تلسکوپ،انواع تلسکوپ

 

رصدخانه مکدونالد دانشگاه تگزاس در آستین حاوی تلسکوپ هابی ابرلی با قطر آیینه مرکب ۹ متر و ۲۰ سانتیمتر

 

تِلِسکوپ(به انگلیسی: Telescope) وسیله‌ای برای دیدن اجرام آسمانی با استفاده از تابش الکترومغناطیس (به انگلیسی: Electromagnetic radiation) (مانند نور مرئی) بصورت واضح و دقیق است. اولین تلسکوپ کارا در ابتدای قرن هفدهم و با استفاده از لنزهای شیشه‌ای در هلند اختراع شد. در درازای چند دهه، تلسکوپ‌بازتابی که از آینه استفاده می‌کند اختراع شد، بسیاری از انواع نوتری از تلسکوپ‌ها در قرن ۲۰ام زاده شدند، رادیوتلسکوپ در دهه ۱۹۳۰ و تلسکوپ فرابنفش در سال ۱۹۶۰ از جملهٔ این اختراعات بودند. واژه تلسکوپ می‌تواند به تمام حیطهٔ وسایل عملیاتی درسرتاسر ناحیهٔ میدان الکترومغناطیس اشاره داشته باشد.

واژهٔ تلسکوپ، از دو واژهٔ یونانی تله(به یونانی: τῆλε) به معنی دور و اسکوپین (به یونانی: σκοπεῖν) به معنی دیدن، گرفته شده است، نخستین بار در سال ۱۶۱۱ به نام یک ریاضی‌دان ایتالیایی به نام جووانی دمیزیانی (به ایتالیایی: Giovanni Demisiani) که برای یکی از ابزارهای گالیلئو گالیله که در آکادمی‌دلینچی (به ایتالیایی: Accademia dei Lincei) به نمایش گذاشته شده بود بکار گرفته شد.

 

پیشینه

 

طرح تلسکوپ گالیله

 

طرح تلسکوپ نیوتن

 

طرح تلسکوپ کسگرین

اولین مدارک استفاده از تلسکوپ مربوط به تلسکوپ شکستی (به انگلیسی: Refracting Telescope) است که در سال ۱۶۰۸ در هلند پدیدار شد. پیشرفت آن به سه نفر نسبت داده می‌شود: هانس لیپرشی (به انگلیسی: Hans Lippershey) و زاخاریاس یانسن (به هلندی: Zacharias Janssen) که در میدل‌بورخ آلمان، عینک ساز بودند، و یک ابزار ساز و کارشناس عدسی‌ها به نام یاکوب میتیوس (به هلندی: Jacob Metius) از شهر آلکمار.در ماه جون سال ۱۶۰۹ گالیه از ساخته‌شدنِ تلسکوپِ آلمانی با خبر می‌شود و تلسکوپ خود را در یک‌ماه می‌سازد و در درازای یک‌سال برای بهبود طراحی آن می‌کوشد.

این ایده که شیئی(عدسی شیئی|(به انگلیسی: Objective)) یا عنصرِ جمع‌آوری‌کننده نور، می‌تواند به جای یک عدسی، یک آیینه باشد، محصول تحقیقی بود که مدت کمی پس از اختراع تلسکوپ شکستی انجام شد. مزایای استفاده از آینه‌های سهمی‌گون (به انگلیسی: Parabolic reflector) بجای عدسی، از جمله کاهش ابیراهی‌کروی و عدم وجود ابیراهی‌رنگی، باعث شد تعداد زیادی طرحِ پیشنهادی و چندین تلاش برای ساخت آینه بازتابی صورت گیرد. در سال ۱۶۶۸ ایزاک نیوتن (به انگلیسی: Isaac Newton) اولین تلسکوپ بازتابی (به انگلیسی: Reflecting Telescope) کاربردی را ساخت که بعدها تلسکوپ نیوتنی(به انگلیسی: Newtonian telescope) نام گرفت. وسیلهٔ او از یک آینه مقعر و یک آینه تخت تشکیل می‌شد که در یک لوله قرار گرفته بودند. آینهٔ تلسکوپ نیوتون از فلز ساخته شده بود و قطری در حدود۵ سانتی‌متر داشت.

اختراع عدسی‌بی‌رنگ (به انگلیسی: Achromatic lens) در سال ۱۷۳۳ میلادی، خطای رنگی را اندکی تصحیح کرد و امکان ساخت عدسی‌هایی با فاصلهٔ کانونی کمتر که به کوتاه شدن لوله تلسکوپ می‌انجامید را فراهم ساخت. تلسکوپ‌های بازتابی اگرچه ابیراهی رنگی نداشتند، ولی در درازای قرن‌های ۱۸ و ۱۹ آینهٔ فلزی آنها که از مس و قلع ساخته‌شده بودند به سرعت تیره می‌شدند. این مشکل با اندود کردن سطح شیشه با نقره در ۱۸۵۷^[۹] یا آلومینیم در سال ۱۹۳۲ حل شد.

