نجوم

اجرام مسیه صورت فلکی قوس (M8)

صورت فلکی قوس

اجرام مسیه

M8: آن را به عنوان سحابی مرداب هم می شناسند. سحابی مرداب ابر گازی زیبایی است 

که توسط ستاره هایی با قدر 5.9 روشن می شود.

این سحابی در حدود 150 سال نوری قطر و 5.200 سال نوری از زمین فاصله دارد.

در پست های بعد دیگر اجرام مسیه صورت فلکی قوس را برایتان معرفی می کنم.

+ نوشته شده در  ساعت   توسط babak safari  | 

انواغ ستارگان

رده‌هاي طيفي ستارگان

اختر شناسان از طریق طیف نگاری اطلاعات زیادی را درباره ی نوع تركیب ستارگان می توانند در اختیا ما قرار دهند .معمولا طیف یك ستاره شبیه به رنگین كمان است .دانشمند آلمانی بنام فران هوفر در سال 1814 م . برای نخستین بار متوجه این خطوط گردید اما نخستین شخصی كه در سال 1859 م. درباره به وجود آ مدن این خطوط توضیح داد كریشهف بود. كریشهف 3 قانون طیف نگاری مطرح كرد. قانون 1: اجسام یا گازهای داغ و فروزان تحت فشار زیاد طیف پیوسته ای صادر می كنند .قانون 2:یك گاز فروزان تحت فشار اندك طیف گسسته بیرون میدهدكه متشكل از خطوط روشن باطول موج معین است.قانون 3:اگر یك طیف پیوسته را از میان یك گاز نادر عبور دهید خطوطی سیاه رنگ در طیف ظاهر میشود.این خطوط با همان طول موجی ظاهر خواهند شد كه آن گاز كمیاب اگر داغ میشد همان نور را از خود گسیل میداد. یك ستاره دارای همان تركیبی است كه خورشید از آن ساخته شده است.سطح مریی كه ما مشاهده میكنیم داغ و فروزان است پس طیفی پیوسته بیرون میدهد.در بالای این سطح مریی (شبه سپهر)لایه ای نازكتر و سردتر است بنام رنگین سپهر.نور حاصل از شبه سپهر از میان این لایه عبور می كند .بعضی از این نورها كه دارای طول موج معینی هستند جذب این لایه می گردند.خطوط سیاه رنگ در طیف خورشید نتیجه ی نورهای جذب شده بوسیله ی این لایه است. به نظر می رسد تمام مواد موجود در جهان از 92 عنصر اصلی درست شده باشند و هر عنصری خطوط جذب خاص خودش را در طیف یك ستاره ارائه میدهد.با مطالعه ی این خطوط میتوان گفت چه عنصری سبب به وجود آمدن آن شده است.همچنین میتوان تركیب لایه ی بیرونی ستاره را معلوم كرد.مطالعه روی ستارگان و ابر های گازی موجود در فضا نشان میدهد تا حال هیدروژن معمولیترین عنصر موجود در جهان است.اكثر ستارگان همچنین در اصل كره ای از گاز هیدروژن هستند. مهم‌ترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می ‌گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست شيوه جديد رده‌بندی طيفی ستارگان آن‌چنان موفق بوده است كه از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاكنون تقريباً بدون تغيير باقی مانده است. اين شيوه طبقه‌بندی فقط بر دو خاصيت فيزيكی يعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره كه در طيف ستاره ظاهر مي‌شوند، استوار است. اين خواص، اطلاعات فراوانی را در اختيار ما مي‌گذارد كه به‌كمك آنها مي‌توان چهره و داستان زندگي يك ستاره را به‌تصوير كشيد. دماي سطحی، نشان‌دهنده رنگ و روشنايي سطحي ستاره است (روشنايي سطحي بيانگر ميزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّي بستگي مستقيم به‌ميزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراين اين فشار بيانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنايي سطح ستاره تعيين‌كننده درخشندگي واقعي آن است (درخشندگي، مقدار كل نوري است كه ستاره تابش مي‌كند) عموماً اين دو خاصه مي‌توانند موقعيت ستاره در دوره زندگي خود را نيز نشان دهند (جوان، ميان‌سال يا نزديك به‌مرگ). با مقايسه درخشندگي و درخشندگي ظاهري ستاره در آسمان (قدر ظاهري) مي‌توان به‌فاصله ستاره از زمين پي‌برد. همچنين به‌پيوست رده طيفي اصلي يك ستاره مي‌توان با افزودن حروفي، خواص ويژه شيميايي، گستردي جو، فعاليت‌هاي سطحي غيرمعمول، حركت چرخشي سريع يا ديگر ويژگي‌هاي مخصوص را نشان داد. همه رصدگران آسمان بايد اطلاعات مختصري درباره رده‌هاي طيفي ستارگان داشته باشند. نور ستارگان و ديگر اجرام سماوي منتشر مي‌شود و ما مي‌توانيم در گستره‌ي موج الكترومغناطيس اين اجرام را ببينيم. دو نوع طيف براي ستارگان داريم: طيف‌هاي گسيلي و جذبي. طيف ستارگان براساس شدت نور و طول موج اين طيف‌ها دسته بندي مي‌شوند و ستارگان را به‌طور خاص مي‌توان از نظر دما و گونه‌شان دسته بندي كرد. درون طیف نگار یک منشور یا یک توری پراش نور ستاره را به گستره ای از رنگها تجزیه می کند. این رنگها ویژگیهای متغیری در ستارگان گوناگون دارند. مثلا ، ستارگان سرد نور سرخ بیشتری نسبت به آبی یا بنفش گسیل می کنند، به همین دلیل سرخ دیده می شوند. ستارگان داغ تقریبا تمام رنگهای طیف را منتشر می کنند، ترکیبی از تمام رنگها سفید یا آبی دیده می شود. در رنگهای ویژه ای از طیف ستارگان شکافهای باریکی به چشم می خورد که نور بسیار کمی دارند، انگار در زمینه پیوسته رنگین کمان ، خطوط سیاهی بوجود آمده است که آنها را خطوط جذبی می نامند داستان را از سال ۱۸۰۲، يعني زماني آغاز مي‌كنيم كه دانشمند انگليسي ويليام ولستون، پرتويي از نور خورشيد را ابتدا از شكافي باريك عبور داد و بعد آن را از منشوري گذراند. شكاف باريك سبب مي‌شود كه رنگين كمان آشناي ايجاد شده پس از گذر از منشور، بسيار واضح و عاري از تداخل‌هاي رنگي مرسوم باشد. ولستون با استفاده از اين طيف نسبتاً دقيق متوجه خطوط تاريك باريكي با ضخامت‌هاي متفاوت در طيف خورشيد شد. با گذشت زمان، تغييري در اين خطوط تاريك مشاهده نشد و تقريباً در درون طيف ثابت ماندند. بعدها اين خطوط را جوزف وان فرانهوفر دسته‌بندي و مشخص كرد. از اين‌رو به‌ «خطوط فرانهوفر» معروف‌اند. بعد از اين تجربه خطوط طيفي مشابه با خطوط تاريك طيف خورشيد در آزمايشگاه‌هاي فيزيك نيز به‌ثبت رسيد، با استفاده از يك شكاف و منشور، دانشمندان دريافتند كه وقتي ماده‌اي چه جامد، مايع يا حتي گاز چگال تا اندازه‌اي گرم شود كه نور از خود منتشر كند، طيف نورِ تابيده شده آن پيوسته بدون خط است. در عوض يك گاز منبسط شده داغ فقط در يك رنگ خاص يا چند طول موج خاص نور مي‌تاباند كه به‌شكل خطوط روشن و باريكي در طيف گرفنه شده از آن نمايان مي‌شوند (زمينه بقيه طيف تاريك است). اگر نمونه‌اي از همين گاز اما به‌صورت سرد را در راه نور يك چشمه تابان كه طيفي پيوسته در تمام طول‌موج‌ها دارد قرار دهيم، در طيفِ پيوسته نورِ تابان، خطوط جذبي تاريكي (در همان طول موجي كه خطوط نشري اين گاز را ديديم) ايجاد مي‌كند. در سال ۱۸۹۵ ماهيت اين جريان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بين جوّ سرد و رقيق كه بين راه تابش قرار گرفته مشاهده مي‌كنيم و اين را از خطوط تاريك طيف خورشيد متوجه شديم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشيد در جوّ آن هستند. درحقيقت دانشمندان موفق به‌بررسي خورشيد در آزمايشگاه‌هاي روي زمين شدند. تمام عناصر با پيوندهاي شيميايي متفاوت و در دماهاي متفاوت خطوط طيفي مخصوص به‌خود را دارند و اين خطوط مانند اثر انگشت منحصربه‌فردند. آنها نه‌فقط بيانگر اتم‌ها و ملكول‌هاي تشكيل دهنده مواد هستند، بلكه مشخص‌كننده شرايط فيزيكي موجود در آن محيط (ازجمله دماي محيط) نيز هستند. هنگامي كه منجمان اين ابزار متشكل از منشور و شكاف (طيف‌سنج) را بر تلسكوپ خود سوار كردند موفق به‌مشاهده اين خطوط طيفي در نور ستارگان نيز شدند و اين يكي از باورنكردني‌ترين پيشرفت‌هاي نجومي قرن نوزدهم بوده است.  بدين‌سان اخترفيزيك نوين متولد شد. در علم ستاره‌شناسی رده‌بندی ستارگان (به انگلیسی: stellar classification) به رده‌بندی ستارگان بر اساس تخمینی که از نور و دمای سطحی آنها با استفاده از طیف‌سنجی نجومی زده می‌شود، گفته می‌شود و انواع متفاوتی دارد. ستارشناسان عموماً از ترکیبی از این دو روش زیر برای رده‌بندی ستارگان استفاده می‌کنند: «رده‌بندی هاروارد» از دمای سطحی ستاره جهت طبقه بندی آن استفاده می‌کند در حالی که «رده‌بندی یرکس» از میزان درخشندگی ستاره جهت طبقه بندی آن استفاده می‌کند. انواع طیفی کلاس O برای ستارگانی است که درخشندگی بسیار زیاد دارند و بسیار داغ هستند، در واقعیت رنگ‌های متمایل به آبی دارند. بعضی از آنها در نور فرابنفش نیز تابش می‌کنند ولی همه آنها در رشته اصلی هستند. ستارگان O تا میلیون‌ها برابر خورشید انرژی مصرف می‌کنند. در طیف آنها He II lines، مواد یونیزه (Si IV, O III، N III, و C III) یافت می‌شود، در O5 تا O9 خطوط بالمر نیز یافت می‌شود. اين ستارگان از نادر ترين ستارگان رشته اصلي بوده و تقريباً به نسبت   در نمودار مي باشند. اين گروه از ستارگان با تواني بيش از نه ميليون بار بيشتر از خورشيد ما نور افشاني مي كنند. وجود خطوط قوي هليوم خنثي و يونيزه شده و همچنين مقادير كم از خطوط هيدروژن، در طيف اين نوع ستارگان، از خصوصيات برجسته اين گروه است. ستارگان گروه O ، از اولين گروه ستارگاني هستند كه رشته اصلي را ترك مي كنند زيرا تمامي سوخت هيدروژني خود را به اتمام مي رسانند. دما در اين رده بيشتر از 30000 درجه كلوين است. مثال‌ها: زتا شکارچی، زتا تلمبه، لامبدا شکارچی، دلتا شکارچی. کلاس B مربوط ستارگانی است که درخشندگی نزدیک به آبی دارند. در آنها خطوط هلیوم واقعی و خطوط تعدیل شده هیدروژن نیز دیده می‌شود. در بین آنها خطوط فلزات یونیزه Mg II و Si II. قوی هستند. آن ستارگان فقط مدت کوتاهی زندگی کرده و حرکت زیادی نسبت به مکانی که در آن تشکیل شده‌اند نمی‌کنند. هنگامی که ستارگانی از این دسته یک خوشه شوند، از نام خوشه OB برای اشاره به آنها استفاده می‌شود. شکارچی OB1 یک خوشه ستاره‌ای است که در بازوی مارپیچ کهکشان راه شیری قرار دارند و و بخش اعظم ستاره‌های درخشان شکارچی نیز محسوب می‌شوند.  خطوط طيفي اين گروه از ستارگان نيز شامل خطوط هليوم خنثي و مقداري هيدروژن را نشان مي دهد. ستارگان گروه O وB   داراي طول عمر خيلي كوتاه مي باشند. ستارگان متعلق به اين گروه ، خيلي دور و پراكنده از يكديگر نيستند و اغلب به صورت خوشه هائي كه آنها را OB1   مي نامند يافت مي شوند. در يكي از بازوهاي مارپيچي كهكشان ما ، روشن ترين ستارگان از اجتماعOB1   تشكيل مي گردد كه در صورت فلكي جبار واقع است. اين ستارگان در حدود13/0 % ستارگان خوشه اصلي را تشكيل مي دهند. دما در اين رده از ستارگان بين 11000 الي30000 درجه كلوين است.   مثال‌ها: پای شکارچی، سماک اعزل، the brighter، خوشه پروین کلاس  Aمربوط به ستارگانی است که آبی متمایل به سفید هستند. در A0 خطوط بسیار قوی هیدروژن دیده می‌شود, و خطوط فلزات یونیزه هم در آن دیده می‌شود (Fe II، Mg II, Si II)تا A5 یافت می‌شود. Ca II در این نقطه دیده می‌شود. اين رده ، ستارگاني هستند كه با چشم غير مسلح قابل مشاهده مي باشند. رنگ اين گروه طيفي از ستارگان اغلب به رنگ سفيد و يا آبي- سفيد است. مشاهده خطوط طيفي قوي از هيدروژن و همچنين عناصر يونيزه شده ، از خصوصيات ويژه اين گروه طيفي مي باشد. احتمالاً اين رده طيفي از ستارگان حدود 63/0% از  ستارگان خوشه اصلي را تشكيل مي دهند. دماي اين رده از ستارگان معادل 7500 - 11000 درجه كلوين مي باشد و طيف هاي آن بصورت زير است. مثال‌ها: کرکس نشسته، شباهنگ، دنب کلاس F ستارگانی قوی‌تر از H و K در خطوط طیفی Ca II دارد. فلزات طبیعی (Fe I، Cr I) نیز در کلاس F فعال می‌شوند. ولی خطوط هیدروژن ضعیف‌تر می‌شوند. رنگ این ستارگان به زرد می‌زند. .  ستارگان مربوط به این رده طيفي ، نيز از ستارگان قوي و نيرومند بحساب مي آيد با اين تفاوت كه اين ستارگان متعلق به رشته اصلي هستند. طيف حاصل از اين ستارگان شامل خطوط طيفي ضعيف هيدروژن و عناصر يونيزه شده است. رنگ اين ستارگان ، سفيد با اندكي زرد كم رنگ همراه است. اين گروه تقريباً  1/3 % كل ستارگان متعلق به رشته اصلي را تشكيل مي دهند. دماي اين رده از ستارگان نيز بين 5900 و7500 درجه كلوين قرار دارد.خطوط طيفي اين ستارگان بصورت زير مي باشد.  