دوربینهای نجومی و عکسبرداری

مقدمه

به منظور بررسی و تحقیق در طبیعت فیزیکی ستارگان از دوربین مختلفی استفاده می‌شود. مثلا از دوربین ستاره‌ای را مورد رصد و تحقیق قرار می‌دهند و بوسیله دوربین دیگر از آن عکسبرداری می‌نمایند، کلیه دوربینها بعد از میزان کردن آنها به سمت ستاره مورد نظر با کمک مکانیزم ساعتی به دور محوری که به طرف قطب جهان قرار دارد، گردش می‌نمایند.




روی این اصل رصد کننده با ستاره شناس صرف نظر از گردش شبانه روزی آسمان ، ستاره را بدون تغییر در میدانهای دید دوربین خود می‌بیند یا اینکه انعکاس ستارگانی که بوسیله دوربین داده می‌شود همیشه در یک نقطه صفحه عکسبرداری قرار می‌گیرد. در حال حاضر عکسبرداری جای رصد را گرفته است. عکسهای بدست آمده وضع ستارگان را از لحاظ عکسبرداری مورد بررسی قرار می‌دهند. عکسهای مزبور بطور مرتب و منظم در آزمایشگاهها مورد تحقیق قرار می‌دهند. اندازه گیری تصویرها و محاسبه بر حسب آنها و بررسی نتایج بدست آمده دارای دقت بیشتری نسبت به کارهای انجام گرفته از طریق رصد است و ستاره شناسان به متد عکسبرداری ارزش بیشتری می‌گذارند.

دوربینهای نجومی و عکسبرداری

دوربینهای نجومی که آن را تلسکوپ نیز می‌گویند، دستگاه مخصوص رصد کننده ستارگان در آسمان است. دوربینهای نجومی انکساری دارای سیستم عدسیهای محدب بوده و دوربینهای نجومی انعکاسی دارای عدسیهای مقعر می‌باشند. د.پ. ماکسوتف تلسکوپی اختراع کرد که هم انکساری و هم انعکاسی است و بر اصول سیستم دوربین او یک سری دوربینها برای آموزشگاهها ساخته شد. دوربینهایی وجود دارد که مجهز به چنین دستگاههایی هستند که خصوصیات نور ساطع از جانب ستارگان را بوسیله آنها می‌توان مورد تحقیق قرار داد.

هدف از ساخت تلسکوپ

البته منظور از ساختن دوربینهای نجومی و یا تلسکوپ عبارت از این نبود که ستارگات را بتوان در مقیاس بزرگتری مشاهده کرد، چون که عمل بزرگ نمایی یا درشت نمایی دوربین ، شکل ستاره و یا سیاره را از پشت نوسانهای فضا تحریف نموده بطوری که امواج دائمی حدی را بطور عملی بزرگی مورد نظر بوجود می‌آورد. هنگام دیده وری بوسیله دوربین نجومی بسیار بندرت اتفاق می‌افتد که از بزرگتر کردن بیش از 5600 بار استفاده کنند، در صورتی که دوربینهای نجومی بسیار بزرگ می‌توانند ستاره‌ای را به مقیاس هزاران بار بزرگتر جلوه دهند و به اصطلاح معروف بزرگ کنند. ولی در عوض دوربینهای نجومی بزرگ این امکان را به ستاره شناسان می‌دهند تا ضعیفترین یعنی دورترین ستارگان را ببیند و در غرقاب فضای لایتناهی عمیق‌تر غوطه‌ور شوند.

تجزیه طیفی

تجزیه طیفی در اواسط سده گذشته کشف گردید. این موضوع بر اساس اشعه رنگهای مختلف تشکیل شده و هنگام عبور از محوطه‌ای به محوطه دیگر ، مثلا از فضا به شیشه که به طریق و به شکلهای مختلف انکسار می‌یابند، قرار دارد. از آن زمان به بعد روش تجزیه نور روز به روز تکمیل‌تر شده و در موارد و کارهای مختلف علمی بکار بسته می‌شود. بطوری که قسمت اعظم اطلاعات و آگاهی ما از طبیعت فیزیکی و ترکیب شیمیایی اجسام آسمانی از طریق تجزیه طیفی بدست آمده است. تجزیه طیفی را بوسیله دستگاهی بنام "اسپکتروسوپ" به عمل می‌آورند. این دستگاه تشکیل شده است از چند منشور شیشه‌ای و 2 لوله. یکی از آنها که "کولیماتور" نامیده می‌شود و دارای شکافی باریک در ابتدای لوله می‌باشد، که از وسط آن ، نور ستاره مورد تحقیق عبور می‌نماید. در سمت دیگر آن عدسی قرار گرفته که در کانون آن نیز شکافی قرار دارد. روی این اصل اشعه نور از شکافی که گویی منبع نور برای "اسپکتروسکوپ" می‌باشد، با اشعه موازی عبور می‌نماید و در زیر منشور با زاویه یکسان فرود می‌آید. ارزش و اهمیت واقعی "کولیماتور" در همین جاست.