حداکثر اندازهٔ عدسی شیئی تلسکوپ‌های شکستی در حدود یک متر است. اغلب تلسکوپ‌های ساخته شده در قرن بیستم از نوع بازتابی بودند، این درحالی است که بزرگترین تلسکوپ‌های بازتابیِ درحال‌کار، بزرگتر از ۱۰ متر هستند. قرن بیستم همچنین پیشرفت در ساخت تلسکوپ‌هایِ فعال در طیف وسیعی از طول موجها از امواج رادیویی تا امواج گاما را نشان می‌دهد. اولین تلسکوپ رادیویی هدفمند نیز در سال ۱۹۳۷ وارد عملیات ساخت شد و از آن زمان پیشرفت‌های شگرفی در تنوع مجموعهٔ ابزار نجومی انجام شده است‎.

انواع تلسکوپ‌ها

واژه تلسکوپ می‌تواند به تمام حیطهٔ وسایل عملیاتی درسرتاسر ناحیهٔ میدان الکترومغناطیس اشاره داشته باشد، اما تفاوت‌های عمده‌ای در جمع‌آوری نور (تابش الکترومغناطیس) توسط ستاره‌شناسان و منجمان در پهناهای فرکانسی مختلف وجود دارد.

تلسکوپ‌ها ممکن است براساس طول موجِ نوری که تشخیص می‌دهند، دسته‌بندی شوند:

• ایکس‌ری(به انگلیسی: X-ray)، استفاده از طول‌موج کوتاه‌تر از نور فرابنفش
• فرابنفش، استفاده از طول‌موج کوتاه‌تر از نور مرئی
• نوری، استفاده از نور مرئی
• فرابنفش، استفاده از طول‎موج بلندتر از نور مرئی
• ساب‌میلی‌متر(به انگلیسی: Submillimetre)، استفاده از طول‎موج بلندتر از نور فرابنفش

مقایسه نورها
نام	طول‌موج (نانومتر)	فرکانس (هرتز)	انرژی فوتون (کیلو الکترون ولت)
اشعه گاما	کمتر از ۰٫۰۱	بیش از ۱۰ EHZ	۱۰۰ keV تا +۳۰۰ GeV
اشعه ایکس	۰٫۰۱ تا ۱۰	۳۰ PHz تا ۳۰ EHZ	۱۲۰ eV تا ۱۲۰ keV
فرابنفش	۱۰–۴۰۰	۳۰ EHZ تا ۷۹۰ THz	۳ ev تا ۱۲۴ eV
مرئی	۳۹۰–۷۵۰	۷۹۰ THz تا ۴۵۰ THz	۱٫۷ eV تا ۳٫۳ eV
فروسرخ	۷۵۰–۱ میلی‌متر	۴۵۰ Thz تا ۳۰۰ GHz	۱٫۲۴ meV تا ۱٫۷ eV
ریزموج	۱ م‌م تا ۱ متر	۳۰۰ GHz تا ۳۰۰ MHz	۱٫۲۴ meV تا ۱٫۲۴ µeV
رادیو	۱ م‌م تا ۱ کیلومتر	۳ Hz تا ۳۰۰ GHz	۱٫۲۴ meV تا ۱۲٫۴

تلسکوپ نوری

 

یک تلسکوپ مدرن آماتوری

 

تلسکوپ فضایی مادون قرمز IRAS

یک تلسکوپ نوری طیف مرئی نور را گردآوری می‌کند. تلسکوپ‌های نوری قطر زاویه‌ای و روشنی اجرام مورد رصد را افزایش می‌دهند. در یک تلسکوپ نوری به منظور ایجاد تصویر از آینه و یا عدسی استفاده شده است. از این نظر تلسکوپ‌ها را به سه گروه عمده تقسیم‌بندی می‌کنند:

• تلسکوپ‌های شکستی
• تلسکوپ‌های بازتابی
• تلسکوپ‌های شکستی – بازتابی

تلسکوپ‌های شکستی

 

تلسکوپ گالیله‌ای

در یک تلسکوپ شکستی برای ایجاد تصویر از عدسی استفاده می‌شود. اولین بار گالیله از این نوع تلسکوپ استفاده کرد و از این رو به این گونه تلسکوپ‌ها گالیله‌ای نیز می‌گویند.

تلسکوپ‌های شکستی انواع مختلفی دارند که عبارتند از:

• تلسکوپ شکستی آکروماتیک
• تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک

تلسکوپ شکستی آکروماتیک

در تلسکوپ‌های شکستی از دو عدسی شیئی و چشمی استفاده می‌شود. عدسی شیئی برای جمع‌آوری نور و کانونی کردن آن و عدسی چشمی برای بزرگنمایی تصویر. استفاده اشز عدسی به عنوان شیئی دارای معایب مهمی مانند ابیراهی رنگی است. برای رفع این مشکل می‌توان شیئی را از دو عدسی ساخت که منجر به ساخت تلسکوپ شکستی نوع آکروماتیک می‌شود. نسبت کانونی این نوع تلسکوپ‌ها از f/۷ تا f/۱۱ است که به این تلسکوپ‌ها اصطلاحاً «تلسکوپ کند» می‌گویند.

تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک

تلسکوپ‌های شکستی آکروماتیک سنتی پس از دو قرن استفاده گسترده حالا جای خود را به مدلی پیشرفته‌تر به نام آپکروماتیک می‌دهند. عدسی شیئی این نوع تلسکوپ‌ها از چندین عدسی ساخته شده است که از جنس ED هستند. تلسکوپ‌هایی که شیئی آنها از سه قسمت تشکیل شده باشد به اصطلاح تریبلت می‌گویند. فضای بین این عدسی‌ها را از گاز نیتروژن پر می‌کنند. نسبت کانونی تلسکوپ‌های شکستی آپوکروماتیک معمولاً ازf/۴ تا f/۹ می‌باشد که به این تلسکوپ‌ها «تلسکوپ تند» می‌گویند. همچنین به علت پایین بودن نسبت کانونی از این نوع تلسکوپ‌ها برای عکاسی نجومی نیز استفاده می‌کنند.

تلسکوپ‌های بازتابی

در این تلسکوپ‌ها جمع‌آوری نور به عهدهٔ یک آینهٔ مقعر است. پوشش بازتابندهٔ آینه می‌تواند نقره یا آلومینیم باشد. پوشش آلومینیومی این مزیت را دارد که اکسیده شدن آن باعث از بین رفتن قابلیت بازتاب آینه نمی‌شود. در بعضی دیگر از تلسکوپ‌ها از نقره استفاده می‌شود، سپس روی آن پوششی قرار می‌گیرد که مانع اکسید شدن نقره می‌شود. آینهٔ مقعر می‌تواند قسمتی از یک کره (کروی) یا قسمتی از یک سهمی (سهموی) باشد. در تلسکوپ‌های بازتابی اگر از آینه سهموی استفاده شود، ابیراهی کروی به حداقل کاهش می‌یابد. تلسکوپ‌های بازتابی پس از مدتی نیاز به تمیز کردن آینه و پس از آن بسته به کیفیت روکش آلومینیوم، نیاز به تجدید روکش دارند. تلسکوپ‌های بازتابی در مقایسه با نوع شکستی یک مزیت عمده دارند: آینه خمیده در قسمت انتهایی تلسکوپ نصب می‌شود که باعث می‌شود آینه زیر وزن خود تغییر شکل ندهد.

تلسکوپ‌های بازتابی به دو دستهٔ اصلی تقسیم می‌شوند:

• تلسکوپ نیوتنی
• تلسکوپ کسگرین

تلسکوپ نیوتنی

 

تلسکوپ نیوتونی

در این نوع تلسکوپ، نور جمع‌آوری شده به وسیلهٔ یک آیینهٔ کاو (مقعر)، با یک آینهٔ ثانویهٔ تخت یا منشور به بیرون از لولهٔ تلسکوپ هدایت شده و به عدسی چشمی ارسال می‌شود. اگرچه تلسکوپ‌های نیوتنی از انواع شکستی کوتاهترند، ولی همچنان از مدل‌های جدیدتر کسگرین یا اشمیت-کسگرین بلندتر و سنگین‌تر هستند.

 

منبع:ویکی پدیا

مطالبی مفید درباره شهاب سنگ ها

 

 

شهاب سنگ ها اجرام طبیعی هستند که توسط جاذبه ی زمین، به سمت آن کشیده شده و پس ازعبوراز جو به سطح زمین برخورد می کنند.این اجرام می توانند شامل تکه هایی ازسیارک ها، دنباله دارها و… باشند. سقوط شهاب سنگ ها ممکن است با ظهورآتش و سپس انفجار همراه باشد. شهاب سنگ ها را معمولا به نام محلی که درآن یافت می شوند نام گذاری می کنند. بعضی از این اجرام شبیه به سنگ های آتشفشانی زمین هستند.برخی دیگر شبیه آهن- نیکلی هستند که طبق باورهای امروزین هسته ی زمین رامی سارند. با این وجود بسیاری دیگر به هیچ چیز زمینی شباهت ندارند.  بعضی ازشهاب سنگ ها ممکن است بازمانده ی  ماده ی اولیه ای که منظومه ی شمسی ازآن پدید آمده، باشند. بررسی این گونه شهاب سنگ ها درآزمایشگاه دانشمندان را قادر می سازد تا با بخشی ازغباراختری که منظومه ی شمسی – از جمله خورشید وزمین- ازآن پدید آمده کار کنند.سقوط شهاب سنگ ها در برخی موارد شامل هزاران قطعه سنگ است که وزن آن ها روی هم به چندین تن می رسد. چنین مواردی را ((بارش شهاب سنگی)) می نامند و به هر قطعه ی جداگانه از

بارش شهاب سنگی ((پاره)) می گویند.

یک پاره ی آهنی ازبارش شهاب سنگی

کامپو دل سی یه لو،آرژانتین.