مثال‌ها: مو اژدها، سهیل ،شعرای شامی. کلاس G کلاسی است که معروفترین ستاره‌اش خورشید می‌باشد. کلاس G با گروه H and K خطوط طیفی فعال در Ca II داشته که بیشتر در گروه G2 فعال هستند. کلاس G نسبت به کلاس قبلی خطوط هیدروژن ضعیف‌تر و خطوط فلزات قوی تری دارد. با آن كه خطوط طيفي هيدروژن در اين رده كمتر ازF مي باشد ولي داراي عناصر فلزي يونيزه شده هستند. رده طيفي G از دسته ستارگان تكاملي زرد رنگ است. ستارگان ابر غول اغلب بين رده O  يا  B(آبي ) و  Kيا M (قرمز) در نوسان هستند در حالي كه رده G براي اين گروه از ستارگان، مكان و جايگاه پايداري نمي باشد و فوق العاده نا پايدار است. اين گروه از ستارگان در حدود 8% كل ستارگان متعلق به رشته اصلي را تشكيل مي دهند. دماي اين گروه بين 5900 الي 5200 درجه كلوين مي باشد. مثال‌ها: خورشید، آلفا قنطورس، بزبان، تاو نهنگ. کلاس K ستارگانی هستند که رنگ زردتری نسبت به خورشید دارند. بعضی از ستارگان این رده غول و ابرغول هستند ( مانند سماک رامح) هرچند کلاس K شامل ستارگان رشته اصلی (مانند رجل قنطورس هم می‌شود. از ویژگی‌های این کلاس خطوط هیدروژن قوی و خطوط طیفی فلزات (Mn I, Fe I, Si I) قوی می‌باشد. در اواخر کلاس K، خطوط اکسید تیتانیوم نیز دیده می‌شود.  ستارگاني اين رده طيفي، نارنجي رنگ و اندكي سرد تر از خورشيد ما مي باشند. بعضي از ستارگان رده K ، از گروه ستارگان غول و ابر غول ها هستند. بعضي مانند سماك رامح  هستند و بعضي ديگر مانند آلفا - قنطوروس كه از رده طيفي ستارگان  Bو متعلق به ستارگان رشته اصلي هستند. اين گروه ستارگان با طيف فوق العاده ضعيف هيدروژن، تنها در حدود 13% ستارگان متعلق به رشته اصلي را تشكيل مي دهند. دماي اين گروه طيفي بين 5200 الي3900 درجه كلوين است . مثال‌ها: آلفا قنظورس B، اپسیلون جوی، نگهبان شمال، الدبران. کلاس M آخرین گروه از ستارگان است. حدود ۷۶ درصد ستارگان رشته اصلی غول قرمز هستند (۷۸٫۶٪ اگر همهٔ ستارگان را حساب کنیم .مانند پروکسیما قنطورس.      ستارگان اين رده طيفي، از نظر تعداد، با ستارگان رده هاي ديگر كاملاً متفاوت است. تمام كوتوله هاي قرمز با 78%  ، تماماً به اين گروه تعلق دارند ( مانند پروكسيما- قنطوروس بنابر اين رده M  بيشتر شامل ستارگان غول و ابر غول ها است. طيف اين گروه از ستارگان ، شامل مولكولها ، فلزات خنثي و همچنين فاقد خطوط طيفي هيدروژن است. اكسيد تيتانيوم به مقدار خيلي فراوان در طيف اين رده از ستارگان يافت مي شود. رنگ قرمز اين ستارگان ، به دليل نور كم ستاره ، فريبنده مي باشد. مثلاً تصور كنيد يك جسم با دماي همگن و يكسان، مانند يك لامپ سفيد روشن از جنس هالوژن،كه داراي دماي 3000 درجه كلوين است، از فاصله چندين كيلومتري، مانند نور يك ستاره، قرمز بنظر مي رسد. دماي اين گروه از رده طيفي در محدوده 3900 الي2500 درجه كلوين است. مثال‌ها: رجل‌الجبار (ابرغول). مثال‌ها: پروکسیما قنطورس، ستاره بارنارد ستاره ولف-رایه ستارگان ولف-رایه (به انگلیسی: Wolf-Rayet stars) ستارگانی بسیار پرجرم یعنی با جرم بالای ۲۰ جرم خورشید هستند. آنان همچنین بسیار روشن وداغند و از این نظر توجّه اخترشناسان را جلب کرده‌اند و به دلیل روشنایی زیاد خود یکی از انواع فراغول‌ها هستند. طیف این ستارگان نیز غیر عادّی است و این خود یکی از عواملی است که آنان را از دیگر ستارگان آسمان متمایز می‌کند. دلایل غیر عادی بودن طیف‌های این ستارگان یکی از شگفتی‌های موجود در این ستارگان خاص وجود بادهای ستاره‌ای بسیار نیرومند در این ستارگان است.بادهای ستاره‌ای ستارگان ولف رایه سرعت‌هایی بیش از حدود ۲۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه دارند.علل این سرعت‌های دور از تصوّر این هستند که ستارگان مزبور جوهای ناپایداری دارند و جوهای بیرونی خود را به صورت لایه‌هایی حبابی شکل و سرشار از گاز و غبار به بیرون پرتاب می‌کنند. این ستارگان ترکیبات شیمیایی گوناگونی دارند. در جوهای بیرونی برخی از آنان عنصر کربن در مقادیر فراوان وجود دارد. برخی دیگر نیز دارای مقادیر فراوان نیتروژن در جوهای بیرونی خود می‌باشند. همچنین در جوهای بیرونی برخی از آنان هیچ یک از این دو عنصر به صورت فراوان وجود ندارند. ستارگان ولف رایتی که در جوهای بیرونی خود مقدار فراوانی عنصر کربن دارند در طیف خود خطوط نشری کربن را بروز می‌دهند زیرا این عناصر هنگامی که به شکل بادهای ستاره‌ای به محیط اطراف ستاره پرتاب می‌شوند تمام فوتون‌هایی را که به طرفشان می‌آیند را جذب می‌کنند. سپس به فوتون‌های بخش‌های خاصی از طیف اجازه دوباره گسیل شدن را می‌دهند. این بخش‌های خاص خطوط نشری نام دارند. در برخی از این ستارگان که در جوهای بیرونی خود به جای کربن فراوان نیتروژن فراوان دارند همین پدیده رخ می‌دهد ولی آن‌ها به جای خطوط نشری کربن قوی خطوط قوی نیتروژن را می‌نمایانند.در کنار این دو نوع عنصر ملکول‌ها واتم‌های فراوانی در جوهای بیرونی و بادهای ستاره‌ای این ستارگان موجودند. این ذرات هم خطوط نشری مربوط به خود را درست می‌کنند. علل پهنای زیاد خطوط نشری این ستارگان پیش از این اشاره شد که این ستارگان بادهای ستاره‌ای بسیار شدیدی دارند. چون ستارگان اجرامی کروی و یا شبه کروی هستند برخی از این بادها که از بخش پشت ستاره گسیل می‌شوند از ما دور می‌شوند یا به عبارتی دیگر نسبت به ما سرعت شعاعی مثبت دارند و برخی دیگر که از بخش جلوی ستاره گسیل می‌گردند به ما نزدیک می‌شوند یا بر خلاف مورد پیش نسبت به ما سرعت شعاعی منفی دارند. اثر دوپلر باعث می‌شود که انوار گسیل شده از بادهای ستاره‌ای نزدیک شونده به ما دچار انتقال به آبی بشوند. همچنین این پدیده بر روی نورهای گسیل شده از بادهای ستاره‌ای دور شونده از ما اثر عکس می‌گذارد یعنی موجب انتقال به سرخ این انوار می‌شود. تغییر قدر ستارگان ولف-رایه به عنوان گروهی از ستارگان متغیّر هم رده بندی می‌شوند.این اختران گروهی از متغیّرهای ذاتی انفجاری هستند که به طور نامنظّم و با دامنه بالای ۰٫۱ تغییر قدر می‌دهند. تاریخچه اکتشافات درباره ستارگان ولف-رایه در سال ۱۸۶۷ میلادی در رصدخانه پاریس دو نفر به نام‌های چارلز ولف و جرج رایه هنگامی که طیف‌های بسیاری از ستارگان صورت فلکی دجاجه را رمز گشایی می‌کردند سه ستاره ناشناس را یافتند.هنگامی که طیف این ستارگان را رمز گشایی کردند برخلاف خطوطی جذبی عادّی و باریک معمولی خطوط غیر عادّی نشری پهنی را در طیف‌های آنان مشاهده کردند. ستارگان ولف-رایه در کهکشان راه شیری این ستارگان بسیار نادر هستند امّا امروزه دانشمندان به کمک پیش رفت‌های شایان اخترشناسی حدود ۴۰۰ ستاره ولف رایت را در کهکشان ما شناخته‌اند. ستاره نمونه ستارهٔ نمونه این ستارگان ستاره گاما ۱ بادبان است. این ستاره یک ستاره دوتایی است و دارای همدمی با قدر دیداری حدود ۴٫۲ با نام گاما ۲ بادبان می‌باشد. ستاره گاما ۱ بادبان دارای قدر دیداری حدود ۱٫۷۵ است و درنتیجه پرنور ترین ستاره ولف-رایه و پرنور ترین ستاره پیکر آسمانی بادبان و یکی از ۴۰ ستاره پرنور آسمان است. (H-R) نمودار هرتسپرونگ – راسل آنجلوسچي، نخستين شخصي بود كه به‌صورت جِدّي دست به‌طبقه‌بندي طيف ستارگان زد. او كه يك كشيش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسي طيف صدها ستاره به‌صورت بصري از پشت تلسكوپي مجهز به‌طيف‌سنج، طيف ستارگان را در ۵ دسته اصلي قرار داد كه با پُرنورترين ستاره در هر دسته شناخته مي‌شدند. به‌عنوان مثال ستارگان يك دسته كه داراي طيفي شبيه ستاره شباهنگ يا شِعراي يماني بودند كه مملو از خطوط جذبي مربوط به‌اتم‌هاي هيدروژن است، به‌نام رده شباهنگ نامگذاري مي‌شدند. اما دسته‌بندي اصلي و پايه‌گذار رده‌هاي طيفي امروز در رصدخانه‌ دانشگاه‌ هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سي.‌پيكْرينگ كه كارمند اين رصدخانه بود با استفاده از عكاسي به‌دسته‌بندي طيف هزاران ستاره پرداخت. مجموعه‌اي از فعالان در رصدخانه هاروارد نيز او را ياري مي‌كردند. دسته‌بندي آنها به‌اين صورت بود كه به‌ترتيب حروف از A تا G ستارگان را از ساده‌ترين طيف تا پيچيده‌ترين آنها دسته‌بندي مي‌كردند. اما به‌زودي روش طبقه‌بندي طبيعي بهتري در بين اين طيف‌ها آشكار شد. اين گروه با تركيب و آرايش دوباره رده‌بندي‌هاي پيشين متوجه شدند كه مي‌توان طيف‌هاي شبيه به‌هم را در يك رشته پيوسته قرار داد. هر رشته حاوي ستارگان با رنگ‌ها و دماهاي مختلف‌اند كه از ستارگان داغ آبي-‌سفيد در انتهاي اين رشته تا ستارگان نارنجي- قرمز در طرف ديگر آن تشكيل مي‌شوند. اما هنوز براي علامتگذاري دوباره حروف خيلي زود بود. وقتي تمام ابهامات برطرف شد، اين طبقه‌بندي از داغ‌ترين ستاره تا سردترين به‌صورت O B A F G K M تدوين شد. رده طيفي ستارگان آبي را «اولي» و ستارگان سردِ قرمز را «آخري» مي‌ناميم. اين اصطلاحات كه برپايه يك تصور نادرست (ستارگان با روند ساده‌اي با گذر سرد مي‌شوند و رنگشان از آبي تا سرخ تغيير مي‌كند) استوار است. اما هنوز كاربرد دارد. هركدام از اين رده‌هاي طيفي مي‌توانند به‌قسمت‌هاي كوچكتري تقسيم شوند، آني‌جِي كانُن هر رده طيفي را به‌زيررده‌هايي از o تا ۹ تقسيم كرد. مثلاً طيفي كه بين Go و Ko استاندارد قرار مي‌گرفت را ۵G ناميد. با استفاده از اين رَويِه، كانن سرپرستي رده‌بندي ۳۰۰ و ۳۲۵ طيف ثبت شده بر روي عكس‌هاي ميدان ديد باز را برعهده گرفت كه نتيجه اين دسته‌بندي فهرست هِنري دِريپِر (HD) و پيوسته فهرست او (HDE) بود كه براي نخستين بار در سال ۱۹۱۸ به‌چاپ رسيد و تاكنون نيز يكي از منابع اصلي باقي مانده است. رده‌هاي طيفي ديگري نيز به‌طور موازي به‌رده‌هاي طيفي قديمي اضافه شدند ولي نتوانستند خود را با رده‌بندي كلاسيك گفته شده تطبيق دهند.   به‌عنوان مثال رده طيفي لما براي ستارگان ولف-‌رايه (Wolf-Rayet) تقريباً مشابه آبي‌ترين و داغ‌ترين ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشري بسيار قوي نيتروژن (WN) ، كربن و اكسيژن (WC) دارند يا هيچ‌كدام از اين دو را ندارند كه ستارگان (WR) را نمايان مي‌سازند. خطوط نشري بيانگر وجود لايه‌اي ضخيم از گاز داغ در اطراف اين‌گونه ستاره‌هاست. اين‌طور به‌نظر مي‌آيد كه ستاردگان رده لما، ليه هيدروژن اطراف خود را به‌خارج دميده باشند و از اين‌رو لايه‌هاي داغ مواد زيرين اين ستارگان آشكار شده‌اند. ستارگان بسيار پير و غول سرخ انتهاي رشته نيز مقدار زيادي كربن را در طيف خود نشان مي‌دهند. آنها به‌ستاره‌هاي R و N معروف‌اند كه دانشمندان گونه ادغام شده اين دو را “C” مي‌نامند. ستاره‌هاي كربني به‌علت سرخي بيش از حدّي كه دارند، با يك نگاه كوتاه با تلسكوپ، قابل شناسايي‌اند. نمونه درخشان اين‌گونه در آسمان پاييز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شكل حلقه‌مانند يكي از دو شاخه صورت فلكي حوت با رده طيفي ۵C مي‌درخشد. خطوط جذبي بارز اين گروه، خطوط روي هم افتاده مربوط به‌پيوندهاي كربن ۲C ، CN وCH است كه انتهاي آبي طيف را تاريك مي‌كنند. به‌بيان ديگر جوّ ستارگان كربني همانند يك صافي قرمز عمل مي‌كند. برعكس در بررسي طيف نشري آن(به‌جاي جذبي) اين نوار طيفي با خطوطي آبي‌رنگ شناسايي مي‌شود. اين ملكول‌ها (كه باعث قرمزيِ رنگِ ستاره‌هاي كربني مي‌شود) در طيف جذبي دنباله‌دارها نيز وجود دارند كه سبب درخشش طيف نشري دنباله‌دارها در رنگ آبي-‌سبز هستند. درواقع جوّ ستاره‌هاي رده C چنان از كوره گرمابخش مركزي ستاره دور شده‌اند و دمايشان چنان كم شده كه امكان پيوند بين اتم‌ها و ايجاد ملكول‌هاي خاص ميسر شده است. رده طيفي نادر S نيز معمولاً شامل غول‌هاي سرخ مي‌شود. اين گروه موازي رده طيفي M قرار مي‌گيرد اما خطوط اكسيد تيتانيومي كه در ستاره‌هاي M مشاهده مي‌شود را ندارند. به‌جاي آن طيف اين‌گونه داراي آثاري مربوط به‌اكسيد زيركونيم و اكسيد لانتانيم هستند. سياره‌هاي احتمالي منظومه‌هاي S ستاره‌هاي با بادهاي قوي ستاره‌اي متشكل از تركيبات شيميايي عجيب و غريبي روبه‌رو مي‌شوند كه سطح اين كُرات را پوشيده از سنگ‌هاي آغشته به‌تركيبات عنصر زيركونيم مي‌كند. غول‌ها و كوتوله‌ها ستاره‌هاي با رده طيفي مشابه نيز در همه موارد خطوط جذبي كاملاً مشابه يكديگر ندارند. در بعضي از ستاره‌ها خطوط، باريك و واضح‌اند و در بعضي ديگر به‌علت عوامل مختلف، اين خطوط پهن مي‌شوند. در رأس اين عوامل، تأثير فشار جوّ ستاره است. تغييرات فشار در جوّ ستاره سبب تغيير شدت شعاع‌هاي خطوط حساس به‌فشار مي‌شود. يادآور مي‌شويم كه فشار جوّي يك ستاره بيان‌كننده ميزان گرانش در سطح آن است. بنابراين با درنظر گرفتن اين عامل مي‌توان اندازه ستاره را نيز تخمين زد. خطوط باريك نشان‌دهنده اين هستند كه ستاره موردنظر بسيار پهناور و بادكرده است و جوّ آن رقيق است و در فاصله نسبتاً زيادي از مركز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنري دريپر رده‌هاي طيفي داراي پيشوندهايي چون d براي كوتوله‌ها (dwarf)، S براي غول‌ها و C براي اَبَرغول‌ها است.   