[size=12]انجمن ستاره شناسی آبادان هم با تلاش بسیار آقای جعفری زاده راه افتاد. واقعاْ ازتون ممنونم آقای جعفری زاده. از اینکه این همه به فکر ستاره شناسی و ما هستید! . و از تمامی آبادانی های عزیز میخوام واسه عضویت در انجمن همه روزه ساعت 18 الی 21 به پژوهشسرای دانش آموزی بصیرت مراجعه کنند.[/size]

سلام. آقای جعفری زاده اگه میشه از مضرات نگاه کردن مستقیم به نور خورشید بنویسید تا منجمان عزیز و کسانی که تازه کار هستند بیشتر مراقب چشماشوان باشند. :wink:

دنباله دار یک جرم یخی است که غبار و گاز درون خود را بیرون می پاشد. بیشتر دنباله دارهایی که ما از زمین شاهد آنها هستیم در مدار بیضی شکل بزرگی به دور خورشید در گردشند. هر دنباله دار از یک هسته جامد، که توسط ابری به نام گیسو احاطه شده است، تشکیل می شود. دنباله دارها دارای یک یا دو دم نیز هستند. اغلب دنباله دارها آنقدر کوچک یا کم نورند که از زمین، بدون تلسکوپ دیده نمی شوند. با اینحال برخی از آنها تا هفته ها در آسمان با چشم غیر مسلح دیده می شوند. ما دنباله دارها را به دلیل گاز و غبار موجود در گیسو و همینطور بازتاب نور در قسمت دم آنها می بینیم. همچنین گازهای دنباله دارها انرژی را که از خورشید جذب کرده اند، پخش می کنند و این باعث درخشش آنها می گردد.

ستاره شناسان دنباله دارها را بر حسب زمانیکه برای یکبار گردش به دور خورشید در مدار خود صرف می کنند، طبقه بندی می نمایند. دنباله دارهای دوره کوتاه کمتر از ۲۰۰ سال زمان برای گردش در مدارشان نیاز دارند و دنباله دارهای دوره بلند بیش از ۲۰۰ سال زمان برای یکبار گردش خود به دور خورشید صرف می کنند.

ستاره شناسان در مورد دنباله دارها بر این باورند که آنها باقیمانده مجموعه ای از گاز، یخ، سنگ و غبارند که حدود ۶/۴ بیلیون سال پیش در منطقه بیرون سیارات شکل گرفتند. بعضی از دانشمندان معتقدند که تعدادی دنباله دار، آب و مولکولهای کربنی لازم برای تشکیل حیات در زمین را به این سیاره آورده اند.

قسمتهای مختلف یک دنباله دار

هسته دنباله دارها یک توپ از یخ و ذرات غبار سنگی است که شبیه به یک گلوله برفی کثیف می باشد. یخ هسته دنباله دار عمدتا از آب منجمد تشکیل شده است اما ممکن است مواد منجمد دیگری نظیر آمونیا، دی اکسید کربن، مونوکسید کربن و متان نیز در آن وجود داشته باشد. دانشمندان تصور می کنند که هسته برخی از دنباله دارها ترد و شکننده است، چراکه آنها شماری دنباله دار پیدا کرده اند که بدون هیچ دلیل واضحی خرد شده اند.

با نزدیک شدن دنباله دار به قسمتهای داخلی منظومه شمسی، گرمای خورشید منجر به تبخیر قسمتی از یخ موجود در سطح هسته دنباله دار شده و ذرات غبار و گاز با فشار از دنباله دار به فضا خارج می گردند و به این شکل قسمت گیسو را شکل می دهند. پرتوهای خورشید، ذرات غبار را از قسمت گیسو به بیرون هل می دهند. این ذرات سبب تشکیل دم غباری دنباله دار می شود. به طور همزمان، بادهای خورشیدی – که جریانی با سرعت بسیار زیاد از ذرات باردار الکتریکی می باشد – بخشی از گازهای دنباله دار را به یون (ذرات بار دار) تبدیل می کند. این یونها نیز به بیرون از گیسو جریان پیدا کرده و دم یونی را شکل می دهند. از آنجائیکه دمهای دنباله دارها توسط پرتوها و بادهای خورشیدی جارو زده می شوند، همیشه در جهت مخالف خورشید قرار می گیرند.

اینگونه تصور می شود که قطر هسته بیشتر دنباله دارها حدود ۱۶ کیلومتر یا کمتر است. قطر برخی از گیسوها می تواند به ۶/۱ میلیون کیلومتر برسد. برخی از دمها نیز در مسافتی معادل ۱۶۰ میلیون کیلومتر گسترده می شوند.

زندگی یک دنباله دار

دانشمندان فکر می کنند، دنباله دارهای دوره کوتاه از کمربند کویپر که در آنسوی مدار سیاره پلوتو قرار دارد، می آیند. کشش گرانشی سیارات خارجی منظومه شمسی می تواند بر این اجرام تاثیر گذاشته و آنها را به درون منظومه شمسی بکشاند. دنباله دارهای دوره بلند از ابر اورت می آیند. مجموعه ای از اجرام در فاصله ای هزار برابر فاصله پلوتو از خورشید که مانند کره ای منظومه شمسی را در بر گرفته است. فعل و انفعالات گرانشی ستارگان در حال گذر، باعث می شود که این اجرام یخی به درون منظومه شمسی راه یابند.