 

                            

سقوط شهاب سنگ تنها مختص زمین نیست؛یعنی این احتمال وجود دارد که سطح کرات وسیارات دیگر نیزمورد اصابت شهاب سنگ ها قرارگیرد. به طورمثال دربیست وسوم فروردین امسال مریخ نورد روح تصویری را از محیط اطراف خود به زمین مخابره کرد که یک شهاب سنگ را در خود جای داده بود.شایان ذکر است که این شهاب سنگ آلن هیلز نام گرفته ویک شهاب سنگ آهنی است.

گاهی اوقات پیش می آید که شهاب سنگ بزرگی با سطح سیارات سنگی مانند زمین و مریخ ویا با سطح کراتی مانند ماه برخورد کنند.دراثر برخورد این گونه شهاب سنگ ها،روی سطح سیارات سنگی حفره ها وگودال هایی بوجود می آیند که تا حدودی به دهانه ی یک آتشفشان خاموش شباهت دارند؛به این حفره ها و گودال ها ((کریتر)) یا ((دهانه های برخوردی)) می گویند. دهانه ی برخوردی بسیار قدیمی واقع در بیابان آریزونا درآمریکای جنوبی ازاین جمله است.

 

خرده شهاب سنگ ها: کوچکترین اجرامی که به زمین سقوط می کنند گویچه های کیهانی وذرات غبار میان سیاره ای هستند.

گویچه های کیهانی، دانه های کروی کوچکی به قطر تقریبی ۱ میلی متریا کمترهستند.آن ها را درگل ولای ته اقیانوس ها،یعنی جایی که از خشکی دور است،ودریخ های قاره ی جنوب ونیز جزیره ی گرین لند یافته اند.

 

ذرات غبارمیان سیاره ای شکل نامنظمی دارند واندازه ی آن ها کمتر از۰۵/۰ میلی متراست.ناسا ازاواخردهه ۱۹۷۰ به کمک هواپیماهای بلند پروازی که مدل اصلاح شده ی هواپیمایU-۲ هستند،به نمونه گیری از آن ها پرداخته است.به تازگی نیز آن ها را مانند گویچه های کیهانی در یخ های قطب جنوب کشف کردند.گویچه های کیهانی وذرات غبار میان سیاره ای((خرده شهاب سنگ))نامیده میشوند.  

 

ابعاد کوچک خرده شهاب سنگ ها به آنها امکان میدهد تا به راحتی گرما را  شکل تابش ازخود دورکنند وهنگام عبورازجوّّ زمین ذوب نشوند،لذا شکل اولیه ی خود راحفظ می کنند.شهاب سنگ های بزرگ ازنظرکانی شناسی با خرده شهاب- سنگ ها،که احتمالابسیاری ازآن ها ازدنباله داران جدا شده اند،تفاوت دارند.

 