اين حروف هم‌اكنون نيز مورد استفاده قرار مي‌گيرند، اما در سال ۱۹۴۱ اين حروف را ويليام مُرگان و فيليپ كنان با علامت‌هايي كه جزييات بيشتري از ستاره را بيان مي‌كردند عوض كردند. اين روش جديد (روش MK) با تغييراتي كم هنوز هم روش استاندارد طبقه‌بندي ستاره‌هاست. در اين روش ستاره‌ها نسبت به‌درخشندگي‌شان با اعداد رومي علامتگذاري شده‌اند. به‌اين صورت كه شماره I براي اَبَرغول‌ها (معمولاً به‌ترتيب كم‌شدن درخشندگي كلي به‌چهار زيردستهO به‌ترتيب Iab, Ia, Ia و Ib تقسيم مي‌شوند). II براي غول‌هاي درخشان، III براي غول‌هاي معمولي، IV براي غول‌هاي كوچك، V براي ستاره‌هاي متوسط و كوتوله‌هاي درون رشته اصلي (اين گروه در تصوير پايين مشخص نشده‌اند) و نيز VI براي كوتوله‌هاي كوچك به‌كار مي‌روند. وقتي كه اين خصوصيات پشتِ سرِ هم و در نموداري كشيده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R يا هِرتْسْپرونگ-‌راسِل ناميده مي‌شود. اين نمودار از آغاز پيدايش خود يعني در سال ۱۹۱۱ ابزار علمي بي‌مانندي در اخترفيزيك بوده است. بيشتر ستاره‌ها باتوجه به‌جرم و سنّ‌شان در يك منطقه مشخص و رشته‌مانندي از نمودار H-R قرارمي‌گيرند. بيشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلي جاي مي‌‌گيرند. ستاره‌هاي اين رشته وضعيت پايداري دارند و درخشندگي‌شان تغييرات شديدي در بازه‌هاي كوتاه‌مدت ندارد. اين دوراني است كه ستاره بيشتر طول زندگي خود را در آن حالت سپري مي‌كند. ستارگان پُرجرم در قسمت‌هاي آبي و داغ در رشته اصلي نور افشاني مي‌كنند. اين ستارگان سوخت هسته‌اي خود را فقط در چند ميليون سال آغاز حيات به‌پايان مي‌رسانند. اما ستارگاني با جرم كمتر مانند ستارگان زرد، نارنجي، كوتوله‌هاي سرخ كه در بخش پايين و سمت راست رشته اصلي قرار مي‌گيرند ميلياردها سال طول مي‌كشد تا اين دوران زندگي خود را به‌پايان برسانند. هنگامي كه ذخيره هيدروژن هسته يك ستاره رو به‌تمام شدن مي‌گذارد، ستاره از رشته اصلي خارج مي‌شود و به‌قسمت بالاي سمت راست نمودار يعني محل غول‌هاي سرخ و اَبَرغول‌ها مي‌رود. ستارگاني كه آغاز تولد خود را با بيشتر از هشت برابر جرم خورشيد شروع كرده‌اند، دوران تكامل خود را در مراحل پيچيده‌تري و در خارج از رشته‌هاي مختلف درون نمودار مي‌گذرانند تا انرژي خود را به‌مصرف برسانند. اين‌گونه ستارگان در پايان عمر خود به‌صورت اَبَرنواختر منفجر مي‌شوند. غول‌هايي با جرم كمتر از اين گروه در آخر عمر خود به‌طرف پايين سمت چپ نمودار حركت مي‌كنند و به‌كوتوله‌هاي سفيد مبدل مي‌شوند. خورشيد تا حدود ۸ ميليارد سال ديگر به‌اين نقطه از جدول مي‌رسد. استثناها طيف، اين نوار جادويي حتي مي‌تواند مطالبي بيش از آنچه گفته شد را نيز نمايان كند. حروف جدول زير براي بيان حالات ويژه ستارگان در ادامه رده طيفي آنها استفاده مي‌شوند. جدول زير بخشي از اين حروف را نشان مي‌دهد: مي‌توان شناسه عناصري را كه خطوط غيرعادي قوي در طيف ستاره ايجاد مي‌كنند را نيز در ادامه رده طيفي اضافه كرد. براي مثال ستاره اپسيلون-دب‌اكبر ستاره‌اي از رده AoPIV:(CrEU) است كه در آن خطوط قوي كروميوم و يوروپيوم ديده مي‌شود و نيز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمينان در عدد رومي مربوط به‌درخشندگي آن يعني IV است. ريزه‌كاري‌هاي مربوط به‌تعيين دقيق رده طيفي در بين آماتورها چندان رواج ندارد. بعضي از رصدگران ادعا مي‌كنند كه قادر هستند رده طيفي ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمي با دقت خوبي تعيين كنند. هرچند كه رنگ عامل بسيار تعيين‌كننده در رده‌هاي طيفي اوليه (داغ‌تر) يعني تا ۵K است (البته تا هنگامي كه سرخي حاصل از غبار بينْ‌ستاره‌اي در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستاره‌هاي گونه‌هاي طيفي K تا m چندان تعيين كننده نيستند. چون آنها همه سرخ‌اند. مثلاً با مقايسه ته‌رنگ مربوط به اِبطُ‌الجوزا (ستاره درخشان شانه شكارچي) كه از رده طيفي Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طيفي III۵K، هيچ‌گاه نمي‌توان به‌صورت بصري اين اختلاف را تشخيص داد. به‌علاوه كوتوله‌هايي با رده‌هاي طيفي G، K و M به‌سرخي غول‌ها و اَبَرغول‌هاي اين رده نيستند. با كمي تقريب هميشه مي‌توان ستاره‌هاي يك رده طيفي و يا نيمي از يك رده طيفي را با يكديگر همرنگ به‌حساب آورد. تفاوت بين طيف‌ها فراتر از تفاوت در تركيبات شيميايي واقعي ستاره است. ستاره رده طيفي A ممكن است به‌نظر آيد كه كاملاً از هيدروژن تشكيل شده است و نيز ستاره‌اي از رده طيفي K فقط داراي رد پايي از هيدروژن در بين خطوط فلزات باشد. ولي ستارگان A و K درواقع از يك تركيب تشكيل شده‌اند. تفاوت اتم‌ها و يون‌هاي متفاوت فقط در دماهاي متفاوت در طيف اين ستارگان آشكار مي‌شود. حتي ستارگان كربني نيز عمدتاً از هيدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند. آمار مقدار واقعي هر عنصر را فقط در درون ستاره مي‌توان اندازه‌گيري كرد. بسيار دشوار است كه خطوط معين در يك طيف ديده شده را با طيف پيش‌بيني شده از آن كه با نظريه‌هاي اتمي بسط داده شده است مقايسه كنيم. در قرن بيستم بيشتر پژوهش‌ها مربوط به‌طيف مرئي ستارگان بود. اما دهه‌هاي اخير با وارد شدن آشكارسازهاي طول‌موج‌هاي غيرمرئي و ديگر پيشرفت‌هاي هيجان‌انگيز اخترشناسي توجه به‌طيف نورمرئي كم‌تر شده است. با اين‌حال هنوز هم طيف‌سنجي نورمرئي سنگِ بناي اخترشناسي نوين به‌حساب مي‌آيد. برگرفته از : skyandtelescope.com سیستمی از تقسیم بندی ستاره ها بر اساس طیف .ستاره شناسان در اواسط قرن 19 با تهیه فهرستی از ستارگان پرنور  به گونه های مختلفی از طیف برخوردند.در رده بندیهای اولیه ستاره ها به  ۵رده تقسیم می شدند دسته اول ستارگان نوع یک بودند که شامل ستارگان آبی - سفید با خطوط جذبی قوی هیدروژن می شد.نوع دوم شامل ستارگان زرد نارنجی بودند که خطوط فراوان فلزی در آنها وجود داشت مانند خورشید.نوع سوم ستارگان قرمز نارنجی بودند که دارای خطوط وباندهای جذبی بودند که اکنون میدانیم که این باندها ناشی از وجود اکسید تیتانیوم است.نوع چهارم ستارگان قرمز رنگی بودند که دارای باندهای جذبی قوی ناشی از کربن بودند وستارگان نوع ۵نیز ستارگان با خطوط نشری قوی بودند. ·     با تکمیل شدن اطلاعات ؛اضافات جدیدی ابداع شدند که به عنوان نشانه در کنار  حروف OBAFGKM  قرار می گرفتند مانند حروف d و g  برای مثال خورشید ستاره ای از رده dG2ذکر می شود .توسط maury  نشانه های a b وc معرفی شد که بیانگر عرض خطوط طیف بودند.ستارگان  با نشانه c  دارای خطوط تیز بودند که بعد ها مشخص شد این ستاره ها از نوع ابرغول هستند.این نشانه ها هنوز هم استفاده می شوند.برای مثال ستارگان رده Lc  ستاره های متغییرنامنظم  ابرغول هستند.در حال حاضر از نشانه های e  که اول کلمه emission  به معنای نشری است نشانه  m  که اول کلمه metallic  به معنای فلزی است ونشانه p  که اول کلمه   peculiar  به معنای ویژه است ونشانه wk که اول کلمه weak-line  به معنای خط ضعیف است استفاده می شوند.تاکنون دسته بندی هاروارد هیچ اشاره ای به کوتوله یا غول یا ابرغول بودن ستاره ها یعنی ستارگان با درخشندگیهای متفاوت در یک دمای خاص نکرده است.در سال 1943 ویلیام مورگان وفیلیپ چایلدز کینان به تعریف جدیدی از رده بندی دوبعدی پرداختند.در این روش که با نام رده بندی مورگان کینان (MK یا MKK) شناخته می شود یکی از اعداد یونانی I تا V  به رشته حروف OBAFGKM اضافه می شود.بطوریکه I نشانه غولها وV نشانه کوتوله ها است برای مثال خورشید که ستاره ای کوتوله است از رده G2 V ذکر می شود.بعد از مدتی  نشانه 0 برای علامت گذاری ستاره های ابرابرغول یا هایپر غول معرفی شده است. رده بندی MK نشانه های دقیقتری از ستاره ها رابه نمایش می گذارد والبته برای ستاره هایی که مانند خورشید ترکیب های عادی داشته باشند کاربرد دارد. ·     روش دیگری در بیان رده ستاره ها وجود دارد که مکمل این رده بندی است که در آن از نشانه هایی که بیانگر وجود موادی خاص در طیف است استفاده می شود برای مثال K0III-CN3 که نشان می دهد ستاره دارای باندهای جذبی قوی CN است یا ستاره ای از رده K2II-Ba5 که غولی است از رده K2 با محتوای باریومی .گاهی محتوای کربنی ستاره نیز به صورت نشانه C بهمراه عددی که نشانگر شدت خطوط باندی است آورده می شود. ·     برای تعیین رده طیفی  ستاره ها در روشMK باید ازدستگاههای  طیف سنجی ویژه در طول موج آبی بنفش استفاده نمود.برای تعیین رده, استانداردهای مشخصی نیز در دو سمت قرمز وبنفش طیف وجود دارد که باید طیف سنجها در آن قسمت کالیبره شوند.در حال حاضر از CCD نیز جهت تعیین طیف استفاده می شود که آنها نیز باید با استانداردهای MK تنظیم شوند. طبقه بندی در دياگرام هرتزپرانگ- راسل در اين دياگرام ستارگاني كه در نوك دياگرام هستند روشن ترين ستارگان هستند. نقاطي كه تاريك ترين ستارگان هستند به طرف كف قرار می گیرند. اين نقاط در گروه هايي قرار می گیرند كه با انواع مختلف ستارگان سازگارند. اين دياگرام نموداری ست كه رنگ ستارگان (نوع طيفي يا دماي سطح) و درخشش آنها را نشان مي دهد. ستاره شناسان روي اين دياگرام رنگ ستارگان، دما، درخشش، نوع طيف و مرحله تكاملي شان را نشان مي دهند. اين دياگرام نشان مي دهد كه سه نوع مختلف از ستارگان وجود دارد: بيشتر ستارگان كه شامل خورشيد هم مي شود، از ستارگان زنجيره يا سكانس اصلي هستند كه سوختشان با همجوشي هسته اي –در همجوشی هسته ای هيدروژن به هليوم تبديل مي شود- تأمين مي گردد. براي همین این ستاره ها داغ تر و روشن تر هستند. اين ستاره ها در اين دوره در با ثبات ترين زمان زندگی شان به سر مي برند. اين سکانس معمولاً حدود پنج ميليارد سال طول مي كشد. هنگامي كه ستارگان در آستانه مرگ قرار می گیرند، تبدیل به غول هاي بسيار بزرگي مي شوند(بالاتر از ستارگان درسكانس اصلي). اين ستارگان ذخيره هيدروژنشان ته كشيده و خيلي پيرند. در حالی كه لايه هاي خارجي تر آنها گسترش پيدا مي كند، هسته شان منقبض مي شود. این ستارگان در نهايت منفجر خواهند شد (با از دست دادن جرم به يك نبولاي سياره اي يا سوپرنوا تبديل مي شوند) و سپس به كوتوله هاي سفيد، ستارگان نوتروني يا سياهچاله ها (باز هم به خاطر از دست دادن جرم) تبديل مي شوند. ستارگان كوچك تر (مثل خورشيد ما) در نهايت به كوتوله سفيد ضعيفی تبديل مي شوند(ستارگان داغ، سفيد و تاريك) كه زير سكانس يا ترتيب اصلي هستند. اينها ستارگان داغ منقبضي هستند كه سوخت هسته ايشان را از دست داده اند و در نهايت به كوتوله هاي سرد، تاريك و سياه تبدیل خواهند شد.  زير نوع یا زیر گروه (subtypes) در داخل هر نوع از ستاره سانان ستاره هايي هستند که بر اساس موقعيتشان در داخل مقياس در زيرطبقه هايي (از صفر تا نه) جا مي گيرند. طبقه هاي درخشان يرك: ( به وسيله ويليام ويلسون و فيليپ كينان ارایه شد). اين طبقه بندي به عنوان سيستم طبقه بندي MK شناخته مي شود. در اين سيستم بزرگ ترين و روشن ترين طبقات, پايين ترين شماره هاي طبقه بندي را دارند. از آنجايي كه دما هم روي درخشش يك ستاره اثر مي گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف مي توانند همدیگر را بپوشانند. براي مثال "اسپيكا" يك ستاره طبقه V , درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" يك ستاره طبقه III که تاريك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد. درخشش, روشني كامل يك ستاره (يا كهكشان) است. درخشش ستاره مقدار كامل انرژي ای ست كه يك ستاره هر ثانيه تابش مي كند (شامل همه طول موج هاي تابشي الکترومغناطيسي). در طبقه بندي يرك ستارگان مطابق با پهناي خطوط طيفيشان به صورت گروه هايي نام گذاري مي شوند. این طبقه بندی بین گروه هاي ستارگان بر اساس دما، تفاوت هاي درخشش و اندازه هايشان (بسيار عظيم، عظيم الجثه، ستارگان سكانس اصلي و زير كوتوله ها) تفاوت مي گذارد.    

