسخ در بر گيرنده يك فرق اساسي بين نجوم و ساير حوزه هاي ديگر تجسسي علمي مي شوداكثر شاخه هاي علم در تجربيات أزمايشگاهي استوار است به نحوي كه دانشمندان رفتار يك شي را تحت شرايط دقيق مطالعه ميكند شي ممكن است يك الكترون,يا يك ويروس باشد.

اجرام تحت مطالعه اغلب كهكشان ها ستارگان يا سيارات مي باشند كه براي أوردن به أزمايشگاه يا بسيار بزرگند يا در حالت طبيعي كشف شدند .

تعريف جديد تحول ستاره اي تقريبأ به همانند اندازه كه به تلسكوب و طيف نما وابسته است به چنين تجربه هايي بر اساس استفاده از ماشين حسابگر نيز بستگي دارد.

يك تجربه اي عددي بر روي يك ستاره با مجموعه اي از قوانين يا فرمول ها نظير قوانين نيوتون شروع ميشود كه طي أن شي مورد مطالعه راتوصيف ميكند وبيان مي دارد كه چگونه شي تحت تاثير نيرو هاي طبيعي قرار ميگيرد . ستاره شناس با اين فرض كه ستاره توزيع كروي از ماده توسط گراني را نگه مي دارد

تجربه عددي مربوط مي سازد .ستاره شناس برنامه كامپيوتري را همراه با عداد نمايش دهنده جرم ستاره مقدار ثابت جهاني گراني ميزان هاي اندازه گيري شده از واكنش گوناگون هسته اي به حافظه ماشين حسابگر وارد مي كند.

ماشين حسابگر تمام حساب لازم را خيلي سريع انجام ميدهد سر انجام توصيف كاملي از ستاره شامل دما چگا لي تركيب داخلي تابندگي ودماي سطحي اش را توليد ميكند .

چون سوختن هيدروژن منبع انرژي ستاره است لذا وقتي كه مقدار هيدروژن تغيير مي كند تمام خواص ستاره نيز تغيير مي كند .اساسأ , شرايط در درون ستاره به علت 1پايين أمدن مداوم مقدار هيدروژن در هر ثانيه تغيير مي كند . به هر حال در طول زندگي ستاره وقتي كه هيدروژن را ميسوزاند ساختارش أنقدر أهسته تغيير مي كند كه توصيف ثانيه به ثانيه أن ضروري نمي باشد دوره سوختن هيدروژن خورشيد 10بيليون سال طول مي كشد .

ستاره شناس به عنوان نتيجه اي از محاسبه اش, تقريبا مي داند چگونه شرايط در ستاره بر أن فاصله زماني 50 ميليون سال خاص تغيير كرده است. به اين طريق او تحول ستاره را در مرحله سوختن هيدروژن از زندگي اش در طول 50 ميليون سال رد يابي مكند.

حفره هاي سياه در فضا

با تشخيص ارتباط بين ستارگان نوتروني, تپ اخترها وابرنواخترها تعدادي از ستاره شناسان احساس كردند كه أخرين صفحات داستان زندگي ستاره گان را نوشته اند .اما, شواهد اخير سوظني ايجاد كرده است كه ستاره نوتروني يا تپ اختر مرحله نهائي فشردگي ماده ستاره اي نيست تحت شرايطي خاص هسته يك ستاره ممكن است به ابعادي كمتر از 16كيلومتر كه حد ستاره نو تروني است منقبض شود اين مقدار به شعاعي معادل 2/3كيلو متر ميرسد.

شكل گيري يك حفره سياه

بر اساس نظريه اينشتين وقتي ابعاد ستاره حدود 6/1ميليون كيلو متر (قطر) باشد ,نيروي گراني در سطح أن براي نگه داشتن پرتوها نور فراري كافي نخواهد بود ,در نتيجه اين پرتوها ستاره را با انرژي كمتري ترك مي كنند.اما اگر ماده ستاره در حجم كوچكي فشرده باشد ,نيروي گراني در سطح أن بسيار بزرگ خواهد بود .اين حالت,مي تواند براي هسته ستاره اي كه نتيجه انفجار ابرنواختر است ,اتفاق بيافتد .

خواص يك حفره سياه

نيروي گراني يك حفره سياه نه تنها مانع از فرار نور مي شود ,بلكه از خروج كليه اجرام فيزيكي از حفره جلوگيري مي كند .

واين پيش بيني ديگري از نظريه اينشتين است كه اظهار مي دارد هيچ شيئي نميتواند سريعتر از نور حركت كند .

هر پرتو نوري يا شي فيزيكي كه از خارج به حفره سياه وارد مي شود

نيز محبوس مي گردد و هرگز نمي تواند مجددأ خارج شود.

داخل حفره سياه كاملا از جهان خارج جدا شده است يعني مي تواند اجرام و تابش را بگيرد ولي نمي تواند چيزي را پس بدهد.