منبع:سایت نجوم ایران

سیارک ها

اجرامی صخره ای با شکل کروی یا نامنظم ،با اندازه کوچکتر از سیاره و بدون جو که بیشتر در مدارهایی بیضوی بین مدار مریخ و مشتری وعموما"خارج از صفحه منظومه شمسی بدور خورشید می چرخند. سیارکهایی که به خورشید نزدیکترند از جنس صخره وسنگ (ترکیبات سیلیکاتی) وسیارکهای دورتر از ترکیبات کربنی هستند. تا کنون چندید هزار سیارک ردیابی شده و هر روز نیز تعداد جدیدی یافته می شوند.بیشتر سیارکها در فاصله 2 تا4 واحدنجومی ودر منطقه ای به نام کمربند اصلی سیارکی دور خورشید می چرخند.مجموع جرم تمام سیارکها در حدود 3 تا 3.6 ضربدر ده بتوان 21 کیلوگرم می باشد که حدود 5 درصد جرم ماه است.تصور براین است که حدود یک میلیون سیارک با قطر یک کیلومتر تا سیارکهای کوچکتر از سیاره کوتوله سرس در منظومه شمسی وجود داشته باشد.تاکنون 16 سیارک با قطر بیش از 240 کیلومتر کشف شده واحتمالا" 250 عدد از سیارکها دارای قطری بیشتر از 100 باشند. سیارک 243 آیدا و ماه ریز آن داکتیل1. این اولین سیارکی است که تاکنون پیدا شده که یک قمر دور آن می گردد.   منبع:دانشنامه ستاره شناسی       بعد از مطرح شدن رابطه تیتوس بود در سال 1800 میلادی ستاره شناسی مجارستانی به نام فرانس خاویر ون زاچ به سازماندهی گروهی 24 نفره از ستاره شاسان مطرح با هدف یافتن سیاره گم شده در فاصله بین مریخ ومشتری پرداخت.آنها  منطقه دایرة البروج را به 24 قسمت تقسیم نموده وهرکدام به کاوش شبانه منظم در همان قسمت می پرداختند. از آنجاییکه این افراد بدنبال جسمی گم شده در آسمان می گشتند به گروه پلیس آسمانی هم معروف شدند.  جالب است بدانید نام کاشف اولین جسم مورد نظر یعنی چوزفه پیازی  در میان نفرات دعوت شده به برنامه به چشم نمی خورد نام او زمانی در فهرست قرار گرفت که در شب اول ژانویه سال 1801 میلادی بکمک تلسکوپی بر بالای قصر سلطنتی در پالرمو ایتالیا موفق به کشف اولین جسم گردید .او در ابتدا متوجه حرکاتی از جسم شد که آنرا با دیگر اجرام شناخته شده آن زمان یعنی سیارات ودنباله دارها متفاوت نشان میداد.در حالیکه به مشاهدات خود در تعقیب جسم پیدا شده می پرداخت بیمار شد وچند شبی نتوانست مسیر آنرا تعقیب کند ودر نتیجه آنرا گم کرد.در واقع در آن زمان جسم مورد نظردر کرانه آسمان ظاهرا" به قرص خورشید نزدیک شده بود .او بقیه افراد گروه منجمان را در جریان مشاهدات خود گذاشت ولی کسی نتوانست آنرا در آسمان بیابد تا اینکه ستاره شناس وریاضیدانی به نام کارل فریدریش گاووس که در آن زمان تنها 24 سال سن داشت یاداشتهای رصدی چوزفه را از او تحویل گرفته وبه محاسبه مدار آن بکمک روابط دینامیک مداری که تا آن زمان شناخته شده بود پرداخت نتیجه محاسبات را به وان زاچ رییس گروه پلیسهای آسمانی تحویل داد و درست در همان مکان پیش بینی شده توانست آنرا پیدا کند.در ابتدا تصور شد که این جسم همان جسم گم شده است تا اینکه متوجه شدند که اندازه آن بسیار کوچک است.چوزفه پیازی نام آنرا سرس فردیناند(نام پادشاه سیسیل) گذاشت که بعدا" به سرس تغییر یافت.کشف سرس موجب تحریک فعالیتهای رصدی گروه پلیس آسمانی شد ودومین جرم کوچک در سال 1802 میلادی اولبرس توانست دومین جرم با نام پالاس ودر سال 1804 میلادی هم سومین آنها با نام جونو(با قطر حدود 240 کیلومتر) توسط هاردینگ کشف شداولبرس در سال 1807 توانست وستا را کشف نمود واین کشف، آخرین یافته این گروه شد. با یافتن این اجرام کوچک بوده(Bode) وسایر ستاره شناسان گروه با این کشفیات به ماهیت سیاره گم شده شک کردند چراکه آنها منتظر یافتن یک سیاره گم شده بودند.بعد از مدتی این نظریه مطرح شد که اینها باقیمانده سیاره ای بوده اند که توسط نیرویی مهیب متلاشی وبه این اجرام کوچک تبدیل شده است البته این نظریه با عقاید دینی آنها بسیار متفاوت بود.یک ماه بعد از کشف پالاس بود که ستاره شناسان به وجود رده ای جدید از اجرام منظومه شمسی اعتقاد پیدا کردند. هرشل نام asteroid ( معادل starlike به معنای مانند ستاره) یا سیارک را برای این اجرام انتخاب کرد.در سال 1815 گروه پلیس آسمانی به رصد های خود پایان دادند.تا سال 1845 میلادی دیگر سیارکی کشف نشد ولی رصدها ادامه پیدا کرد وتا سال 1857 میلادی تعداد سیارکهای کشف شده در مجموع به عدد 50 رسید.علاوه بر سیارکهای نامبرده از مهمترین سیارکهای کشف شده می توان به سیارک آسترا با قطر حدود 119 کیلومتر که در سال 1845 کشف شد،هبه با قطر حدود 185 کیلومتر که در سال 1847 کشف شد وایریس با قطر حدود 200 کیلومتر که در سال 1847 میلادی کشف شد.تا سال 1900 میلادی تعداد سیارکها به 463 رسید. تعدادی از این اجرام مانند سیارات دارای نماد های ویژه بودند ودر نامگذاری سیارکها هم از روش خاصی استفاده می شد که البته اکنون با توجه به تعداد روزافزون دیگر استفاده نمی شود(مانند سیارک 2004 DA   که به معنای اولین سیارکی است که در نیمه دوم ماه فوریه سال 2004  کشف شده است.) تایید پارامترهای مداری سیارکها یکی از مهمترین جنبه هایی است که در ثبت سیارک بطور بین المللی مورد توجه قرار می گیرد بطوریکه برای ثبت بین المللی واختصاص شماره  ، سیارک باید از چهار موقعیت مقابله بگذرد.در سال 2000 میلادی 25320 سیارک تایید شده،در سال 2001 میلادی 13295 سیارک ودر سال 2002 میلادی 5595 سیارک ،در سال 2003 میلادی 1050 سیارک ودر سال 2004 میلادی تنها 300 سیارک ثبت ودارای شماره تخصیصی شده اند.بعد از اختصاص شماره ،شخص کشف کننده سیارک می تواند نامی برای آن انتخاب کند والبته این نام باید توسط کمیته ای 11 نفره که وظیفه اش نامگذاری اجرام کوچک منظومه شمسی است تایید شود.نامگذاری 400 سیارک اول بر اساس نام اساطیر افسانه ای بوده اما از آن به بعد نامگذاری های دیگری هم وارد شده اند مانند اسامی اشخاص معروف،گیاهان ،نام اعضاء خانواده وحتی نام ماشین آلات.سیارکهای با شماره های اختصاصی ویژه مانند سیارک هزارم با نامهای ویژه ای نامگذاری می شوند مانند 1000 Piazzi  یا سیارک 2000 William Herschel  یا سیارک 3000 Leonardo de Vinci  یا سیارک 4000 Hipparchus یا 5000 IAU (IAU  به معنای اتحادیه بین المللی ستاره شناسی ) سیارک 6000 United Nations  یا سیارک 7000 ماری وپیر کوری، سیارک 8000 آیزاک نیوتن و.....       تقریبا" 95 درصد سیارکهای منظومه شمسی در حوالی همان مقدار پیش بینی رابطه تیتوس- بود یعنی مقدار متوسط  دو وهشت دهم واحد نجومی و بین 2 تا 4 واحد نجومی قرار دارند. این سیارکها معروف به سیارکهای کمربند اصلی هستند. سیارک ها در مدارهای بیضی شکل دور خورشید می گردند و مانند دنباله دارها و برخلاف سیارات مقید به حرکت در صفحه منظومه شمسی نیستند بطوریکه می توان شاهد زوایای کشیدگی متفاوتی در میان آنها بود.سیارکها بر اثر جاذبه سیارات مشتری و زحل ومریخ (و یا حتی برخوردهای اتفاقی با مریخ یا سیارک دیگری)به مرور زمان به نواحی خاصی مانند مدارهای رزونانس یا  نقاط لاگرانژی هدایت می شوند،بعضی صاحب مدارهای پایدار شده و بعضی نیز به مدارهایی ناپایدار برای نمونه به بیرون از کمربند سیارکی هدایت می شوند.بعضی هم  به سوی فضای اطراف مدار سیارات پرتاب می شوند ،برای مثال ماه های مریخ، فوبوس و دیموس، ممکن است از سیارک هایی باشند که در مدار مریخ گیر افتاده اند..... بعضی از سیارکهای کوچک بویژه آنهایی که در مناطق داخلی تر کمربند سیارکی هستند بر اثر پدیده ای که با نام اثر پویینتینگ- رابرتسون شناخته می شود بدلیل بازتاب وتابش مجدد تابش های خورشیدی طی حرکت مارپیچی منظم والبته با آهنگ کند به سوی خورشید حرکت می کنند ودر نهایت طی میلیونها سال با سطح خورشید برخورد می کنند( از طرف دیگر همواره از مناطق بیرونی منظومه سیارکهایی وارد مناطق داخلی تر می شوند).گفتنی است سیارکهایی که احتمال برخورد با زمین دارند نیز  دارای مدارهایی ناپایدار هستند.