+ نوشته شده در  ساعت   توسط babak safari  | 

اجرام غیر ستاره ای شهریور ماه

اجرام غیر ستاره ای شهریور ماه :

با تاریک شدن هوا در این شبها مثلث تابستانی شامل نسر واقع، دنب و نسر طائر در بالای سر ما خودنمایی می کند. ستاره سرخگون سماک رامح کم کم به پائین افق غربی فرو می رود و ستاره های اصلی دب اکبر در افق در پائین سمت شمال غربی قرار می گیرند. اما ستاره قلب العقرب در جبهه جنوب غربی برای ناظران زیر عرض جغرافیایی 50 درجه تلالو دارد در حالی که در منطقه جنوب شرقی، ستاره تنهای فم الحوت کم کم در بالای افق و در مکانی خالی و خلوت ظاهر می شود. در سمت شرق چهار گوش اسب بالدار و به دنبال آن ستاره های آندرومدا طلوع می کنند. در افق جنوبی هم قوس از قوری داغ خود هنوز بخار ایجاد می کند و با آن هاله کهکشان راه شیری را می سازد. اما فراتر از صورت فلکی های شهریورماه اجرام غیر ستاره ای آن دل هر رصدگری را که شیفته آسمان شب باشد می رباید. در این مقاله قصد دارم تا به معرفی تعدادی از این اجرام بپردازم:                                                

1- سحابی سیاره نمای هلیکس: به طور حتم شما با این سحابی سیاره نما آشنا هستید و تصویر سه بعدی را که هابل چند سال پیش از آن تهیه کرد را به خاطر دارید. سحابی زیبایی که با نمایش خود، مرگ خورشید را در پنج میلیارد سال آینده شبیه سازی می کند. در میانه صورت فلکی های حوت جنوبی و حجار و جدی قرار دارد، بنابراین نمی توان گفت که این جرم جزء کدام صورت فلکی است ولی در طراحی نقشه های نجومی آن را جزء صورت فلکی حجار حساب می کنند. با قدر 6.5+ در فاصله ای حدود 450 سال نوری از ما قرار گرفته است. این شبها تقریباً با کمی اختلاف حدود ساعت 21 از افق محل شما بالا می آید. برای پیدا کردن آن ستاره 88- حجار را با قدر 3.5 که یکی از ستاره های همین صورت فلکی است پیدا کنید و در میدان دید دوربین خود قرار دهید. سپس حدود 8 درجه به سمت شمال شرق ستاره حرکت کنید تا ستاره اپسیلون- حجار با قدر 5.8+ را بیابید. تقریباً هلیکس در یک دقیقه قوسی این ستاره قرار دارد. جرمی مه آلود که باید با روش چپ چپ نگاه کردن آن را مشاهده کنید.                            

2- سحابی عقاب: جرمی که با قدر 6.5+ در فاصله 7000 سال نوری از ما قرار دارد. همه ما تصویری را که هابل در پانزدهمین سالگرد خود از قلب این سحابی گرفت به خاطر داریم. برای رصد آن ستاره دوتایی گاما-سپر را پیدا کرده و 2 درجه به سمت جنوب شرق این ستاره حرکت کنید تا شانزدهمین جرم از کاتالوگ مسیه در میدان دید شما قرار گیرد. اگر رصدگری تیزبینی باشید خوشه ستاره ای میان آن را می توانید ببینید.                         

 3- سحابی اُمگا: هفدهمین جرم از کاتالوگ مسیه که در فاصله 5000 سال نوری از ما قرار گرفته است. با قدر7.0+ در دو درجه ای سحابی عقابف کمی بالاتر از قلب کهکشان راه شیری واقع است. آن را جزء صورت فلکی قوس به شمار می آورند. برای مشاهده آن در آسمان پس از پیدا کردن ستاره گاما-سپر، 2 درجه به سمت جنوب غرب این ستاره حرکت کنید تا این جرم را که خوشه ای را در قلب خود جای داده است مشاهده کنید.                 

4- سحابی سه تکه: جرم مه آلود بارزی که در آسمان نواحی دور از شهر به راحتی با چشم غیر مسلح از قدر 5.0+ پیداست. در فاصله 5200 سال نوری از ما که در صورت فلکی قوس واقع شده است. برای یافتن آن ستاره مو- قوس را در چشمی دوربین خود پیدا کنید و 3 درجه به سمت جنوب شرق آن حرکت کنید تا آن را مقابل چشمان خود ببینید.                           

5- سحابی مرداب: بهترین جرم سحابی گون برای مشاهده در فصل تابستان. دقیقاً در قلب کهکشان واقع شده است. از قدر5.0+ و در فاصله 5000 سال نوری از ما در صورت فلکی قوس خودنمایی می کند. سحابی زیبایی همراه با خوشه ستاره ای در وسط آن و همدم سحابی سه جزئی که در 1 درجه ای آن واقع است. درست در 1 درجه ای جنوب غرب سحابی سه تکه. اگر از دوربین دوچشمی استفاده می کنید هر دور را در یک میدان دید می بینید.                                          

6- سحابی آمریکای شمالی: به حتم با این سحابی آشنا هستید ولی کمتر کسی پیدا می شود که آن را به طور مستقیم دیده باشد. به قدر 4.0+ آن نگاه نکنید زیرا قدر بیان شده قدر مجموع آن است. هفت هزارمین جرم از کاتالوگ ان.جی.سی در فاصله 1600 سال نوری از ما واقع در دجاجه. برای شکار آن 3 درجه به سمت جنوب شرق دنب (آلفا-دجاجه) حرکت کنید.