هر بار که یک دنباله دار وارد منظومه شمسی می شود، قسمتی از یخ و غبار خود را از دست می دهد. گاهی قسمتی از دنباله آنها پس از ورود به جو زمین به شکل شهاب سنگ درآمده و در اتمسفر زمین می سوزد. در نهایت بعضی از دنباله دارها همه یخ خود را از دست می دهند. آنها از هم می پاشند و تبدیل به ابری از غبار می شوند و یا به صورت اجرام غیر فعالی نظیر سنگهای آسمانی در می آیند.
مدارهای بلند بیضی شکل دنباله دارها می توانند از مدارهای تقریبا دایره ای سیارات عبور کنند. در نتیجه، گاهی دنباله دارها با سیارات و اقمار آنها برخورد میکنند. بسیاری از چاله های برخوردی در منظومه شمسی به دلیل برخورد همین دنباله دارها ایجاد شده اند.

مطالعه دنباله دارها

بسیاری از نکاتی که دانشمندان امروزه درباره دنباله دارها می دانند، از مطالعه گسترده دنباله دار هالی (Halley) که در سال ۱۹۸۶ از نزدیکی زمین گذر کرد، به دست آمده است. پنج فضاپیما در نزدیکی هالی قرار گرفتند و اطلاعاتی را در مورد شکل ظاهر و ترکیبات شیمیایی آن جمع آوری کردند. چندین کاوشگر نیز به قدری به آن نزدیک شدند که بتوانند هسته آن که به طور معمول با گیسو پوشانده شده بود را مورد بررسی قرار دهند. از اطلاعات به دست آمده مشخص شد که هسته هالی سیب زمینی شکل و حدود ۱۵ کیلومتر طول دارد. این هسته به طور مساوی متشکل از یخ و غبار بود. حدود ۸۰ درصد از بخش یخی آن آب منجمد و ۱۵ درصد از آن مونوکسید کربن منجمد بود. ۵ درصد باقیمانده نیز شامل دی اکسید کربن منجمد، متان و آمونیا می شد. دانشمندان معتقدند که دیگر دنباله دارها از نظر شیمیایی شبیه به هالی می باشند.

دانشمندان به طور غیر منتظره ای متوجه شدند که رنگ هسته دنباله دار هالی، سیاه و کاملا تیره است. آنها فهمیدند که هسته یخی این دنباله دار و یا شاید اغلب دنباله دارها، با پوسته سیاهی از غبار و سنگ پوشیده شده است. این دنباله دارها تنها زمانی گازهای درون خود را با فشار خارج می کنند که سوراخهای موجود در این پوسته سیاه به سمت خورشید قرار گیرد.

دنباله دار دیگری که توسط دوربینهای فضاپیما مشاهده شده، دنباله دار برلی (Borrelly) است. فضاپیمای “اعماق فضای ۱″ در سال ۲۰۰۱، هسته برلی را که تقریبا نصف هسته هالی است مشاهده کرد. هسته این دنباله دار نیز به شکل سیب زمینی است و دارای پوسته ای سیاه می باشد. مانند هالی، این دنباله دار نیز تنها زمانی گازهای درون خود را بیرون می ریزد که سوراخهای پوسته آن رو به خورشید قرار گرفته باشند.

در سال ۱۹۹۴، ستاره شناسان دنباله داری به نام شومیکر-لوی ۹ (Shoemaker-Levy ۹) که تکه تکه شده بود و با سیاره مشتری برخورد نمود را مشاهده کردند. یکی از فعالترین دنباله دارهای ۴۰۰ سال اخیر، هال – باپ (Hale-Bopp) نام دارد که در سال ۱۹۹۷، از فاصله ۱۹۷ میلیون کیلومتری زمین گذر کرد. البته این برای یک دنباله دار فاصله کمی نیست اما به دلیل هسته غیر عادی و بسیار درخشان، این دنباله دار با چشم غیر مسلح نیز قابل رصد بود. تخمین زده شده است که قطر هسته آن بین ۴۰ تا ۵۰ کیلومتر بوده است.

در سال ۲۰۰۴، فضاپیمای آمریکایی غبار ستاره (Stardust) به نزدیک هسته دنباله دار وایلد۲ (Wild ۲) رفت و اطلاعاتی را از گیسوی این دنباله دار جمع آوری نمود. همچنین در همان سال، آژانس فضایی اروپا فضاپیمای رزتا (Rosetta) را که قرار است در سال ۲۰۱۴ به مدار دنباله دار چاریومف- گراسیمنکو (Churyumov-Gerasimenko) برسد، ارسال کرد. رزتا یک کاوشگر کوچک با خود حمل می کند که برای فرود در هسته این دنباله دار طراحی شده است

مقدمه
همه اجرام آسمانی مقداری اشعه مادون قرمز ساطع می‌کنند. بخار آب بخشهای تحتانی جو این اشعه را حذب می‌کند، بنابراین برای یافتن آن ، باید تلسکوپها در ارتفاعات بر روی ماهواره‌ها نصب شوند. ستاره شناسان می‌توانند با سنجش اشعه مادون قرمز ، اجرامی را مشاهده کنند که ابرهای متراکم غبار نظیر سحابی جبار که محل تولد ستارگان است، آنها را احاطه کرده اند. آنها همچنین می‌توانند حلقه‌های گازی پیرامون ستارگان که محل تشکیل سیارات هستند را رصد کنند.