 

کشف قدیمی ترین ستاره جهان در کهکشان راه شیری

 

به گزارش سرویس علمی ایسنا، این 9 ستاره که در نزدیکی مرکز راه شیری شناسایی شده‌اند، بطور عجیبی خالص هستند اما از ماده یک ستاره قدیمی‌تر برخوردارند که طی انفجاری عظیم موسوم به فرانواختر از بین رفته است.

این کشف و تحلیل 9 ستاره خالص، نظریات کنونی در مورد محیط جهان اولیه را که این ستارگان در آن شکل گرفته‌اند به چالش کشیده است.

به گفته محققان، این ستارگان از سطوح پایینی از کربن، آهن و سایر عناصر سنگین برخوردارند که نشان می‌دهد ستارگان اولیه احتمالا به عنوان ابرنواختر عادی منفجر نشده‌اند.

پرفسور مارتین آسپلوند، رهبر ارشد این پروژه اظهار کرد: کشف چنین ستارگان نادری در میان میلیاردها ستاره در مرکز راه شیری مانند یافتن یک سوزن در انبار کاه بوده است. تلسکوپ نقشه‌برداری آسمان دانشگاه ملی استرالیا از قابلیت منحصربفردی برای شناسایی رنگهای متمایز ستارگان ضعیف برخوردار است و این موضوع برای این تحقیق از اهمیت زیادی برخوردار بوده است.

این محققان پس از کشف یک ستاره بسیار قدیمی در سال 2014 در لبه راه شیری، بر بخشهای متراکم‌تر مرکزی کهکشان که ستارگان بسیار زودتر شکل گرفته‌اند، متمرکز شدند.

این کشف در مجله نیچر منتشر شده است.

منبع : ایسنا

 

 

از تولد تا مرگ ستاره

تولد ستاره

به جز اجرام درخشانی که در آسمان تاریک شب دیده می شوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در کیهان پخش شده اند.از آنجا که این توده های سرد شناور {سحابی ها} از خود نوری تابش نمی کنند اغلب نمی‌توان آن را دید.گاهی اوقات با عبور یک کهکشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یک ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیک می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود می آورند.

به تدریج و با متراکم شدن ذرات در مرکز توده نیروی جاذبه بیشتری به وجود می آید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مرکز جذب می شوند و شروع به چرخش به دور آن می کنند.به مرور زمان توده شکل قرص دواری به خود می گیرد و چرخش آن سریع تر می شود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه آن افزایش می یابد و مانند یک جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مرکز خود می کشد.

