آشنايي با چگونگي محاسبه فواصل نجومي و ابعاد جهان

 يكي از مهمترين پارامترهاي يك جسم در جهان كه براي محاسبه ديگر پارامترهاي آن مورد محاسبه قرار مي‌گيرد، فاصله آن از ما است. از روي فاصله اجسام مي‌توان به اطلاعاتي مهم و اساسي در مورد آنها رسيد. از گذشته‌هاي دور براي محاسبه فاصله اجرام آسماني روشهايي ابداع شده بود. اما معمولا تمامي آنها در مورد اجرامي دورتر از سياره‌هاي مريخ و مشتري جواب نمي‌دادند؛ زيرا دقت بسيار پاييني در ابزار اندازه گيري موجود بود. اما اين روشها با گذر زمان پيشرفت كرد و روشهاي جديدي بوجود آمدند. در اين مقاله به چهار نمونه از مهمترين روشهاي اندازه گيري اشاره مي‌كنيم.

اختلاف منظر ظاهري
انگشتتان را مقابل خود بگيريد، چشم چپ خود را ببنديد و با چشم راست به پشت زمينه انگشت خود نگاه كنيد حال اين كار را با چشم چپ هم انجام دهيد. در هر مورد پشت زمينه انگشت شما تغيير مي‌كند، زيرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دليل اختلاف منظري كه باهم دارند زمينه‌هاي متفاوت را به شما نشان مي‌دهند. با اين روش مي‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه كرد، اين روش كه اختلاف منظر ناميده مي‌شود. براي محاسبه فاصله اجرام نزديك بسيار خوب و ساده است (براي اندازه گيري در ارتش از اين روش استفاده مي‌شود.)
براي محاسبه جابجايي منظره پشت يك جرم در دو نوبت كه معمولا در طرفين مدار زمين است عكس مي‌گيرند و جابجايي زاويه‌اي آن را با حالت قبلي مقايسه كرده و بر حسب درجه قوسي بدست مي‌آورند. حال با استفاده از معادله زير به راحتي فاصله را بر حسب واحد نجومي بدست مي‌آورند(همانطور كه مي‌دانيد هر واحد نجومي (Au) برابر فاصله زمين تا خورشيد يا 150ميليون كيلومتر است). كه طبق تعريف هر 206265 واحد نجومي را يك پارسك در نظر مي‌گيرند و رابطه را به صورت زير مي‌نويسند. كه با محاسبه P (جابجايي ظاهري بر حسب ثانيه) قوس d بدست مي‌آيد. (P = 1/d (pc
با اين روش به دليل ناتواني فقط مي‌توان تا 100 پارسك را اندازه گيري كرد كه با حذف اثر جو به 1000پارسك قابل تغيير است. بنابراين زياد كاربردي نيست و معمولا در مورد اندازه گيري در منظومه شمسي خودمان استفاده مي‌شود.