مشاهده اشعه مادون قرمز
ماهواره ستاره شناسی با اشعه مادون
قرمز (ایراس) در سال
1983 پرتاب شد و بیش از 200
هزار منبع را برای این اشعه کشف نمود.


ستاره شناسی مادون قرمز هنوز عصر طلایی خود را می‌گذراند و در کارآیی هزینه‌های صرف شده با تمام شاخه‌های دیگر ستاره شناسی ، رقابت می‌کند. علاقه و اهمیت به آن از هزینه‌های نسبتا کم آن ناشی می‌شود. مادون قرمز در حوزه گسترده‌ای از حدود 3X1011 سیکل بر ثانیه در سمت فرکانسهای پایین ، تا حدود 3.75X1014 سیکل بر ثانیه در طرف فرکانسهای بالا گسترده است. تابش مادون قرمز در قسمت اعظم این پهنه نمی‌تواند آزادانه به جو زمین نفوذ کند. لیکن چند نوار فرکانس محدود که به پنجره معروفند وجود دارد که از آن طریق تابش نسبتا به راحتی نفوذ می‌کند.

ستاره شناسان نامهای Q , Z , N , M , L , K , H را به این نوارها نسبت می‌دهند. مدتها قبل دبیلو - هرشل (W. Herschel) ثابت کرد که حرارت واقعا شکلی از تابش است. هرشل فقط یک آشکار ساز بسیار ابتدایی برای اینگونه تابشهای مادون قرمز در اختیار داشت، یعنی یک دماسنج ساده.

آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز
تا دو دهه اخیر ، پیشرفت زیادی در ستاره شناسی مادون قرمز حاصل نشده بود، زیرا تا قبل از پیشرفت الکترونیک جدید (پی آمد کاربرد عملی ایده‌های مکانیک کوانتومی) هیچ روش مناسبی برای آشکار سازی و اندازه گیری تابش مادون قرمز در دسترس نبود. تأثیر تابش مادون قرمز به بلورها ، عنوان روش جدیدی برای آشکار سازی مادون قرمز می‌باشد. وقتی بلورها حرارت ببینند همواره خواص فیزیکی آنها تا حدودی تغییر می‌کند. مسأله در آشکار سازی تابش مادون قرمز ، یافتن بلور ویژه‌ای است که خواص الکتریکی آن ، بصورت بسیار حساس ، حتی به ازای حرارت بسیار کم تغییر کند. تا کنون هیچ بلور تکی که قادر به کار در تمام حوزه طول موجهای مادون قرمز باشد یافت نشده است.

برتری ستاره شناسی مادون قرمز
ستاره شناسان مادون قرمز ، چند برتری غیر قابل رقابت بر ستاره شناسان در رشته‌های دیگر دارند. از آنجا که طول موجهای تابش مادون قرمز بلندتر از تابش نور مرئی هستند، لزومی ندارد کمه دقت تلسکوپهای آنها ، در حد دقت بالای تلسکوپهای ستاره شناسی باشد که با نور مرئی کار می‌کنند و نور خورشید که توسط جو زمین پراکنده می‌شود، آنقدر بر مشاهده آنها اثر نمی‌گذارد که بر نورهای مرئی. از این رو ستاره شناسان مادون قرمز ، اغلب می‌توانند هم در مدت روز و هم در طول شب ، مشاهدات سودمندی انجام دهند.

در مقابل مزایای فوق ، این عیب وجود دارد که بلورها باید در دمای بسیار پایینی نگه داشته شوند تا برای کار ، حساسیت کافی داشته باشند. مسأله دیگری که برای ستاره شناسان مادون قرمز پیش می‌آید و آن اینکه گازهای جو ، خود تابش مادون قرمز گسیل می‌کنند، هم در شب و هم در روز. این تابش که از جو زمین می‌رسد، به تلسکوپ وارد می‌شود و در گرم کردن بلور آشکار ساز نقش دارد و از این طریق یک علامت ناخواسته بوجود می‌آید. برای به حداقل رساندن این مشکل تلسکوپها را بر فراز کوههای مرتفع قرار داده تا مقداری از جو (بویژه مقدار بخار آب آن) که در بالا تلسکوپها قرار می‌گیرد، کاهش یابد. تابش مادون قرمز رسیده از آسمان ، تماما یکنواخت نیست و گرادیان درخشندگی آسمان موجب دشواریهایی می‌شود.


تولد ستارگان
این تصویر اشعه مادون قرمز
بخشی از سحابی حمال
را نشان می‌دهد که تعدادی
ستاره تازه در آن متولد می‌شوند.


ستاره شناسی مادون قرمز و حضور ستارگان جدید الورود
فهرستی از 5612 منبع تابش مادون قرمز که در سال 1969 میلادی از سوی لایتون و نیوگبار به چاپ رسیده موجب تعجب اکثر ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون ستاره شناسان شد. این بررسی توسط تلسکوپی (مادون قرمز) که خودشان ساخته بودند و در طول موج 2.2 میکرون کار می‌کرد انجام شد. ستاره شناسان انتظار داشتند که در این بررسی ، تعدادی ستاره بسیار سرخ را شامل باشد، اما در عمل ، منابع به هیچ جسم مرئی ارتباطی نداشتند.