8- سحابی سیاره نمای حلقه ای: یکی از مشهورترین اجرام طبقه خود واقع در صورت فلکی شلیاق با قدر مجموع 9.6+ با گستردگی تقریباً یک دقیقه قوسی. به خاطر قدر مجموع کم آن شاید نتوانید آن را با تلسکوپ و دوربینهای کوچک پیدا کنید اما در عوض یافتن جای آن در آسمان شب بسیار ساده است. با پیدا کردن بتا-شلیاق به سمت گاما- شلیاق حرکت کنید. اگر ابزار مناسبی داشته باشید در میانه راه، آن را پیدا خواهید کرد.

9- سحابی ساعت شنی: با قدر مجموع 7.5+ در فاصله 1000 سال نوری از قرار گرفته است. بیست و هفتمین شماره از کاتالوگ مسیه را به خود اختصاص داده است. برای رصد آن اتا-سپر را مشاهده کرده و سپس 3 درجه به سمت شرق آن حرکت کنید تا این سحابی زیبا در میدان دید شما ظاهر شود. با نامهایی نظیر نیم سیب، سحابی دمبلی و یا خفاش آن را می شناسید. مشاهده این سحابی سیاره نما سرنوشت خورشید را که در پنج میلیارد سال دیگر برای ما یادآوری می کند.                              

10- خوشه باز پروانه: از قدر 4.5 در صورت فلکی عقرب واقع شده و 2000 سال نوری با ما فاصله دارد. اگر 3 درجه به سمت غرب آن حرک کنید سحابی بطلمیوس (ام 7) را می بینید.             

11- خوشه کروی آدامس بادکنکی: از این نام تعجب نکنید. بیشتر منجمان جهان دوازدهمین شماره از کاتالوگ مسیه را به این نام می شناسند. در مارافسای قرار دارد و  از قدر 8 در  16000 سال نوری از ما درخشش ضعیف خود را به ما می نمایاند. پیدا کردن آن از روش پرش پله ای ستارگان سخت است زیرا ستاره پرنوری در اطراف آن دیده نمی شود. در 3 درجه ای ام 10 واقع شده است.        

12- کهکشان گردابی: کهکشانی واقع در صورت فلکی دب اکبر. تلسکوپ فضایی هابل در پانزدهیمن ساگرد تولد خود از آن تصویر زیبایی تهیه کرد. از قدر 8 بوده و برای پیدا کردن آن آخرین ستاره ملاقه دب اکبر را در میدان دید چشمی قرار دهید. درست در 3.5 درجه ای جنوب این ستاره واقع شده است