اختلاف منظر طيفي
ستارگان بر اساس دماي سطحي و شكل طيفشان ، دسته بندي طيفي مي‌شوند كه اين دسته بندي نوع طيف ستاره را مشخص مي‌كند و با دانستن نوع طيف ستاره مي‌توان اطلاعاتي از جمله درخشندگي مطلق ستاره را محاسبه كرد. نموداري به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد كه درخشندگي مطلق ستارگان بسياري را بر حسب رده بندي طيفي آنها به صورت تجربي و آماري مشخص مي‌كند. از روي اين نمودار و با طيف نگاري از اين ستارگان مي‌توان درخشندگي مطلق هر ستاره را مشخص كرد. با بدست آوردن درخشندگي مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌اي كه در مورد درخشندگي مطلق و ظاهري وجود دارد فاصله جرم محاسبه مي‌شود.
در اين فرمول درخشندگي ظاهري (b) نيز لازم است كه بوسيله فوتومتري از روي زمين تعيين مي‌شود. به اين روش كه طيف نگاري مبناي تعيين فاصله است اختلاف منظر طيفي مي‌گويند. اين روش بدليل نداشتن دقت كافي و لازم براي ستارگان كم نور و دور دست محدوديتهايي دارد، ولي بهتر از اختلاف منظر ظاهري است. زيرا تا حدود فاصله دهها ميليون پارسك را براي ستارگان پر نور تعيين مي‌كند كه مزيت بزرگي نسبت به روش قبلي است، اما در مورد خوشه‌ها و كهكشانها با توجه به كم نور بودن ستارگانشان استفاده ار اين روش دقت كمي دارد.
استفاده از متغيرهاي قيفاووسي و ابر نواختران
متغيرهاي قيفاووسي و ابرنواختران از شاخصهاي اندازه گيري فاصله هستند، زيرا تناوب آنها مستقيما با درخشندگي آنها رابطه دارد. متغييرهاي قيفاووسي مهمترين ابزار براي محاسبه فاصله كهكشانها هستند. اخيرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهاي گروه I) a) مي‌توانند فاصله اجرام بسيار بسيار دور را نيز بدست بياورند. زيرا درخشندگي اين ابرنواختران به قدري زياد مي‌شود كه مي‌توان آنها را از فواصل دور نيز رصد كرد. براي مثال در سال 1992 يك تيم از اخترشناسان از تغييرهاي قيفاووسي يك كهكشان به نام IC 4182 براي تعيين فاصله آن از زمين استفاده كردند.
آنها براي اين منظور از تلسكوپ فضايي هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن كهكشان عكسبرداري كردند. با مقايسه عكسها با يكديگر آنها 27 متغيير را در عكسها شناسايي كردند. با رصدهاي متوالي از آن متغييرها توانستند منحني نوري آنها را رسم كنند، سپس با طيف سنجي ، طيف ستارگان متغيير را مورد بررسي قرار مي‌دهند و از روي طيف آن مقدار آهن موجود در متغيير را شناسايي مي‌كنند. اگر مقدار آهن زياد باشد متغيير I) a) است و كم باشد از نوع II است.
از روي منحني نوري ستاره ميانگين قدر ظاهري آن را محاسبه مي‌كنند و دوره تناوب آن را بدست مي‌آورند. همان گونه كه گفتيم دوره تناوب با درخشندگي متغييرها رابطه مستقيم دارد. اين رابطه از روي نمودار زير كه يك نمودار تجربي است بدست مي‌آيد. با قرار دادن دوره تناوب متغيير مورد نظر و دانستن نوع طيف آن (I)يا (II) مي‌توان درخشندگي مطلق آن را بدست آورد. از طرفي چون افزايش درخشندگي براي قدر مطلق به صورت لگاريتمي و (در پايه 2.54) تغيير مي‌كند. به ازاي دانستن نسبت درخشندگي مطلق به درخشندگي خورشيد مي‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه كرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهري از روي نمودار منحني نوري با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست مي‌آيد:
m - M = distance modulus =5 log d - 5
استفاده از قانون هابل
روش ديگر براي محاسبه فاصله اجرام مخصوصا كهكشانها استفاده از قانون هابل است. در اين روش از صورت رياضي قانون هابل كه به صورت زير است استفاده مي‌كنيم:
V = d×H
كه درآن v سرعت جسم در راستاي ديد ما است و H ثابت هابل است. براي محاسبه فاصله كهكشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعي (در راستاي ديد) جرم را بوسيله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روي طيف آن محاسبه مي‌كنند. طبق پديده انتقال به سرخ اگر جسمي از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزديك شود انتقال به آبي صورت گرفته كه مقدار آن از رابطه زير بدست مي‌آيد، كه در آن Z انتقال به سرخ است. بوسيله رابطه زير از روي انتقال به سرخ مي‌توان سرعت را بدست آورد:
v = C×Z
حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست مي‌آيد:
d = C×Z/H
البته روش فوق دقت زيادي ندارد. دليل آن مشخص نبودن مقدار دقيق ثابت هابل است. زيرا اين ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظريات مختلف مقدار آن تغيير مي‌كند. هم چنين وابستگي اين عامل به زمان نيز در محاسابت اختلال بوجود مي‌آورد. در حال حاضر بهترين روش براي اندازه گيري فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست كه تا فواصل چند ده مگا پارسكي را با دقت خوبي محاسبه مي‌كند.
تعداد آسمانها
از قرنهاي چهارم تا ششم پيش از ميلاد مسيح ، اخترشناسان يوناني پي بردند كه بايد بيشتر از يك سايبان (آسمان) وجود داشته باشد. چون اوضاع نسبي ستارگان ثابت ، كه حول زمين حركت مي‌كنند، ظاهرا تغييري نمي‌كند، اما اوضاع نسبي خورشيد ، ماه و پنج جسم درخشان ستاره مانند كه امروزه سيارات عطارد ، زهره ، مريخ ، مشتري و زحل مي‌گويند) تغيير مي‌كنند. در قرآن مجيد نيز ، جايي كه صحبت از حقيقت آسمان مي‌كند، لفظ آسمان هاي هفتگانه بكار برده مي‌شود.