با افزایش تراکم و فشار در مرکز قرص دمای گاز که قسمت اعظم آن را هیدروژن تشکیل می دهد مدام افزایش می یابد.با گذشت یک میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مرکز این قرص دوار شکل میگیرد که آن را پیش ستاره می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مرکز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا می رود تا به حدی برسد که برای شروع واکنش های هسته ای کافی باشد در این شرایط پیش ستاره آماده تبدیل شدن به یک ستاره واقعی می شود.

وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم های هیدروژن هسته طی واکنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم ترکیب و به اتم هلیوم تبدیل می شوند.انرژی گرمایی حاصل از این واکنش هسته ای به همراه فشار ناشی از تراکم اتم ها در مرکز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واکنش های هم جوشی هسته ای می شود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه می یابد که میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد می شود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شکل می گیرد.اما اگر جرم کافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شکل نمی گیرد و به جای آن کوتوله قهوه ای متولد می شود.

زندگی تا مرگ ستاره

در هسته هر ستاره ای که در Hسمان می درخشد واکنش های عظیم هم جوشی رخ می دهد تا ستاره مانند یک لامپ غول پیکر کیهانی از خود نور تولید کند.هنگامی که ستاره شکل می گیرد گرانش ان می کوشد تا گاز های خود را منقبض کند و در فرو کشد اما واکنش های هسته ای که در مرکز ستاره رخ می‌دهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد می‌کند که از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می کند.

زمانی که ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام کرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مرکز بر اثر واکنش های هسته ای ستاره سعی می کند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اکسیژن و کربن تبدیل کند.اگر ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم کافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های کربن مرکز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی که در مرکز ستاره تولید می‌شود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر می‌شود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود.

هنگامی که دمای مرکز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اکسیژن نیز به یکدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیکون و گوگرد تولید می شوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا که ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشکیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واکنشی است که می‌تواند در مرکز ستاره رخ دهد.

با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مرکز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه می‌کند و در کمتر از یک صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی می‌شود.دمای مرکز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مرکز درهم می شکند.الکترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در ترکیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واکنش انرژی بسیار زیادی ازاد می‌شود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر می‌شود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنکردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.

 

منبع:ویکی نجوم

ستارگان

ستاره ها کراتی سوزان و متشکل از گاز های ملتهب هستند که بر خلاف سیارات از خود گرما و نور ساطع می کنند.خورشید ما یک ستاره است.با اینکه خورشید یک میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگی به حساب نمی آید و در کیهان ستاره های بسیار بزرگتر از خورشید هم یافت می شود.پس از خورشید نزدیک ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی که در شب می بینیم به صدها هزار سال نوری هم می رسد.کوچکترین ستاره های درخشان کوتوله‌های سفید نام دارند.با این که این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالی زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول آسا هستند.بزرگی تعدادی از این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید می‌رسد.بعضی از ستاره ها که ما آنها را ابرنواختر می نامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید می درخشند و سپس به تاریکی می گرایند و به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل می شوند. در آغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترک ستاره ها ذکر می شود و در ادامه با بررسی چرخه عمر آنها تفاوت های اصلی ستاره ها آشکار می شود.

دما و طیف

اگر شما یک میله فلزی را داغ کنید ابتدا رنگ آن قرمز می‌شود و اگر آن را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان آبی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها بسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان می‌توان تشخیص داد.یک ستاره آبی از رنگ زرد و آن هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یک ستاره می‌توانند به طور تقریبی دمای سطح آن را تعیین کنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های آبی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم می رسد.

هر جسم داغ طیفی از امواج الکترومغناطیس ساطع می‌کند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این طیف را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف کامل این امواج از وسیله ای به نام طیف نگار استفاده میکنند.اگر شما میله ای را کمی حرارت دهید و ان را نزدیک طیف نما نگه دارید بخش قرمز آن پر رنگ تر خواهد بود و اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوک نوار به رنگ آبی متمایل می شود.

با علم به اینکه هر اتم داغ و ملتهب امواجی با طول موج مشخص از خود ساطع می‌کند و اینکه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از نور پیوسته جذب می کند که هنگام بر انگیخته شدن آن را تابش می‌کند اخترشناسان توانسته اند به کمک نوع خاصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیک مانند خورشید و همچنین توده گاز های سرد و شناوری که در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.

ستاره چیست

ستاره ها گوی های بزرگی از گاز بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان می‌درخشند. دمای آن‌ها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح زمین وجود دارد.چگالی فوق العاده زیاد این گازها معلول فشارهای عظیم داخل ستاره ها است.

ستاره ها در فضا حرکت میکنند، اما حرکت آن‌ها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود

منبع:ویکی نجوم

صور فلكي نيمكره شمالي (CNH)

صور فلكي نيمكره شمالي، ( (constellations of the northern hemisphere آن دسته از صور فلكي هستند كه از هر نقطه در شمال استواي زمين قابل رويت مي‌باشند. يك صورت فلكي، گروهي از ستارگان است . اين گروه ستارگان شكل‌هايي را در آسمان شب درست مي‌كنند. در نيمكره شمالي 37 صورت فلكي و كلاً 88 صورت فلكي در كنار هم در جهان وجود دارد.