نخست گمان می‌رفت که منابع ابرهایی از گاز و غبارند که از راه متراکم شدن ، یعنی از طریق فشرده شدن از طریق گرانش تا دماهایی حدود K500 گرم شده‌اند، لیکن بزودی روشن شد که انرژی موجود در تعداد زیادی از این قبیل اجسام ، بسیار زیادتر از آن است که گرم شدن ابرها بتواند منشأ رانش داشته باشد. تنها اجسامی که دسترسی به انرژی هسته‌ای دارند می‌توانند به اندازه بسیاری از منابع تابش مادون قرمز که توسط لایتون و نیوگباور کشف شدند، با سخاوت هر چه تمامتر انرژی گسیل کنند. پر انرژی این منابع ابری ، ‌تابندگیهای مادون قرمز از مرتبه یک میلیون بار بزرگتر از انرژی خروجی یک ستاره نوعی مانند خورشید را دارا هستند. یعنی یک چیز بسیار استثنایی و غیر معمول کشف شده بود.

گسیلهای مادون قرمز کهکشانها شباهتهای به گسیل امواج از کهکشانهای رادیویی دارند
کهکشانهایی که گسیل کنندگان بسیار قوی امواج رادیویی هستند، گسیل کنندگان قوی تابش مادون قرمز نیز هستند. درست همانگونه که منطقه گسیل شدید امواج رادیویی ، دسته‌های مرکزی کهکشانهای رادیویی هستند، گسیل مادون قرمز قوی نیز از یک هسته مرکزی کوچک می‌آید. تابش مادون قرمز ممکن است با فرآیند سنکروترون که به گسیل شدید کهکشانهای رادیویی منجر می‌شود، تولید شود. این یک خصوصیت فرآیند سنکروتون است که محدوده گسترده‌ای ار فرکانسها را تولید می‌کند و در اجسامی همچون سحابی خرچنگ از امواج رادیویی یا فرکانس کم تا نور مرئی و پرتوهای ایکس و گاما که فرکانس بالاتری دارند ادامه می‌یابد.

هسته‌های مادون قرمز مرکزی در مقایسه با اندازه خود کهکشانها بسیار کوچک هستند، اما از هسته‌های رادیویی بسیار بزرگترند. در حالی که هسته‌های رادیویی حداکثر فقط چند سال نوری قطر داشتند، قطر هسته‌های مادون قرمز حدود 200 سال نوری بود.

سهم غبار در گسیل مادون قرمز
تابش گرم می‌تواند ناشی از ذرات ریز غبار باشد که در هسته‌های مرکز کهکشانها بطور چگال متمرکزند. یک استدلال بر علیه پیشنهاد فوق این بود که گسیل مادون قرمز نیز مانند گسیل نور از اجسام شبه ستاره‌ای از لحاظ زمانی متغیر است. یک ابر غبار به قطر 200 سال نوری قطعا نمی‌توانست آن تغییر پذیری را که ادعا می‌شد کهکشانهای مادون قرمز دارا می‌باشند از خود نشان دهد. با تحقیقاتی که انجام شد تردیدی جدی نسبت به این این تغییر پذیری فرضی زمانی برانگیخت و اکنون عموما گمان می‌رود که غبار واقعا محکمترین مولد تابش مادون قرمزی است که از کهکشانها به ما می‌رسد.

احتمال دارد که در اینجا نیز تابش سنکروترون دخالت داشته باشد، ولی بطور مستقیم و غبار در هسته‌های مرکزی کهکشانها هم نورمرئی و هم فرکانسهای بالاتر را که ممکن است توسط فرآیند سنکروترون در خود مرکز کهکشانها تولید شود، جذب کنند. غبار ، فقط فرکاسنهای بالاتر را به تابش مادون قرمز تنزل داده و آنرا گسیل می‌دارد و ستاره شناسان مادون قرمز همین تابش را مشاده می‌کنند.

کاربردهای ستاره شناسی مادون قرمز
ستاره شناسی مادون قرمز ، هم در اجسام کوچک (سیارکها) و هم در اجسام بزرگ (کهکشانها) کاربرد دارد. از بسیار بزرگها به بسیار کوچکها ، از کهکشانها به سیارکها. سیارکها اجسام کوچکی هستند که مانند سیارات به دور خورشید حرکت می‌کنند و به این دلیل اغلب با نام سیاره‌های خرد از آنها یاد می‌شود. بیشتر آنها در منطقه‌ای بین مریخ و مشتری قرار دارند و اندازه‌های آنها بین چند متر تا صد کیلومتر متغیر است. مسأله مورد بحث تعیین قطر سیارکهای بزرگ بود، انجام این کار با روشهای نوری بسیار دشوار بود، زیرا حتی سیارکهای بزرگ نیز در تلسکوپ نور بصورت یک قرص کوچک دیده می‌شوند و ... .