روشهاي مختلف اندازه گيري فواصل كيهاني
در حدود صد و پنجاه سال پيش از ميلاد ، هيپاركوس (Hyparchus) ، فاصله زمين تا ماه را بر حسب قطر زمين بدست آورد. وي روشي را بكار برد كه يك قرن پيش از او ، بوسيله جسورترين اخترشناس يوناني آريستاركوس (Aristarchus) ، پيشنهاد شده بود. آريستاكوس متوجه شده بود كه انحناي سايه زمين ، وقتي كه از ماه مي‌گذرد، بايد ابعاد نسبي زمين تا ماه را نشان دهد. با پذيرش اين نظر و به كمك روشهاي هندسي مي‌توان فاصله زمين تا ماه را بر حسب قطر زمين محاسبه كرد.
براي تعيين فاصله خورشيد نيز ، آريستاكوس ، يك روش هندسي را بكار برد كه از نظر تئوري درست بود. اما نياز به اندازه گيري زاويه‌هايي چنان كوچك داشت كه جز با استفاده از وسايل امروزي ممكن نبود. هر چند كه ارقام وي درست نبود، اما او نتيجه گرفت كه خورشيد حداقل بايد هفت برابر بزرگتر از زمين باشد و لذا گردش خورشيد به دور زمين كه در آن زمان رايج بود، غير منطقي دانست.
اختر شناسان بعدي حركات اجرام آسماني را بر مبناي اين نظريه مورد مطالعه قرار دادند كه زمين ساكن است و در مركز عالم قرار دارد. نفوذ و سلطه اين نظريه تا سال 1543 ، يعني تا زماني كه كوپرنيك (Nicilaus Copernicus) كتاب خود را منتشر كرد و با پذيرش عقيده آريستاكوس ، زمين را براي هميشه از مركز جهان بودن بيرون راند، حاكم بود.
o يكي ديگر از روشهايي كه با آن مي‌توان فاصله‌هاي كيهاني را محاسبه كرد، استفاده از روش پارالاكس (Paralax) است.
o روش ديگر استفاده از مثلثات است. بطليموس با استفاده از مثلثات توانست فاصله راه را از روي پارالاكس آن تعيين كند و نتيجه‌اش با رقم پيشين ، كه بوسيله هيپاركوس بدست آمده بود، تطبيق مي‌كرد.
البته امروزه روشهاي مختلف ديگري كه خيلي دقيقتر از روشهاي فوق است، فاصله خورشيد از زمين بطور متوسط تقريبا ، برابر 5‚149 ميليون كيلومتر است. اين فاصله متوسط را واحد نجومي (با علامت اختصاري A.U) مي‌نامند و فاصله‌هاي ديگر منظومه شمسي را با اين واحد مي‌سنجند.
سير تحولي و رشد
با گسترش روز افزون علم و ساخت تلسكوپهاي دقيق ، دانشمندان ، در اندازه گيري ابعاد جهان روز به روز به نتايج جديدتري نائل مي‌شدند. با ساخته شدن و گسترش اين وسايل اندازه گيري ، ديد بشر نسبت به جهان نيز تغيير يافت. به عنوان مثال با چشم غير مسلح تقريبا مي‌توانيم در حدود 6 هزار ستاره را ببينيم، اما اختراع تلسكوپ ناگهان آشكار كرد كه اين فقط جزيي از جهان است.
هر چند با بوجود آمدن وسايل دقيق اندازه گيري ، دانش نيز نسبت به جهان هستي ، گسترش پيدا مي‌كرد، اما نظريه‌هاي مختلفي توسط دانشمندان ارائه مي‌گردد. از جمله دانشمنداني كه نسبت به ارايه اين نظريه‌ها اقدام كردند مي‌توان به ويليام هرشل (Wiliam Herschel) ، اختر شناس آلماني الاصل انگليسي يا كوبوس كورنليس كاپيتن (Jacobus cornelis kapteyn) ، اخترشناس هلندي ، شارل مسير (Charles Messier) و هابل و ... اشاره كرد.
پايان جهان كجاست؟
سرانجام بعد از تحقيقات گسترده توسط پيچيده‌ترين تلسكوپها ، دانشمندان دريافتند كه:
o غير از كهكشان ما ، كهكشانهاي ديگري نيز وجود دارد.
o كهكشانهايي وجود دارند كه جرم آنها بيشتر از كهكشان ماست.
o بر اساس مقياس جديد فاصله‌ها ، سن زمين حد اقل 5 ميليارد سال است و اين حد با حدسيات زمين شناسان در مورد سن زمين مطابقت دارد.
همچنين تلسكوپهاي جديد وجود خوشه‌هاي كهكشاني را نشان مي‌دهد. كهكشان ما نيز ظاهرا جزيي از يك خوشه محلي است كه شامل ابرهاي ماژلان ، كهكشان امرأة المسلسله و سه‌ها ، كهكشان كوچك نزديك آن و چند كهكشان كوچك ديگر هست كه روي هم رفته نوزده عضو را تشكيل مي‌دهند.
اگر كهكشانها خوشه ها را و خوشه‌ها نيز خوشه‌هاي بزرگتري را تشكيل مي‌دهند، آيا مي‌توان گفت كه جهان و به تبع آن فضا ، تا بينهايت گسترده شده است؟ يا اينكه چرا براي جهان و چه براي فضا انتهايي وجود ندارد؟ در هر حال ، دانشمندان با وجود اينكه با تخمين مي‌توانند تا فاصله 9 ميليارد سال نوري ، چيزهايي را تشخيص دهند، ولي هنوز هم نشانه‌اي از پايان جهان پيدا نكرده‌اند.