نور مرکب در منشور و در قسمتهای تشکیل شده خود تجزیه می‌شود: اشعه رنگهای مختلف جدا می‌شوند، بطوری که بوسیله منشور و به طریق مختلف اندازه گیری می‌نمایند. پس از اندازه گیری اشعه آن وقت به لوله دید نگاه می‌کنند. اگر محل "اکولیار" در کانون لوله دید جای صفحه عکسبرداری را گرفت، از قسمتهای متشکله نور مورد تحقیق عکسبرداری می‌نمایند. در چنین موردی دستگاه مزبور را "اسپکتروگرام" یا طیف نگار می‌نامند.

این موضوع کشف شده است که اجسام سخت و مایع تابان و همچنین گازهای یونیزه تابان متصلی را به شکل خط رنگین کمان بدست می‌دهند. در چنین طیفی رنگهای قرمز ، نارنجی ، زرد ، سبز ، کبود ، آبی و بنفش پی در پی و پشت سر هم عبور می‌کنند. رنگ سفید خورشید از تمام رنگهای رنگین کمان تشکیل شده است. بطوری که معلوم است نور به شکل امواج پخش می‌شود. و هر رنگ طیف دارای طول امواج مخصوص به خود می‌باشد. اگر این موضوع را دقیق‌تر عنوان کنیم طول امواج با هر نقطه طیف مطابقت می‌کند. مثلا دور رنگ کنار هم در طیف و در مقابل چشم هر دو زرد هستند و هیچگونه فرقی باهم ندارند، دارای طول امواج مختلفی می‌باشند.

گازها و بخارها هنگامی که در وضح بریدگی قرار دارند. در موقع گرمای شدید می‌درخشند و یا در زیر عمل طبقات الکتریکی طیفهای خطی بوجود می‌آوردند که از خطهای درخشنده رنگی در زمینه تیره تشکیل شده است. وضع خطوط در چنین طیفی وابسته به ترکیب شیمیایی گاز مزبور است. یک گاز در حالی که در شرایط مساوی حداقل و حداکثر قرار دارد در طیف همان خطها را بوجود می‌آورد. بدین ترتیب ترکیب شیمیایی گاز درخشنده را بر حسب خطهای طیف می‌توان تعیین نمود.

ستارگان

سلام

اینم ادامه مقاله ستارگان

 مشخصات ستارگان

 هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، که ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می کند که ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید کند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینکه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می کنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانمارکی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده که به طور جداگانه کار می کردند و در سال 1910 آن را ابداع کردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان کمک کند.

 قدر و تابندگی ستاره

 قدر ستاره یک سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپارکوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپارکوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها که از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری کرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی کمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید که آنها کم نورترین ستارگان آسمان بودند.

امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان که از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپارکوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی که قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان کنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یک ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری که در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.

ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان کم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای که از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن کمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز کمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی که ستاره شناسان تا کنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، کم نور ترین ستارگانی که تاکنون با تلسکوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند کمتر از 16 باشد.

تابندگی یک ستاره برابر است با مقدار انرژی که ستاره منتشر می کند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می کنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می کنند. برای نمونه آنها می گویند که تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150.000 برابر تابندگی خورشید است.

تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یک فاکتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناکتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و   10.000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناکتر است.

 رنگ و دما

 اگر شما با دقت به آسمان نگاه کنید، حتی بدون تلسکوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید که رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلکی شکارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوکس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید.

رنگ یک ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری کلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد کلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر کلوین برابر است با  15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 کلوین.

دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10.000K تا 50.000K می باشد.

گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تک رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به کمک یک منشور مشاهده کنید که نور خورشید، به عنوان یک ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشکیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین کمان می باشد. این رنگها از قرمز (که توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (که توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.

نور مرئی یکی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الکترومغناطیس است. این پرتوها از کم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایکروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فرکانس بالا هستند که در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایکس ری  و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذکور را متساطع نمی نمایند. ترکیبی از همه این شش گروه را طیف الکترومغناطیس می نامند.