با استفاده از داده‌های مربوط به ستاره شناسی مرئی و مادون قرمز و نتایج حاصل از آنها می‌توانند رابطه بین قطر سیارکها و همچنین کسری از نور تابی به آنها از خورشید (ضریب بازتاب) را پیدا و هر مؤلفه را بصورت مجزا بدست آورند. قطرهای مادون قرمز جدیدی که بدست می‌آیند اثر جالبی بر چگالهایی که برای سیارکها محاسبه می‌شوند، و واقعیتها روشنتر می‌شوند.

تعداد آسمانها
از قرنهای چهارم تا ششم پیش از میلاد مسیح ، اخترشناسان یونانی پی بردند که باید بیشتر از یک سایبان (آسمان) وجود داشته باشد. چون اوضاع نسبی ستارگان ثابت ، که حول زمین حرکت می‌کنند، ظاهرا تغییری نمی‌کند، اما اوضاع نسبی خورشید ، ماه و پنج جسم درخشان ستاره مانند که امروزه سیارات عطارد ، زهره ، مریخ ، مشتری و زحل می‌گویند) تغییر می‌کنند. در قرآن مجید نیز ، جایی که صحبت از حقیقت آسمان می‌کند، لفظ آسمان های هفتگانه بکار برده می‌شود.

روشهای مختلف اندازه گیری فواصل کیهانی
در حدود صد و پنجاه سال پیش از میلاد ، هیپارکوس (Hyparchus) ، فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین بدست آورد. وی روشی را بکار برد که یک قرن پیش از او ، بوسیله جسورترین اخترشناس یونانی آریستارکوس (Aristarchus) ، پیشنهاد شده بود. آریستاکوس متوجه شده بود که انحنای سایه زمین ، وقتی که از ماه می‌گذرد، باید ابعاد نسبی زمین تا ماه را نشان دهد. با پذیرش این نظر و به کمک روشهای هندسی می‌توان فاصله زمین تا ماه را بر حسب قطر زمین محاسبه کرد.

برای تعیین فاصله خورشید نیز ، آریستاکوس ، یک روش هندسی را بکار برد که از نظر تئوری درست بود. اما نیاز به اندازه گیری زاویه‌هایی چنان کوچک داشت که جز با استفاده از وسایل امروزی ممکن نبود. هر چند که ارقام وی درست نبود، اما او نتیجه گرفت که خورشید حداقل باید هفت برابر بزرگتر از زمین باشد و لذا گردش خورشید به دور زمین که در آن زمان رایج بود، غیر منطقی دانست.

اختر شناسان بعدی حرکات اجرام آسمانی را بر مبنای این نظریه مورد مطالعه قرار دادند که زمین ساکن است و در مرکز عالم قرار دارد. نفوذ و سلطه این نظریه تا سال 1543 ، یعنی تا زمانی که کوپرنیک (Nicilaus Copernicus) کتاب خود را منتشر کرد و با پذیرش عقیده آریستاکوس ، زمین را برای همیشه از مرکز جهان بودن بیرون راند، حاکم بود.

یکی دیگر از روشهایی که با آن می‌توان فاصله‌های کیهانی را محاسبه کرد، استفاده از روش پارالاکس (Paralax) است.

روش دیگر استفاده از مثلثات است. بطلیموس با استفاده از مثلثات توانست فاصله راه را از روی پارالاکس آن تعیین کند و نتیجه‌اش با رقم پیشین ، که بوسیله هیپارکوس بدست آمده بود، تطبیق می‌کرد.

البته امروزه روشهای مختلف دیگری که خیلی دقیقتر از روشهای فوق است، فاصله خورشید از زمین بطور متوسط تقریبا ، برابر 5‚149 میلیون کیلومتر است. این فاصله متوسط را واحد ستاره شناسیی (با علامت اختصاری A.U) می‌نامند و فاصله‌های دیگر منظومه شمسی را با این واحد می‌سنجند.
سیر تحولی و رشد
با گسترش روز افزون علم و ساخت تلسکوپهای دقیق ، دانشمندان ، در اندازه گیری ابعاد جهان روز به روز به نتایج جدیدتری نائل می‌شدند. با ساخته شدن و گسترش این وسایل اندازه گیری ، دید بشر نسبت به جهان نیز تغییر یافت. به عنوان مثال با چشم غیر مسلح تقریبا می‌توانیم در حدود 6 هزار ستاره را ببینیم، اما اختراع تلسکوپ ناگهان آشکار کرد که این فقط جزیی از جهان است.

هر چند با بوجود آمدن وسایل دقیق اندازه گیری ، دانش نیز نسبت به جهان هستی ، گسترش پیدا می‌کرد، اما نظریه‌های مختلفی توسط دانشمندان ارائه می‌گردد. از جمله دانشمندانی که نسبت به ارایه این نظریه‌ها اقدام کردند می‌توان به ویلیام هرشل (Wiliam Herschel) ، اختر شناس آلمانی الاصل انگلیسی یا کوبوس کورنلیس کاپیتن (Jacobus cornelis kapteyn) ، اخترشناس هلندی ، شارل مسیر (Charles Messier) و هابل و … اشاره کرد.

پایان جهان کجاست؟
سرانجام بعد از تحقیقات گسترده توسط پیچیده‌ترین تلسکوپها ، دانشمندان دریافتند که:


غیر از کهکشان ما ، کهکشانهای دیگری نیز وجود دارد.
کهکشانهایی وجود دارند که جرم آنها بیشتر از کهکشان ماست.
بر اساس مقیاس جدید فاصله‌ها ، سن زمین حد اقل 5 میلیارد سال است و این حد با حدسیات زمین شناسان در مورد سن زمین مطابقت دارد.