+ نوشته شده در  ساعت   توسط babak safari  | 

ستارگان چگونه نام گذاری می شوند


  بشر در طول تاریخ همواره مجذوب آسمان شب بوده است. انسانی که صدها سال پیش می‌زیست شگفتیهای فرا‌سوی آسمان را چنان می‌دید که هر اجرام آسمانی را به یک شکلی تشبیه می کرد. پیشرفت اختر فیزیک این تصور را دگرگون کرد. تصویر آسمان در نظر اختر شناس امروز ، آشناتر و زیباتر ، اما پیچیده است. با مطالعه اخترشناسی می‌توانیم این جهان را سرشار از شگفتیها را بیشتر بشناسیم. ستارگان نورانی نامهای مشخص دارند، نام آنها را شکل ستارگان توصیف و نامگذاری می‌کنند.   بسیاری از ستاره‌ها و صورتهای فلکی ، نام خود را از تمدنهای باستانی و اولیه به هدیه گرفته‌اند. برای مثال با جستجویی ساده در آثار تاریخی به داستانها و افسانه‌های بسیاری در مورد صورت فلکی جبار دست خواهید یافت که به دوران سامریها ، روم باستان و بسیاری تمدنهای دیگر باز می‌گردد. با مراجعه به کتابها و منابع نجومی به نامهایی برای ستارگان بر می‌خوریم که در هیچ یک از قواعد نامگذاری ستارگان نمی‌گنجد. نام بسیاری از ستاره‌ها به نحوی با نام صورت فلکی خود در ارتباط است. برای مثال Deneb به معنی دم همان ستاره‌ای است که در قسمت انتهایی و دم صورت فلکی قو یا دجاجه قرار دارد. گاهی نیز نام ستارگان بر اساس ویژگی خود آن ستاره می‌باشد و هیچ ارتباطی با نام صورت فلکی خود ندارد. برای مثال سیروس به معنی داغ و سوزان می‌باشد. با این ترتیب این نام ، لایق درخشانترین ستاره آسمان می‌باشد و در عین حال هیچ نشانی از نام صورت فلکی خود در آن موجود نمی‌باشد. نورانیترین ستاره صورت فلکی حوت جنوبی ، فم الحوت (Famolhout) و ستاره متغییر صورت فلکی پرساروس ، راس الغول (Algol) نامیده می‌شود. به ندرت نامهای شگفت انگیز در میان نامها 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 ستاره‌ای وجود دارد که از گذشته به نام Nihal خوانده می‌شده است. Nihal در اصطلاح به معنی "شترها عطش و تشنگی خود را رفع می‌کنند" است. نام برخی از ستارگان عربی است و معمولا با استفاده از حرف تعریف "ال" که در جلوی آنها می‌آید شناخته می‌شوند مانند Algol.   بسیار از این نامها در زمانهای مختلف به شکلهای گوناگون آمده‌اند و گاهی "ال" از این نامها حذف شده است، مانند همین ستاره Algol که در برهه‌ای از تاریخ با نام Ghoul خوانده شده است. برخی دیگر از نامها دارای ریشه‌های یونانی و لاتین و یا حتی چینی می‌باشند. در این میان گاه با نامهای بر‌خورد می‌شود که دارای ریشه فارسی بوده ولی در شکل ظاهری آن هیچ نشانی از فارسی یافت نمی‌شود و عمدتا در میان نامهای عربی و یا لاتین دسته بندی می‌شوند. حال به بررسی سیستمهای نام گداری می‌پردازیم که ویژه ستارگانی است که تنها با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند. روش های نامگذاری ستارگان وقتی پا به دنیای نجوم می گذاریم با دنیایی از اعداد و الفباهای گوناگون روبرو می شویم. بعضی اوقات نظم موجود در آنها نیز آدم را گیج می کند. هر کسی می تواند ستاره ای مانند وگا را در آسمان پیدا کند و تشخیص دهد، ولی دلیل اینکه ما به نامهایBD +۳۸°۳۲۳۸, Alpha Lyrae, ۳ Lyrae, HR ۷۰۰۱, GC ۲۵۴۶۶, HD ۱۷۲۱۶۷, SAO ۶۷۱۷۴, ADS ۱۱۵۱۰ و هزاران نام دیگر نیز نیاز داریم چیست؟ دست کم تازه کارها در سردرگمیشان تنها نیستند. اولین فرهنگ لغات اجرام آسمانی در سال ۱۹۸۳ تنظیم شد که بیش از ۱۰,۰۰۰ سیستم نامگذاری مختلف را توضیح می داد و بیشتر در مورد اجرام کم نوری بود که توسط حرفه ای ها مطالعه می شدند. ویرایش گران آن از اینکه روزی این فرهنگ لغت منظم, معنا دار و کامل شود ناامید بودند. به همین خاطر این فهرست ها بسیار درهم و پر از طرح هایی مربوط به گذشته های بسیار دور است. خوشبختانه یک منجم آماتور علاقه مند و جدی، تنها نیاز به دانستن جزء کوچکی از این سیستم نامگذاری دارد. ما در این مقاله به بررسی معانی و تاریخ های ستارگانی که اغلب با آنها مواجه می شویم می پردازیم. English Letter English Letter nu n alpha a xi x beta b omicron o gamma g pi p delta d rho r epsilon e sigma s zeta z tau t eta h upsilon u theta q phi f iota i chi c kappa k psi y lambda l omega v mu m از دوران باستان ستارگان نیز مانند انسانها هر کدام نام اختصاصی داشتند مانند: وگا و دنب. اما امروزه تنها معدودی از درخشان ترین ستارگان، دارای نام اختصاصی هستند که این به طور حتم بهتر است. نام ستارگان شاعرانه و مربوط به اسطوره های کهن صورت های فلکی هستند (که اغلب عربیِ تحریف شده است.) اما مطالعه ستارگان به سادگی در اینجا تمام نمی شود. “دنب” برای اغلب علاقه مندان نجوم یعنی روشن ترین ستاره صورت فلکی دجاجه اما همین نام در گذشته بر روی حداقل پنج ستاره دیگر نیز قرار داشت. به علاوه نام کامل ستارگان بیش از تعدادی است که بتوان آنها را همیشه به خاطر سپرد. سیستم نامگذاری بایر Bayer در سال 1603 میلادی (Johann Bayer (1572 - 1625 وکیل آلمانی که بسیار به نجوم علاقمند بود، بر اساس اطلاعات و دیتاهای منجم دانمارکی تیکو براهه (Tycho Brahe (1546 - 1601 یکی از منسجم‌ترین اطلسهای آسمان به نام Uranometria را تدوین کرد. این اطلس حاوی 51 جدول می‌باشد که 48 جدول آن هر کدام 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 نیمکره جنوبی آسمان کشف شده بود اختصاص یافت. 2 جدول دیگر نیز به تمامی بخش شمالی و جنوبی کره سماوی اختصاص داده شد. بایر در اطلس ستارگان زیبایش که آرانُمتریا (Uranometria) نام داشت, ستارگان بسیاری را در صورت های فلکی، با حروف کوچک یونانی نامگذاری کرد. در بیشتر موارد پرنورترین ستاره یک صورت فلکی را آلفا نام گذاری نموده بود و سپس بقیه ستارگان را براساس روشنایی دسته بندی کرد و به هر دسته یک حرف نسبت داد و بدین ترتیب تمام ستارگان صورت های فلکی باستانی نامگذاری شد. روش نامگذاری بایر به سرعت شهرت یافت. نام هر ستاره از هر صورت فلکی، از ترکیب حروف و نام لاتین آن صورت فلکی تشکیل شده بود. پس با این روش ستاره آلفا در صورت فلکی قنطورس را آلفا قنطورس (آلفای قنطورس) می توان نامید. از آنجا که در زمان گذشته بیشتر تحصیل کرده گان, لاتین و یونانی می دانستند, خود به خود چنین کلماتی بر زبان ها جاری می شد اما امروزه بیشتر رصدگران در ابتدا در مورد الفبای یونانی و کلمات لاتین با مشکل مواجه می شوند. دیر یا زود همه کسانی که با ستارگان سر و کار دارند باید بنشینند و حروف یونانی(در جدول زیر آمده است) و نام لاتین ۸۸ صورت فلکی (که اغلب در انتهای کتابهای نجومی آورده شده است) را یاد بگیرند. تعداد زیادی ستاره در یک صورت فلکی وجود دارد اما تنها ۲۴ حرف یونانی داریم. گاهی یک حرف مرتباً با اندیس های متفاوت برای نامگذاری ستارگان نزدیک به هم به کار برده می شود. اما برای بررسی بهتر آسمان احتیاج به اسامی بسیار بیشتری داریم. از این رو منجمان برای ادامه کار نامگذاری از اعداد استفاده نمودند. بایر ستاره‌های هر صورت فلکی (تنها ستارگانی که با چشم غیر مسلح دیده می‌شد) را بر اساس میزان روشنایی یا قدر آنها دسته بندی کرد. سپس به هر یک از ستاره‌ها 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 بجز j و u (که ممکن بود با i و v اشتباه شود) به هر یک از ستاره‌های باقیمانده نسبت داد. سپس به عنوان پسوند نام صورت فلکی را پس از این حرف ذکر کرد. برای مثال نام درخشانترین 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 نامهای π1 - π6 Orionis تصحیح شده‌اند. سیستم نامگذاری Flamsteed سیستم نام گداری بایر محدودیتهایی داشت. از آن جمله می‌توان به محدودیت در تعداد حروف یونانی و لاتین اشاره کرد. مشکلی که بیش از این مسئله به چشم می‌خورد، دشواری بیش از حد در درجه بندی نور ستارگان کم نوری بود که با چشم غیر مسلح به سختی دیده می‌شد و مقایسه و دسته بندی بر اساس میزان درخشنگی این ستاره‌ها را دشوار می‌ساخت. در سال ۱۷۱۲ جان فلامستید، منجم انجمن اخترشناسی سلطنتی انگلیس، شروع به نامگذاری ستارگان هر صورت فلکی از شرق به غرب بر اساس بعد نمود، که کمک بزرگی برای پیدا کردن یک ستاره از روی نقشه بود.  John Flamsteed در نامه‌ای به انجمن منجمین سیستم نامگذاری بایر را به باد انتقاد گرفت و خواهان لغو آن شد. او در این نامه پیشنهاد کرد که بجای حروف کوچک یونانی و لاتین از شماره استفاده شود و بجای 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 غربی‌ترین ستاره هر صورت فلکی با شماره 1 مشخص شود و اولین ستاره‌ای که در شرق این ستاره بیاید با شماره 2 مشخص شود و به همین ترتیب تا شرقی‌ترین ستاره آن صورت فلکی.   برای مثال غربی‌ترین ستاره صورت فلکی قنطورس با نام 1 قنطورس مشخص شد. به این ترتیب می‌توان گفت که سیستم نامگذاری Flamsteed نسخه تصحیح شده‌ای از سیستم بایر بود. انجمن منجمین این قاعده را پذیرفت، با این حال سیستم نامگذاری بایر را نیز برای ستارگانی که با چشم بخوبی دیده می‌شد معتبر دانست. به همین دلیل بسیاری از ستارگان که با چشم برهنه دیده می‌شود نامهای متفاوتی دارد، برای مثال Deneb ،  Alpha Cygni و 50 Cygni همگی نامهای یک ستاره می‌باشند. در این سیستم نامگذاری به عنوان مثال, ۸۰ ثور در سمت شرق ۷۹ ثور و سمت غرب ۸۱ ثور قرار می گیرد. سال های زیادی از ابداع این سیستم توسط فلامستید گذشته است، اما دستگاه مختصاتی که او به کار برد، هنوز هم با شرق و غرب سماوی به خوبی مطابقت دارد. همه ستارگان بدون توجه به اینکه حرف یونانی دارند یا نه، عدد گذاری شدند و به همین دلیل است که برای مثال آلفا لیرا, ۳ لیرا نیز خوانده می شود. همه ۲۶۸۲ ستاره شماره فلامستیدی گرفتند. بالاترین شماره فلامستید در میان صورت های فلکی ۱۴۰ ثور (۱۴۰ Tauri) است. در این بین موارد مشکل سازی نیز به وجود می آمد. وقتی مرزهای صورت فلکی ها در سال ۱۹۳۰ مشخص شدند، دسته ای از ستارگان شماره گذاری شده بوسیله فلامستید، بیرون از صورت فلکی خود قرار گرفتند. از این رو ستاره ۳۰ تکشاخ امروزه در صورت فلکی مار آبی و ستاره ۴۹ مار در صورت فلکی جاثی در نظر گرفته می شود. هیچ کس ستارگانی که پایین تر از نیمکره جنوبی آسمان انگلیس قرار داشتند را نام گذاری نکرده بود. به همین خاطر در جنوبی ترین صورت های فلکی، ستارگان اغلب با حروف بزرگ و کوچک رومی مشخص شده اند، مانند L² کشتیدم (L² Puppis) و g حمال. از زمان بایر چندین نقشه بردار مختلف از حروف رومی برای نامگذاری ستارگان نیمکره جنوبی آسمان استفاده نمودند، اما در آسمان شمالی آنها دیگر استفاده نمی شوند. فهرست هرکولین در قرن ۱۹ به دلیل افزایش روز افزون نیازها، همه تلاش ها برای نامگذاری با شکست روبرو شد. تلسکوپ ها صد ها هزار ستاره دیگر را پیش روی دانشمندان قرار دادند و هر کس یک نام اختصاصی بر روی آنها گذاشت. فردریش آرگلاندر (F. W. A. Argelander) اخترشناس دقیق و با تجربه رصد خانه ” بن” شروع به اندازه گیری موقعیت ستارگان با یک تلسکوپ بازتابی ۳ اینچ برای تهیه یک فهرست بسیار پر جرمBonner Durchmusterung (Bonn survey)  نمود. 