فاصله ستارگان
ستارگان به طور غیر قابل تصوری دور هستند. نزدیکترین ستاره به ما خورشید است كه فاصلهی آن تا زمین یكصد و پنجاه میلیون كیلومتر است! آن قدر نزدیك كه فقط حدود هشت دقیقه طول میکشد تا فوتون های نورش به زمین برسد. نزدیکترین ستاره بعد از خورشید، آلفا قنطورس است كه حدود چهار سال نوری با ما فاصله دارد.
میدانیم كه یك سال نوری مسافتی است كه نور در یك سال طی میکند (حدود 9500 میلیارد كیلومتر). تعیین فاصله در نجوم همواره با انبوهی از سختیها و خطاها بوده است. هنوز اتفاق نظر همگانی در زمینهی بهترین روش دسته کم برای فاصله کهکشانهای دیگر با کهکشان راه شیری وجود ندارد.
یکی از روشهای قدیمی که امروزه نیز استفاده میشود که تقریباً دقیق است، اصولاً برای تعیین فاصله ستارگان استفاده میشود. برخی از ستارگان نسبتاً به ما نزدیکند. نوری که از اینان به ما ساطع میشود پس از چند سال به زمین میرسد.
اندازهگیری فاصله ستارگان به دو صورت انجام میآگیرد که عبارت اند از:
روش مستقیم
در این روش معمولاً برای تعیین فاصله ستارههای نسبتاً نزدیک استفاده میشود. مرسومترین روش اندازه گیری مستقیم اختلاف منظر است که در ابتدا کلیات این روش توضیح داده میشود و سپس نحوه اندازهگیری آن برای ستارگان توضیح داده میشود.
برای تعیین فاصلهی ستارگان تا زمین راههای گوناگونی وجود دارد که در این جا اندکی با روش اختلاف منظر آشنا میشویم. فرض کنید شما در یک سمت رودخانهای ایستادهاید و در طرف دیگر رودخانه درختی است که میخواهید فاصلهی آن را با خودتان به دست آورید ( و البته ابزاری هم در اختیار ندارید که بتوانید مستقیم این کار را بکنید! ) A مکان نخستین (اولیه) شماست.
هنگامی که در نقطهی A هستید، با مشخص کردن نقطهی A راستای A را با C (مکانی که درخت در آن است) تعیین کنید. اکنون از نقطهی A دور شوید و به نقطهی دیگری مانند B بروید. در این جا نیز با مشخص کردن نقطهی B راستای آن را با C و نیز با A به دست آورید. شما به سادگی و از روی راستای AB و AC و BC ، میتوانید اندازهی زاویههای درونی مثلث ABC را به دست آورید. اکنون رابطهی کسینوسها یا سینوسها در مثلث را نوشته و بر پایهی آن اندازهی AC را تعیین میکنیم. (داریم : AB=c , AC=b , BC=a ).
هرچه فاصله دو دیدگاه (منظر) ما نسبت به یکدیگر بیشتر باشد (A و B درشکل از هم دورتر باشند) اندازهی به دست آمده برای AC دقیقتر خواهد بود. از همین روش میتوان برای تعیین فاصلهی ستارگان بهره گرفت . بدین ترتیب که از دو دیدگاه گوناگون (مانند A و B ) ستاره را رصد کرده و به شیوهی بالا فاصلهی آن را به دست آوریم.
اما همان گونه که گفته شد، باید A و B تا حد قابل قبولی از هم فاصله داشته باشند و چون قطر زمین ( km12800 ) - که حداکثر اختلاف منظر روی زمین است – در برابر فاصلهی زمین تا ستارگان (حتی تا نزدیکترین ستاره) قابل صرف نظر کردن است، از مدار زمین به دور خورشید استفاده میشود، به این صورت که در یک زمان از سال (مانند برابران بهاری) ستاره را رصد کرده و مشخصات رصدی را یادداشت میکنند و در زمان دیگری از سال (مانند برابران پاییزی) بار دیگر آن را رصد کرده و از دادههای به دست آمده در این دو رصد ( برای افزایش دقت معمولاً تعداد رصدها را افزایش میدهند ) فاصلهی ستاره را به دست میآورند.
بنابراین جهت اندازهگیری فاصله ستارگان انجام مراحل زیر ضروری است:
اختلاف منظر (p) که برای ستاره مشاهده میشود برابر است با نصف زاویهای که رأس آن ستاره مورد نظر و دو بازوی آن از دو موقعیت مجزا بر روی مدار زمین میگذرد. اگر اندازه اختلاف منظر برابر با یک ثانیه قوسی (1/3600 درجه) باشد و خط پایه (در اینجا نصف فاصله میان دو مکان مجزا بر روی مدار زمین) یک واحد نجومی باشد [یک واحد نجومی برابر است با میانگین فاصله زمین تا خورشید] فاصلهی آن ستاره تا ما یک پارسک ( 1PC) خواهد بود. پارسک به عنوان یک واحد نجومی برای بیان فاصله کاربرد زیادی دارد.
فاصلهی ستاره (d) بر حسب پارسک برابر است با معکوس اختلاف منظر، که به صورت زیر بیان میشود.
d=1/p
d = فاصله ستاره تا ما بر حسب پارسک
P = زاویه اختلاف منظر بر حسب ثانیه قوسی
نکته: یک پارسک برابر است با 26/3 سال نوری
این روش دارای محدودیت در میزان فاصله ستاره از ما نیز هست که با وجود تأثیرات جوی کار را بسیار دشوار میکند، محدودیت این اندازهگیری در حدود pc 100 یا اختلاف منظر 01/0 ثانیه قوسی است.
اختلاف منظر طیفی
ستارگان بر اساس دمای سطحیشان و شکل طیفشان، دسته بندی طیفی میشوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص میکند و با دانستن نوع طیف ستاره میتوان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام (هرتز پرونگ - راسلH - R ) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص میکند.
این روش به دلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است زیرا تا حدود فاصلهی دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین میکند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است اما در مورد خوشهها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده از این روش دقت کمی دارد.
روش غیر مستقیم
روش دیگر برای محاسبه ی فاصلهی اجرام مخصوصاً کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده میکنیم .
V = d * h
که در آن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبهی فاصلهی کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را به وسیلهی انتقال به سرخ ستاره از روی طیف آن محاسبه میکنند. طبق پدیدهی انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر به دست میآید. که در آن Z انتقال به سرخ و v طول موج طیف گرفته شده از ستاره است. به وسیلهی رابطهی زیر از روی انتقال به سرخ میتوان سرعت را به دست آورد:
v = C * Z
حال با قرار دادن سرعت در رابطهی هابل فاصله به دست میآید.
البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر میکند هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسبات اختلال به وجود میآورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصلهی اجرام استفاده از ابر نو اخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه میکند.
مرکز یادگیری سایت تبیان - تهیه: مرتضی عرفانیان
تنظیم: مریم فروزان کیا