محاسبه فواصل نجومی

[ganjineh]

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برایمحاسبه ی دیگرپارامتر های آن مورد محاسبه قرار می گیرد ، فاصله آن از مااست . از رویفاصله اجسام می توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنهارسید . ازگذشته های دور برای محاسبه ی فاصله ی اجرام آسمانی روش هاییابداع شدهبود.اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دور تر از سیاره هایمریخ ومشتری جواب نمی دادند زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیریموجودبود .اما این روش ها با گذر زمان پیشرفت کرد و روش های جدیدی بهوجودآمدند . در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روش های اندازه گیریاشارهمی کنیم .
۱) اختلاف منظر ظاهری :
انگشتتان را مقبل خودبگیرید ،چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاهکنید حالاین کار ار با چشم چپ هم انجام دهید . در هر مورد پشت زمینه یانگشت شماتغییر می کند زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیلاختلاف منظریکه با هم دارند زمینه های متفاوت را به شما نشان می دهند . بااین روش میتوان با داشتن فاصله ی دو چشم از هم فاصله ی انگشت را محاسبهکرد.این روشکه اختلاف منظر نامیده می شود برای محاسبه ی فاصله ی اجرامنزدیک بسیارخوب و ساده است .(برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفادهمیشود.)برای محاسبه ی جابه جایی منظره ی پشت یک جرم از در دو نوبت کهمعمولادر طرفین مدار زمین است عکس می گیرند و جابه جایی زاویه ای آن را باحالتقبلی مقایسه کرده و بر حسب در جه قوسی بدست می آورند حال با استفادهازمعادله ی زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست میآورند(همانطورکه می دانید هر واحد نجومی [Au] برابر فاصله زمین تا خورشیدیا ۱۵۰میلیونکیلومتر است .):
۱(Au)/۲۰۶۲۶۵ d (Au) =P (arcsec)
کهطبق تعریفهر ۲۰۶۲۶۵ واحد نجومی را یک پارسک در نظر می گیرند و رابطه را بهصورت زیرمی نویسند.که با محاسبه P (جابه جایی ظاهری بر حسب ثانیه قوس dبدست میآید .
۱ / d (Pc) = P (arcsec)
با این روش بدلیل ناتوانیفقط میتوان تا ۱۰۰ پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به۱۰۰۰پارسک قابلتغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست ومعمولا در مورداندازه گیری درمنظومه شمسی خودمان استفاده می شود .
۲) اختلاف منظر طیفی :
ستارگانبراساس دمای سطحی اشانو شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می شوند که ایندستهبندی نوع طیف ستاره را مشخص می کند و با دانستن نوع طیف ستاره میتواناطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد . نموداری بهنامهرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری رابرحسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می کند . ازرویایننمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می توان درخشندگی مطلق هر ستارهرامشخص کرد با به دست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول سادهایکه در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله ی جرم محاسبه میشود.دراین فر مول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم لست که بوسیله فوتو متری ازرویزمین تعیین می شود.
به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصلهاستاختلاف منظر طیفی می گویند.این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازمبرایستارگان کم نور و دور دست محدودیت هایی دارد ولی بهتر از اختلافمنظرظاهری است زیرا تا حدود فاصله ی دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پرنورتعیین می کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است اما در مورد خوشه هاوکهکشان ها با توجه به کم نور بودن ستارگانشاناستفاده ار این روش دقتکمیدارد.
۳) استفاده از متغییر های قیفاووسی و ابر نو اختران:
متغییرهایقیفاووسی و ابر نو اختران از شاخص های اندازه گیری فاصله هستند زیراتناوبآنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد .متغییر های قیفاووسیمهمترینابزار برای محاسبه ی فاصله ی کهکشان ها هستند .
اخیرا ستارهشناسان بااستفاده از ابر نواختر های گروه I(a)میتوانند فاصلهی اجرامبسیار بسیار دوررا نیز بدست بیاورند.زیرا در خشندگی این ابر نو اختران بهقدری زیاد می شودکه می توان انها را از فواصل دور نیز رصد کرد.
برایمثال در سال ۱۹۹۲یک تیم از اختر شناسان از نتغییر های قیفاووسی یک کهکشانبه نام IC ۴۱۸۲برای تعیین فاصله ی آن از زمین اشتفاده کردند.انها برایاین منظور از تسکوپفضایی هابل بهره جستنددر ۲۰ نوبت جداگانه از ستارگانآن کهکشان عکس برداریکردند. با مقایسه ی عکس ها با یکدیگر آنها ۲۷ متغییررا در عکس ها شناساییکردند با رصد های متوالی از ان متغییر ها توانستندمنحنی نوری آنها را رسمکنند سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر رامورد بررسی قرار می دهند واز روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر راشناسایی می کنند.اگر مقدار اهنزیاد باشد متغییر I(a) است و کم باشد ازنوع II است .
از روی منحنینوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن رامحاسبه می کنندو دورهی تناوب آن رابدست می آورند.همان گونه که گفتیم دورهتناوب با درخشندگی متغییر ها رابطهی مستقیم دار د. این رابطه از روینمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدستمی آید .با قرار دادن دوره تناوبمتغغیر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن(IیاII)می توان در خشندگی مطلق آن رابدست اورد. از طرفی چون افزایشدرخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمیو(در پایه ی ۲.۵۴ ) تغییر میکند.به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق بهدرخشندگی خورشید می توان از رابطه یزیر قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد.
حالبا دانستن قدر مطلق از رابطه ی بالا و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوریبا استفاده از رایطه ی مودل فاصله ، فاصله بدست می آید.
m-M=distance modulus =۵ log d-۵
۴) استفاده از قانون هابل :
روشدیگربرایمحاسبه ی فاصله ی اجرام مخصو صا کهکشان ها استفاده از قانون هابلاست. دراین روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده میکنیم .
V=d*H
کهدرآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابتهابل است . برای محاسبه یفاصله ی کهکشان ها و اجرام دوردستسرعت شعاعی(_در راستای دید ) جرم رابوسیله ی انتقال به سرخ (red shift) ستاره ازروی طیف آن محاسبه می کنند.طبق پدیده ی انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظردور شود انتقال به سرخ و اگربه آن نزذیک شود انتقال به ابی صورت گرفته کهمقدار آن از رابطه زیر به دستمی آید. که در آن Z انتقال به سرخ ،لانداصفر طول موج طیف آزمیشگاهی ، ولاندا طول موج طیف گرفته شده از ستاره است.بوسیله ی رابطه ی زیر از رویانتقال به سرخ می توان سر عت را بدست آورد:
v=C*Z
حال با قرار دادن سرعت در رابطه ی هابل فاصله بدست می آید.
d=C*Z/H
البتهروشفوق دقت زیادی ندارد.دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابلاست.زیرا اینثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقداران تغییرمیکند هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلالبوجود میآورد.در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله ی اجراماستفاده ازابر نو اختر هاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقتخوبی محاسبه میکند .




منبع ۱ : allameyefarzane.persianblog.com
منبع ۲ : universe