همچنین تلسکوپهای جدید وجود خوشه‌های کهکشانی را نشان می‌دهد. کهکشان ما نیز ظاهرا جزیی از یک خوشه محلی است که شامل ابرهای ماژلان ، کهکشان امرأة المسلسله و سه‌ها ، کهکشان کوچک نزدیک آن و چند کهکشان کوچک دیگر هست که روی هم رفته نوزده عضو را تشکیل می‌دهند.

اگر کهکشانها خوشه ها را و خوشه‌ها نیز خوشه‌های بزرگتری را تشکیل می‌دهند، آیا می‌توان گفت که جهان و به تبع آن فضا ، تا بینهایت گسترده شده است؟ یا اینکه چرا برای جهان و چه برای فضا انتهایی وجود ندارد؟ در هر حال ، دانشمندان با وجود اینکه با تخمین می‌توانند تا فاصله 9 میلیارد سال نوری ، چیزهایی را تشخیص دهند، ولی هنوز هم نشانه‌ای از پایان جهان پیدا نکرده‌اند.

رادیوتلسکوپها همانند دستگاه‌های رادیویی معمولی که در تمام منازل یافت می‌شود، کار می‌کنند. اما میان این دو وسیله، دو تفاوت عمده وجود دارد. اول امواجی که رادیو‌تلسکوپها مجبور به آشکار سازی آنها هستند، بسیار ضعیف بوده و دوم رادیوتلسکوپها باید تمام سیگنالهای دریافتی را برای آنالیزهای بعدی ذخیره نمایند. از نظر ساختمانی، یک رادیوتلسکوپ را می‌توان به هشت قسمت اصلی و مهم زیر تقسیم‌بندی نمود:


1. آنتن
2. پیش تقویت کننده یا آمپلی‌فایر اولیه
3. مخلوط کننده
4. نوسان ساز
5. تقویت کننده موج متوسط یا آی‌اِف
6. آشکارساز مجذوری
7. تقویت کننده DC
8. ابزار ضبط اطلاعات


... آنتن
در عالم الکترونیک، آنتن به سیستمی مشتمل بر سیمها و یا سایر اجسام هادی گفته می‌شود که جهت ارسال و یا دریافت امواج رادیویی یا سایر طول موجهای امواج الکترومغناطیسی به کار می‌روند. این ایده اولین بار توسط گاگلیلمو مارکونی در سال 1897 ارائه شد.
در یک آنتن فرستنده، سیگنالهای رسیده از مدار الکتریکی باعث نوسان الکترونها در آنتن می‌شوند. حرکت بار الکتریکی باعث تولید میدان الکترومغناطیسی در اطراف خود شده و این میدان به نوبه خود امواج الکترومغناطیسی را در جهت خاصی که به طراحی آنتن بستگی دارد پخش می‌کند. برای مثال آنتن ایستگاه‌های رادیویی به گونه‌ای طراحی می‌شوند تا امواج را در تمام جهات به طور یکسان پخش نمایند اما از آن سو آنتن‌های یک دستگاه رادار امواج را در جهت خاصی منتشر می‌نماید.
در آنتنهای گیرنده، مسیر بر عکسی برای تولید جریان در مدار آنتن طی می‌شود. ابتدا امواج الکترومغناطیسی به گونه‌ای باعث تحریک الکترونها می‌شوند که جریان القایی در مدار آنتن تولید می‌گردد، سپس این جریان در مدارهای الکتریکی خاصی تقویت و فیلتر ‌شده و در نهایت اطلاعات آن استخراج می‌شود.
در رادیو تلسکوپها و یا در تلسکوپهای راداری، معمولا از آنتن‌های بشقابی برای دریافت امواج استفاده می‌کنند. آنتن رادیوتلسکوپها آشکارترین بخش آن هستند. آنها موظفند امواج رادیویی فوق‌العاده ضعیفی را که از اعماق فضا به زمین می‌رسد جمع‌آوری نمایند. اغلب این آنتن‌ها بسیار بزرگ هستند تا تلسکوپ قادر به نگاه دقیقتر و عمیقتری به فضا باشد.