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 روشنتر از 10 گرد آوری شده است. این کاتالوگ حاوی موقعیت این ستاره‌ها می‌باشد و فهرستی نیز بر اساس همین موقعیت در این کاتالوگ موجود می‌باشد. 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 بالا رونده بر اساس شمارش ستاره در این میل خاص می‌باشد. برای مثال BD + 31o216 به معنی 216 ستاره در محدوده میل 31+ و 32+ می‌باشد. BD محدوده میل بین 90+ تا 22+ را پوشش می‌دهد. (CD (Cordoba Durchmusterung و (CPD (Cape Photographic Durchmusterung کار مشابهی را برای مناطق جنوبی‌تر انجام می‌دهند. فهرست BD متشکل از ۳۲۴۱۸۸ ستاره با حداقل قدر ۵/۹ بود. آرگلاندر و جانشین او آسمان را به محدوده میل های یک درجه ای تقسیم نمودند که ۲۴ ساعت بعد را می پوشاند. ستارگان هر محدوده ای بر اساس بعدشان نام گذاری و صورت های فلکی که ستارگان در آن بودند نادیده گرفته شدند. بنابراین BD +۳۸°۳۲۳۸ وگا یعنی ۳۲۳۸ امین ستاره (محاسبه شده از بعد صفر درجه) در ناحیه ای بین +۳۸° و +۳۹°. BD اصلی تنها نیمی از آسمان را پوشش می داد: از قطب شمال تا میل ۲- درجه. بعد ها یک فهرست مکمل جنوبی تر به نام SBD ، دامنه آن را به میل ۲۳- رساند و ۱۳۳۶۵۹ ستاره دیگر را پوشش داد. فهرست Cordoba Durchmusterung (CD or CoD) کار را تمام کرد و ۶۱۳,۹۵۳ ستاره دیگر را تا قطب جنوب سماوی گردآوری نمود. همه آنها در durchmusterungیا DM با تعداد ۱,۰۷۱,۸۰۰ ستاره گردآوری شدند. جزییات دقیق، موقعیت های درست و قابل اعتماد نقشه های BD سبب شد تا این نقشه نزدیک به یک قرن ابزار دست منجمان باشد. هنوز هم گاهی با نام Durchmusterung مواجه می شویم. در این فهرست عرض جغرافیایی به طور مطلوب با الگو های استاندارد تطابق ندارد. اغلب آنها با دقت رصد با چشم می باشند. فهرست بزرگ و کامل تر بعد از BD, فهرست طیف ستاره ای هنری دراپر(Henry Draper) است که Annie J. Cannon در سال ۱۹۱۰ در رصدخانه دانشگاه هاروارد تنظیم نمود و در آن ۲۲۵۳۰۰ ستاره بر اساس بعد منظم شده است. بعدها تعداد ستاره بیشتری توسط مکمل هنری دراپر( Henry Draper Extension) اضافه شد. این فهرست شامل شماره های HDE می شود. هر ستاره با نشان HD یا HDE مورد طیف سنجی قرار گرفت. فهرست های مرکب در این بین کاتالوگ دیگری در هاروارد تهیه شد: فهرست بازنویسی طیف نگاری هاروارد (Revised Harvard Photometry) در سال ۱۹۰۸ که برای به دست آوردن قدر دقیق۹۱۱۰ ستاره درخشان تا قدر حدود ۵/۶ جستجو کرد. حتی اکنون نیز فهرست HR به عنوان پایه فهرست مدرن ستارگان پر نور یال ( Yale Bright Star) محسوب می شود که به خاطر اطلاعات جزیی اش همچنان کاربرد گسترده ای در مورد ستارگان درخشان دارد. سیستم دیگر شماره گذاری ستارگان که امروزه استفاده می شود, SAO و مربوط به فهرست ستارگان رصد خانه اخترفیزیکی اسمیت سونین (۱۹۶۶) است که این هم (با استفاده از نقشه های آسمان) در دانشگاه هاروارد تهیه شد. این فهرست موقعیت بسیار دقیق ۲۵۸۹۹۷ ستاره را تا حدود قدر ۹ می دهد، هرچند کیفیت آن برای ستارگان کم نور زیاد نیست. ستارگان SAO بر اساس بعد با محدودیت گستردگی ۱۰ درجه در میل شماره گذاری شده اند که کل کره سماوی را پوشش می دهد. شماره های SAO با استفاده گسترده از GC (General Catalogue) فهرست ۳۳۳۴۲ ستاره ای Benjamin Boss (۱۹۳۷) تهیه شد. یکی از بزرگترین فهرست های جدید فهرست راهنما ی ستارگان (Guide Star Catalog)تلسکوپ فضایی هابل است و بزرگتر از آن است که بتوان چاپ کرد و فقط بر روی دو سی دی قرار دارد. موقعیت فهرست GSC معمولاً با دقت نزدیک به دقیقه قوسی و قدر دقیق چند دهم برای ۱۸۸۱۹۲۹۱ جرم است. روشنترین ستارگان GSC دارای قدر ۹ (برای ستارگان پر نورتر نمی توان از دوربین هادی هابل استفاده نمود.) ستارگان کم نورتر اغلب دارای قدر ۱۳ یا ۱۴ و گاهی ۱۵ هستند. به طور کلی ۱۵۱۶۹۸۷۳ ستاره در این لیست وجود دارند. بیشتر این ۳۶ میلیون جرم, کهکشان های کم نور و کوچکند و بیشتر آنها هرگز با چشم انسان دیده نشده اند. ماشین ها موقعیت آنها را از روی صفحات عکسی اندازه گیری نمودند. یک ستاره مشخص در لیست ۱۲۳۴ ۱۱۳۲ GSC یک جسم درخشان با قدر ۱۳.۳ در صورت فلکی ثور است. اولین چهار رقم یکی از ۹۵۳۷ مناطق کوچک آسمان را مشخص می کند.آخرین چهار رقم, شماره سریال جرمی در همین ناحیه است. اخیراً فهرست های هیپارکوس( Hipparcos) و تیکو (Tycho) جای فهرست یک ملیونی ستارگان پرنور GSC را گرفته اند. ستارگان TYC و به خصوص HIP موقعیت, قدر, فاصله و حرکتشان با دقت بالا توسط ماهواره هیپارکوس که مبدأ آن توسط آژانس فضایی اروپا سال ۱۹۹۰ در نظر گرفته شد. فهرست های وسیعتر اکنون در حال تهیه شدن هستند- مانند the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) و Two-Micron All Sky Survey (۲ سیستم نامگذاری در برخی از کاتالوگهای معروف   The Bright Star Catalog ستارگان درخشانتر از قدر 6.5 با شماره‌ای که بر اساس افزایش بعد افزایش می‌یابد مشخص می‌شود. پیشوند HR و یا BS در جلوی این شماره نوشته می‌شود. برای مثال HR1099. The Henry Draper Catalog در این کاتالوگ ستارگان درخشانتر از قدر 8.5 و کمی ضعیفتر بر اساس رنگ و رده طیفی دسته بندی و نامگذاری می‌شوند. برای مثال HD183143. نسل جدید قوانین نامگذاری ستارگان با ورود دروبینهای نجومی به عرصه ، نامگذاری ستارگان وارد مرحله جدیدی شد. دروبینهای نجومی دنیایی نو از ستارگان را به منجمین معرفی کرد و نیاز به قاعده‌ای جدید برای نامگذاری هر لحظه بیشتر حس می‌شد. در همین موقع بود که انجمن منجمین و ستاره شناسان تعداد انبوهی از کاتالوگهای 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 بخصوص میل هر ستاره را و گروهی دیگر تاریخ کشف آن ستاره و گروهی رده طیفی و رنگ و سایر ویژگیهای ستاره را معیار قرار دادند. این تنوع تا حدی بود که برای یک ستاره گاه چندین اسم متفاوت یافت می‌شد و این خود کار را دشوارتر 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 می‌دهند. مؤلفه‌های 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 نامگذاری می‌شوند. برای مثال Alpha Librae یک مجموعه دوتایی با مؤلفه‌های تمیز پذیر است. مؤلفه غربی این مجموعه 1-Alpha و مولفه شرقی Alpha-2 نام می‌گیرد. در اینگونه مجموعه‌ها با حرکت به شرق این اعداد نیز بالاتر خواهند رفت. در سیستمهای چندتایی (یا همان سیستمهای دوتایی) هنگامی که مؤلفه‌های مجموعه به هم خیلی نزدیک باشند درخشش مؤلفه‌ها معیار نامگذاری است به این ترتیب که ستاره‌ای که پرنورترین ستاره و مؤلفه 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 مؤلفه A و کوتوله سفید همدم آن عنوان B را به خود می‌گیرد. نامگذاری ستارگان متغیر ستارگان متغیر دارای سیستم نامگذاری مخصوص به خود هستند. این کار نیز به وسیله آرگلاندرِ(Argelander) پر انرژی انجام شد. او اولین متغیری را که در یک صورت فلکی یافتR  نامید بایر نیز در نامگذاری دورترین ستاره از حرف رومی Q استفاده کرده بود و نام آن صورت فلکی را به آن ضمیمه کرد. متغییر بعدی S و بالاخره تا Z این کار را ادامه داد. بعد از Z دوباره به R بازگشت و آن را در کنار R قبلی قرار داد یعنی: RR و به همین ترتیب RS تا RZ. سپس به S بازگشت و با SS نامگذاری را ادامه داد تا SZ رسید و آن قدر این روند را ادامه داد تا به ZZ رسید. اگر یک متغیر در حال حاضر نام یونانی دارد, از زمان آرگلندر باقی مانده است. اما متغیر های جدیدی در حال کشف شدن هستند! بعد از ZZ, منجمان تصمیم گرفتند به AA, AB و تا AZ پیش بروند(J حذف شد زیرا در برخی زبان ها با I اشتباه می شد.) بعد BB تا BZ تا QZ. با این روش و تا اینجا ۳۳۴ تایی ستاره متغیر را در یک صورت فلکی می توان نامگذاری نمود، اما همچنان این روش برای صورت های فلکی شلوغ نامناسب است. قبل از شروع کردن یک سیستم نامگذاری سه تایی, منجمان تصمیم به استفاده از یک شکل مطلوب و ساده برای ستارگان متغییر نمودند: V۳۳۵، V۳۳۶. این یک کار عاقلانه بود. در سال ۲۰۰۳ بالاترین شماره ستاره متغیر V۵۱۱۲ Sagittarii بود. نامگذاری این ستارگان را می‌توان بر اساس همان طرح مورد تأیید انجمن ستاره شناسان انجام داد، اما دلایل تاریخی حاکی از آن است که این قاعده گاهی کار را بسیار دشوارتر خواهد کرد. بدین منظور برای نامگذاری 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 نام گداری نشده باشد با حرف R 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 می‌گیرد. 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 می‌دهیم 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. آن قدر این کار را ادامه می‌دهیم تا با QZ برسیم. تا انجا 334 ستاره نامگذاری شده است. برای ادامه از حرف V به همراه یک شماره که از 335 شروع می شود کار را دنبال می‌کنیم. برای مثال V335 ، V336 و … . به دو نکته در این نامگذاری باید توجه کرد. اول اینکه QZ در این مجموعه جایی ندارد و دوما اینکه توجه کنید که هیچگاه در این نامگذاری حرف دوم بالاتر از حرف اول (در ترتیب الفبا) نمی‌باشد. یعنی هیچگاه به عنوان مثال BA یا CB یا SR یا ... نداریم.   ستارگان دوتایی در کاتالوگها ستارگان دوتایی بر اساس سیستم کاتالوگی به شکل زیر نامگذاری می‌شوند. ابتدا یک شماره و سپس نام کاشف و یا بوسیله شماره آنها در هر یک از کاتالوگهای: ·         (the Burnham Double Star catalog (BDS ·         Washington Double Star catalog ·         (Aitken Double Star catalog (ADS نامگذاری مؤلفه‌های اصلی مجموعه‌های دوتایی همانطور 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 دارای موقعیت بسیار مناسب و قابل آدرس دهی است. سنسورهای راهبری تلسکوپ فضایی هابل بر اساس آن کار می‌کند و هدف اصلی تهیه این کاتالوگ نیز همین بوده است. ستارگان این مجموعه ستارگان درخشانی نمی‌باشند و دارای قدری در حدود 13 می‌باشند. آسمان توسط این ستارگان به قسمتهای مختلف تقسیم می‌شود و ستارگان در هر یک از این منطقه‌ها شماره گذاری منحصر به آن منظقه را دارند. برای مثال: GSC 4068/1167     کاتالوگهای اجرام غیرستاره‌ای کاتالوگهای دیگری نیز موجود می‌باشد که به فهرست کردن اجرام غیر ستاره‌ای 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 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  