بطليموس اخترشناس يوناني فهرست 48 صورت فلكي را در نيمكره شمالي گردآوري كرد.

1- عقاب

2- آندروميدا (امرا المسلسله)

3- بره (حمل)

4- كالسكه ران (ممسك الاعنه)

5- ارابه ران (عوا)

6- زرافه

7- خرچنگ (سرطان)

8- سگ‌هاي تازي

9- ذات الكرسي

10- قيفاووس

11- قيطس

12- گيسوان برنيكه

13- كرونا شمالي

14- ماكيان (دجاجه)

15- دلفين

16- اژدها (تنين)

17- قلعه الفرس (اسب)

18- دو پيكر (جوزا)

19- هركوس (جاثي علي ركتبيه)

20- شجاع

21- چليپاسه

22- شير (اسد)

23- شير خرد (شير اصغر)

24- سياهگوش (فهد)

25- چنگ رومي (شلياق)

26- حوا

27- شكارچي (جبار)

28- اسب بزرگ (فرس اعظم)

29- برساووش

30- حوت (ماهي)

31- پيكان (سهم)

32- حيه

33- ثور

34- مثلث

35- دب اكبر (خرس بزرگ)

36- دب اصغر (خرس كوچك)

37- سنبله (عذرا)

 

قمر های سیارات منظومه شمسی

 

 

 

قمرهاي مريخ:
مريخ دو قمر كوچك دارد كه نام‌هاي خود فوبوس(ترس) و ديموس(وحشت) را از ياران اسطوره‌اي مارس(مريخ) خداي جنگ گرفته‌اند.

فوبوس، قمر بزرگتر، قطري در حدود 16 كيلومتر دارد در حاليكه قطر ديموس فقط 11 كيلومتر است. هردو در صفحه‌ي استوائي مريخ در جهت متعارف خلاف حركت عقربه‌هاي ساعت به دور آن مي‌گردند.

فوبوس 9250 كيلومتر از مركز سياره و فقط 5900 كيلومتر از سطح آن فاصله دارد. دورة تناوب حركت انتقالي آن به دور سياره 7 ساعت و 39 دقيقه است و اين كمتر از مدت دوران خود مريخ به دور محورش است. فوبوس در مغرب طلوع و 5/4 ساعت بعد در مشرق غروب مي‌كند.

قمر‌هاي زحل
20 قمر دارد كه نزديكترين آن‌ها‌ ، ميماس ، در فاصله‌ي 188000 كيلومتري از مركز سياره است. فوب دورترين قمر آن متجاوز از 16000000 كيلومتر از سياره اصلي فاصله دارد.

دوره‌ي تناوب قمرها از 23 ساعت براي ميماس تا 550 روز براي فوب تغيير مي‌كند . و جز يك استثنا همگي در جهت عادي به دور زحل مي‌گردند. تنها فوب است كه حركتي معكوس (رجعي) دارد و بدينطريق بر پايداري مداريش مي‌افزايد. مي‌توان از راه رياضي نشان داد كه قمري دوردست را كه جهت حركتش عادي است به سهولت بيشتري مي‌توان از چنگ سياره‌اي ربود تا قمري را كه جهت حركتش رجعي است

 

قمرهاي اورانوس
اورانوس پنج قمر دارد‌ ‌: ميراندا ، آريل ‌، اومبريل‌، تيتانيا‌ ‌و ابرون كه همگي در صفحه‌ي استواي سياره اصلي و در نتيجه تقريباً قائم بر مدار سياره ، به دور آن مي‌گردند. هر پنج قمر حركتشان رجعي است كه با چرخش سياره حول محورش سازگار است.

 

قمرهاي نپتون
براي نپتون دو سياره كشف شده است‌: نخست تريتون كه به فاصله‌ي چند ماه پس از كشف سياره‌، ديده شد ؛ دومي بيش از يك قرن بعد كشف گرديد.

تريتون از اين نظر منحصر به فرد است كه تنها قمر نزديك به سياره‌ي اصلي است كه حركتي معكوس(رجعي) دارد. فاصله‌ي آن از سياره‌ي اصلي354000 كيلومتر تقريباً هم اندازه‌ي فاصله‌ي ماه از زمين است. حركت معكوس تريتون ممكن است معلول وقايع زير باشد‌: (آ) تريتون و پلوتن زماني قمرهاي نپتون بودند و هر دو حركت مستقيم داشتند. (ب) رويارويي نزديك ميان تريتون و پلوتون موجب دفع و اخراج پلوتن(كه سياره‌اي مستقل گرديد) و معكوس شدن جهت حركت تريتون شده است.

قطر تريتون 3500 كيلومتر و جرم آن يك پانزدهم جرم زمين است و هر پنج روز و بيست ساعت يك‌بار در مداري كه با صفحه‌ي دايره‌البروج زاويه‌ي 37درجه تشكيل مي‌دهد‌، به دور نپتون مي‌گردد.