ابعاد جهان
ديد كلي
بعد از انفجار بزرگ ، موادي كه بعدها كهكشانها از آن بوجود آمدند، به سرعت در تمام جهات منتشر شدند. خود اين كهكشانها هنوز هم در حال دور شدن از يكديگر هستند. تعيين ابعاد و اندازه جهان ، به توانايي ما در تعيين فاصله دورترين كهكشانها با زمين بستگي دارد. ستاره شناسان نور رسيده از كهكشانها را بررسي مي كنند تا به فاصله آنها از زمين پي ببرند. آنها تخمين مي‌زنند كه دورترين كهكشانها حدود 15 ميليارد سال نوري با ما فاصله داشته باشند.
در يك نگاه ساده اوليه در آسمان چيزي وجود ندارد كه خيلي دور به نظر برسد. به همين علت است كه كودكان ، پنداره‌اي از اين قبيل را كه گاو بر پشت ماه جهيد يا كسي آن قدر بالا پريد كه دستش به آسمان رسيد، به آساني قبول مي‌كنند. در يك نگاه اوليه چنين گمان مي‌گردد كه آسمان سايبان محكمي است كه اجسام درخشان آسماني ، همچون دانه‌هاي الماس ، بر سقف آن نصب شده است. در قرآن مجيد نيز به تعبير عرش از آسمان ياد مي‌گردد.

تاريخچه
نخستين اندازه گيري علمي فاصله‌هاي كيهاني ، در حدود سال 240 پيش از ميلاد مسيح بوسيله اراتوستن (Eratostenes) ، مدير كتابخانه اسكندريه ، انجام گرفت. در آن زمان اسكندر ، پيشرفته‌ترين مركز علمي جهان بود. ارقامي كه اراتوستن پيدا كرده بود، بر حسب واحدهاي امروزي براي قطر زمين در حدود 800‚12 كيلومتر و براي محيط زمين در حدود 000‚40 كيلومتر بوده است و اين نتيجه تقريبا درست است. اما متأسفانه اين تعداد پذيرفته نشد.
در حدود صد سال پيش از ميلاد ، اختر شناس ديگر يوناني ، بنام پوزيدونيوس (Posidonius) كار اراتوستن را تكرار كرد، و نتيجه‌اي كه گرفت در حدود 000‚29 كيلومتر براي محيط زمين بود. بطليموس (ptolemy) رقم كوچكتر را پذيرفت و لذا در سراسر قرون وسطي همين رقم مورد پذيرش قرار گرفت. كريستوف كلمب (Colombus) نيز رقم كوچكتر را پذيرفت. بعدها افراد ديگري نيز ابعاد زمين را مورد ارزيابي قرار داد. و آنرا را بدست آوردند.
محاسبه اندازه جهان فواصل بين اجسام آسماني خارج از منظومه شمسي بقدري زياد است كه بجاي كيلومتر از سال نوري استفاده مي‌شود.

اطلاعات مفید و آموزنده ای بودند - ممنونم .