ـ ACT Catalog

ـ (Aitken Double Star Catalogue (ADS

ـ Almagest

ـ Astrographic Catalogue

ـ (Astronomische Gesellschaft Katalog (AGK

ـ (Bonner Dürchmusterung (BD

ـ (Boss General Catalogue (GC

ـ (Bright Star Catalogue(HR

ـ (Cape Photographic Durchmusterung (CPD

Carte du Ciel ـ (Cَrdoba Durchmusterung (CD ـ

(Digital Sky Survey (DSS

ـ Franklin-Adams charts

ـ (Fundamental Katalog (FK

ـ (General Catalogue of Variable Stars (GCVS

ـ Gliese Catalogue ـ Groombridge Catalogue

ـ (Guide Star Catalog (GSC ـ

(Henry Draper Catalogue (HD

ـ (Hipparcos Catalogue (HIP

ـ (Index Catalogue (IC

ـ Messier Catalogue

ـ(New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters (NGC

ـ (Palomar Observatory Sky Survey (POSS

ـ Shapley-Ames Catalogue

ـ (Smithsonian Astrophysical Observatory Catalog (SAO Catalog

ـ (Southern Reference Stars (SRS

ـ Southern Sky Survey

ـ Tycho Catalogue

ـ Uranometria

ـ Zwicky Catalogue.  

+ نوشته شده در  ساعت   توسط babak safari  | 

دانلود سخنرانی کارولین پورکو همراه با زیر نویس فارسی

یک سخنرانی 3:30 از خانم کارولین پورکو  یکی از اساتید نجوم در کالیفرنیا است راجع به یکی از قمر های زحل این سخنرانی در سایت ted موجود است:

سخنرانی HD با زیر نویس فارسی با 3 ثانیه تاخیر :

http://www.mediafire.com/?2nh712q2d1bkdga


اگر نرم افزار KMPlayer دارید می توانید برای رفع تاخیر و تنظیم زیر نویس کلید ج را 6 مرتبه فشار و کلمه   Recync subtitle را بر روی 3.000 - قرار دهید.

اگر این نرم افزار را ندارید از این لینک دانلود کنید با حجم کمتر و البته دیگر HD نیست ولی زیرنویس فارسی آن همزمان با تصویر است :

http://www.mediafire.com/?p7d92u5v787ak37

+ نوشته شده در  ساعت   توسط babak safari  | 

مطالب قدیمی‌تر