... پیش‌ تقویت کننده
سیگنالهای رادیویی گسیل شده از فضا بسیار ضعیف هستند. ضعف این سیگنالها زمانی بیشتر نمایان می‌شود که بدانیم اگر تمامی انرژی حاصل از دریافت این سیگنالها را از ابتدای تاریخ مشاهده فضا با تلسکوپهای رادیویی، با هم جمع کنیم به سختی قادر به آتش زدن یک چوب کبریت خواهیم شد. متوسط انرژی سیگنالهای رادیویی که از فضا دریافت می‌شوند در حدود 5-10*2 وات می‌باشد.
برای اندازه‌گیری و مشاهده چنین سیگنال ضعیفی باید آنچه را که دریافت می‌کنیم میلیونها بار تقویت نماییم. اما مشکل زمانی خود را نشان می‌دهد که بدانیم ابزارهای الکتریکی که در رادیوتلسکوپها مورد استفاده قرار می‌گیرند، در زمان عملکرد نویزهای ضعیف و قوی فراوانی تولید می‌کنند. اگر قادر به تشخیص و حذف این اغتشاشات نباشیم، در فرآیند تقویت امواج، آنها نیز به شدت تقویت می‌شوند و امواج ضعیف دریافتی در پس امواج قوی اغتشاشی ناپدید می‌گردند.
نقش پیش تقویت کننده‌ها تقویت محدوده خاصی از امواج به گونه‌ای است که کمترین اغتشاش را به آنها وارد کند. به همین دلیل اغلب، این تقویت کننده را تقویت کننده کم اغتشاش می‌نامند.
برای کاهش اغتشاشات، معمولا از ترانزیستورهای بسیار ویژه‌ای در این تقویت کننده‌ها استفاده می‌شود و در ضمن، با سرد کردن آنها تا دماهای نزدیک به صفر مطلق، سعی می‌کنند تا جاییکه امکان دارد اغتشاشات کمتری تولید شود.


... مخلوط کننده
وظیفه مخلوط کننده کاهش و تغییر فرکانس سیگنالهای دریافتی از پیش‌تقویت کننده می‌باشد. این کار به دو دلیل انجام می‌گیرد. اول اینکه از نظر تکنولوژیکی، ساخت تقویت کننده‌ها، فیلترها و سایر قطعات الکترونیکی که قادر به کار با امواج فرکانس بالا باشند، سخت و گران است. دوم اینکه اگر ما تمام تقویتها را با فرکانسی که دریافت می‌کنیم انجام دهیم، امکان بازگشت امواج به آنتن و تولید پس‌خور به شدت افزایش خواهد یافت. این اثر مشابه حالتی است که یک سخنران میکروفن را بسیار نزدیک به دهان نگه دارد.
برای انجام این کار مخلوط‌کننده موظف است تا سیگنالهای دریافتی از پیش‌تقویت‌کننده را روی سیگنالهایی با طول موج بالا و فرکانس پایین که از دستگاه نوسان ساز دریافت می‌کند، سوار نماید. این کار در مخلوط‌کننده به دو شکل و همزمان صورت می‌گیرد به این معنی که مخلوط‌کننده دو موج خروجی دارد که یکی حاصل جمع دو ورودی و دیگری حاصل تفریق آنها است. با گذراندن این دو خروجی از یک فیلتر، هرکدام که فرکانس کمتری داشت، انتخاب شده و به عنوان سیگنال ورودی به تقویت‌کننده آی‌اِف ‌فرستاده خواهد ‌شد.


... نوسان‌ساز
اکثر رادیو‌تلسکوپها از نوسان‌سازهای کوارتزی استفاده می‌کنند. مزیت عمده استفاده از کریستالهای کوارتز در تولید نوسان، پایداری خوب و اغتشاش کم در خروجی آنها است. از آنجایی‌که طبیعت رادیو‌تلسکوپها اقتضا می‌کند تا در باند پهنی از امواج عمل نمایند، اغتشاش اندکی در نوسان تولیدی، قابل اغماض می‌باشد .اگرچه اغتشاشات آنقدر بزرگ نیستند که تولید مزاحمت نمایند اما باید مراقب بود که این اغتشاشات، نویزهای طبیعی سیستم را تشدید ننمایند، چراکه در آن صورت سیگنالهای خروجی تلسکوپ تغییر خواهد کرد و اغتشاشات همانند دریافت واقعی تفسیر خواهند شد.


... تقویت کننده آی‌اِف
در یک تقویت کننده موج متوسط با استفاده از فیلترهای مخصوصی، تنها به محدوده‌ای خاص از امواج اجازه عبور می‌دهند. اگرچه محدودیتی در انتخاب فرکانس کاری تقویت‌کنندهای آی‌اِف وجود ندارد اما معمولا فرکانسهای 70، 45، 4/21 و 7/10 مگاهرتز در آنها به عنوان فرکانس کاری در نظر گرفته می‌شود. با این کار فرکانسهای زائد حذف شده و محدوده خاصی که مورد نظر است به شدت تقویت و آشکار می‌شود.
در رادیوهای رایج، مداری وجود دارد که به مجموعه آن کنترل خودکار بهره می‌گویند. این مدار برای دریافت صدایی واضحتر و شفافتر، تغییرات اندک و ناچیز در قدرت سیگنالهای دریافتی راحذف می‌کند. در رصد رادیویی این تغییرات اندک و جزئی دقیقا همان چیزی است که ناظران به دنبال آن هستند. بنابراین زمانی که از رادیوهای معمولی برای رصدهای رادیویی استفاده می‌گردد، این مدار را باید از کار انداخت.


... آشکارسازهای مجذوری
اگر فرکانس خروجی تقویت‌کننده آی‌اِف را به یک ولت‌سنج جریان مستقیم وصل کنیم، صفحه نمایشگر مقدار صفر را نشان خواهد داد. این امر به دلیل ماهیت نوسانی فرکانس است که زمانی بیش از صفر و زمانی کمتر از صفر است.
برای اینکه قادر باشیم تعریف خوب و قابل درکی از انرژی دریافتی از آسمان ارائه دهیم، معمولاً از قطعه ساده‌ای برای هم علامت کردن و یا حذف قسمت منفی موج استفاده می‌کنیم. در اکثر رادیوتلسکوپها این قطعه ساده که یک دیود معمولی است، فقط به جریانهایی با ولتاژ مثبت اجازه عبور می‌دهد. به این ترتیب ولتاژی که ولت‌سنج نشان می‌دهد برابر با جذر ولتاژ ورودی است.


... تقویت کننده جریان مستقیم
در طی فرآیند مستقیم‌سازی ولتاژ و همچنین قبل از آن، مقادیر زیادی اغتشاش ناشی از عملکرد ابزارهای الکترونیکی به موج اصلی اضافه می‌شود. از آنجایی‌که قدرت امواج دریافت شده از فضا بسیار ضعیف است، در لوای اغتشاشات هر چند کوچک پنهان خواهد شد.
برای کم‌رنگ کردن این موضوع معمولا از انتگرالگیرهایی با پله زمانی معلوم استفاده می‌کنند. این امر باعث می‌شود که قله‌های بسیار بزرگ اغتشاشات روی سطح ملایم موج اصلی سرشکن شود و تنها اندکی قدرت موج دریافتی را تغییر دهد.


... ابزارهای ذخیره اطلاعات
اطلاعات به دست آمده بعد از این همه فرآیند و آنالیز، بسیار ارزشمند بوده و باید در جایی ذخیره شوند. این اطلاعات که معمولا ماتریس دو ستونه‌ای از ولتاژ بر حسب زمان هستند را در قدیم توسط قلمهای خودکار و بر روی کاغذهای بسیار طویل به شکل نمودار ذخیره می‌کردند. امروزه این روش تقریبا منسوخ شده و اطلاعات بعد از تبدیل به سیگنالهای دیجیتال در یک کامپیوتر ذخیره و نگهداری می‌شوند.
اطلاعات ذخیره شده معمولا عبارتند از ولتاژ، پله زمانی دریافت، زمان دقیق ثبت اطلاعات و در نهایت دما. دمای محیط و سیستم در آنالیز اطلاعات ذخیره شده بسیار مهم است چون همانطور که تا به حال توضیح داده شد، دما نقش زیادی در تولید اغتشاشات الکتریکی دارد.



حاصل نگریستن به آسمان با یک رادیوتلسکوپ، عددی است که نماینده قدرت امواج دریافتی از آن محدوده می‌باشد. اگر زاویه دید رادیو تلسکوپ مورد استفاده 1 درجه باشد، با هر بار رصد مقدار عددی ولتاژی را به دست می‌آوریم که متناظر با قدرت امواج رادیویی گسیل شده از آن منطقه است. حال می‌توان با چرخاندن رادیوتلسکوپ و دریافت اطلاعات سایر نقاط در آن حوالی، نقشه رادیویی منطقه‌ای از آسمان را تهیه کرد. این نقشه رادیویی، ماتریسی از اعداد است که با توجه به زاویه دید تلسکوپ، وسعت مشخصی از فضا را در بر می‌گیرد. هر قدر زاویه دید تلسکوپ کوچکتر باشد، قدرت تفکیک تصاویر حاصل از آن افزایش می‌یابد. جدول زیر نمونه‌ای از اطلاعات ذخیره شده از آسمان را نمایش می‌دهد که می‌تواند یک کهکشان دوردست باشد:


0 0 0 0 0 0 0
0 0 0 1 0 0 0
0 0 1 2 1 0 0
0 1 2 3 1 1 0
0 1 2 4 2 1 0
0 1 3 5 3 2 1
0 1 2 5 4 2 1
0 1 2 4 5 4 1
0 1 2 3 4 3 2
0 1 2 2 3 2 1
0 1 2 2 2 2 1
0 1 1 1 2 1 0
0 0 1 1 2 1 0
0 0 0 1 1 0 0
0 0 0 0 1 0 0
0 0 0 0 0 0 0
نمایش عددی یک چشمه رادیویی توسط ماتریسی از اعداد

از سایت دانش فضایی

بهتون توصیه می کنم شهاب باران برساوشی که تو همین ماه مارو دعوت می کنه که پی به زیبایی های آسمون مرموز شب ببریم روفراموش نکنید.بهتون قول میدم تجربه ی شیرینی خواهد بود.

سلام
من می خوام یک تلسکوپ بخرم. تو اینترنت که گشتم سه تا دیدم که به بودجه ی مالی من می خوردند. البته بگم که من تازه کارم!
1. تلسکوپ 70 میلی‌متر شکستی لوله کوتاه با پایه AZ3(تومان 185000)
2. بازتابی TAL-120 (تومان 220000)
3. شکستی 8 سانتی(195.000 تومان)
به نظر شما من کدوما رو بگیرم بهتره؟ راهنماییم کنید!
ممنون

سلام
به دوستان من یک سوالی داشتم اگر جواب بدید ممنون می شوم

می خواستم بدونم یک چشمی 2 اینچ و 35 میلی متر بدرد 10 اینچی دابسونی می خوره یا اصلا به خود تلسکوپ می خوره یا نه ؟

در این بخش هر کس هر مطلب مفید، خبر ، سوال و ... در مورد المپیاد ستاره شناسی داره قرار بده تا شما از دیگران ودیگران از اطلاعات شما استفاده کنند